黑洞心跳

中科院物理所

2023-10-16 12:25发布于北京中科院物理所官方账号

心跳是我们最熟悉的事情之一，只需要把手指搭到手腕内侧就能测量到规律的心跳脉搏。有趣的是，借助X射线望远镜，我们也“听”到了黑洞的“心跳”。最早发现心跳的天体是GRS 1915+105，它是一个X射线黑洞双星系统，包含一颗黑洞和一颗恒星，两者的质量都有可靠的测量，分别是约12个太阳质量和0.7个太阳质量。在这类X射线双星系统中，黑洞从伴星吸积物质形成绕黑洞转动的吸积盘，以极高的能量转换效率（约10%；相比之下，核能效率还不到1%）将引力能转化为热能，并在不同波段，特别是X射线波段产生明亮的辐射。图1展示了黑洞X射线双星的艺术想象图。

图1. 黑洞X射线双星艺术想象图（图源：NASA/CXC/A.Hobart）‍

大部分黑洞X射线双星是“暂现”X射线双星，它们大部分时间处在“宁静态”，X射线波段辐射极其微弱，但偶尔会进入“爆发态”，光度突然上升。GRS 1915+105就是一个暂现X射线双星：在1992年以前，它一直沉寂，但在这一年X-伽马射线卫星GRANAT捕捉到了它在X射线波段的突然增亮，标志它进入爆发态。GRS 1915+105又是个很独特的暂现X射线双星：自从爆发后，它一直处在高流量的爆发态（图2左）。直到2019年，它才进入低流量态，但并没有回到宁静态。即使在这个低流量态，它也并不安分，时常有X射线的耀发。相比之下，大部分黑洞X射线双星爆发仅持续几个月到几年，比如另一个暂现黑洞X射线双星GX 339-4（图2右）。

图2. 左图：GRS 1915+105的Swift/BAT光变曲线，右图：另外一个暂现X射线双星GX 339-4的Swift/BAT光变曲线（图源：Swift/BAT暂现源监测页面）

超长时间的爆发并不是GRS 1915+105唯一的特别之处。X射线天文卫星的观测揭示了它特别的心跳光变模式。图3展示的是罗西X射线时变探测器Rossi X-ray Timing Explorer）测量到GRS 1915+105的“光变曲线“，即单位时间发射的X射线光子数随时间的变化：

图3. GRS 1915+105的“心跳”光变（图源：Belloni等2000）

有趣地是，它的光变幅度大，还有明显的周期性，和心电图（图4）非常类似。这种独特的光变也被称为GRS 1915+105的心跳光变。

图4. 心电图图像（图源：UNC/MEDIA）

除了心跳之外，GRS 1915+105还有着许多其它类型的独特光变，这些光变类型在绝大部分黑洞X射线双星中并没有观测到，而心跳只是其中之一。Belloni等2000年的工作找到了12种不同类型的光变；图5就展示了其中一种。

图5. GRS 1915+105另外一种独特光变（图源：Belloni等2000）

什么在驱动黑洞心跳？

是什么机制在驱动GRS 1915+105的心跳？最流行的观点认为心跳来自辐射压不稳定性。如前文所述，GRS 1915+105的X射线辐射来自围绕黑洞的吸积盘，而在吸积盘的最内区，如果吸积率足够高（接近爱丁顿吸积率）压强是由辐射压主导的。很久以前，人们就意识到辐射压主导的吸积盘是不稳定的（Lightman & Eardley 1974）。一旦这个不稳定性被触发，内区的吸积率会急速升高，流量快速上升。这也导致内区吸积流被快速清空，流量随之下降。之后，内区会被外区吸积流逐渐填满，直到达到阈值触发下一次不稳定性。不稳定性触发-内区清空-内区填满-不稳定性触发循环发生，也就让我们看到了黑洞心跳。巧合的是，这也和我们人类的心跳类似：当一个心跳周期开始时，心室收缩，压强增大，将血液输送到身体各处，直到心室中血液排空；而随后，心室舒张，压强变小，心室也被血液填满。周期性的心跳也就伴随着心室排空-填满-排空的循环。

辐射压不稳定性理论似乎能够完美解释GRS 1915+105的心跳，但当另外一个心跳黑洞被发现后，它遇到了挑战。

IGR J17091-3624：另一个心跳黑洞

目前我们在银河系内已经探测到几十个和GRS 1915+105同类型的黑洞X射线双星，但除了GRS 1915+105之外，只在IGR J17091-3624中观察到心跳。图6展示的是罗西X射线时变探测器观测到IGR J17091-3624的心跳（上）及和GRS 1915+105心跳（下）的对比，可以看到两者非常相似。除了心跳之外，在IGR J17091-3624中也观测到了大部分之前只在GRS 1915+105中发现的独特光变类型。

