发现可能的质量间隙小黑洞

以下文章来源于中国国家天文，作者王松

黑洞是宇宙中最神秘的天体之一。由于存在一个被叫作“视界面”的边界，我们无法直接探知黑洞内部的结构。然而，黑洞本身却出乎意料地“简单”——只需要知道它的质量、电荷量以及角动量这三个参数，就能完整描述黑洞的所有性质。这一理论被称为“无毛定理”。

在宇宙中，黑洞按照质量从大到小可以分为三类：位于星系中心、质量达到数百万倍太阳质量以上的超大质量黑洞；由大质量恒星死亡后形成的、质量在几倍到几十倍太阳质量之间的恒星级黑洞；在这二者之间，还有中等质量黑洞。但直到现在，尚没有它们存在的确切证据。

黑洞不仅与恒星、星系乃至整个宇宙的形成与演化密切相关，还极度扭曲周围的时空，是拥有宇宙中最强大引力和最高平均密度的天体，因此也成为研究极端物理规律的重要“宇宙实验室”，为我们探索时空的本质提供了独特的窗口。

/恒星级黑洞的质量分布问题

根据现有理论，恒星级黑洞是由大质量恒星（通常高于25倍太阳质量，具体临界值与恒星金属丰度、自转等有关）死亡后形成的。当一颗恒星演化到末期，剩下的质量如果大于3倍太阳质量，其核心就会在自身引力的作用下持续坍缩，最终形成一颗黑洞。

由于宇宙中质量较小的恒星远多于质量大的恒星（如25倍太阳质量的恒星比40倍太阳质量的多得多），理论上，小质量的恒星级黑洞的数目也应远多于大质量恒星级黑洞的数目。

然而，现实的观测却并非如此。

1998年，Bailyn等人通过X射线方法分析了7个黑洞样本，发现其中缺乏3到5倍太阳质量之间的黑洞。此后几十年来，利用X射线方法已经证认并测量了约25颗恒星级黑洞，但它们的质量分布仍然显示出一个明显的“质量间隙”——即3到5倍太阳质量的黑洞数量异常稀少，这个现象被称为“质量间隙”，它与理论预期严重不符——即小质量黑洞数量远多于大质量黑洞。

恒星遗骸的质量分布。

版权／LIGO-Virgo-KAGRA / Aaron Geller / Northwestern

科学家提出了多种解释来尝试解释这一现象：

【 超新星爆炸机制 】

质量间隙可能是由超新星爆炸时的特殊机制造成的。比如，Fryer和Belczynski等人提出了一个快速爆炸模型，可以产生观测到的质量间隙。在该模型中，中微子把能量传输给铁核上方的物质，造成对流的不稳定性。如果这个不稳定性的传播速度过快，会发生快速超新星爆发（rapid explosion），反之会发生延迟的超新星爆发（delayed explosion）。前者会造成质量间隙，而后者则会产生连续的质量分布。

【 观测选择效应 】

质量间隙也可能是一种观测上的选择效应，例如，产生小质量黑洞的双星系统在超新星爆炸时更容易被瓦解破坏掉，难以被探测到；或者双星中小质量黑洞与伴星距离远，不存在物质传输，无法通过X射线方式发现。因此，解决该问题最有效的手段是充分利用现代天文学在大数据、多信使等方面的技术进步，突破单一观测方法造成的选择效应壁垒，开发各种方法搜寻恒星级黑洞并建立大规模样本，从而研究其空间和动力学质量分布。

直方图为X射线方法观测的中子星（NS）与黑洞（BH）的质量分布。来源／根据Belczynski et al. (2012)改编

/如何寻找黑洞？

黑洞本身不发光，无法直接被观测到。但我们可以通过间接的方法来寻找它们。对于恒星级黑洞，目前主要有以下几种搜寻方法：

【引力波探测 】

适合发现双致密星系统（如双黑洞或黑洞与中子星）。当两个黑洞并合时，会产生强烈的引力波信号。这些黑洞质量范围跨度大，约在3-50倍太阳质量之间。目前已经发现了约二百例双黑洞并合事件，这也是发现恒星级黑洞最多的方法。

