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多信使天文时代:人类用引力波和电磁波边听边看宇宙

出品| 新浪科技《科学大家》

撰文| 张冰 美国内华达大学拉斯维加斯分校物理天文系教授,理学院副院长,美国物理学会会士

望远镜是眼睛的延伸

千百年来,人类一直是在用眼睛或眼睛的延伸(望远镜)来“看”宇宙。古人用肉眼就可以看到日月星辰和银河系。后来,伽利略发明了望远镜,使得人类可以用更强大的“眼睛”去观测宇宙。我们人眼看到的可见光只是电磁波一个非常窄的波段,在可见光之外有更长的长波如红外,微波和射电波及更短的短波如紫外,X射线和伽马射线。人们于是在这些波段建造了更强大的望远镜对宇宙进行全面观测。然而,所有这些观测都是用光子信使来传递信息的。

传递宇宙信息的其它信使

我们知道宇宙有四大相互作用。光子是电磁相互作用的传播媒介。除了电磁相互作用以外,还有三种相互作用,分别是弱相互作用,强相互作用和引力相互作用。弱作用和强作用是短程力,其传递媒介不能够传播很远,但它们的产物,即中微子和宇宙线,却能够从遥远的天体到达我们。这两种宇宙信使由于时间关系我们今天不做介绍。

第四种相互作用是引力相互作用。和电磁相互作用一样,引力是长程力。与引力相对应的波动是引力波。这是一种非常微弱的波动。人类历史上最伟大的物理学家爱因斯坦在1915年提出了著名的广义相对论。引力波是广义相对论的预言。整整一百年之后,也就是在2015年,人类才首次探测到了引力波。

奇妙的爱因斯坦场方程和引力波

听说做科普报告的时候,如果写一个公式,有一半的观众就会走掉,但是我还是要硬着头皮写下来这个公式。这是因为两个原因:第一,能来到未来论坛的观众不是一般观众;第二,这个公式太漂亮了,不得不把它介绍给大家。这就是著名的爱因斯坦场方程。

爱因斯坦场方程是用来求解时空结构的演化的。爱因斯坦发现所谓“引力”其实可以描述为时空的弯曲。在广义相对论里其实没有引力,爱因斯坦场方程只是描述如何把物质和能量(方程的右边)与时空弯曲(方程的左边)联系起来。把方程从左读到右讲的是宇宙中的物质和能量分布如何可以引起时空弯 曲,把方程反过来读讲的是弯曲的时空如何决定物质怎样运动。这是一个张量方程,全部写出有16个方程(考虑度规张量的对称性独立方程有10个)。数学上非常复杂,但物理上非常简单。更重要的是,无论你在哪个参照系,比如在地球上,在太空中,在黑洞旁边,甚至在黑洞里,这个公式都是普适的,唯一不同的是方程的解(所谓时空度规)不同,亦即时空结构不同。

如果只是一个平坦的时空加一点小小的扰动,就像平静的湖水被微风吹了一下,这个方程就会简化很多。方程左边的扰动项可以允许被写为对时间和空间二阶导数之和(时空项符号相反)。这时如果方程右边取零的话(远离引力源),方程就简化为物理学家熟悉的波动方程。这个方程的解就是“引力波”,时空本身的涟漪。

引力波的数学形式和物理意义在今天是显而易见的,但是爱因斯坦花了20年的时间才说服自己引力波是确实存在的。又过了近30年时间,人们才确信引力波是携带能量的,因此是可以探测的。

人类首次探测到引力波

当人们还在讨论引力波的概念时,有些人就开始设计一些简单的实验去直接探测引力波了。韦伯设计了历史上第一个引力波探测器并宣称成功探测到了引力波,但是他的实验结果后人无法重复,被证明结论是错误的。真正意义上开始研制今天使用的激光干涉引力波探测器是从20世纪60年代,也就是广义相对论发表差不多50年后才开始的。从麻省理工学院韦斯教授讨论激光干涉仪概念到2015年9月14日LIGO探测器首次探测到引力波,又过了大约50年。

