银河系中心超大质量黑洞

银河系中心超大质量黑洞 评述 银河系中心超大质量黑洞米 沈志强 (中国科学院上海天文台上海200030) 摘要通过对位于银河系中心的非热,致密射电源人马座A(SagittariusA)的高分辨 率甚长基线干涉(VLBI) 观测,文章作者及其合作者成功地得到人马座A的固有辐射区域的直径仅为1个 天文单位,支持其是超大质量黑洞 的物理解释.文章在较详细地介绍此研究的同时,也简要提及了从黑洞概念的最早 提出至今的200多年里人们在黑洞 物理认知上的一些重大进展.可以预期,未来亚毫米波VLBI观测将有望揭示银河 系中心超大质量黑洞的阴影结构. 关键词黑洞,超大质量黑洞,银河系中心(SgrA),甚长基线干涉(VLBI),(亚)毫米波 AsupermassiveblackholeatthecenteroftheMilkyWay SHENZhi—Qiang (ShanghaiAstronomicalObservatory,ChineseAcademyofSciences,Shanghai200030,Ch ina) AbstractWith【hehigh—resolutionmillimeter— VLBIobservations.wehavedeterminedanintrinsicsizeofthe radio— emittingregionofthegalacticcentercompactnonthermalradiosourceSagittariusA(SgrA)o fonly1 AUindiameterat3.5mm,stronglysupportingitssupermassiveblackholenature.Afulldescri ptionofthiswork isgiven,alongwithabriefhistoricaloverviewofourunderstandingofblackholephysicsovert hepasttwocentu— tiessincetheconceptofblackholeswasfirstpursuedin1783.Futuresub— millimeterVLBIobservationispromis— ingforrevealingthefinestructureoftheshadowofthegalacticcenterblackhole. KeywordBlackhole;supermassiveblackhole;galacticcenter(SgrA);verylongbaselineinte rferometry; (sub一)millimeterwave 1黑洞概念的出现和发展 黑洞这一天文学名词对我们大家都已经是"耳 熟"且也多少"能详"了.简言之,黑洞是代表这样一 个特定的时空区域,在其中的引力场是如此之强,以 致于连光线也无法逃逸出来.关于黑洞概念的最早 讨论可以追溯到1783年英国的地质学家米歇尔 (MichellJ)向英国皇家学会提交的一篇论文(该记 录是在20世纪70年代被发现的),当时人们已可以 从牛顿力学计算出一个质量为,半径为的球形 引力源表面的逃逸速度是: 逸=(2GM/R),(1) 这里G是牛顿万有引力常数.这个逃逸速度就好比 我国的嫦娥探月飞船要飞往月球必须先摆脱地球引 力束缚的最小速度,通常被称作第二宇宙速度,约为 36卷(2007年)12期 11.2km/s.米歇尔估算了一个假想的星球,其质量 密度与太阳一样,但半径是太阳的500倍,由此得到 的逃逸速度将超过光速,意味着光线也不能挣脱该 星球的引力跑出来,即该星是不可见的(invisible). 约13年之后,法国科学家拉普拉斯(LaplaceP—S)在 其着名的《宇宙体系论》一书的最初两版中提出了 类似的想法,认为最亮的天体可能反而是看不见的. 但这些观点都是建立在当时占主导地位的牛顿提出 的光的微粒学说基础上,即认为光是由有一定质量 的粒子组成的.因此也就不难理解,当一系列实验 (如1801年的杨氏双缝干涉实验)表明光是一种没 中国科学院"百人计划",国家杰出青年科学基金(批准号: 10625314),上海市优秀学科带头人计划(批准号:06XD14024) 资助项目 2007—09—10收到 十Email:zshen@shao.ac.cn ?919? 评述 有质量的波动时,由逃逸速度超过光速推断得到的 看不见的星这一概念在整个19世纪就再也没有引 起更多的关注. 