银河系中心超大质量黑洞

银河系中心超大质量黑洞 3 银河系中心超大质量黑洞 f沈志强 ()中国科学院上海天文台 上海 200030 3 3 ( )() 通过对位于银河系中心的非热 、致密射电源人马座 ASagitta riu s A的高分辨率甚长基线干涉 VLB I摘 要 3 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 VLB I观测将有望揭示银河系中心超大质量黑洞的阴影结构 . 关 3 ( ) () ()键词 黑洞 ,超大质量黑洞 ,银河系中心 Sgr A,甚长基线干涉 VLB I, 亚 毫米波 A superma ssive bla ck hole a t the cen ter of the M il ky W ay fSHEN Zh i2Q iang ( )S hangha i A stronom ica l O bserva tory, Ch inese A cadem y of S ciences, S hangha i 200030, Ch ina A b stra c t W ith the h igh2re so lu tion m illim e ter2VLB I ob se rvation s, we have determ ined an in trin sic size of the 3 3 ( ) rad io2em itting region of the ga lactic cen te r comp act non the rm al rad io sou rce Sagittariu s ASgr Aof on ly 1 AU in d iam eter a t 3. 5mm , strongly suppo rting its sup e rm assive b lack ho le na tu re. A fu ll desc rip tion of th is wo rk is given, a long w ith a b rief h isto rica l overview of ou r understand ing of b lack ho le p hysics over the p a st two cen tu ries since the concep t of b lack ho le s wa s first p u rsued in 1783. Fu tu re sub2m illim ete r VLB I ob serva tion is p rom ising fo r revealing the fine struc tu re of the shadow of the galac tic cen ter b lack ho le. 3 ( ) B lack ho le; sup erm assive b lack ho le; galac tic cen ter Sgr A; very long base line in te rfe rom e try; Keyword ( ) sub - m illim eter wave 11. 2 km / 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 1 黑洞概念的出现和发展 的逃逸速度将超过光速 ,意味着光线也不能挣脱该 ( ) 黑洞这一天文学名词对我们大家都已经是“耳 星球的引力跑出来 ,即该星是不可见的 invisib le . ()熟 ”且也多少“能详 ”了 . 简言之 ,黑洞是代表这样一 约 13年之后 ,法国科学家拉普拉斯 L ap lace P2S在 个特定的时空区域 ,在其中的引力场是如此之强 ,以 其著名的《孙宙体系论 》一书的最初两版中提出了 致于连光线也无法逃逸出来. 关于黑洞概念的最早 类似的想法 ,认为最亮的天体可能反而是看不见的 . 讨论 可 以 追 溯 到 1783 年 英 国 的 地 质 学 家 米 歇 尔 但这些观点都是建立在当时占主导地位的牛顿提出 ()(M iche ll J 向英国皇家学会提交的一篇 该记 的光的微粒学说基础上 ,即认为光是由有一定质量 ) 录是在 20世纪 70年代被发现的 ,当时人们已可以 的粒子组成的. 因 此 也就 不难 理 解 , 当一 系列 实 验 ()从牛顿力学计算出一个质量为 M 、半径为 R 的球形 如 1801 年的杨氏双缝干涉实验 表明光是一种没 引力源表面的逃逸速度是 : (3 中国科 学 院“百 人 计 划 ”、国 家 杰 出 青 年 科 学 基 金 批 准 号 : 1 / 2 ( ( )) V= 2GM / R , 1 逃逸) ()10625314 、上海市优秀学科带头人 批准号 : 06XD14024 资助项目 这里 G 是牛顿万有引力常数 . 这个逃逸速度就好比 2007 - 09 - 10 收到 我国的嫦娥探月飞船要飞往月球必须先摆脱地球引 Em ail: zshen@ shao. ac. cn f 力束缚的最小速度 ,通常被称作第二孙宙速度 ,约为 ) ,这时是由中子简并压来帄衡引力收缩 ,即中子 子 有质量的波动时 ,由逃逸速度超过光速推断得到的 ( )星. 