著名物理学家霍金曾经说：“黑洞比科幻作家编制出来的任何故事都要奇妙。”那么，黑洞周围究竟有什么奇妙的物理过程？黑洞只是贪婪地吞噬一切？黑洞比星系小得多，它相对于星系的大小就像一颗葡萄相对于地球一样，为什么还和星系的演化息息相关？

撰文 袁峰 （中国科学院上海天文台）

黑洞在宇宙空间是广泛存在的。它最主要的存在形式有两种：首先，几乎每个星系的核心都存在一个超大质量黑洞。这些黑洞的质量大约是从几百万倍到几十亿倍的太阳质量，它们的形成机制目前并不完全清楚。除了星系中心的超大质量黑洞外，大质量恒星演化到晚期，“死亡”塌缩也会形成黑洞。这种方式形成的黑洞在每个星系中可能有几千万个，质量通常在10倍太阳质量左右（见文后延伸阅读）。而就在过去的几个月中，最新的一些观测证据表明，星团的中心可能也会存在着介于上面两种黑洞之间的所谓中等质量黑洞。无论黑洞的质量大小，它们都会表现出非常类似的一些观测特征。那么，在这些黑暗、致密的天体周围，到底发生了什么，让我们接下来一探究竟。

一、气体被黑洞吞噬：吸积

提到黑洞，让人最为印象深刻的莫过于其巨大的破坏力。从物理学的角度而言，这也就是说黑洞具有强大的引力。在我们能够观测到的黑洞周围，通常都会有大量的气体存在。在黑洞强大引力的作用下，气体会朝向黑洞下落。由于气体具有一定的角动量（即气体是围绕黑洞旋转的），这些气体下落过程中会形成一个盘，这就是时常听到的黑洞吸积盘。由于引力是大尺度上最重要的力，因此引力导致的盘在宇宙中相当普遍，比如很多星系也是一个盘，再如我们的太阳系也是起源于一个吸积盘，只不过中心天体不是黑洞而是一个恒星。气体在朝着黑洞下落的过程中其引力势能会转变成气体的内能（也就是气体自由运动的动能），进而产生强烈的辐射。这一过程中质量转化成辐射能的转化效率非常高， 可以达到6%～40%（取决于中心黑洞的转动快慢）。而作为对比，地球上最高效率的质量转化成能量的过程是核反应，但其效率也仅仅只有0.7%。

图1. 活动星系核中黑洞吸积盘与喷流示意图。对一个质量是1亿太阳质量的黑洞，视界在100亿千米左右，星系的尺度比黑洞视界大一亿倍（10万光年）左右，而黑洞吸积产生的剧烈喷流的尺度甚至可以比星系还大10倍。 吸积盘的颜色不同是因为其转动的多普勒效应导致。（图片来源：M. Inoue）

对黑洞吸积过程的研究始于上世纪60年代。1963年，人类发现了首个类星体。这种天体又被称为活动星系核，意味着某些星系的核心辐射特别强，比整个星系的所有恒星的光度加起来还要强很多倍。类星体与脉冲星、宇宙微波背景、以及星际有机分子一起，被称为20世纪天文学四大发现。人们很快意识到，要解释这种极高光度的奇特天体，只能依靠超大质量黑洞吸积这种高效的释能方式。

那么，怎么才能研究黑洞吸积这一“高能”过程呢？首先，宇宙中几乎所有气体都是以等离子体的形式存在的。所谓等离子体指的是一种特殊的气体，这些气体温度很高，所以通常是由正负离子构成的电离状态，但整体上又是电中性的。吸积盘就是由等离子体构成的。宇宙等离子体中几乎全都存在磁场，包括吸积盘中，因此，可以想象，描述吸积盘的主要理论工具就是流体以及磁流体力学。也就是说，吸积盘中的流体需要遵守质量守恒、动量守恒、能量守恒定律和电磁场麦克斯韦方程。以这些物理定律作为基础，再根据不同的情况相应增加新的条件，就能求解出吸积盘中物质的状态了。由于方程组直接求解比较困难，早期研究中往往要做各种近似进行解析求解，而近年来随着计算机软硬件的快速发展，大型计算机数值模拟逐渐占据了越来越重要的作用。