这样,关于黑洞概念的进一步探讨就等待了一 个世纪多的时间,直到1915年爱因斯坦发表广义相 对论后不久,当时正在俄罗斯前线服兵役的德国天 文学家史瓦西(SchwarzschildK)给出了对应于一个 没有自旋的球对称天体的引力场方程的解[1],认 为对于一个给定质量的星球,存在一个临界半径,从 这半径处发出的光将具有无穷大的引力红移,以致 于在其外部任何地方的观测者都无法接收到.这就 是我们现在常提到的史瓦西黑洞的稳定静态解,证 明广义相对论在理论上是预言了黑洞的存在.而这 个临界半径被称为史瓦西半径,表示为 R史瓦西=2GM/c,(2) 这里C代表光速常数,史瓦西半径是对应于没有自 旋的黑洞的事件视界(eventhorizon)大小,"视界" 这词是在1956年由Rindler引入的J.按照广义相 对论,物质决定时空如何弯曲,而光和物质的运动将 由弯曲时空的曲率决定,当曲率大到一定程度时,光 线就无法跑出来了.但这一主张在当时遭到了绝大 多数人的怀疑,史瓦西本人也认为这并不具有任何 实际物理意义. 在这之后,对恒星的结构和演化的研究无意中 深化了关于黑洞存在的认识.在恒星演化的晚期,赖 以发光的核聚变燃料(即核心内部的氢,氦等元素) 被消耗殆尽,恒星物质就会在重力的作用下向中心 挤压,而它的最终命运仅取决于匣星自身的质量.对 于一个类似我们太阳质量的恒星(包括太阳),泡利 不相容原理(两个电子不能占据相同的能级)在恒 星中产生的电子简并压力足以抗衡恒星自身的引力 所导致的进一步收缩而达到平衡,其结局就是白矮 星,但它有个质量上限,约1.4倍太阳质量,被称为 钱得拉塞卡限,是由钱得拉塞卡(ChandrasekharS) 在1931年和1935年首次推导并详细研究的,但 当时学术权威爱丁顿(EddingtonA)等对此极力反 对和封杀,在某种程度上使得关于黑洞的诸多性质 的研究推迟了20多年. 当恒星质量超过钱得拉塞卡限时,相对论性电 子简并压力已无法与重力抗衡,恒星会继续收缩并 通过超新星爆发向外喷发出大部分的质量,仅在其 中央残留一个密度极高的核,该核的密度是如此之 高,以致于其中的电子会进一步塌缩到质子内部,形 成一个完全由中子组成的星(类似于白矮星中的电 子,这时是由中子简并压来平衡引力收缩),即中子 星.事实上,在英国物理学家查得威克(ChadwickJ) 1931年发现中子后,苏联物理学家朗道(LandauL) 于1932年就得出了宇宙中存在中子星的结论6],而 1934年巴德(BaadeW)和兹维基(ZwickyF)即预言 超新星爆发会产生中子星Il.不过,中子星的最终 发现证实要等到1967年英国剑桥大学的博士生贝 尔(BellJ)和她的导师休伊什(HewishA)发现射电 脉冲星,现在公认脉冲星就是快速自转的中子 星,其半径通常只有10km.但中子星也存在一个质 量上限,即奥本海默限,约是太阳质量的3倍,这是 由奥本海默(OppenheimerR)和Volkoff在1938年 首次给出的J.如果超新星爆发后残余的质量超过 3个太阳质量,向内收缩的引力会超过中子简并压 力,在已知的物理学范围内,已找不到其他的力可以 和引力对抗,收缩将不可阻挡,一个黑洞也就这样诞 生了.1939年,奥本海默和他的研究生施奈德(Sny. derH)用广义相对论分析了气体球塌缩的情形后得 出结论,在宇宙中可以有黑洞形成,这是一个奠 基性工作,标志着黑洞这一物理概念的正式诞生.但 当时仍有许多人持怀疑态度,认为恒星自转引起的 扰动将会阻止黑洞的形成,这朵疑云在1963年新西 兰数学家克尔(KerrR)得到了有自旋的黑洞的解而 彻底散去.而大质量恒星在塌缩前都是有自转 的,超新星爆发时会带走一部分的角动量,剩余的角 动量仍将保留下来,根据角动量守恒原理,最后形成 的黑洞必定有自旋,因此克尔黑洞是非常普遍的. 在此后的十年(1964—1974年)中,黑洞物理研 究有了长足进展,黑洞(blackhole)一词就是在1967 年由美国天体物理学家惠勒(WheelerJ)提出的.在 这之前,人们用冻结星(frozenstar),暗星(darkstar) 或塌缩星(colapsedstar)等来称呼这类天体.