事实上 ,在英国物理学家查得威克 Chadw ick J 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. 1931 年发现中子后 ,苏联物理学家朗道 L andau L [ 6 ] 这样 ,关于黑洞概念的进一步探讨就等待了一 于 1932 年就得出了孙宙中存在中子星的结论 ,而 ()( )个世纪多的时间 ,直到 1915年爱因斯坦发表广义相 1934 年巴德 B aade W 和兹维基 Zw icky F即预言 [ 7 ] 对论后不久 ,当时正在俄罗斯前线服兵役的德国天 超新星爆发会产生中 子 星 . 不 过 , 中子 星的 最 终 ( )文学家史瓦西 Schwa rzsch ild K给出了对应于一个 发现证实要等到 1967 年英国剑桥大学的博士生贝[ 1 , 2 ] ()( )没有自旋的球对称天体的引力场方程 的 解 , 认 尔 B e ll J 和她的导师休伊什 H ew ish A 发现射电 [ 8 ] 为对于一个给定质量的星球 ,存在一个临界半径 ,从 脉冲星 , 现 在 公 认 脉 冲 星 就 是 快 速 自 转 的 中 子 这半径处发出的光将具有无穷大的引力红移 ,以致 星 ,其半径通常只有 10 km. 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 于在其外部任何地方的观测者都无法接收到. 这就 () 由奥本海默 Opp enhe im e r R 和 Vo lkoff在 1938 年 是我们现在常提到的史瓦西黑洞的稳定静态解 ,证 [ 9 ] 明广义相对论在理论上是预言了黑洞的存在. 而这 首次给出的 . 如果超新星爆发后残余的质量超过 个临界半径被称为史瓦西半径 ,表示为 3 个太阳质量 ,向内收缩的引力会超过中子简并压 2 ( )R= 2GM / c , 2 力 ,在已知的物理学范围内 ,已找不到其他的力可以 史瓦西 这里 c代表光速常数 ,史瓦西半径是对应于没有自 和引力对抗 ,收缩将不可阻挡 ,一个黑洞也就这样诞 ( ) 旋的黑洞的事件视界 even t ho rizon 大小 ,“视界 ” ( 生了. 1939 年 ,奥本海默和他的研究生施奈德 Sny2 [ 3 ] 这词是在 1956 年由 R ind le r引入的 . 按照广义相 )de r H 用广义相对论了气体球塌缩的情形后得 对论 ,物质决定时空如何弯曲 ,而光和物质的运动将 [ 10 ] 出结论 ,在孙宙中可以有黑洞形成 ,这是一个奠 由弯曲时空的曲率决定 ,当曲率大到一定程度时 ,光 基性工作 ,标志着黑洞这一物理概念的正式诞生 . 但 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 当时仍有许多人持怀疑态度 ,认为恒星自转引起的 实际物理意义. 扰动将会阻止黑洞的形成 ,这朵疑云在 1963年新西 在这之后 ,对恒星的结构和演化的研究无意中 ( )兰数学家克尔 Ke rr R 得到了有自旋的黑洞的解而 [ 11 ] 深化了关于黑洞存在的认识 . 在恒星演化的晚期 ,赖 彻底散去 . 而 大 质 量 恒 星 在 塌 缩 前 都 是 有 自 转 ()以发光的核聚变燃料 即核心内部的氢 、氦等元素 的 ,超新星爆发时会带走一部分的角动量 ,剩余的角 被消耗殆尽 ,恒星物质就会在重力的作用下向中心 动量仍将保留下来 ,根据角动量孚恒原理 ,最后形成 挤压 ,而它的最终命运仅取决于恒星自身的质量 . 对 的黑洞必定有自旋 ,因此克尔黑洞是非常普遍的 . () 于一个类似我们太阳质量的恒星 包括太阳 ,泡利 ( )在此后的十年 1964 —1974 年 中 ,黑洞物理研 () 不相容原理 两个电子不能占据相同的能级 在恒 ( )究有了长足进展 ,黑洞 b lack ho le一词就是在 1967 星中产生的电子简并压力足以抗衡恒星自身的引力 ()年由美国天体物理学家惠勒 W hee le r J 提出的 . 在 所导致的进一步收缩而达到帄衡 ,其结局就是白矮 ( ) ( )这之前 ,人们用冻结星 frozen sta r、暗星 da rk sta r 星 ,但它有个质量上限 ,约 1. 4 倍太阳质量 ,被称为 ( ) 或塌缩星 co llap sed sta r等来 称 呼这 类天 体 . 特 别 ( ) 钱得拉塞卡限 ,是由钱得拉塞卡 Chand ra sekha r S( ) 值得一提的是 , 1974 年霍金 H awk ing S将量子场 [ 4 , 5 ] 在 1931 年和 1935年首次推导并详细研究的 ,但 论应用到黑洞时空中 ,证明黑洞也会发出黑体辐射 , [ 12 , 13 ] ( ) 当时学术权威爱丁顿 Edd ington A 等对此极力反 从而慢慢地蒸发 ,其蒸发时标与黑洞质量的 3 对和封杀 ,在某种程度上使得关于黑洞的诸多性质 次方成正 比 , 一 个 与 太 阳 质 量 相 当 的 黑 洞 要 耗 时 66的研究推迟了 20 多年 . 10年才能被蒸发掉 , 而我们现在孙宙的年龄也不 当恒星质量超过钱得拉塞卡限时 ,相对论性电 过 137亿年 ,霍金“蒸发 ”只对质量非常小的黑洞才 子简并压力已无法与重力抗衡 ,恒星会继续收缩并 是显著的 . 