图6. IGR 17091-3624中的“心跳”以及与GRS 1915+105“心跳”的对比（图源：Altamirano等2021）‍

IGR J17091-3624是INTEGRAL卫星在2003年发现的暂现黑洞X射线双星，这个系统中黑洞和恒星的质量还没有得到可靠的测量。相比于GRS 1915+105,它的亮度要低的多（约10-50倍）。如果IGR J17091-3624的心跳也由辐射压不稳定性驱动，那么也需要它的吸积率接近爱丁顿吸积率。由于爱丁顿吸积率正比于黑洞质量，如果它的吸积率接近爱丁顿吸积率，需要它的黑洞质量特别小，约3个太阳质量；或者它离我们特别远，这样尽管它内禀光度很高，但由于距离更远我们看到的亮度更低。

IGR J17091-3624和GRS 1915+105的相似之处还不仅限于黑洞心跳。同样在罗西X射线时变探测器观测的观测中，人们在这两个源中探测到了光变频率非常接近（均为67赫兹）的高频准周期振荡（Altamirano & Belloni 2012)。准周期振荡是指光变曲线中的准周期光变，其光变频率并不稳定，而是在某个频率附近变化。在一些黑洞X射线双星，包括GRS 1915+105和IGR J17091-3624的光变曲线中探测到了“高频”，即频率几十赫兹（每秒包含几十个准光变周期）的准周期振荡。这个光变频率已经和吸积盘最内区的开普勒绕转频率相当。大部分黑洞X射线黑洞双星中，高频准周期振荡的频率都不会随时间变化，而吸积盘的不同类型光变特征时间（比如开普勒运动周期）都依赖于黑洞质量，因此，人们自然地期望高频准周期振荡频率和黑洞质量相关。如果真的是这样的话，GRS 1915+105和IGR J17091-3624非常接近的高频准周期振荡频率就表明它们的黑洞质量也非常接近。如前所述，GRS 1915+105的黑洞质量有着可靠的测量，约12个太阳质量。如果IGR J17091-3624黑洞质量也是12个太阳质量，那么它应该在6万光年之外。但多波段的观测表明它的距离并没有这么远，而是在3.6万和5.5万光年之间。因此，辐射压不稳定性目前还不能令人信服地解释GRS 1915+105和IGR 17091-3624的心跳。

在中子星X射线双星（即中子星而非黑洞吸积恒星物质）MXB 1730-335中也发现了心跳光变（Bagnoli & in't Zand 2015) ，但限于篇幅本文并不详细介绍。

射电喷流

在吸积盘之外，吸积黑洞还会喷射准直、相对论速度的等离子体，通常被称为喷流。射电望远镜能够探测到喷流中的相对论性粒子在磁场中运动发射的同步辐射光子，进而研究喷流的性质。人们发现吸积黑洞射电和X射线光度紧密相关，表明吸积和喷流这两个物理过程是耦合在一起的（如Merloni等2003）。利用甚大天线阵（Very Large Array），Mirabel & Rodriguez 1994就观测到了GRS 1915+105的相对论性喷流随时间的演化，发现喷流的运动速度达到了0.92倍光速。

最近，Tian等人利用“中国天眼”望远镜探测到了GRS 1915+105射电波段周期约为0.2秒的准周期振荡，与GRS 1915+105在X射线波段的低频准周期振荡周期接近。这表明GRS 1915+105的低频准周期现象与喷流直接相关。鉴于吸积和喷流这两个过程的紧密关系，我们有理由猜测心跳光变时吸积盘内区的剧烈周期性变化也会对喷流产生影响；未来射电望远镜对GRS 1915+105的监测观测或许也会帮助我们揭示心跳光变的物理起源。

未来展望

尽管已经发现很久，但GRS 1915+105和IGR J17091-3624独特的心跳光变的原理还没有一个完美的解释。辐射压不稳定性模型似乎能够解释GRS 1915+105的心跳，但还不能令人信服地同时解释GRS 1915+105和IGR J17091-3624的心跳。X射线观测设备，如将于今年年底发射的爱因斯坦探针、计划于2027年发射的增强型X射线时变与偏振探测（eXTP）、搭载在国际空间站上的中子星内部组成探测器（NICER）将扩大X射线源的发现空间并对X射线源的时变做出更加准确的测量；而射电望远镜，如中国天眼、天马望远镜、甚大天线阵（Very Large Array）等能够监测吸积黑洞的喷流。这些观测将帮助我们对黑洞心跳有着更深入的理解。

参考文献：

1. Altamirano D., Belloni T., Linares, M. et al. 2011, The Astrophysical Journal Letters, 742, L17

2. Altamirano, D. & Belloni, T. 2012, The Astrophysical Journal Letters, 747, L4

3. Bagnoli T. & in't Zand J. J. 2015, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, 450, L52

4. Belloni T., Klein-Wolt M., Mendez M. et al. 2000, Astronomy and Astrophysics, 335, 271

5. Lightman A. P. & Eardley D. M. 1974, The Astrophysical Journal Letters, 171, L1

6. Merloni A., Heinz, S., di Matteo, T. 2003, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 345, 1057

7.Mirabel I. F. & Rodriguez L. F. 1994, Nature, 371, 46

8. Tian, P., Zhang, P., Wang, W. et al. 2023, Nature, https://doi.org/10.1038/s41586-023-06336-6