特别 值得一提的是,1974年霍金(HawkingS)将量子场 论应用到黑洞时空中,证明黑洞也会发出黑体辐射, 从而慢慢地蒸发1,埒],其蒸发时标与黑洞质量的3 次方成正比,一个与太阳质量相当的黑洞要耗时 10年才能被蒸发掉,而我们现在宇宙的年龄也不 过137亿年,霍金"蒸发"只对质量非常小的黑洞才 是显着的. 理论上,黑洞的尺寸可以是各种各样的,小到微 观,大到我们可观测的宇宙,具体的特征大小(即事 件视界半径)由它的质量决定,见(2)式.对于一个 原子(质量约为10'拍kg),其史瓦西半径是1.5× 10.m;对于具有地球质量(6×10kg)的黑洞,其 物理 评述 史瓦西半径约是1cm;对于具有太阳质量(2×10 )的黑洞的史瓦西半径是3km.但小于3倍太阳质 量(即奥本海默限)的黑洞只可能形成于宇宙演化 的极早期或在大爆炸之后不久,这包括霍金预言的 正在蒸发的会发出辐射的原初黑洞,质量为1O ,至今人们还没有发现任何表明这类微黑洞存在 的观测证据.目前我们知道的黑洞依其质量可以分 为两类:一类是前面提及的大质量恒星演化晚期的 产物,其质量是3_5O倍左右的太阳质量,通常被称 为恒星级黑洞(stellar—massblackhole);另一类是普 遍存在于星系中心的超大质量黑洞(super—massive blackhole),其质量从几百万到几十亿太阳质量都 有,目前已知的最轻的超大质量黑洞是一个叫做 POX52的塞弗特星系,质量是太阳质量的数十万 倍?.相对于J匣星级黑洞,超大质量黑洞的形成和 演化还很不清楚,它可能形成于大量恒星聚集的一 个非常致密的区域,或是通过物质不断吸积到一个 "种子"黑洞,或通过一些小黑洞的融合而形成.这 中间还有一类近些年发现的尚在争议中的中间质量 黑洞(intermediate—massblackhole)?,质量大约是 太阳质量的几百到几千倍,它们可能与超大质量黑 洞的形成密切相关.需要指出的是,尽管恒星级黑洞 和超大质量黑洞的形成历史不同,但都只需要3个 物理量(即质量,自旋和电荷)就可以完全描述它们 的物理性质,这被称作"黑洞无毛定理". 要最终证明黑洞的存在,就需要证明视界的存 在.黑洞视界不同于任何致密天体的表面,它将视界 之内和之外分割成了完全无法交流的两个世界.任 何物质和光线一旦进入黑洞的视界内,就再也无法 逃脱出来,也就不能被视界之外的观测者所直接探 测到.换言之,在视界内发生的事将永远无法为视界 外的观测者所了解.但我们仍然可以借助于观测黑 洞引力在其周围所产生的一些效应(如引力透镜效 应,恒星的开普勒轨道运动等)来研究黑洞,特别是 围绕着中央黑洞旋转的吸积盘上的气体物质在不断 靠近黑洞时,温度会变得极高,从而发出能被太空望 远镜接收到的x射线辐射. 通常的吸积盘,喷流和绕转的恒星轨道运动不 仅在黑洞周围有,而且在其他致密天体(如中子星 等)中也存在.因此,这些(吸积盘和轨道运动)只能 表明存在着致密天体,并不能明说该致密天体就是 黑洞.恒星级黑洞证认的最佳候选者存在于一些双 星系统中,如首个被证认的也是最着名的恒星级黑 洞天鹅座X一1(CygnusX一1)就与一个大质量恒星 36卷(2007年)12期 组成了x射线双星系统,它一边吞噬其伴星物质, 一 边发出极强的x射线.通过精确测定双星的轨道 运动,可以推算出致密星的质量下限,若大于3倍太 阳质量,就基本可以断定其是个黑洞. 当前的理论倾向于在所有的星系中都可能存在 一 个超大质量黑洞,该超大质量黑洞在吞噬周围的 气体和尘埃时也向外发出辐射,整个过程会持续很 长时间,直到没有任何物质可供其吞噬为止.超大质 量黑洞的研究是与2O世纪6O年代类星体的发现密 切相关的,这些类星体有极高的能量输出,使得天文 学家推断其中有着很高效率的能源机制,当物质被 中央引力源吸积时会释放引力势能,它是已知的最 有效的能量产生过程,比任何其他的产能过程都要 高百倍以上. 2银河系中心超大质量黑洞候选者的 射电观测研究 在我们太阳系所在的银河系中心也存在着这样 一 颗超大质量黑洞.1971年,两位理论天体物理学 家林登一贝尔(Lynden—BellD)和瑞斯(ReesM)首次 提出在银河系中心应该有一个作为能源供给的黑 洞?,并建议通过射电干涉测量来找寻它.这是因 为在我们太阳系到银心的银道面上的大量尘埃和气 体,对来自银心方向的可见光辐射有强烈的消光作 用,其等效于从银心发出的1万亿个光子只有一个 可以到达地球上的观测者,所以对我们人类来说,银 心在光学波段永远是漆黑一片.