通过超新星爆发向外喷发出大部分的质量 ,仅在其 理论上 ,黑洞的尺寸可以是各种各样的 ,小到微 中央残留一个密度极高的核 ,该核的密度是如此之 (观 ,大到我们可观测的孙宙 ,具体的特征大小 即事 高 ,以致于其中的电子会进一步塌缩到质子内部 ,形 )( ) 件视界半径 由它的质量决定 ,见 2 式. 对于一个 - 26 (成一个完全由中子组成的星 类似于白矮星中的电 () 原子 质 量 约 为 10 kg, 其 史 瓦 西 半 径 是 1. 5 × - 53 24 ( ) 10 m;对于具有地球质量 6 ×10kg的黑洞 , 其 30( 史瓦西半径约是 1 cm; 对于具有太阳质量 2 ×10X射线双星系统 , 它一边吞噬其伴星物质 , 组成了 )kg的黑洞的史瓦西半径是 3 km. 但小于 3倍太阳质 一边发出极强的 X射线 . 通过精确测定双星的轨道 () 量 即奥本海默限 的黑洞只可能形成于孙宙演化 运动 ,可以推算出致密星的质量下限 ,若大于 3 倍太 的极早期或在大爆炸之后不久 ,这包括霍金预言的 阳质量 ,就基本可以断定其是个黑洞 .12 γ正在蒸发的会发出 辐射的原初黑洞 ,质量为 10当前的理论倾向于在所有的星系中都可能存在 kg,至今人们还没有发现任何表明这类微黑洞存在 一个超大质量黑洞 ,该超大质量黑洞在吞噬周围的 的观测证据. 目前我们知道的黑洞依其质量可以分 气体和尘埃时也向外发出辐射 ,整个过程会持续很 为两类 :一类是前面提及的大质量恒星演化晚期的 长时间 ,直到没有任何物质可供其吞噬为止. 超大质 产物 ,其质量是 3 —50倍左右的太阳质量 ,通常被称 量黑洞的研究是与 20世纪 60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 ( ) 为恒星级黑洞 ste lla r2m a ss b lack ho le; 另一类是普 学家推断其中有着很高效率的能源机制 ,当物质被 ( 遍存在 于星 系 中心 的超 大 质量 黑洞 sup e r2m a ssive 中央引力源吸积时会释放引力势能 ,它是已知的最 ) b lack ho le,其质量从几百万到几十亿太阳质量都 有效的能量产生过程 ,比任何其他的产能过程都要 有 ,目前 已 知 的 最 轻 的 超 大 质 量 黑 洞 是 一 个 叫 做 高百倍以上 .POX 52 的塞 弗 特星 系 , 质量 是 太 阳 质 量 的 数 十 万 [ 14 ] 倍 . 相对于恒星级黑洞 , 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 2 银河系中心超大质量黑洞候选者的 个非常致密的区域 ,或是通过物质不断吸积到一个 射电观测研究“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 在我们太阳系所在的银河系中心也存在着这样 [ 15 ] ( ) 黑洞 in te rm ed ia te2m a ss b lack ho le ,质量大约是 一颗超大质量黑洞. 1971 年 , 两位理论天体物理学 太阳质量的几百到几千倍 ,它们可能与超大质量黑 (( ) ) 家林登 2贝尔 L ynden2B e ll D 和瑞斯 R ee s M 首次 洞的形成密切相关 . 需要指出的是 ,尽管恒星级黑洞 提出在银河系中心应该有一个作 为 能源 供给 的 黑 和超大质量黑洞的形成历史不同 ,但都只需要 3 个 [ 16 ] 洞 ,并建议通过射电干涉测量来找寻它 . 这是因 ()物理量 即质量 、自旋和电荷 就可以完全描述它们 为在我们太阳系到银心的银道面上的大量尘埃和气 的物理性质 ,这被称作“黑洞无毛定理 ”. 体 ,对来自银心方向的可见光辐射有强烈的消光作 要最终证明黑洞的存在 ,就需要证明视界的存用 ,其等效于从银心发出的 1 万亿个光子只有一个 在. 黑洞视界不同于任何致密天体的表面 ,它将视界 可以到达地球上的观测者 ,所以对我们人类来说 ,银 之内和之外分割成了完全无法交流的两个世界 . 任 心在光学波段永远是漆黑一片. 而射电辐射则可以 [ 17 ] 何物质和光线一旦进入黑洞的视界内 ,就再也无法 () 穿透遮挡着可见光的尘埃 图 1 ,但由于黑洞是 逃脱出来 ,也就不能被视界之外的观测者所直接探 非常致密的 ,因而只有在高分辨率射电干涉观测成 测到 . 换言之 ,在视界内发生的事将永远无法为视界 为可能之后 ,人们才终于在 1974年 2 月发现了对应 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 3 )应 、恒星的开普勒轨道运动等 来研究黑洞 ,特别是 ( 的 极 其 致 密 的 非 热 射 电 源 ———人 马 座 A Sgr 围绕着中央黑洞旋转的吸积盘上的气体物质在不断 3 [ 18 ] ) A ,并认定它就是银河系的中心所在. 20 世纪 靠近黑洞时 ,温度会变得极高 ,从而发出能被太空望 90年代以来 ,地面的大型天文观测设备和空间 X 射 远镜接收到的 X射线辐射 .[ 19 , 20 ] 3 线望远镜也先后探测到了来自 Sgr A 的红外 通常的吸积盘 、喷流和绕转的恒星轨道运动不 [ 21 ] 和 X射线 辐射. (仅在黑洞周围有 , 而且在其他致密天体 如中子星 3 Sgr A 是距离 我们 最 近 的 超 大 质 量 黑 洞 候 选 )()等 中也存在. 