第一例引力波事件,即GW150914(以探测日期命名),起源于两个约为35和30个太阳质量的黑洞的并合,最终形成一个约62个太阳质量的大黑洞。从此 人类进入引力波天文学时代。因为引力波是一种全新的信使,可以比喻为一种新的感官。从某种意义上讲,人类现在可以用引力波来“听”宇宙了。

两年以后,2017年8月17日,LIGO第一次探测到了两个中子星的并合以及它的多波段电磁辐射对应体。人类第一次可以用引力波和电磁波边“听”边“看”宇宙。

天体的演化及最终产物

在讲述宇宙中的引力波源之前,我们先讲讲宇宙中有哪些天体以及它们如何演化。一个人的一生乃至整个人类历史在漫长的宇宙演化过程中只是一瞬间,人们无法观测到一颗恒星从生到死的演化。然而通过观测许多处于不同演化阶段的恒星并利用普适的物理规律,天体物理学家们能够理解天体的演化。

归根到底,理解天体演化就是理解各种天体如何抗衡引力。任何有质量的东西都有引力,引力的目的就是把所有东西都相互吸引,聚集起来,最后变成黑洞。宇宙中除黑洞外的所有星体都有某种机制抗衡引力,比如我们的太阳由热核反应产生的热压强可以抵御引力。假如有一天太阳核燃料烧尽了,太阳中心就会由于不能抗衡引力而坍缩。

天体引力坍缩的最终结局与它的初始质量有关。如果质量不是很大,比如像太阳,最后会产生白矮星(WD),一种由所谓电子简并压抵御引力的天体。 这种天体把太阳质量大小的东西挤进了地球大小的尺度。如果恒星的初始质量再大一点,坍缩后的天体超过1.4个太阳质量左右,最终的产物比白矮星要小的多,半径10公里左右,只有一个小城市大小。这种产物由所谓中子简并压抵御引力,叫中子星(NS)。大家知道,所有原子都是由原子核和带负电的电子构 成的,原子核由带正电的质子和不带电的中子组成。形象地理解,当引力足够强时,所有的电子都被挤进原子核里与质子结合为中子,所以中子星基本上由 中子组成。

如果天体的质量再大,中心质量超过某个质量上限的话(介于2到3倍太 阳质量之间),没有任何机制可以抗衡引力,该天体就形成了黑洞(BH)。

黑洞是宇宙中最神秘也是最简单的天体。它的引力足够强,以至于宇宙中传播速度最快的光都无法逃离。它的尺度,所谓的史瓦西半径,可以用以上简单公式描述,其中G是万有引力常数,c是光速。对于任何质量的东西,只要能把全部物质挤进这个尺度半径的球体内,就会变成黑洞。这是个很小的尺度,对于太阳来说,要把它挤进半径为3公里的球体里才可以成为黑洞。地球要变成黑洞需要被挤进半径小于1厘米的球才可以。在天体物理中通过恒星演化不可能产生低于2倍太阳质量的黑洞。

猛烈的宇宙

宇宙看似平静,但其实是猛烈的。恒星演化产生的致密天体,包括黑洞和中子星,是宇宙中剧烈活动的天体源(如下图所示)。单个中子星快速旋转会由于灯塔效应产生射电脉冲,一些与中子星有关的天体会发射短暂且明亮的快速射电暴,在双星中的中子星会从伴星吸积物质发生X射线爆发,一些极强磁场的中子星会由于此活动产生软伽马射线爆发。

大质量恒星死亡会伴随超新星爆发现象,有些极端的超新星还会伴随伽马射线暴。星系中心的大质量黑洞由于突然吞噬大量物质会产生多波段爆发。两个黑洞,两个中子星,或一个中子星一个黑洞在并合的时候也会伴随着包括引力波在内的剧烈的观测现象。

哪些天体辐射强引力波

什么样的天体是强引力波辐射源呢?要回答这个问题需要从引力波辐射的原理说起。我们知道我们熟悉的电磁辐射是所谓的偶极辐射,当一个电荷加速时就能产生辐射。引力波是由运动的质量引起的,因为质量没有正负之分,引力波辐射是所谓的四级辐射。换句话来说,不仅质量需要加速,加速度本身也要有加速度(随时间变化)才能辐射引力波。听起来比较难实现,实际上所有相互绕转的天体都自然而然是引力波源。为什么?因为在绕转的过程中,它们的加速度方向亦即万有引力的方向都在随时间不断变化,所以所有的双星都能产生引力波。