而射电辐射则可以 穿透遮挡着可见光的尘埃(图1)17],但由于黑洞是 非常致密的,因而只有在高分辨率射电干涉观测成 为可能之后,人们才终于在1974年2月发现了对应 的极其致密的非热射电源——人马座A(Sgr A),并认定它就是银河系的中心所在.2O世纪 9O年代以来,地面的大型天文观钡0设备和空间x射 线望远镜也先后探测到了来自SgrA的红外9I驯 和x射线辐射. SgrA是距离我们最近的超大质量黑洞候选 者,到我们太阳系的距离仅有8000pc(秒差距)或 26000光年(1光年等于光在一年时间内穿越的空 间距离,相当于1O万亿千米),被公认为是研究黑 洞物理的最佳目标.在SgrA被发现以来的3O多 年中,大量的观测数据和理论模型越来越强烈地表 明SgrA就是我们银河系中心的超大质量黑洞[22]. ? 921? 评述 图1因受尘埃和气体的消光影响而在光学波段不可见的银河 系中心的90cm射电图像,这是视场最大,最清晰的银河系中心 的全景射电图,覆盖了4度×2.5度的银心区域.沿着中央对角 线分布的大量亮源,显示了从侧面看的银河系盘状结构,最亮的 辐射就是中心处的SgrA,该名字的得来是因为银河系中心正好 在人马座(Sagittarius)方向,而超大质量黑洞候选者SgrA就在 其中.其他一些显着区域包括恒星形成区(SgrB1,SgrB2和Sgr D)和超新星爆发后残留的超新星遗迹(SNR).(详见文献[17]) 1992年,德国马普地外物理研究所的研究小组,利 用在智利的欧洲南方天文台的3.6m望远镜在近红 外波长第一次观测到了一颗围绕着SgrA作轨道 运动的恒星.这颗星被记作s2(又叫S0-2),是一颗 质量大约为l5倍太阳质量的年轻恒星,绕转周期大 约为l5年,到今年(2007年)S2刚好被观测到一个 完整的轨道运动周期.几乎与此同时,美国加州大学 洛杉机分校的研究小组用夏威夷山上的10m凯克 望远镜做着同样的观测研究.德国小组后来又启用 了8.2m的甚大望远镜来提高观测灵敏度.特别是通 过引进自适应光学系统,减小了大气湍动的影响,极 大地提高了近红外成像清晰度,再通过与高精度射 电观测数据比对,使得更多的恒星位置被精确定出. 数据分析发现,在距SgrA不到1个角秒(arcsec) (约0.04pc(秒差距))范围内的大质量年轻恒星的 运动轨迹是开普勒椭圆,SgrA则位于一个焦点上 (图2),由此推断在以SgrA为中心,直径为90个 ? 922? 天文单位(用AU表示,1天文单位等于地球到太阳 之间的平均距离,1AU=1.5亿km)的圆周内,聚集 着约400万倍太阳质量的暗物质[2.其中S2距 SgrA最近时只有124AU.有些恒星的轨道非常狭 长,只有超大质量黑洞才可能使其沿如此狭长的轨 道运动,因为对于由一些小黑洞或其他致密天体聚 集在一起的情形,其间的相互引力交会和散射作用 会使得系统无法存活10万年以上.另外,通过高精 度测量SgrA相对于遥远类星体的相对运动_2,发 现SgrA的固有自行方向是垂直于银道面,自行速 度不到2km/s,如此慢的自行速度表明,SgrA自身 的质量至少是太阳质量的40万倍,这比由恒星轨道 运动确定的暗物质质量小了10倍. 萋 蓦 萎 图2在银河系中心0.8arcsec(角秒)×0.8arcsec(角秒)区域内 的恒星运动轨道,其中不同颜色和符号代表不同的星,每一点代 表一次位置测量,通过拟合得到了共7颗星的轨道参数,SgrA 位于图中原点.这些轨道运动表明,在它们的共同中心处聚集着 约4百万倍太阳质量的暗物质(详见文献[23]) 至此,SgrA作为一个引力源,我们对其质量已 经了解得足够好,质量估算的主要误差来自于银河 系中心距离测量的不确定性.但仅从质量本身来看, 我们尚无法完全排除SgrA是除了黑洞以外的其 他致密天体的可能性,我们还需对SgrA作为一个 辐射源,其辐射区域的形状和大小做出观测上的约 束,这就需要用到1967年出现的能提供天文观测中 最高空间分辨率的射电天文学中的甚长基线干涉 (VLBI)技术l2.该技术要求分散在全球各地的射 电望远镜,通过与各自配备的高精度原子钟对时,精 确 记录 混凝土 养护记录下载土方回填监理旁站记录免费下载集备记录下载集备记录下载集备记录下载 天体射电信号的到达时间,然后通过相关处 理将各个台站的信号组合起来,使得最终构建的图 物理 评述 像的分辨率等同于一个口径如望远镜问最大间隔的 单一巨型望远镜所能达到的.