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黑洞合並的條件是什麼？為何會合並？來看看天文學家的回答

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2022年10月30日 -
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關於黑洞合並的最新研究表明，成對的黑洞往往具有相似的質量——這表明它們一開始時是大質量的恒星對。 
激光乾涉引力波天文台 (LIGO) 和室女座乾涉儀在其觀測運行中發現了越來越多的黑洞合並。 這些合並中涉及的黑洞是都具有共同點，還是純粹偶然呢？
兩個合並黑洞的正面模擬圖像，LIGO已宣布從其前兩次觀測運行中檢測到其中的10個事件。 圖片來源：SXS 鏡頭
雙黑洞與其來源
雙黑洞如何形成的問題仍然懸而未決，由於所涉及的黑洞質量高於預期，這一問題進一步複雜化。 一些天文學家認為雙黑洞是雙星體中的大質量恒星導致的，而另一些天文學家則提出了密集恒星群中的兩個黑洞相遇並配對的場景。 另一種可能性是，雙黑洞中的黑洞形成於早期宇宙——跳過了作為恒星的存在——並最終形成了雙星。 
太空中兩個黑洞合並的藝術家插圖。 圖片來源：LIGO / T派爾
雙黑洞合並是研究黑洞本身的好方法，合並成分（如質量）的特性被刻在產生的引力波中。 在前兩次觀測中，LIGO 和室女座乾涉儀發現了10次黑洞合並，所涉及的黑洞質量似乎在18到84個太陽質量之間。 
在一項新研究中，瑪雅·菲斯班斯和芝加哥大學探索了雙黑洞如何根據質量配對。 他們發現了一些有趣的東西——事實證明，雙黑洞彼此之間的共同點可能比我們想象的要多！
基礎分布
菲斯班斯和霍爾茨試圖通過不同的黑洞質量分布來解釋黑洞合並。 從廣義上講，他們考慮了三種情況：
1.黑洞質量僅受最小和最大質量約束。 
2.黑洞質量的分布取決於最小質量和最大質量，以及雙黑洞質量之比。 
3.黑洞質量的分布取決於最小和最大質量、雙黑洞成分之間的質量比以及雙黑洞的總質量。 
該圖以藍色顯示了LIGO在前兩次觀測運行期間檢測到的沒有不確定性的黑洞的估計質量。 當包括不確定性時，LIGO檢測到的所有10個系統都具有相同的組件質量。 
LIGO-Virgo / Frank Elavsky / 美國西北大學
在對十個可用的 BBH 合並觀測進行建模和應用這些場景時，Fishbach 和 Holz 得出了兩個主要發現：完全不喜歡隨機配對，並且 BBH 中的黑洞質量相似的可能性是其他情況的五倍。 他們還發現系統總質量在 BBH 配對中可能不會發揮重要作用。 
以質量相似的黑洞結尾的 BBH 形成模型通常是那些涉及大質量雙星的模型。 這並不排除其他形成機制，但 Fishbach 和 Holz 的工作表明，未來的模型可能需要考慮 BBH 的質量比。 
當然，這項工作僅基於十次觀察。 然而，隨著來自 LIGO/Virgo 的更多觀測已經開始，天文學家很快就能進一步限制並最終解決這個難題。 
相關知識
黑洞是時空展現出極端強大的引力，以致於所有粒子、甚至光這樣的電磁輻射都不能逃逸的區域。 廣義相對論預測，足夠緊密的質量可以扭曲時空，形成黑洞；不可能從該區域逃離的邊界稱為事件視界。 雖然，事件視界對穿越它的物體的命運和情況有巨大影響，但對該地區的觀測似乎未能探測到任何特征。 在許多方面，黑洞就像一個理想的黑體，它不反光。 此外，彎曲時空中的量子場論預測，事件視界發出的霍金輻射，如同黑體的光譜一樣，可以用來測量與質量反比的溫度。 在恒星質量的黑洞，這種溫度往往在數十億分之一K，因此基本上無法觀測。 
最早在18世紀，約翰·米歇爾和皮耶-西蒙·拉普拉斯就考慮過引力場強大到光線都無法逃逸的物體。 1916年，卡爾·史瓦西發現了第一個能用來表征黑洞的廣義相對論精確解（也就是史瓦西黑洞），然而大衛·芬克爾斯坦在1958年才首次發表史瓦西解做為一個無法逃脫空間區域的解釋。 長期以來，黑洞一直被認為僅僅來自數學上的好奇。 在20世紀60年代，理論工作顯示這是廣義相對論的一般預測。 約瑟琳·貝爾·伯奈爾在1967年發現中子星，激發了人們引力坍縮形成的致密天體可能是天體物理中的實體的興趣。 
BY: AAS NOVA
FY: 董美慧
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關於黑洞合並的最新研究表明，成對的黑洞往往具有相似的質量——這表明它們一開始時是大質量的恒星對。