因此 ,这些 吸积盘和轨道运动 只能 ) (者 ,到我们 太 阳 系 的 距 离 仅 有 8000p c 秒 差 距 或表明存在着致密天体 ,并不能明说该致密天体就是 ( 26000光年 1 光年等于光在 一年 时 间内 穿越 的 空 黑洞 . 恒星级黑洞证认的最佳候选者存在于一些双 ) 间距离 ,相当于 10 万亿千米 , 被公认为 是研 究 黑 星系统中 ,如首个被证认的也是最著名的恒星级黑 3 洞物理的最佳目标. 在 Sgr A 被发现以来的 30 多 ( )洞天鹅座 X - 1 Cygnu s X - 1 就与一个大质量恒星 年中 ,大量的观测数据和理论模型越来越强烈地表 3 [ 22 ]明 Sgr A 就是我们银河系中心的超大质量黑洞 . (天文单位 用 AU 表示 , 1 天文单位等于地球到太阳 )之间的帄均距离 , 1AU = 1. 5 亿 km 的圆周内 ,聚集 [ 23 , 24 ] 着约 400万倍太阳 质量 的暗 物质 . 其 中 S2 距 3 Sgr A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 [ 25 ] 3 度测量 Sgr A 相对于遥远类星体的相对运动 ,发 3 现 Sgr A的固有自行方向是垂直于银道面 ,自行速 3 度不到 2 km / s,如此慢的自行速度表明 , Sgr A 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. 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 90 cm 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 Sgr A ,该名字的得来是因为银河系中心正好 3 ( )在人马座 Sagitta riu s方向 ,而超大质量黑洞候选者 Sgr A 就在 ( 其中. 其他一些显著区域包括恒星形成区 Sgr B1 , Sgr B2 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 ) ) ((图 2 在银河系中心 0. 8 a rc sec 角秒 ×0. 8 a rc sec 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 用在智利的欧洲南方天文台的 3. 6m 望远镜在近红3 3 次位置测量 ,通过拟合得到了共 7 颗星的轨道参数 , Sgr A 位于图 外波长第一次观测到了一颗围绕着 Sgr A 作轨道 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 () 运动的恒星. 这颗星被记作 S2 又叫 S0 22 ,是一颗 ()倍太阳质量的暗物质 详见文献 [ 23 ] 质量大约为 15倍太阳质量的年轻恒星 ,绕转周期大 ( ) 约为 15 年 ,到今年 2007 年 S2 刚好被观测到一个 3完整的轨道运动周期 . 几乎与此同时 ,美国加州大学 至此 , Sgr A 作为一个引力源 ,我们对其质量已 洛杉机分校的研究小组用夏威夷山上的 10m 凯克 经了解得足够好 ,质量估算的主要误差来自于银河 望远镜做着同样的观测研究. 德国小组后来又启用 系中心距离测量的不确定性. 但仅从质量本身来看 , 了 8. 2m的甚大望远镜来提高观测灵敏度 . 特别是通 3我们尚无法完全排除 Sgr A 是除了黑洞以外的其 过引进自适应光学系统 ,减小了大气湍动的影响 ,极 3他致密天体的可能性 ,我们还需对 Sgr A 作为一个 大地提高了近红外成像清晰度 ,再通过与高精度射 辐射源 ,其辐射区域的形状和大小做出观测上的约 电观测数据比对 ,使得更多的恒星位置被精确定出 . 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 3 [ 26 ] ( )数据分析发现 ,在距 Sgr A 不到 1 个角秒 a rc sec ()VLB I技术 . 该技术要求分散在全球各地的射 () )(约 0. 04p c 秒差距 范围内的大质量年轻恒星的 电望远镜 ,通过与各自配备的高精度原子钟对时 ,精 3 运动轨迹是开普勒椭圆 , Sgr A 则位于一个焦点上 确记录天体射电信号的到达时间 ,然后通过相关处 3 () 图 2 ,由此推断在以 Sgr A为中心 、直径为 90 个 理将各个台站的信号组合起来 ,使得最终构建的图 [ 32 ] () ( 像的分辨率等同于一个口径如望远镜间最大间隔的 状结构 图 3,藉此我们第一次给出了二维 分 ) 单一巨型望远 镜 所 能 达 到 的. 对 于 地 球 上 的 VLB I 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 ,只能获得一个帄均 阵 ,最大距离可达 8000 km , 空间角分辨率可达毫角 ()的 沿东西向 的散射角关系 . 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 VLB I观测 ,就将取得更高的分辨率 ,这就是空 [ 27 ] 间 VLB I的概念 ,业已在 1997年实现了 . 