由于黑洞周围气体一般都是在旋转的（即存在角动量），与之对应，它们就会受到离心力。该力与黑洞引力在某一半径处会达到平衡，这时气体会做开普勒转动（转动速度正比于R^-1/2， R为半径 ）保持在一定的平衡状态，而不会朝黑洞下落。所以，要想让气体逐渐向内运动，必须存在一个使得气体角动量减小的机制，或者说，角动量必须从小半径转移到大半径。这一过程如何进行是黑洞吸积理论中的一个核心问题，该问题困扰了理论家们很多年的时间。后来，美国天体物理学家Balbus以及Hawley终于发现了一种称为磁转动不稳定性的机制^[1]。这一理论说，做开普勒运动的吸积盘半径越小的地方转动角速度越大，这样的盘中如若存在弱磁场，那么吸积盘将会变得不稳定。该不稳定性会放大磁场，使得盘中气体产生湍流，被称为磁流体动力学湍流，它能有效地转移角动量。由于这一研究解决了黑洞吸积理论中的一个核心问题，两位学者共同获得了2013年的邵逸夫天文奖。

图2. 2013年邵逸夫天文奖获得者Steven Balbus （左，图片来源：The Royal Society/CC BY-SA 2.0）与John Hawley （右，图片来源：Hawley教授提供）

根据吸积流的温度划分，目前我们得到的吸积盘的解有两类：冷吸积盘和热吸积流。对于冷吸积盘的研究起步较早，于上世纪80年代就已基本发展成熟，因此通常被称为“标准薄盘”模型^[2]（之所以称为薄盘是因为相对于吸积盘的大小而言，盘的厚度很小）。这一模型有如下几个要点：吸积流围绕黑洞近似做开普勒圆周运动，朝黑洞下落的速度比开普勒旋转速度低很多；吸积盘中气体密度较高，所以光子产生之后需要经过多次吸收、散射才会从吸积流中逃逸出去。这时吸积气体发出的就是黑体辐射。这种辐射的效率较高，因此气体热能会很快地通过该辐射散失出去，导致气体的温度比较低。标准薄盘的辐射效率主要取决于黑洞的自旋。对于不转的黑洞，辐射效率是6%左右，对于快速旋转的黑洞，效率则可超过40%。一般认为，宇宙中明亮的活动星系核，如类星体，就是处于“标准薄盘”吸积模式。

然而，观测表明宇宙中大部分星系核心的超大质量黑洞并不是处于这种吸积模式。最为典型也是最为著名的例子当属我们银河系中心的超大质量黑洞。该黑洞辐射非常弱，但是它并不缺乏吸积的“食物”，所以辐射弱并不是由于吸积率（单位时间通过某一半径的气体总质量）低导致的。按照我们的标准薄盘理论，该黑洞本来应该发出强得多的辐射。这一问题困惑了天文学家很多年，直到另一种吸积模型——热吸积流的发现。

热吸积流模型早在70年代就曾被日本学者发现过，但是当时并没有引起多少人的注意。一直到了1994年，该吸积盘解由哈佛大学的Narayan教授等人重新发现并开始进行详细研究^[3]。Narayan教授本人由于在该研究方向上的杰出贡献当选为英国皇家学会会士和美国科学院院士。从那时起直到最近，可以说对热吸积流的研究成为了黑洞吸积领域的主要方向。笔者博士毕业后也有幸进入该领域，对该理论的发展做出了一定贡献，并且于2014年与Narayan教授一起，应天文和天体物理学综述期刊《天文和天体物理年评》（ARA&A）之邀，对该领域二十几年来的发展进行了总结评述^[4]。

图3. R. Narayan教授与笔者，摄于2015年（图片来源：作者提供）

顾名思义，与冷吸积盘不同，热吸积流模型预言的吸积气体的温度要高得多。在该模型中，气体朝黑洞下落的速度很大，与绕黑洞旋转的速度同一个量级。相应地，吸积气体的密度很小，所以光子产生之后，几乎没有经过碰撞或者吸收就直接逃逸出来。这种情况下辐射不再是黑体辐射，而是包括韧致辐射（电子在电场中做加速运动产生的辐射）、同步辐射（相对论性电子在磁场中做加速运动产生的辐射）、以及康普顿辐射（光子与更高能量的电子碰撞后获得能量导致的“辐射”）等各种复杂的过程。一方面，这导致热吸积流的辐射谱与标准薄盘完全不同，另一方面，这种辐射效率比较低，气体在落入黑洞之前通过辐射只损失很小一部分内能。从而使得吸积流中气体温度很高，这也是热吸积流模型名字的由来。因为辐射出去的能量很低，所以这一模型很好地解释了为何宇宙中大部分星系的核心辐射如此之弱。

二、黑洞不仅会“吸”，还会“吐”