对于地球上的VLBI 阵,最大距离可达8000km,空间角分辨率可达毫角 秒量级,1毫角秒的角分辨率相当于在地球上的观 测者能分辨出月球上间隔不到2m的两个目标.可 以设想,如果将射电望远镜放到太空,与地面的望远 镜作VLBI观测,就将取得更高的分辨率,这就是空 间VLBI的概念,业已在1997年实现了. 事实上,自SgrA在1974年被发现以来,世界 各地的天文学家就对其进行了大量的射电干涉测 量.1976年,在比较了3个厘米波段观测数据后, Davies等发现,观测到的角大小与观测波长的平方 成正比引,并提出这可能是星际散射造成的.但受 限于当时的观测条件,人们无法得到SgrA的形 状,对大小的估算只是基于圆高斯分布的假设得出 的.直到1985年,鲁国鳙等仔细分析了3.6cm的 VLBI观测数据,才首次揭示SgrA的辐射结构是个 长轴近似于沿着东西方向的椭圆_2,以后的高分辨 率VLBI图证实了这点…. 来自银心的射电辐射,在穿越星际等离子体介 质到达我们观测者时,会受到散射效应的影响.观测 到的源大小(观测)以及其真实大小(真实)通过以 下的关系与散射角(0散射)相联系: (观测)=(散射)+(真实),(3) 这里散射角0散射代表一个点源被银心到我们观测 者之问的星际介质散射放大后的角直径,它正比于 观测波长(A)的平方,即 散射=AA,(4) 其中A是常数.由此可知,在任何时候实际测量到 的SgrA角大小都要比真实的大.这与雨夜的街灯 看上去比平时大而模糊的原理很类似.但是,当散射 角远远大于源真实的角大小时,测得的源大小实际 上是等同于散射角大小,所以,这时就很难得到源的 真实大小.这实际上就是SgrA的厘米波VLBI观 测的情形,即在厘米波段的散射角远大于SgrA的 真实大小.于是,我们就可以借助于在多个厘米波段 上测得的SgrA角大小,去拟合获得(4)式中的A, 以定出银心方向的散射角与波长的关系. 1997年1月,我们申请获得了美国国家射电天 文台的10个25m射电望远镜组成的等效孔径达 8000km的甚长基线阵(VLBA)的时间,并在1997年 2月成功开展了首次5波段(6,3.6,2和1.35cm加 上7mm),准同时的VLBI观测.获得的5个波段 上的SgrA图像均呈扁平的,在东西向延伸的椭圆 36卷(2007年)12期 状结构(图3),藉此我们第一次给出了二维(分 别沿东西和南北方向)的散射角与波长的关系,此 前由于缺乏这样的多波段图像,只能获得一个平均 的(沿东西向)的散射角关系. ??—'t—'t——.———t——.———t—————, 50AUl00AU280AU5】0AU870AU 图3上半部:SgrA在5个波长(从左至右:O.7,1.35,2.0, 3.6和6.Ocm)上的高分辨率VLBI观测图像;下半部:假设Sgr A是个点源(o_直=O)受星际介质散射放大后在相应波段上 的图像.两者(O观和D散射)的差别非常细微,表明sgrA确实 非常致密(取自文献[32],详见文献[31,33]) 由(4)式,散射角与波长平方成正比,在1mm 的散射角大小仅是1cm的百分之一,不到0.015个 毫角秒(mas),或1.5倍的400万个太阳质量黑洞 的史瓦西半径.而黑洞视界的定义要求任何可观测 的辐射区域大小与其史瓦西半径相当,即SgrA的 真实辐射区域尺寸应该与1mm时的散射角大小可 比拟.这时(3)式中的真宴不再是可以被忽略,观测 就应该明显大于散射,因此我们只要从测量值观测 中扣除掉从厘米波观测定出的散射角关系外推得到 的在某个特定毫米波的散射角散射的大小,便可以 获得真实的SgrA角大小直章信息. 1999年4月,我们利用由6个性能各异的毫米 波射电望远镜组成的VLBI阵,在3.5mm观测了Sgr A.SgrA位于南纬30度,毫米波VLBI天线都 在北半球,各个望远镜台站观测SgrA的地平仰角 只有10_20度,射电信号在被接收到之前已受到严 重的地球大气吸收(不透明度)影响,这使得从传统 的VLBI自校准 方法 快递客服问题件处理详细方法山木方法pdf计算方法pdf华与华方法下载八字理论方法下载 得到的结果有较大误差.这已 反映在以往的VLBI测量结果中,如首个7mmVLBI 观测结果未能被新的更好的观测数据所证实.但是, 不同于一般射电源的VLBI观测,已有的VLBI数据 表明,SgrA的VLBI可见度闭合相位近似是零,亦 即SgrA的辐射呈现中心对称结构,这样,我们就 可以利用可见度幅度来确定源的大小.