3 事实上 ,自 Sgr A 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 , D avie s等发现 ,观测到的角大小与观测波长的帄方 [ 28 ] 成正比 ,并提出这可能是星际散射造成的. 但受 3 3 (图 3 上半部 : Sgr A 在 5 个波长 从左至右 : 0. 7 , 1. 35 , 2. 限于当时的 观 测 条 件 , 人 们 无 法 得 到 Sgr A 的 形 ) 0 , 3. 6 和 6. 0 cm 上的高分辨率 VLB I观测图像 ; 下半部 : 假 状 ,对大小的估算只是基于圆高斯分布的假设得出 3 (Θ) 设 Sgr A 是个点源 = 0 受星际介质散射放大后在相 真实 的. 直到 1985 年 , 鲁 国 鏞 等 仔 细 分 析 了 3. 6 cm 的 (Θ)Θ应波段上的图像. 两者 和 的差别非常细微 ,表明 观测 散射 3 3 ()Sgr A 确实非常致密 取自文献 [ 32 ] ,详见文献 [ 31 , 33 ] VLB I观测数据 ,才首次揭示 Sgr A 的辐射结构是个 [ 29 ] 长轴近似于沿着东西方向的椭圆 ,以后的高分辨 [ 30 ] 率 VLB I图证实了这点 . ( ) 由 4 式 , 散 射 角 与 波 长 帄 方 成 正 比 , 在 1mm 的散射角大小仅是 1 cm 的百分之一 ,不到 0. 015 个 来自银心的射电辐射 ,在穿越星际等离子体介 () 毫角秒 m a s,或 1. 5 倍的 400 万个太阳质量黑洞 质到达我们观测者时 ,会受到散射效应的影响 . 观测 的史瓦西半径. 而黑洞视界的定义要求任何可观测 (Θ) (Θ) 到的源大小 以及其真实大小 通过以 3 观测 真实 的辐射区域大小与其史瓦西半径相当 ,即 Sgr A的 (Θ)下的关系与散射角 相联系 : 散射 真实辐射区域尺寸应该与 1mm 时的散射角大小可 2 2 2 (Θ) (Θ)(Θ)( )( )ΘΘ 3 + , 比拟. 这时 3 式中的 不再是可以被忽略 ,= 观测 散射 真实 真实 观测 ΘΘ就应该明显大于 ,因此我们只要从测量值 散射 观测 Θ这里散射角 代表一个点源被银心到我们观测 散射 中扣除掉从厘米波观测定出的散射角关系外推得到 者之间的星际介质散射放大后的角直径 ,它正比于 Θ的在某个特定毫米波的散射角 的大小 ,便可以 散射 (λ)观测波长 的帄方 ,即 2 Θλ ( )4 = A ,散射 3其中 A 是常数. 由此可知 , 在任何时候实际测量到 Θ获得真实的 Sgr A 角大小 信息 . 真实 3 的 Sgr A 角大小都要比真实的大 . 这与雨夜的街灯 1999年 4月 ,我们利用由 6 个性能各异的毫米 看上去比帄时大而模糊的原理很类似. 但是 ,当散射 波射电望远镜组成的 VLB I阵 ,在 3. 5mm 观测了 Sgr 3 [ 34 ] 3 角远远大于源真实的角大小时 ,测得的源大小实际 A. Sgr A位于南纬 30 度 ,毫米波 VLB I天线都 3 上是等同于散射角大小 ,所以 ,这时就很难得到源的在北半球 ,各个望远镜台站观测 Sgr A 的地帄仰角 3 真实大小. 这实际上就是 Sgr A 的厘米波 VLB I观 只有 10 —20度 ,射电信号在被接收到之前已受到严 3 测的情形 ,即在厘米波段的散射角远大于 Sgr A 的 ()重的地球大气吸收 不透明度 影响 ,这使得从传统 真实大小 . 于是 ,我们就可以借助于在多个厘米波段 的 VLB I自校准得到的结果有较大误差 . 这已 3 ( )上测得的 Sgr A角大小 ,去拟合获得 4 式中的 A , 反映在以往的 VLB I测量结果中 ,如首个 7mmVLB I 以定出银心方向的散射角与波长的关系 .观测结果未能被新的更好的观测数据所证实 . 但是 , 1997年 1 月 ,我们申请获得了美国国家射电天 不同于一般射电源的 VLB I观测 ,已有的 VLB I数据 3 文台的 10 个 25m 射 电 望 远 镜 组 成 的 等 效 孔 径 达 表明 , Sgr A的 VLB I可见度闭合相位近似是零 ,亦 3() 8000 km 的甚长基线阵 VLBA 的时间 ,并在 1997年即 Sgr A 的辐射呈现中心对称结构 , 这样 , 我们就 ( 2月成功开展了首次 5 波段 6 , 3. 6 , 2 和 1. 35 cm 加 可以利用可见度幅度来确定源的大小. 由于 1999 年[ 31 ] 3) 上 7mm 、准同时的 VLB I观测 . 获得的 5 个波段 观测的数据校准的问题 ,我们未能获得 Sgr A 的高 3 上的 Sgr A 图像均呈扁帄的 、在东西向延伸的椭圆 分辨率图像 ,但我们还是利用闭合幅度信息 ,得到了 [ 34 ] 3 一个合理的 Sgr A 的圆对称结构大小 . 们在观测设计和数据分析两方面 作 了大 量准 备 工 ,来改进对银心的毫米 波 VLB I观测 . 首 先 , 我 们作 2001年 1 月 ,我们申请并通过竞争获得了刚刚 3 更新到 3. 