【引力透镜 】

适合探测宇宙中孤立的黑洞。当黑洞经过遥远光源前方时，它的强大引力会弯曲光线，造成透镜效应。虽然已有多个候选体被发现，但目前仅有一例得到了确认。

【X射线观测 】

适合发现位于双星系统中、且与伴星距离较近、存在吸积的黑洞。目前通过X射线方法已发现约25颗恒星级黑洞，其质量分布在约5到20倍太阳质量之间。

【视向速度法 】

适合发现那些位于双星系统中、距离较远、没有明显吸积或无/弱X射线辐射的“宁静黑洞”。目前通过这个方法已发现约7例。

恒星级黑洞搜寻方法汇总。来源／Caltech-JPL/R. Hurt，NASA/CXC/M. Weiss，OSU/R. Pogge，NASA Ames/JPL-Caltech/T. Pyle等

【天体测量法 】

适合发现双星系统中距离非常远、轨道周期很长的黑洞。目前发现约3例，都来自于Gaia望远镜的观测，分别是Gaia BH1、BH2、BH3。

在双星系统中的这次研究发现，主要利用了视向速度法和天体测量法。

当一颗可见恒星与黑洞组成一个双星系统时，黑洞的强大引力会牵引着伴星绕着双星的质心旋转，这种运动会在两个方面体现出来：

|视向速度变化

由于恒星在轨道上不断地靠近或远离我们，这在光谱上显示为谱线的蓝移和红移。这种现象可以通过光谱分析检测到，反映的是恒星在“视线方向”上的运动。

|天球位置变化

双星系统中的恒星在天球上的位置也会随着轨道运动而发生周期性变化。

视向速度是“一维运动”，只能告诉我们恒星在靠近我们还是远离我们。而天体测量则能提供恒星在“二维平面”上的运动信息。将两者结合，再利用开普勒第三定律，我们就可以重建双星系统的三维运动状态，包括轨道周期、视向速度的振幅、轨道倾角等参数。再结合可见恒星的质量，就能推算出黑洞的质量。

事实上，早在20世纪60年代，Zel’dovich等人就提出了在单线光谱双星中搜寻黑洞和中子星的想法。随后，Trimble、Thorne在内的一批天文学家曾尝试利用该方法搜寻致密天体，但都没有成果。主要原因在于当时双星样本数量有限，而且视向速度测量精度不够高，难以分辨出微弱的信号。

近些年，随着以LAMOST为代表的大规模时域光谱巡天的兴起，天文学家获得了海量恒星的精确视向速度数据，使得这一尘封数十年的探测方法重新被激活，并迅速成为当前致密天体搜寻领域的重要手段，也是当前天文学领域的前沿热点之一。

左图：恒星朝向或远离我们时，恒星光谱的向短波长方向移动（蓝移）或向长波方向移动（红移），可转换为恒星在视线方向上的速度变化（一维运动）。右图：双星运动导致亮星（可见星）在天球上的投影位置发生变化（二维运动）。版权／ESA

/发现可能的小黑洞G3425

2022年6月，欧洲空间局发布了Gaia数据的第三版（DR3），其中包括一个名为“Non-Single-Source”的双星星表，这个星表包含了约40万颗天体，涵盖了通过视向速度、天体测量和光变曲线等多种方法发现的双星系统，并给出了详细的轨道参数。

在Gaia数据发布后，我们迅速结合其提供的轨道数据，与LAMOST/APOGEE等国内外光谱巡天数据相结合，来搜寻那些双星质量函数较大的单线双星系统。其中，一例双星系统（我们命名为G3425）引起了我们的注意。在这对双星系统中，可见星是一颗质量约为2.7倍太阳质量的红巨星，而不可见星的质量被估算为3.6倍太阳质量（范围在3.1到4.4倍太阳质量之间）。