由于1999年 观测的数据校准的问题,我们未能获得SgrA的高 分辨率图像,但我们还是利用闭合幅度信息,得到了 评述 一 个合理的SgrA的圆对称结构大小. 2001年1月,我们申请并通过竞争获得了刚刚 更新到3.5ram的VLBA时问,鉴于之前的经验,我 翟 g 搿 捌 般 窨 一 蕊 们在观测 设计 领导形象设计圆作业设计ao工艺污水处理厂设计附属工程施工组织设计清扫机器人结构设计 和数据分析两方面作了大量准备工 作,来改进对银心的毫米波VLBI观测.首先,我们 认为SgrA的观测必须是动态的,即观测日期不事 图42002年l1月3日VLBA观测获得的世界上第一张sgrA在3.5mm的高分辨 率图,右半部的超分辨率图像显 示其长轴在东西方向(图上的水平方向)(详见文献[35]) 图5VLBI测量的SgrA角直径(纵轴,单位为mas)与观测波 长(横轴,单位为cm)的关系,蓝色和绿色直线分别表示拟合得 到的(5)式和(6)式表示的二维散射关系.图中黑色数据(圆点 表示)是1997年2月的观测结果,红色点是来自最新的3.5mm (正方形表示)和7mm(方块表示).这里,空心和实心符号分别 代表长轴和短轴方向的角大小(详见文献[35]) 先确定,只有当分散在数千千米之外的VLBA台站 均有较理想的天气条件时才启动观测.为此,我们等 待了20个月之久,直到2002年11月3日才对Sgr A顺利观测了5个小时,结果我们得到了世界上第 一 张SgrA在3.5mm的高分辨率VLBI图,它呈 现同别的波段一致的长轴在东西方向的椭圆状结构 (图4). 其次,由(3)式可知,观测与散射的差异越显 着,O真实越容易被 检测 工程第三方检测合同工程防雷检测合同植筋拉拔检测方案传感器技术课后答案检测机构通用要求培训 到.但实际情况是,观测与 散射非常接近,这就要求为了凸现观测与散射的差 异,必须尽可能提高测量精度,即减少测量误差,也 ? 924? 蓦 涮 嘏 嗣' 1豇 嚣 涮 嗣' 图6沿长轴(东西方向)的SgrA真实角直径与波长的关系. 直线代表两点(在7mm和3.5mm的真实大小)拟合的结果(即 (7)式),纵轴示意的真实大小的单位分别是mas(左侧)和400 万倍太阳质量的史瓦西半径(右侧)(详见文献[35]) 就要求获得SgrA多波段结构最为可靠的定量描 述.为此,我们花了近1年的时问,独立地发展了一 种不需经过自校准成图而直接拟合可见度幅度以获 得源大小的方法,基本想法就是利用闭合幅度这 个不受观测校准误差影响的量约束模型拟合,以避 开常规VLBI幅度自校准误差对SgrA测量精度的 影响.我们首先将此方法应用到以往的已公开的 VLBI数据,确认在不同波段和不同观测历元的Sgr A结构均可以用一个长轴在东西方向的椭圆模型 来描述.我们发现,已有的共7个7mm观测得到的 长轴大小都超过了在此波长上的可能的最大散射角 大小,即O珊4>O散射,是否由此我们就可以断定在 7ram已经测得SgrA的真实辐射区域大小呢?要 物理 评述 下这一结论,我们必须排除一种可能性,即当时采用 的散射角可能是估算小了.为此,我们重新分析了 1997年2月的几乎同时观测的多波段数据,对散射 关系进行了检验,结果是沿东西向长轴的散射角幅 度((4)式中的A)比这之前的还要小2%,而南北向 短轴的散射角关系不变.新的修正的二维散射角关 系如下(见图5): 散射,长轴=(1.39?0.02)A,(5) 散射,短轴=(0.69?0.06)A,(6) 这里散射角的单位是mas(毫角秒),波长单位是 cm,其中由于SgrA的VLBA观测在南北方向(短 轴)上的分辨率不足,沿短轴的散射角幅度拟合误 差较大.至此,我们可以肯定在7mm测定的长轴大 小与散射角的偏离是可靠的,这已被随后我们在 2003年3月的2次更高质量的7mmVLBA观测所 证实,从中我们估算出了SgrA在7mm沿东西向的 固有直径是2.1AU,该结论与另一国际研究小组 的结果一致. 进一步,在3.5mm,我们测定的沿长轴的角大 小是0.21mas,而(5)式外推的散射角大小是0.168 mas,将两者代人(3)式,就不难得到SgrA在3.5 mm的真实角大小为0.126mas,这对应于在银心处 的线距离为1AU,或者相当于400万倍太阳质量黑 洞的史瓦西半径的13倍.