关键是大部分双星产生的引力波太弱了。简单起见我们可以考虑两个相同质量的天体相互绕转,其引力波辐射功率(或引力波光度)可以写作如下简单公式:

我们可以先不考虑f(e),因为如果轨道近圆的话它基本等于1。可以看出,引力波光度决定于一个由基本常数决定的量(光速的5次方除以引力常数)和一个(rs/ a)^5因子的乘积,其中rs就是前面提到的史瓦西半径,也就是星体质量对应的黑洞半径(比如太阳的史瓦西半径只有3公里),而a是双星轨道的半长轴(对圆轨道就是半径)。因为一般rs远小于a,再加上5次方,所以这个因子是非常非常小的。也就是一般双星的引力波辐射微乎其微。

什么样的源产生引力波非常强呢?根据以上公式,只有a小到接近于rs的时候引力波辐射才会最强。这要求并合的星体要足够致密,即它的真正尺度要非常接近史瓦西尺度(显然太阳和一般恒星不满足此要求)。双黑洞并合首当其冲,因为两个黑洞的距离a原则上可以小到只有2倍rs。中子星是第二种足够致密的天体。因为其尺度比相应的史瓦西尺度大了两倍多一点,所以中子星和黑洞的并合或双中子星的并合也可以给出足够强的引力波辐射。

当并合发生时,在当地引力波的功率是非常大的。但是由于这些并合天体距离地球非常遥远,当引力波到达地球时信号已经非常微弱。弱到什么程度?引力波作为时空的波动,其强度可以用空间尺度的相对变化来描述。我们探测到的引力信号这个值差不多是10^-22,这是非常非常小的。对于LIGO探测器4公里的臂长,探测到的扰动只有质子半径的千分之一左右。这需要非常精密的仪器,这也是为什么人类需要花一百年的时间才最终探测到引力波。

LIGO探测引力波的原理是什么

现在的引力波探测器(LIGO和Virgo)用的是激光干涉仪,其工作原理如视频所示。从光源发出的激光由分光镜分为两束射向探测器相互垂直的两臂,在两臂的远端悬挂两面反射镜,反射回来的光在分光镜处会合发生干涉。在正常情况下两臂长相等,干涉条纹稳定。当引力波到来时,时空会有规律地扰动。当一条臂变长时,另一条臂会变短(虽然幅度非常小),反之亦然。激光的干涉条纹会有规律地发生变化,如果观测到的变化符合理论预期,人们就能确认引力波被探测到了。

LIGO探测原理 (来源: https://www.ligo.caltech.edu/video/)

“听”引力波

经过几十年的努力,LIGO团队终于在2015年9月14号的时候探测到首例引力波事件(GW150914)。引力波探测到的信号是什么样的?下面视频显示GW150914的探测图,横轴是时间,纵轴是频率。我们可以看到随着时间增加频率也增加,这是因为在并合前两个黑洞的距离越来越近,互相绕转频率越来越快。这个随时间频率的演化如果用我们熟悉的声波来听就像是鸟的啁啾声(chirp)。

两个黑洞碰撞的声音(来源:https://www.ligo.caltech.edu/video/)

值得注意的是LIGO有两个探测器。这两个探测器相距几千公里。之所以这样做是因为引力波探测器是非常精密的仪器,一点小小的扰动,比如一个人拍篮球或一辆汽车开过都有可能在一个探测器产生可探测信号。只有当两个探测器都探测到相似的信号时,人们才能确认信号真正来自天外。

电脑模拟黑洞碰撞(来源:https://www.ligo.caltech.edu/video/)

伽马射线暴

花开两朵,各表一枝。下面我们介绍另外一个独立的研究领域,这就是关于伽马射线暴起源的问题。

下图是伽马射线的天图,中间很宽的带是银盘。在某一时刻,在一个随机方向会突然发生伽马射线爆发,持续时间为10秒左右。当它达到最亮时,其发射的伽马射线流量超过了全宇宙伽马射线流量的总和。