黑洞的最主要特征是其强大的引力。所以，我们很容易理解它能够吸积周围的气体。然而，让人费解的是，观测表明，黑洞在吸积气体的同时，还在向外发出强烈的物质和能量外流。这里我们说的外流包括两种形式，一种是喷流，一种是风。前者指的是从非常靠近黑洞的区域发出的、像激光束一样细长的、速度接近光速的外流，如图1所示；后者指的是非常发散（即张开的立体角很大，如几十度），运动速度远低于光速的物质外流，如图4所示。前者可能从黑洞或者吸积盘的最内边缘发出，而后者则是从吸积盘中较大范围的半径释放出来的。

黑洞喷流的研究需要回答两个问题：一是喷流如何被加速的，二是为何喷流能够像激光束一样保持细长形状，其中最关键的还是加速问题。这一问题是高能天体物理、黑洞吸积领域的困难问题。经过几十年的研究，虽然还没有彻底解决，但是天文学家已经达成了一些基本共识，即喷流形成需要两个要素：一是需要黑洞或者吸积盘的转动，二是需要大尺度磁场。限于篇幅，笔者在此不对喷流做详细介绍，有兴趣的读者可以参阅笔者2015年发表在《物理》杂志上的科普文章^[5]。

除了喷流之外，另一种外流是风。如同黑洞有一个势力范围（视界）一样，黑洞吸积也有一个“势力范围”，称为邦迪半径。在该半径以内，气体与黑洞构成的系统的引力势能绝对值大于气体的内能，因此气体是被黑洞引力束缚的。在此半径以外则相反。所以邦迪半径一般被看做是黑洞吸积盘的外边界。传统上，该领域的学者一直认为，一旦进入邦迪半径，黑洞的吸积率应该不随着半径而变化，而是一个常数。然而，1999年，由普林斯顿大学Stone等三位著名教授合作完成的国际上首次黑洞吸积的数值模拟发现了一个让人意想不到的结果，即吸积率随着半径的减小而减小^[6]！

数值模拟就好比是用超级计算机做的物理实验，要理解这一实验结果，还需要单独进行新的研究。为此，国际上分别由Blandford以及Narayan两位美国科学院院士为代表提出了两派意见。前者猜测吸积率的降低是由于吸积过程中外流（即风）质量损失的结果^[7]，而后者则认为是吸积流中的对流运动导致的^[8]。这两派各持己见，争论了多年没有结果，包括前面提到的Hawley、Stone等人也都卷入了争论。

2012年，笔者的课题组决心尝试研究这一问题。我们首先进行了磁流体力学数值模拟，然后基于模拟数据，结合对对流的认识，对数据进行了理论分析。若黑洞吸积率随半径减小而减小的现象是由吸积流中的对流导致的，我们预期黑洞中物质“朝内”和“朝外”的运动应该不存在系统性的差异，但我们却发现了相反的结果。另外，对流模型的基础是吸积流中存在强烈的对流运动，但我们研究了吸积流的稳定性，发现吸积流中不存在对流，也就是说，“对流”观点的基础存在问题。我们因此得出结论，“对流”观点不正确，吸积率的降低应该是由于存在很强的外流造成的，如图4所示^[9]。

图4. 黑洞吸积过程中产生的风。黑洞位于中心，赤道面附近是内流主导，极向区域则存在显著的旋风。（图片来源：作者提供）

巧合的是，就在我们的理论工作发表后的第二年，国际上一个由60余人组成的国际合作研究团队一起申请到了针对银河系中心黑洞吸积流的钱德拉X射线太空望远镜的长达300万秒的观测时间。这次国际合作成果发表在了Science上，主要成果就是证明热吸积流的确存在外流，证实了我们上一年的理论研究结果^[10]。

这些研究表明，我们传统上对黑洞吸积的认识不正确。从邦迪半径算起，黑洞吸积流只有大约1%的气体最终落入了黑洞视界，绝大部分都在往黑洞吸积的过程中通过风损失掉了。我们的研究还发现，这些风能够从吸积流中带走很多角动量，从而帮助吸积的进行。换句话说，在往黑洞下落的过程中，大部分气体都“牺牲”掉了，来换取少部分气体的成功吸积。这从根本上改变了我们对黑洞吸积的理解。

黑洞吸积盘是非常小的，而喷流也起源于非常靠近黑洞视界的吸积盘的最内区域。因此，除了极个别的情况，目前的望远镜根本无法分辨它们。目前全球的天文学家们正在进行一项雄心勃勃的观测计划，就是利用分布在全球的8个亚毫米射电望远镜组成一个望远镜网络，称为“事件视界望远镜”（Event Horizon Telescope），其有效口径将达到地球直径大小，因此分辨率将非常高，达到哈勃望远镜的1000倍。科学家们希望能够利用该望远镜网络直接给黑洞拍照，看清黑洞视界面的周围环境，预计2018年将会得到初步结果，届时我们我们对于黑洞、吸积流、喷流、风等的理解都可望会有一个新的突破。

