如何尋找一個恆星黑洞

從星系中央的超大質量黑洞到X射線雙星中的恆星黑洞，黑洞作為許多天體物理現象的誘因已被廣為接受。黑洞被認為是解釋這些系統行為的最簡單物理模型。然而，仍存在著理論上的可能性，即這些系統可能存在著比黑洞更奇特的天體。最近的天文觀測已基本上排出了在X射線雙星系統中存在更奇特天體的可能性，同時也為恆星質量黑洞的存在提供了最好的證據。

在緻密星中，作用於恆星外層向內的引力與由電子（白矮星）和中子（中子星）的泡利不相容原理所產生的簡併壓相平衡。當恆星的總能量E（由泡利不相容原理所產生的正能量以及由引力能所產生的負能量的總和）最小時，恆星便處於平衡狀態。錢德拉塞卡（Chandrasekhar）第一個證明，緻密星存在一個最大質Mmax，如果質量大於這一上限，恆星將變得不穩定。如果恆星的質量大於1.5倍的太陽質量Msun，那麼通過減小半徑和增加它的（負）引力能，恆星的總能量E會無休止的減小。但是，這一過程不存在一個平衡半徑，廣義相對論預言恆星最終會坍縮成一個奇點——黑洞。

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然而，對於外部世界，黑洞是不可見的。史瓦西（Schwarzschild）根據廣義相對論證明，沒有信號能從黑洞內部達到史瓦西半徑之外的時空區域

R(S) = 2GM/c2 ~ 3 M/Msun km

式中M代表黑洞的質量，c代表光速，G是引力常數。在這一距離上時間坐標也歸為零點。史瓦西半徑內外兩個區域的邊界稱為視界。每個黑洞都有一個視界，因此我們永遠無法看到一個裸露的奇點。但是，因為任何有視界的天體必定是黑洞，那麼探測這些視界就可以證明黑洞的存在。

對天鵝座XR-1和其他X射線雙星的觀測顯示，這些X射線源是一個緻密天體，它的最小質量高於Mmax；例如，天鵝座XR-1的質量大於6Msun。這就排除了白矮星和中子星的可能性，但是仍可能是更不同尋常的天體，例如類星體。現在，兩個研究小組給出了如何在這些X射線雙星系統中尋找視界的方法。

加西亞（Garcia）等人使用錢德拉衛星監視處於寧靜態的6個黑洞候選者的暫現現象（暫現X射線源會產生與長周期極低光度不同的為期數周的爆發）。寧靜黑洞暫現的X射線光度是具有相同軌道周期的寧靜中子星暫現的1%。研究者把這一現象歸咎於絕大部分的輻射產生自寧靜吸積盤穿過黑洞視界之時。

使用這一方法尋找視界要求對吸積盤所能產生的光度有所了解。加西亞等人使用吸積盤的主對流吸積流（advection-dominated accretion flow，ADAF）模型來計算它所能產生的光度。計算顯示，在寧靜態中的暫現現象里絕熱吸積—噴流解（adiabatic inflow-outflow solutions，ADIOS）起著作用。這意味著有吸積產生的絕大部分能量會被垂直於吸積盤平面的物質噴流所帶走。這樣觀測到的低光度就無法與存在一個視界或是黑洞直接聯繫起來了。所以，這方面仍有大量的理論工作要做。

1980年，斯托格（Stoeger）提出了另一種探測視界的方法。他提出當處於離黑洞較遠的軌道時，獨立耀斑（individual flare patch）——一團輻射特徵遠遠超出系統平均值的物質——會由於光行差而呈現出脈衝式的輻射。因為黑洞引力勢阱中的多普勒效應，這些峰值的強度會隨著物質接近黑洞而降低。因此，最後出現的脈衝應該是最弱的。與此相反，如果吸積天體有一個固態的表面，例如中子星，由於物質會撞擊這一表面，最後的脈衝應該是最強的。

插圖說明

圖（A）一團明亮的物質團由吸積盤的邊緣盤旋著掉入黑洞視界消失。

圖（B）對於這團物質的測光數據

道蘭（Dolan）分析了由哈勃太空望遠鏡得到的有關天鵝座XR-1的高速光度計（high-speed photometer，HSP）數據。他在紫外波段發現了兩組具有這些特徵的脈衝。然而，統計上的可信度仍不夠高，除非能證明這些脈衝不是系統自身的變化。需要在X射線波段和紫外波段對天鵝座XR-1的進一步觀測來確認這些脈衝波列的存在。

其他的引力理論和3個經典的廣義相對論驗證實驗一樣並沒有預言黑洞和視界的存在，這也許能成為廣義相對論第四個驗證實驗。在這些理論中，非奇點的坍縮天體可以存在，但是只有半徑方向的輻射才能從它們的表面逃逸，如果被吸積的物質撞擊其表面中地球看不見的部分，那麼們不會探測到任何輻射。如果這些理論中的緻密天體無法重現這些結果，那麼對視界的搜尋將會成為又一個驗證廣義相對論正確性的實驗。

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