伽马暴发现于1967年,即50年前左右。在很长时间内,伽马射线暴是天文学中的一个不解之谜。从观测上,伽马射线暴可根据持续时间分为两类。以2秒为界:长于2秒的叫长暴,短于2秒的叫短暴。到1997年,即伽马暴发现30年后,人们终于解决了长暴的起源:大质量恒星死亡的时候中心坍缩形成中子星或黑洞,并伴随超新星爆发。在特殊条件下(如星体快速转动)中心天体可能会产生剧烈的喷流。当喷流从星体中喷出后,其速度可以达到0.99995倍光速。当喷流指向地球时,我们就看到了一个长伽马暴。

短于2秒伽马暴(短暴)的起源却一直困扰着天文学家们。2004年美国的Swift卫星上天后,人们发现短暴的宿主星系是不同于长暴的,而且伽马暴在星系中也远离恒星形成区。这些都表明短暴不起源于大质量恒星坍缩。它们很可能和一些致密天体相联系。在2017年之前,主流模型认为短暴起源于含中子星致密双星的并合。这些致密双星(BH-NS,NS-NS)并合源恰恰又是强引力波源。探测与引力波成协的短暴可以最终解决这一起源疑难。

重元素的起源

第三个完全独立的科学问题是重元素的起源。上图是我们熟知的元素周期表,一共有100多种元素。元素的序号代表原子核中质子的数目。天体物理能够解答各种元素是如何形成的。最轻的元素(氢和氦以及少量的锂)产生于宇宙大爆炸。恒星内部发生核反应可以产生稍重的元素,一直到26号元素铁都能够在恒星内部产生。更重的元素的聚变不但不能放热,还必须吸热,它们不能在恒星内部合成,只能通过其它渠道产生。

核天体物理认为,比铁重的元素,包括我们熟悉的贵重金属金和银是通过快中子俘获产生的。这种核过程要求反应区中子含量很高。这些中子会和重核快速结合形成富中子核,然后通过衰变产生序号更高的元素(中子变为质子)。那么什么样的环境是富中子的呢?过去多数人认为超新星爆发能提供这样的环境,但是也有一些科学家认为含中子星的致密天体并合应该是更有可能的。这是因为在并合前,中子星会被潮汐力撕裂并有一些物质被甩出。从中子星内部甩出的物质自然是富中子的,因此自然是制造重元素的理想场所。

这个问题最早由华人科学家李立新(现北京大学教授)和他在普林斯顿大学的导师Paczynski教授做出研究。他们当时是为了解答一位同事的疑问:含中子星的并合应该有什么观测现象?两位发表的一篇著名论文(如上图)指出:由于快中子俘获及随后的元素衰变都会释放能量,中子星并合应该伴随着一种比超新星暗一些的光学瞬变源,即后来所谓的千新星。根据这一理论,我们地球上的金银财宝都产生于太阳诞生前的一次中子星并合。

引力波的变化与啁啾(来源:https://www.ligo.caltech.edu/video/)

第一例双中子星并合的发现:边“听”边“看”

2017年8月17号,LIGO-Virgo团队探测到一个与其它事例不同的引力波事件。这是人类第一次探测到双中子星并合事件。首先给大家听一下双中子星并合的引力波是什么样的(上面视频)。前五个都是双黑洞的并合,时间不到2秒钟就并合了。最后一个是双中子星并合,由于质量比黑洞小,最后并合频率要比黑洞系统高。由于中子星没有黑洞致密,所以它们并合的引力波信号要弱一些。要探测它并合源距离地球要比较近才可以(这个源的距离约40Mpc,的确比其它黑洞并合源近许多),因此双中子星并合源被引力波探测器探测到的时间长。GW70817被探测到近60秒后才发生了最后的啁啾信号。由于这一特殊的观测性质,LIGO-Virgo团队可以很快确认探测到的事件是中子星并合事件。

如前所述,理论上预期中子星并合事件应有短伽马暴和千新星与其成协。事实是怎样的呢?令所有在此领域工作的天文学家欢呼雀跃的是:这些电磁对应体都如约而至了。人类终于第一次用引力波和电磁波边听边看宇宙中最猛烈的事件之一:两颗中子星的最后并合。