采用绝对自行测量给 出的SgrA质量下限(40万倍太阳质量),并假定 SgrA固有结构是球对称分布,我们可以估算其质 量密度至少是6.5×10太阳质量每立方秒差距(约 0.5g/cm),如此高的质量密度使得其他非黑洞模 型的解释很难成立,例如,对于一个有大量恒星组成 的致密暗星团的假设,将导致其不到100年的寿命. 该质量密度比迄今为止天文学家已知的任何可能的 超大质量黑洞的密度都至少大1万亿倍,从而强烈 支持SgrA是超大质量黑洞的物理解释.结合 SgrA在毫米波的流量密度约1个央斯基(Jansky, 是射电天文学的流量单位),我们测得的SgrA辐 射区域的大小要求该毫米波段的等效亮温度高达百 亿度以上,表明该毫米波辐射是非热机制所致. 图7sgrA在1.3mm(上半部)和3.5mm(下半部)的模拟图像,左列代表仅考虑了黑洞 附近的相对论效应后得到的结 果,中问列是加人了星际散射效应后的模拟观测结果,右列给出了沿着星际散射长 轴(实线)与短轴(虚线)方向的归一 化强度分布.分析表明,在3.5mm的观测与模拟是相符的,但在更短波长(如1.3mm), 银河系中心超大质量黑洞的阴影 会凸现出来,强度分布也不再符合高斯分布,并呈现明显的中心不对称.图中R代 表引力半径,定义为史瓦西半径的一 半(详细讨论见文献[40]) 至此我们得到了SgrA在7mm和3.5mm的辐射区 域的固有大小并不相同,分别是2.IAU和IAU,这 36卷(2007年)12期 说明SgrA辐射是分层的,短波辐射来自更接近中 央黑洞的地方,直接拟合这两波段的测量,可以得到 ? 925 评述 如下的真实大小随观测波长的关系(图63): 0真实, 长轴=(0.40?0.05)Ao9u弱.(7) 由此可以估算在更短波长上的SgrA的固有大小, 例如外推至1.3和0.8mm的真实大小与这之前从 闪烁现象观测研究得到的下限是相符的引.波长短 于1mm的辐射区域直径将小于没有自旋的史瓦西 黑洞的最后稳定轨道半径(等于3倍史瓦西半径). 已有迹象表明,SgrA是有自旋的,对于有自旋 的科尔黑洞,最后稳定轨道半径可以是史瓦西半径 的一半.而最后稳定轨道是定义了辐射区域大小的 一 个下限,任何来自最后稳定轨道内的辐射都将是 无法长期存在的,所以(7)式给出的固有大小是有 一 个最小值的.未来亚毫米波VLBI观测将有助于 确定SgrA的自旋,这无疑会加深人们对黑洞物理 的认识. 3结束语 简言之,我们从1997年开始对银河系中心致密 射电源SgrA开展了2O余次的VLBI观测,成功地 获得了SgrA在3.5mm的固有辐射区域大小,提供 了SgrA即是超大质量黑洞的最新证据,这是人类 第一次看到距离黑洞中心如此近的区域.但要确凿 证明SgrA即是黑洞还需要提供SgrA拥有一个 视界而不是类似于其他致密天体的表面.如果Sgr A有个发射热辐射的表面,理论计算显示,从Sgr A辐射区域大小(1AU)与近红外测量结果可以估 计其物质吸积率不到1O太阳质量/每年,这与亚 毫米波光度测量给出的每年至少1O一.太阳质量的 吸积率相比,小了100倍以上.由此,人们认为,除非 有我们尚不了解的异乎寻常的物理机制,目前的观 测数据不支持SgrA有表面的假设,亦即SgrA就 是一个有视界的黑洞. 根据爱因斯坦的广义相对论,非常靠近黑洞(1O 个史瓦西半径以内)区域发出的辐射会受到黑洞强引 力场影响而发生明显弯曲,在中央出现一个相对于周 围亮环状辐射显着变暗的,直径约为5倍史瓦西半径 的阴影.若是能捕捉到该阴影,这将是黑洞存在的最 直接观测证据,其意义不言而喻.我们的数值模拟显 示(图7).加],探索SgrA超大质量黑洞投射出的黑 洞阴影的最佳观测波长是在亚毫米波,尽管目前尚未 有一个工作在亚毫米波的VLBI阵,但利用现有的和 将建成的毫米波天线,我们有望在不久的将来对Sgr ?,: A的阴影结构开展详细的观测研究. [2] [15] [16] [17] [18] [19] [2O] [21] [22] [23] [24] [25] [26] [27] [28] [29] [3O] [31] [32] [33] [34] [35] [36] [37] [38] [39] [4O] 参考文献 SchwarzschildK.SitzungsberichtederDeutschenAkademieder WissenschaftenzuBerlin,K1assefurMathematik,Phk,mad Technik,1916,189 