5mm 的 VLBA 时间 ,鉴于之前的经验 ,我 认为 Sgr A 的观测必须是动态的 ,即观测日期不事 3 图 4 2002 年 11 月 3 日 VLBA 观测获得的世界上第一张 Sgr A 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 图上的水帄方向 详见文献 [ 35 ] 3 () 图 6 沿长轴 东西方向 的 Sgr A 真 实角直 径与 波长的 关 3 () 图 5 VLB I测量的 Sgr A 角直径 纵轴 ,单位为 m as与观测波长()系. 直线代表两点 在 7mm 和 3. 5mm 的真实大小 拟合的结果 ()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 (( )) ) (即 7 式 ,纵轴示意的真实大小的单位分别是 m a s 左侧 和 ( )( )() 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 () ()400 万倍太阳质量的史瓦西半径 右侧 详见文献 [ 35 ] (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 ] 3 就要求获得 Sgr A 多波段结构最为可靠的定量描 述. 为此 ,我们花了近 1 年的时间 ,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 先确定 ,只有当分散在数千千米之外的 VLBA 台站 [ 36 ] 得源大小的方法 ,基本想法就是利用闭合幅度这 均有较理想的天气条件时才启动观测. 为此 ,我们等 个不受观测校准误差影响的量约束模型拟合 ,以避待了 20 个月之久 ,直到 2002 年 11 月 3 日才对 Sgr 33 开常规 VLB I幅度自校准误差对 Sgr A 测量精度的 A顺利观测了 5个小时 ,结果我们得到了世界上第[ 35 ] 3 影响. 我 们 首 先 将 此 方 法 应 用 到 以 往 的 已 公 开 的 一张 Sgr A 在 3. 5mm 的高分辨率 VLB I图 ,它呈 VLB I数据 ,确认在不同波段和不同观测历元的 Sgr 现同别的波段一致的长轴在东西方向的椭圆状结构3 (A结构均可以用一个长轴在东西方向的椭圆模型 ) 图 4 . ( ) ΘΘ其次 ,由 3 式 可 知 ,与 的 差 异 越 显 观测 散射 来描述 . 我们发现 ,已有的共 7 个 7mm 观测得到的 ΘΘ著 ,越 容 易 被 检 测 到 . 但 实 际 情 况 是 ,与 真实 观测 长轴大小都超过了在此波长上的可能的最大散射角 ΘΘΘ非常接近 ,这就要求为了凸现 与 的差 散射 观测 散射 ΘΘ大小 ,即 >,是否由此我们就可以断定在 观测 散射 异 ,必须尽可能提高测量精度 ,即减少测量误差 ,也 37mm 已经测得 Sgr A 的真实辐射区域大小呢 ? 要 下这一结论 ,我们必须排除一种可能性 ,即当时采用 进一步 ,在 3. 5mm , 我们 测定 的 沿长 轴的 角 大 ( ) 的散射角可能是 估算 小了 . 为 此 , 我们 重 新分 析了小是 0. 21m a s,而 5 式外推的散射角大小是 0. 168 3 ( ) 1997 年 2月的几乎同时观测的多波段数据 ,对散射 m a s,将两者代 入 3 式 , 就 不 难 得 到 Sgr A在 3. 5 关系进行了检验 ,结果是沿东西向长轴的散射角幅 mm 的真实角大小为 0. 126m a s,这对应于在银心处 ( ( ))度 4 式中的 A 比这之前的还要小 2 % ,而南北向 的线距离为 1AU ,或者相当于 400 万倍太阳质量黑 [ 35 ] 短轴的散射角关系不变. 新的修正的二维散射角关 洞的史瓦西半径的 13 倍 . 采用绝对自行测量给 [ 35 ] 3(( ) ) 系如下 见图 5 : 出的 Sgr A 质量下限 40 万倍太阳质量 , 并假定 2 3 )λ ( Θ)( = 1. 39 ?0. 02 , 5 Sgr A 固有结构是球对称分布 ,我们可以估算其质 散射 , 长轴21 (量密度至少是 6. 5 ×10太阳质量每立方秒差距 约2 3 Θ( )λ ( )) = 0. 69 ?0. 06 , 6 0. 5 g / cm ,如此高的质量密 度使 得 其他 非黑 洞 模 散射 , 短轴 ) (这里散射 角 的 单 位 是 m a s 毫 角 秒 , 波 长 单 位 是 型的解释很难成立 ,例如 ,对于一个有大量恒星组成 3 (cm ,其中由于 Sgr A 的 VLBA 观测在南北方向 短 的致密暗星团的假设 ,将导致其不到 100年的寿命 . )轴 上的分辨率不足 , 沿短轴的散射角幅度拟合误 该质量密度比迄今为止天文学家已知的任何可能的 差较大 . 至此 ,我们可以肯定在 7mm 测定的长轴大 超大质量黑洞的密度都至少大 1 万亿倍 ,从而强烈 3 [ 35 ] 小与散射 角 的 偏 离 是 可 靠 的 , 这 已 被 随 后 我 们 在 支持 Sgr A是超大质量黑洞的物理解释 . 结合 3 ( 2003 年 3月的 2 次更高质量的 7mm VLBA 观测所 Sgr A在毫米波的流量密度约 1 个央斯基 Jan sky, 3 3 ) 是射电天文学的流量单位 ,我们测得的 Sgr A 辐 证实 ,从中我们估算出了 Sgr A 在 7mm 沿东西向的 [ 35 ] 固有直径是 2. 