我把下图称为天体物理学中最美丽的图像:最下面一栏是GW70817引力波信号,我们可以看到清晰的啁啾信号(发生事件为黑竖线);上面三栏是两个伽马射线暴探测器三个能段的数据,我们可以看出在中子星并合约1.7秒(灰竖线)后,一个持续时间为2秒左右的短暴(GRB170817A)被探测到了。这是两个独立的领域(引力波界和伽马暴界)为解决两个独立的问题(探测引力波和解答短暴的起源)分别经过长达半世纪的努力,在这个特殊的天体事件上相隔1.7秒胜利会师!称它最美丽一点也不过。

结合引力波信号和伽马暴信号,人们很快缩小了这个并合事件在天空中方向的不确定度。另外引力波信号能给出该源的大致距离,所以天文学家们很快锁定了几十个在该天区的星系,然后开始夜以继日地观测来搜寻其它波段的对应体。终于在不到11小时的时间里捕捉到光学对应体,又很快探测到该源的X射线和射电辐射。光学辐射特征基本符合预言的千新星的观测特征,其它波段的辐射也基本符合短暴余辉的特征。千新星的成功探测证明双中子星并合确实可以通过快中子俘获过程制造重元素。巧合的是,因为天上“生产”黄金,17年8月17日当日的金价应声而落。

成功与挑战

GW170817/GRB170817A的成功探测既是观测的成功也是理论的胜利。然而正如天文瞬变源领域经常发生的一样,每一个旧的问题的解答常常伴随着更多的新的问题和挑战。具体到GW170817事件,目前的观测不能够完全解答以下问题:并合的产物是什么?是一个黑洞还是一个超大的中子星?喷流的结构是什么?看到的伽马射线是怎样产生的?这个短暴和其它更远更亮的短暴是什么关系?1.7秒的时间延迟是什么引起的?等等。

更进一步的问题:黑洞和中子星并合会发生什么?双黑洞并合能产生弱的电磁信号吗?各种致密星并合可以产生可探测的中微子吗?解答这些问题需要今后许多年更多的观测和理论的发展。

未来前景

最后,我用“一二三四”做一个总结:

“一”个新兴领域:由于引力波及其电磁对应体的成功探测,一个全新的领域即引力波天体物理诞生了。这个领域汇集了不同领域的同仁们,从不同的角度来研究由引力波探测带来的新的天体物理课题。下图是今年夏天在国内第二届引力波天体物理会议上我根据会议议程总结出的相关子领域。给年轻朋友一个好消息:这个领域是大有作为的!

“两”个领域结盟:引力波电磁对应体的发现主要是使得引力和电磁两大领域结盟。这可以从下面这篇多信使观测GW170817/GRB170817A的文章看到。一般的天体物理文章可能少到一两个多到几十个作者。这篇文章下面密密麻麻列的并不是作者的名字,而是团队的名字。如果把所有人列出,这篇文章有3677个作者,其中引力波领域一千多个作者,电磁波领域两千多个作者。是多信使天文让大家联手。可以预期,这两个领域的对话将在今后日益深化。

“三”个时空尺度:以LIGO引领的地面引力波探测器已经成功探测到恒星尺度的引力波(LIGO探测到的黑洞和中子星都是恒星演化的产物)。在星系尺度上星系中心的黑洞也会并合,探测它们发出的引力波需要更低频,亦即更长基线的探测器,欧美和中国的几个空间项目(如LISA,太极和天琴)以及地面的脉冲星计时阵列将探测到在这个尺度的引力波。在更大的宇宙尺度,整个宇宙在大爆炸的极早期会产生引力波,现在国内外的一些望远镜(包括国内的阿里计划)都在瞄准这些信号。期待在今后几十年的时标里,人类真正可以用引力波研究所有的时空尺度。

“四”种信使,四大相互作用:如前所述,除了电磁波和引力波以外,天文学家还可以用中微子和宇宙线研究宇宙。这些领域的研究也在继续。期待不远的将来人类能够用四种信使来同时研究宇宙及其四大相互作用,最终揭开宇宙神秘的面纱。(图片由张冰教授提供,来源于网络或张冰教授ppt)

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