激光乾涉引力波天文台 (LIGO) 和室女座乾涉儀在其觀測運行中發現了越來越多的黑洞合並。這些合並中涉及的黑洞是都具有共同點，還是純粹偶然呢？

兩個合並黑洞的正面模擬圖像，LIGO已宣布從其前兩次觀測運行中檢測到其中的10個事件。圖片來源：SXS 鏡頭

雙黑洞與其來源

雙黑洞如何形成的問題仍然懸而未決，由於所涉及的黑洞質量高於預期，這一問題進一步複雜化。一些天文學家認為雙黑洞是雙星體中的大質量恒星導致的，而另一些天文學家則提出了密集恒星群中的兩個黑洞相遇並配對的場景。另一種可能性是，雙黑洞中的黑洞形成於早期宇宙——跳過了作為恒星的存在——並最終形成了雙星。

太空中兩個黑洞合並的藝術家插圖。圖片來源：LIGO / T派爾

雙黑洞合並是研究黑洞本身的好方法，合並成分（如質量）的特性被刻在產生的引力波中。在前兩次觀測中，LIGO 和室女座乾涉儀發現了10次黑洞合並，所涉及的黑洞質量似乎在18到84個太陽質量之間。

在一項新研究中，瑪雅·菲斯班斯和芝加哥大學探索了雙黑洞如何根據質量配對。他們發現了一些有趣的東西——事實證明，雙黑洞彼此之間的共同點可能比我們想象的要多！

基礎分布

菲斯班斯和霍爾茨試圖通過不同的黑洞質量分布來解釋黑洞合並。從廣義上講，他們考慮了三種情況：

1.黑洞質量僅受最小和最大質量約束。

2.黑洞質量的分布取決於最小質量和最大質量，以及雙黑洞質量之比。

3.黑洞質量的分布取決於最小和最大質量、雙黑洞成分之間的質量比以及雙黑洞的總質量。

該圖以藍色顯示了LIGO在前兩次觀測運行期間檢測到的沒有不確定性的黑洞的估計質量。當包括不確定性時，LIGO檢測到的所有10個系統都具有相同的組件質量。

LIGO-Virgo / Frank Elavsky / 美國西北大學

在對十個可用的 BBH 合並觀測進行建模和應用這些場景時，Fishbach 和 Holz 得出了兩個主要發現：完全不喜歡隨機配對，並且 BBH 中的黑洞質量相似的可能性是其他情況的五倍。他們還發現系統總質量在 BBH 配對中可能不會發揮重要作用。

以質量相似的黑洞結尾的 BBH 形成模型通常是那些涉及大質量雙星的模型。這並不排除其他形成機制，但 Fishbach 和 Holz 的工作表明，未來的模型可能需要考慮 BBH 的質量比。

當然，這項工作僅基於十次觀察。然而，隨著來自 LIGO/Virgo 的更多觀測已經開始，天文學家很快就能進一步限制並最終解決這個難題。

相關知識

黑洞是時空展現出極端強大的引力，以致於所有粒子、甚至光這樣的電磁輻射都不能逃逸的區域。廣義相對論預測，足夠緊密的質量可以扭曲時空，形成黑洞；不可能從該區域逃離的邊界稱為事件視界。雖然，事件視界對穿越它的物體的命運和情況有巨大影響，但對該地區的觀測似乎未能探測到任何特征。在許多方面，黑洞就像一個理想的黑體，它不反光。此外，彎曲時空中的量子場論預測，事件視界發出的霍金輻射，如同黑體的光譜一樣，可以用來測量與質量反比的溫度。在恒星質量的黑洞，這種溫度往往在數十億分之一K，因此基本上無法觀測。

最早在18世紀，約翰·米歇爾和皮耶-西蒙·拉普拉斯就考慮過引力場強大到光線都無法逃逸的物體<12>。1916年，卡爾·史瓦西發現了第一個能用來表征黑洞的廣義相對論精確解（也就是史瓦西黑洞），然而大衛·芬克爾斯坦在1958年才首次發表史瓦西解做為一個無法逃脫空間區域的解釋。長期以來，黑洞一直被認為僅僅來自數學上的好奇。在20世紀60年代，理論工作顯示這是廣義相對論的一般預測。約瑟琳·貝爾·伯奈爾在1967年發現中子星，激發了人們引力坍縮形成的致密天體可能是天體物理中的實體的興趣。

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