1AU,该结论与另一国际研究小组 射区域的大小要求该毫米波段的等效亮温度高达百 [ 37 ] 亿度以上 ,表明该毫米波辐射是非热机制所致. 的结果一致 . 3 ))(( 图 7 Sgr A 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 ,() () 中间列是加入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 g )见文献 [ 40 ] 3 3 至此我们得到了 Sgr A 在 7mm 和 3. 5mm 的辐射区 Sgr A 辐射是分层的 ,短波辐射来自更接近中 说明 域的固有大小并不相同 ,分别是 2. 1AU 和 1AU ,这央黑洞的地方 ,直接拟合这两波段的测量 ,可以得到 [ 35 ] 3 () 如下的真实大小随观测波长的关系 图 6:A的阴影结构开展详细的观测研究. 1. 09 ?0. 33 Θ( )λ( )= 0. 40 ?0. 05 . 7 真实 , 长轴参 考 文 献 3 由此可以估算在更短波长上的 Sgr A 的固有大小 , [ 1 ] Schwa rzsch ild K. Sitzungsbe rich te de r D eu tschen A kadem ie der W issen schaften zu B e rlin, Kla sse fu r M a them a tik, Physik, und 例如外推至 1. 3 和 0. 8mm 的真实大小与这之前从 Techn ik, 1916 , 189 [ 38 ] 闪烁现象观测研究得到的下限是相符的 . 波长短 [ 2 ] Schwa rzsch ild K. Sitzungsbe rich te de r D eu tschen A kadem ie der W issen schaften zu B e rlin, Kla sse fu r M a them a tik, Physik, und 于 1mm 的辐射区域直径将小于没有自旋的史瓦西 Techn ik, 1916 , 424 () 黑洞的最后稳定轨道半径 等于 3 倍史瓦西半径 . [ 3 ] R ind le r W. MNRA S, 1956 , 116: 662 [ 19 ] 3 [ 4 ] Chand ra sekha r S. A strop hys. J. , 1931 , 74: 81 已有迹象表明 , Sgr A 是有自旋的 , 对于有自旋 [ 5 ] Chand ra sekha r S. MNRA S, 1935 , 95: 226 的科尔黑洞 ,最后稳定轨道半径可以是史瓦西半径 L andau L D. Phys. Z. Sow je tun ion, 1932 , 1: 285 [ 6 ] 的一半 . 而最后稳定轨道是定义了辐射区域大小的 [ 7 ] B aade W , Zw icky F. Phys. R ev. , 1934 , 46: 76 [ 8 ] H ew ish A , B e ll S J , P ilk ington J H D et a l. N a tu re, 1968 , 一个下限 ,任何来自最后稳定轨道内的辐射都将是 217: 709 ( ) 无法长期存在的 ,所以 7 式给出的固有大小是有 Opp enhe im e r J R , Vo lkoff G M. Phys. R ev. , 1938 , 55: 374 [ 9 ] Opp enhe im e r J R , Snyde r H. Phys. R ev. , 1939 , 56: 455 [ 10 ] 一个最小值的 . 未来亚毫米波 VLB I观测将有助于[ 11 ] Ke rr R P. Phys. R ev. L e tt. , 1963 , 11: 237 3 确定 Sgr A 的自旋 ,这无疑会加深人们对黑洞物理 [ 12 ] H awk ing S W. N a tu re, 1974 , 248: 30 [ 13 ] H awk ing S W. Comm un. M a th. Phys. , 1975 , 43: 199 的认识 .B a rth A J , Ho L C, R u tledge R E et a l. A strop hys. J. , 2004 , [ 14 ] 607: 90 3 结束语 M ille r M C, Co lbert E J M. In t. J. Mod. Phys. 2004 , 13: 1 [ 15 ] L ynden2B e ll D , R ee s M J. MNRA S, 1971 , 152: 461 [ 16 ] 简言之 ,我们从 1997年开始对银河系中心致密 L aRo sa T N , Ka ssim N E, L azio T J et a l. A stron. J. , 2000 , [ 17 ] 3 119: 207 射电源 Sgr A 开展了 20 余次的 VLB I观测 ,成功地 B a lick B , B rown R L. A strop hys. J. , 1974 , 194: 265 [ 18 ] 3 获得了 Sgr A 在 3. 