三、黑洞与星系的共同演化

天文学家们发现，位于星系中心的超大质量黑洞吸积导致的辐射、喷流、风等各种形式携带的能量输出非常强，总能量接近星系核球中所有恒星的总束缚能（即克服引力将这些恒星推到无穷远处需要的总能量）的100倍^[11]！所以，黑洞吸积导致的能量输出必然会对超大质量黑洞所在的宿主星系产生重要影响。所以，超大质量黑洞是与其宿主星系共同演化的。这方面目前已经积累了很多令人信服的观测证据，其中一个例子是星系中心超大质量黑洞的质量与星系核球光度之间的相关性。如图5所示，该相关性跨越了超过三个量级。这一相关性并不是显而易见的，要知道，黑洞的大小要比星系小得多，两者的大小关系就如同一粒葡萄与整个地球相比。尺度差别如此巨大的两者之间却存在这么好的相关性，唯一的解释就是：两者必定存在深刻的物理上的联系。

图5. 星系中心超大质量黑洞的质量以及星系核球光度之间的相关性。（图片来源：参考文献[12]）

这个联系是如何形成的？这个方面的研究是天体物理中很年轻的、同时也是最热门的领域之一，很多问题都还没有研究清楚。不过大致的图像很可能是这样的：星系中心的超大质量黑洞吸积周围的气体，发出强烈的辐射和物质外流。这些辐射、外流会与星系中的气体发生相互作用，比如，辐射会通过多种过程加热星际介质气体；辐射也能将其动量传递给气体从而产生辐射力，推开周围气体。外流（风以及喷流）也会与周围气体相互作用，将其能量和动量传递给这些气体，影响它们的温度、密度，以及空间分布。气体温度以及密度的变化会影响其中的恒星形成效率，进而影响整个星系的演化过程；黑洞周围气体温度和密度的改变也会反过来影响气体往黑洞下落的速度，从而影响黑洞吸积盘能量输出的大小，以及黑洞质量的演化。正是这些复杂的反馈过程决定了超大质量黑洞与宿主星系之间的共同演化。但是，如我们前面强调的，这是个年轻的领域，上述图像还很粗略，存在很多不清楚的问题，比如辐射的能量有多少能传递给星际介质气体？风在冷、热两种不同吸积模式下的具体物理性质是什么？喷流以及风对恒星形成是起促进还是抑制作用？这些问题将是该领域今后若干年研究的重点。

封面图片来源：http://chandra.harvard.edu

参考文献：

[1] Balbus S.A.& Hawley J.F. 1998. Rev. Mod. Phys. 70,1

[2] Shakura N.I. & Sunyaev R.A. 1973. Astron. Astrophys. 24,337

[3] Narayan, R. & Yi, I. 1994, ApJ, 428, L13

[4] Yuan, F. & Narayan, R. 2014, ARA&A, 52, 529

[5] 袁峰，《物理》，2015, 44, 69

[6] Stone, J., Pringle, J. & Begelman, M. 1999, MNRAS, 310,1002

[7] Blandford, R. & Begelman, M. 1999, MNRAS, 301, 1

[8] Narayan, R., Igumenshchev, I.V., & Abramowicz, M. 2000, ApJ, 539, 798 

[9] Yuan, F., Bu, D. & Wu, M. 2012, ApJ, 761, 130

[10] Wang, Q.D., et al. 2013, Science，341， 981

[11] Fabian, A.C., 2012, ARA&A, 50, 455

[12] Kormendy，J. & Ho, L.2013, ARA&A, 51, 511

延伸阅读：

• 武剑锋，赛先生天文，2016，黑洞的奇妙世界（1）、（2）、（3）

• 陆由俊，赛先生, 2016，超大质量双黑洞：引力的终极之舞 — 写在广义相对论一百周年

• 霍金，赛先生（2016年BBC演讲），黑洞有没有毛？

作者简介：

袁峰，1991年在山东大学物理系获学士学位，1997年在中国科技大学天体物理中心获得博士学位，之后先后在南京大学、德国马普射电天文研究所、美国哈佛大学天体物理中心、普渡大学物理系等机构从事博士后研究，2005年入选中科院“海外引进杰出人才”，现为中科院上海天文台研究员、天体物理研究室主任、上海天文台学术委员会主任。主要研究领域：黑洞吸积理论、活动星系核、以及星系演化。

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