黑洞照亮宇宙 ——银河系中心黑洞及其物理意义(3)

3 河外大质量黑洞

不同于测量银河系中心，对活动星系核中黑洞质量地测量相对要容易。这是因为在黑洞周围存在宽线区，可以采用反响映射监测核区光谱变化，获得宽发射线和连续谱的光变曲线，测量出两者的时间延迟，它就是宽发射区的特征尺度。通过物理模型与观测数据的详细拟合，可以获得高精度的黑洞质量。到目前为止，采用反响映射大约测量了150个活动星系核的黑洞质量，仅占活动星系核总数的0.3%，大量研究工作有待完成。

首个亟待回答的问题是，银河系中心存在大质量黑洞这一结论是否适合于所有星系？严格来说，这个问题至今并没有准确的回答。可以肯定的是，所有活动星系核中心都有至少一个黑洞(某些有双黑洞)，从它们占所有星系的比例和活动星系核演化的角度来看，大部分星系的核心应该都有一个大质量黑洞。其次，1998年，天文学家利用哈勃望远镜观测附近星系，通过恒星动力学方法获得了大约30多个中心黑洞质量，惊奇地发现黑洞质量与星系核球质量成正比，比例因子大约为0。2%，也就是说，黑洞与星系核球存在共同增长。这是令人十分困惑的，因为从尺度上来说，两者相差8—9个量级，实现共同演化十分困难。这其中一定存在某种机制使得两者增长同步。但恒星形成与黑洞吸积之间存在107~108年的时间延迟。黑洞活动的反馈机制是一种十分可能的过程，但是反馈机制的观测研究却十分困难，尚缺乏强烈的观测证据。

事实上，河外星系中心的黑洞质量测量精度很低，大约为 0.3 dex 左右，相对误差大约200%，依此得到的共同演化结论令人担心。这一粗糙的精度完全掩盖了共同演化的具体行为细节，例如恒星形成与黑洞活动之间存在一定的时间延迟(107~108年)，两者之间是否存在因果关系？只有精度明显好于50%时，才会看到这些细节，如何高精度测量黑洞质量是一项十分紧迫的任务。

4 丈量宇宙的新标尺

欧洲普朗克卫星高精度测量了微波背景辐射，基于宇宙学标准模型可以得出哈勃常数最新测量值?H0?= 67.4 ± 0.5 km s-1?Mpc-1?；与此同时，诺贝尔奖获得者里斯(A. Riess)等人利用传统造父变星和超新星等距离阶梯工具得到的最新测量值?H0?= 74.03 ± 1.42 km?s-1?Mpc-1。两者差异在4.4σ以上，被称为哈勃常数危机，如图3所示。能否建立一个独立于现有测量工具的新方法？特别是，几何测量方法，在已知的宇宙学天体中，只有类星体和活动星系核是候选几何测距天体。干涉观测可以测量活动星系核宽线区角尺度(??θ?)，反响映射可以测量其对应的线尺度(??R?)，几何方法直接给出距离

欧洲南方天文台光学干涉阵列GRAVITY/VLTI首次空间分解了3C273的宽线区几何[7]，为实现几何测距奠定了基础。实际测量时，应该考虑宽线区的空间分布模型，距离和黑洞质量是其中的参数，完整拟合光变曲线和干涉信号，可以同时得到这两个最重要的参量。这套几何方法既不同于传统距离阶梯工具，也不同于宇宙背景辐射测量。中国科学院高能物理研究所王建民团队率先将几何方法成功应用于3C273，测量出

，精度达到16%[8]。若能完成大约50个活动星系核样本的观测，实现精度为1%—2%的哈勃常数测量，将为解决日益尖锐的哈勃常数危机提供新途径[9]。图3显示了与1900年代“量子”概念诞生的对比，GRAVITY/VLTI及其下一代仪器GRAVITY+和反响映射观测将直接测量红移高达?z?= 2-3?的类星体，有望实现丈量宇宙，揭开膨胀历史，为理解暗能量物理打开了一条“几何通道”。

图3 目前哈勃常数危机面临的挑战，不免使人想起了1900年代黑体辐射研究中出现的“紫外灾难”。从高移测量哈勃常数与低红移传统方法完全不能吻合。黑体辐射函数的精确测量催生了普朗克“量子”概念，只要哈勃常数得到足够精确测量之后，必然揭开“暗能量”背后的新物理

5 大质量双黑洞和低频引力波

大质量双黑洞作为星系并合的必然产物必定存在于星系中心。自从LIGO探测到恒星级黑洞并合产生的百赫兹引力波(gravitational waves，GWs)之后，天文学家正在大力开展利用“脉冲星计时阵列”(Pulsar Timing Array，PTA)探测大质量密近双黑洞(Close binary of supermassive black holes，CB-SMBHs)纳赫兹引力波(Nano-GWs)的观测研究。然而，与LIGO探测模式完全不同，PTA探测和检验面临两大困难有待突破：

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