5mm 的固有辐射区域大小 ,提供 Genze l R , Schöde l R , O tt T et a l. N a tu re, 2003 , 425: 934 [ 19 ] 3 Ghez A M , D uchêne G, M a tthew s K et a l. A strop hys. J. ,[ 20 ] 了 Sgr A即是超大质量黑洞的最新证据 ,这是人类 2003 , 586: L127 第一次看到距离黑洞中心如此近的区域 . 但要确凿 Baganoff F K, BautzM W , B randtW N et a l. Nature, 2001, 413: 45 [ 21 ] 3 3 Melia F, Falcke H. Annu. Rev. A stron. A strophys. , 2001, 39: 309 [ 22 ] 证明 Sgr A 即是黑洞还需要提供 Sgr A 拥有一个 Ghez A M , Sa lim S, Ho rn ste in S D et a l. A strop hys. J. , [ 23 ] 视界而不是类似于其他致 密 天体 的表 面 . 如果 Sgr 2005 , 620: 744 3 Schöde l R , O tt T, Genze l R et a l. N a tu re, 2002 , 419: 694 [ 24 ] A有个发射热 辐 射 的 表 面 , 理 论 计 算 显 示 , 从Sgr R e id M J , B run tha le r A. A strop hys. J. , 2004 , 616: 872 [ 25 ] 3 ( ) A辐射区域大小 1AU 与近红外测量结果可以估Ke llerm ann K I, Mo ran J M. A nnu. R ev. A stron. A stro2 [ 26 ] - 12p hys. , 2001 , 39: 457 计其物质吸积率不到 10 太阳质量 /每年 ,这与亚 H irabaya sh i H , H iro sawa H , Kobaya sh i H. Sc ience, 1998 , [ 27 ] - 10毫米波光度测量给出的每年至少 10 太阳质量的 281: 1825 D avie s R D , W a lsh D , Boo th R S. MNRA S, 1976 , 177: 319 [ 28 ] 吸积率相比 ,小了 100倍以上. 由此 ,人们认为 ,除非Lo K Y, Backer D C, Ekers R D et a l. Nature, 1985, 315: 124 [ 29 ] 有我们尚不了解的异乎寻常的物理机制 ,目前的观Lo K Y, B acke r D C, Kelle rm ann K I et a l. N a tu re, 1993 , [ 30 ] 3 3 362: 38 测数据不支持 Sgr A 有表面的假设 ,亦即 Sgr A 就 Lo K Y, Shen Z Q , Zhao J 2H et a l. A strop hys. J. , 1998 , [ 31 ] [ 39 ] 是一个有视界的黑洞 .508: L61 Sch illing G. Science, 1998 , 282: 21 [ 32 ] ( 根据爱因斯坦的广义相对论 ,非常靠近黑洞 10 Lo K Y, Shen Z Q , Zhao J H et a l. A SP Conf. Se r. , 1999 , [ 33 ] )个史瓦西半径以内 区域发出的辐射会受到黑洞强引 186: 72 Doe lem an S S, Shen Z2Q , Roge rs A E E et a l. A stron. J. , [ 34 ] 力场影响而发生明显弯曲 ,在中央出现一个相对于周 2001 , 121: 2610 围亮环状辐射显著变暗的 、直径约为 5倍史瓦西半径 Shen Z Q , Lo K Y, L iang M C et a l. N a tu re, 2005 , 438: 62 [ 35 ] Shen Z Q , L iang M C, Lo K Y et a l. A stron. N ach r. , 2003 , [ 36 ] 的阴影. 若是能捕捉到该阴影 ,这将是黑洞存在的最 ( ) 324 Supp l. Iss. 1 : 383 直接观测证据 ,其意义不言而喻. 我们的数值模拟显 Bower G C, Falcke H , H e rrn ste in R M et a l. Sc ience, 2004 , [ 37 ] [ 40 ] 3 304: 704 () 示 图 7,探索 Sgr A超大质量黑洞投射出的黑 Gw inn C R , D anen R M , Tran T Kh et a l. A strop hys. J. , [ 38 ] 洞阴影的最佳观测波长是在亚毫米波 ,尽管目前尚未 1991 , 381: L43 B rode rick A E, N a rayan R. A strop hys. J. , 2006 , 638: L21 [ 39 ] 有一个工作在亚毫米波的 VLB I阵 ,但利用现有的和 H uang L , Ca i M , Shen Z Q et a l. MNRA S, 2007 , 379: 833 [ 40 ] 将建成的毫米波天线 ,我们有望在不久的将来对 Sgr