揭開黑洞合并的奧秘：打開了解生生不息宇宙的一扇窗

天文學家努力揭開黑洞合并奧秘

如今我們已能探測到引力波的存在，新一代觀星者開始把注意力投向宇宙，利用敏感度極高的天文台進行觀測。採用引力波探測器，我們將對自己在宇宙中所處的位置產生全新的認識。

雖然有新技術的幫助，但這些技術仍然敏感度欠佳。因此我們只能觀測到規模最大、最令人不快的事件：黑洞合并。目前為止，美國激光干涉引力波天文台（簡稱LIGO）已經探測到了三次半黑洞合并，其中第三次剛好位於可探測到的邊緣，因此尚未確定。這些黑洞比想像中還要大，不禁引人深思：這些黑洞是第一次合并呢？還是已經經歷了數次合并呢？

如今，科學家們提出了一種或能確定這些黑洞是否為首次合并的方法。

壽終正寢

黑洞是恆星的終極結局。恆星質量巨大。隨著恆星物質向內擠壓，產生的高溫和高壓足以引發核聚變。核聚變的產物之一便是能量，可提供足夠的推力、平衡恆星向內坍縮的趨勢。但這只是驟變前短暫的平靜。在高溫下，氫變為氦，並進一步轉化為鋰和鈹……以此類推，直到恆星的核心形成鐵元素。發展到這一程度，核聚變便會終止，引力開始發揮作用，使所有物質都向內坍縮。

如果恆星質量較小，坍縮規模也較小，恆星就像一塊燃盡的煤炭一樣，靜靜地轉化為白矮星。如果質量較大，恆星便會發生劇烈爆炸，轉變為中子星；而如果質量足夠大，便會變為黑洞。這是宇宙中密度最大的兩種天體。

但物質的轉化並不會就此止步。所有天體都在太空中四處漂移，且會互相吸引。如果離得過近，中子星和黑洞就會吸收彼此的物質（也許還有附近的其它天體，如白矮星）。這可以使中子星獲得足夠的質量、向黑洞轉化，或讓已經形成的黑洞進一步增大。那麼，當我們觀測到兩個黑洞合并時，能否判斷這是否為它們的首次合并呢？

質量分布

判斷方法之一是考察其質量分布。每個黑洞都有質量下限，若小於這一下限，黑洞就無法形成。此外，雖然部分恆星質量可高達太陽的200倍以上，但並非所有恆星都會形成黑洞。因此研究人員將形成黑洞的恆星質量下限定為太陽質量的50倍。黑洞形成後，會遇到其它黑洞，進一步擴大自身規模。每個黑洞此前吞沒的黑洞數量會影響它在未來合并中的質量比。

為確定這在實際觀測結果中究竟意味著什麼，該研究團隊分析了黑洞在經曆數次合并後、質量分布會如何變化。假設死去的恆星形成的黑洞為第一代，兩個第一代黑洞合并形成第二代。在此之後有兩種可能：一個第二代黑洞和一個第一代黑洞發生合并，或者兩個第二代黑洞發生合并。

但在此之後發生的一切都取決於第一代黑洞的特性。由於我們缺乏黑洞數據，研究人員從黑洞的質量和旋轉分布中選取了一個範圍區間，並將該範圍內的黑洞隨機兩兩合并，計算出最終的質量、旋轉速度和合并後的質量比。這就為研究提供了第二代黑洞數據。通過這種方法，研究人員獲得了兩組黑洞，質量和旋轉速度分布範圍各有不同。

接下來，研究人員再將這兩組黑洞（兩個第二代黑洞，或一個第一代黑洞和一個第二代黑洞）進行隨機合并，又生成了兩組質量分布不同的黑洞。

有了這些數據，研究人員還能計算出這些黑洞合并的大致時間。第二代黑洞之間的合并一定發生在第一代黑洞合并之後，也就是說，與第一代黑洞合并相比，我們觀察到的第二代黑洞合并時間距我們更近。

拭目以待

現在來總結一下：我們從預計的質量和旋轉速度分布著手，得出了合并過程中的三種質量比預計分布結果，以及旋轉速度的預計分布結果。這些分布結果應當在過去的不同時期表現出來（同時有所重疊）。問題是，我們究竟能否觀測到它們呢？

答案很可能是肯定的。據研究人員稱，在計算了約20個黑洞合并過程後，我們應當能區分出兩個第一代黑洞的合并和兩個第二代黑洞的合并。而要分辨出第二代黑洞與第一代黑洞的合并，則需要再進行100多次觀測。

這只是就目前的設計精度而言。假如LIGO天文台和歐洲引力波天文台（Virgo）的升級順利進行，敏感度有所提高，上述工作難度便會大大降低。此外，升級後的硬體設備將對遠古時期發生的黑洞合并更加敏感，使科學家得以擴大質量分布範圍。

我們從中能有何收穫呢？這些研究為我們打開了一扇窗口，讓我們更好地了解生生不息的宇宙、以及宇宙中的黑洞。我們將觀測到不同等級的黑洞合并，以及不同代際的黑洞。這些觀測結果將以前所未有的方式，對現有的天體物理學模型進行測試。（新浪科技）

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