現在我們可以探測到引力波，新一代的天文學家們將注意力轉移到了宇宙並使用可以被一隻經過兔子而被干擾的觀測台。引力波探測器將使我們對我們在宇宙中的地位有一個全新的認識。

正如所有的新技術一樣，我們仍然處在一個粗糙而不敏感的時代。這意味著我們只能搜索的最大的和最壞的事件：黑洞合并。到目前為止LIGO已檢測到三次合并，第三次合并是探測的極限。但這些黑洞比預期的要大，這引發了一個有趣的問題：這是他們的第一次合并，還是通過以前的合并而發展起來的？

圖片：A. Bohn et al.

現在（arXiv版）的科學家們已經確定如何找出黑洞是首次合并還是第二多次合并

走向黑暗的恆星

黑洞是超大質量恆星終結點。原始恆星有大量的物質，因其巨大的質量故而強大的引力使所有物質都向內壓。來自於所有質量向內擠壓的高溫和壓力點燃了核聚變。聚變的產物之一是能量，它提供了足夠的力來平衡恆星引力，使得恆星在數十億年內能穩定持續發光發熱。

但是當逐漸氫形成氦，氦形成鋰和鈹，並一直持續到恆星的內核被鐵佔領時聚變停止了，此時二力平衡已經被打破，引力以絕對的優勢使得整個恆星都向核心坍塌壓縮、直到原子也被壓碎、整個質量與體積關係被壓縮到史瓦西半徑內、一個新生的黑洞便誕生了、恆星也結束了它「光明」的一生。

這顆年輕恆星被物質盤環繞。圖片：HUBBLE

宇宙中多數奇怪有趣的天體（如中子星、白矮星…）都是來源於恆星的演化或者說死法不一樣結果也就不一樣了，這是為什麼呢？這主要取決於恆星的質量，可以說在宇宙中質量決定了自身的實力！你可以長得很小、但只要質量足夠大、那麼你就是強者。

但是恆星物質轉化為非常奇怪的狀態並沒有就此結束。如果它們足夠接近，中子星和黑洞互相消耗（可能還有其他附近的物體，比如白矮星）。這可能會使中子星獲得足夠的質量，從而逐漸進入黑洞的有效引力範圍或使得黑洞成長為更大質量的天體。所以當我們觀察兩個黑洞合并時，我們能判斷這是否是第一次合并。

分布的故事

解決這個問題的方法是看質量分布。每個黑洞都有最小質量（低於這個質量它們不能形成）。當恆星達到太陽質量的200倍或更多時，並不是所有的恆星最終

都形成黑洞。因此研究人員認為最初的一代黑洞最多有50個太陽質量。從那裡開始這些黑洞相互接觸，產生越來越多的黑洞。進一步合并所觸及的黑洞，其質量比取決於每個黑洞以前合并了多少黑洞。

（本文也考慮了黑洞的旋轉，但是我們對這於自轉測量目前還沒有很好的辦法）

為了弄清楚這是為什麼？觀察小組研究了幾次合并後質量分布的變化。第一代黑洞是大質量由垂死的恆星創造的，這些合并產生第二代黑洞。在這之後有兩種可能性：第二代和第一代黑洞合并，或者兩代第二代黑洞合并。

但接下來的一切都歸結為第一代黑洞的性質。現在因為我們沒有一個巨大的黑來獲取數據，研究人員選擇了一系列的質量和自旋分布。利用這些分布研究人員隨機合并黑洞，並計算出由此產生的質量、自旋和合并質量比。這提供了第二代黑洞的分布。現在我們有兩組黑洞，每個黑洞都有不同的質量和自旋。

這兩個「種群」之間（兩個第二代黑洞，或第一代和第二代黑洞之間）的隨機合并提供了兩個種群，每個種群具有不同的質量分布。

黑洞吞噬概念圖

考慮到所有這些研究人員還可以計算出過去這些合并發生了多遠。從本質上說第二代黑洞的合并必須在它們的「祖先」融合後發生。這意味著發現這種完全扭曲的想法，我們現在觀察到的第二代合并比第一代合并更可能發生在我們身邊。

等待觀測

好了、總結一下：我們期望從質量和自旋分布開始。在合并過程中我們有三個期望的質量分布比例，並且有自旋分布。而且為了簡單一點，所有這些分布都應該出現在過去不同的（但重疊的）時代。但問題是我們能觀察到這一點嗎？

答案很可能是肯定的。據研究人員說在大約20次黑洞合并之後，我們應該能夠區分兩個第一代黑洞和兩個第二代黑洞之間的合并。要區分第一和第二合并之間的合并將需要大約100次的觀察結果來進行分析。

這是目前的觀測靈敏度。假設計劃升級到LIGO和VIRGO順利，那麼靈敏度上升的工作變得容易很多。此外升級後的硬體將對更遙遠的過去發生的黑洞合并更為敏感，從而使科學家能夠對更廣泛的分布範圍進行抽樣（黑洞）。

你可能會問我們能從中得到什麼？

將為星系動力學和黑洞的認識提供了一個窗口。根據星系是如何組合在一起的，我們應該觀察不同時代的合并率和不同的種群分布。這些觀測將以一種以前不可能的方式來測試天體物理模型。

原作者：Chris Lee

編譯：中子星，審校：博科園

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