SchwarzschildK.SitzungsberichtederDeutschenAkademieder WissenschaftenznBerlin.KlassefurMathematik,Physik.und Technik,1916,424 RindlerW.MNRAS,1956.116:662 ChandrasekharS.Astrophys.J..193l,74:8l ChandrasekharS.MNRAS,1935.95:226 LandauLD.Phys.Z.Sowjetunion,1932,l:285 BaadeW,ZwickyF.Phys.Rev..1934.46:76 HewishA,BellSJ,PilkingtonJHDeta1.Nature,1968, 217:709 OppenheimerJR,VolkoGM.Phys.Rev.,1938,55:374 OppenheimerJR,SnyderH.Phys.Rev.,1939,56:455 KerrRP.Phys.Rev.Lett.,1963,ll:237 HawkingSW.Nature,1974,248:30 HawkingSW.Commun.Math.Phys.,1975,43:199 BarthAJ,HoLC,RufledgeREeta1.Astrophys.J.,2004, 607:90 MillerMC,ColbertEJM.Int.J.Mod.Phys.2004,13:l Lynden—BellD,ReesMJ.MNRAS,1971,152:461 LaR0saTN.KassimNE,LazioTJeta1.Astron.J..2000. 119:2o7 BalickB,BrownRLAstrophys.J.,1974,194:265 GenzelR,Sch6delR,OttTeta/.Nature,2003,425:934 GhezAM,DuchgneG,MatthewsKeta1.Astrophys.J., 2oo3,586:L127 BaganottFK,BautzMW,Bran&WNeta/.Nature,21301,413:45 MeliaF,FalckeH.Anna.Rev.Astron.Astr0phys.,21301,39:309 GhezAM,SalimS,HomsteinSDeta/.Astrophys.J., 2oo5,620:744 Sch6delR,OttT,GenzelReta1.Nature,2002,419:694 ReidMJ,BrunthalerA.Astrophys.J.,2004,616:872 KellermamaKI.MoranJM.A/1/111.Rev.A811"o/1.Astro- phys.,2ool.39:457 HirabayashiH,HirosawaH,KobayashiH.Science,1998, 28l:1825 DaviesRD.WalshD,BoothRS.MNRAS,1976,177-319 KY,BackerDC,EkersRDeta1.Nature,l985,315:l24 KY,BackerDC,KellermannKIeta1.Nature,1993, 362:38 KY,ShenZQ,ZhaoJ-Heta1.Astrophys.J.,1998, 508:1.6l SchillingG.Science,1998,282:21 KY,ShenZQ.ZhaoJHeta1.ASPConf.Ser.,1999, 186:72 DoelemanSS,ShenZ-Q,RogersAEEeta1.Astron.J., 2ool,121:2610 ShenZQ,LoKY,LiangMCeta1.Nature,2005,438:62 ShenZQ,HangMC,LoKYeta1.Astron.Nachr.,2003, 324(Supp1.Iss.1):383 BowerGC,FalckeH,HerrnsteinRMeta1.Science,2004, 304:704 GwinnCR,DanenRM,TranTKheta1.Astrophys.J., l991,38l:L43 BroderickAE,NarayanR.Astrophys.J.,2006,638:L21 HuangL,CaiM,ShenZQeta1.MNRAS,2007,379:833 物理 34567894