测得质量并不意味着已经取得胜利，最困难的一步是需要确认其黑洞真身。我们采取了一系列严格的验证步骤，包括但不限于以下内容：

1. 可见星远未充满洛希瓣，其充满系数仅为4.5%，说明它并没有发生物质传输。

2. 可见星与同类型巨星的光谱高度吻合，没有显示出曾经发生过物质传输的痕迹。多种金属元素（包括锂、镁、铝等）的丰度没有异常增丰。

3. 如果可见星是裸星，当它的半径收缩到当前的大小时，其表面温度应超过10000K，但G3425中巨星实际观测到的温度仅为5000K，这说明它不可能是裸星。

4. 最重要的一步，我们对G3425的光谱进行了细致分解，结果表明除了红巨星信号成分外，不存在其他成分的光谱特征。

这些证据表明，这颗红巨星并不是一颗正在经历或曾经经历过双星相互作用的裸星，而是一颗普通的红巨星。而它的伴星——对面那个不可见的天体，质量约3.6倍太阳质量，正是位于“质量间隙”中的一颗小质量恒星级黑洞。

G3425双星想象图，包含一颗可见的红巨星和一颗不可见的小质量恒星级黑洞。

/G3425系统的特殊性

G3425中双星系统具有非常独特的轨道特征，这意味着其演化路径并不寻常。与其他的恒星级黑洞相比，G3425系统的轨道非常宽（周期约为880天），且接近正圆（椭率约为0）。如此宽、圆轨道的双星，其形成机制对当前的双星演化和超新星爆炸理论提出了挑战。

第一，宽轨道与低质量黑洞的矛盾，G3425的轨道非常宽，难以通过经典的“公共包层演化”理论形成。G3425中黑洞的低质量表明在形成过程中要抛掉大量物质，需要经过公共包层演化，然而这一过程一般情况下会导致轨道变短。我们的数值模拟显示，必须采用较高的共同包层抛射效率，才能在损失大量物质的同时，又能及时抛掉公共包层，形成类似于G3425的宽轨道。

第二，G3425的轨道非常接近圆，根据现有理论，这样的轨道很难在长期的轨道圆化过程中形成。小质量黑洞的形成要扔掉大量物质，这可能使得双星系统解体或者产生很椭圆的轨道（即很高的离心率），而在宇宙年龄（即哈勃时标）内，G3425双星系统无法通过潮汐作用使轨道变为圆形。同理，如果G3425是形成于黑洞对巨星的动力学捕获，那么其轨道也无法在宇宙年龄内演变为圆形。

G3425与其他恒星级黑洞在黑洞质量—轨道周期（左图）和轨道椭率—轨道周期（右图）分布的比较G3425的小黑洞位于图中的右下方。

还有其他关于形成的解释吗？

一种可能性是：G3425最初可能是一个三星系统，在这个系统中，目前观测到的红巨星位于最外层，内部则包含一对大质量恒星。现今的黑洞是内双星经过长期演化后并合的结果。甚至，G3425的这颗不可见天体可能仍然包含着两颗小质量的致密天体。如果这个假设成立，那么G3425将是双中子星或中子星与大质量白矮星并合的候选体。这类并合事件在宇宙中非常罕见，但它们是引力波探测的重要目标。

G3425的轨道特性表明，我们在理解双星演化和黑洞形成方面仍存在许多未解之谜。为了更好地解释其形成过程，我们需要进一步推进相关的理论研究与数值模拟工作。

/未来展望

G3425的发现表明，视向速度和天体测量方法两种方法的结合，可以有效地发现隐藏于双星中的宁静致密天体，并精确测量致密天体的质量。而此前所认为的“恒星级黑洞存在质量间隙”也可能是由于单一观测方法造成的选择效应。未来的大规模光谱巡天和高精度天体测量观测，将有助于我们发现更多类似G3425的可能小质量黑洞双星族群，并为双星系统的形成和演化、致密天体形成等提供更深入的理解。

—— 本文选自《中国国家天文》2025年第7期

作者简介 /

王松，中国科学院国家天文台副研究员。研究领域包括致密天体搜寻与测量、恒星活动与宜居性。