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（图片来源：http://chandra.harvard.edu/photo/2004/rxj1242/）
本系列前两篇给大家讲述了宇宙中两种最主要的黑洞：X射线双星中的恒星级质量黑洞和星系中心的超大质量黑洞。这两种黑洞的发现和证认都是根据黑洞对周围物质的吸积过程和动力学过程。那么除了这两种之外，还有没有其他类型的黑洞呢？如果黑洞周围没有吸积过程，我们是不是就没有办法发现他们了呢？在这个系列的终结篇，笔者将带领大家认识一下在宇宙隐秘角落里的非主流黑洞。
在X射线双星中的黑洞，其质量大约是太阳的5到15倍，而星系中心的黑洞则拥有百万甚至上百亿倍的太阳质量。读者可能注意到了，这中间有一个巨大的跨度：为什么没有几百几千倍太阳质量的黑洞呢？这也是天文学家所困惑的问题。为了填补黑洞质量的间隙，很自然的会想到两种途径：从小往大，就是在X射线双星中寻找更大质量的黑洞；从大往小，就是寻找比银河系还要小很多的星系，他们中心的黑洞也要比银心黑洞小很多。近年来随着观测技术和条件的提高，很多杰出的研究团队踏上了寻找这种“中等质量黑洞”的征程。
X射线双星中的中等质量黑洞是和一类叫做极亮X射线源（Ultraluminous X-ray Sources；ULXs）的特殊天体紧密联系在一起的。“Ultra”在这里是什么意思呢？这需要先理解一个概念：“爱丁顿光度”。黑洞周围的气体受到黑洞引力而向内吸积，同时还会受到向外的辐射压力，也就是说被气体吸收的光子所携带的动量会使气体向外跑。因此X射线辐射还不能太强，否则气体就被吹跑了。那么辐射压力和黑洞引力的平衡点，就是爱丁顿光度，又称作爱丁顿极限。这个极限是由大名鼎鼎的爱丁顿爵士首先计算出来的。对，就是那个使爱因斯坦声名鹊起，又令钱德拉塞卡痛苦一生的爱丁顿。读过笔者之前文章的朋友应该对这个名字不陌生。对于每一倍太阳质量，爱丁顿光度的数值是1.3×10
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瓦。那么对于一个10倍太阳质量的黑洞，其爱丁顿光度是1.3×10
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瓦。然而从上世纪八十年代开始，在附近星系我们发现了一些 X射线源，其光度达到3×10
32
瓦以上，最高的甚至在10
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瓦这个量级（图1）。这是一类很令人困惑却又极具科学价值的天体。他们并不在星系中心，因此不是超大质量黑洞，最有可能是X射线双星。如果它们的黑洞质量是和其他典型的X射线双星一样，那么其光度就超过了爱丁顿极限很多倍，这对经典的黑洞吸积理论提出了重大挑战；如果它们遵守爱丁顿极限，那么其黑洞质量就至少是太阳的20倍，最高可以达到上千倍，于是我们就找到了传说中的中等质量黑洞。这就是所谓“Ultra”的含义。
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图1. 触须星系（Antennae Galaxies; NGC 4038/4039）。这是正在并合中的两个星系，星系并合过程中形成了很多大质量年轻恒星，为极亮X射线源创造了条件。图中蓝色代表X射线辐射，星系中的蓝色点源很多都是极亮X射线源。其他颜色代表了光学和红外波段的辐射。（图片来源：
http://chandra.harvard.edu/photo/2010/antennae/
. Credit: X-ray: NASA/CXC/SAO/J.DePasquale; IR: NASA/JPL-Caltech; Optical: NASA/STScI）
近十五年来最新一代的X射线望远镜（Chandra X-ray Observatory 和 XMM-Newton）为极亮X射线源的研究积累了大量数据，使得我们不仅仅从光度，还可以从时变、光谱性质等等方面研究它们，并与典型的黑洞双星做比较。与此同时，黑洞吸积的理论研究也取得了长足进步，人们也初步了解了在哪些物理条件下可以实现超越爱丁顿极限的吸积过程。关于极亮X射线源的最新综述由清华大学冯骅教授与合作者完成
[1]
。这篇权威综述囊括了极亮X射线源观测性质的方方面面，并总结了人们对其物理本质的认识。现阶段最为学界所接受的观点是，大部分的极亮X射线源是由十几到几十个倍太阳质量的黑洞进行超越爱丁顿极限的吸积过程所产生的，而个别最亮的源（10
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瓦级别）则有可能拥有成百上千倍太阳质量的中等质量黑洞。
中等质量黑洞存在的一个可能例子是 M82 X-1。这个极亮X射线源在星系 Messier 82（M82）中，距离我们大约1200万光年。现在对它的黑洞质量的测量结果是400倍左右太阳质量
[2]
。这个结果是利用黑洞双星的准周期震荡（就是近似但是不严格等周期的光变）与黑洞质量的关系得到的。这种方法仍然依赖于所选取的模型，因此不像动力学测量（即通过黑洞双星的轨道运动）那么被广泛接受。
读者可能会问，为什么不能用像本系列文章首篇中所讲的动力学方法呢？诚然，这应该说是极亮X射线源研究的“圣杯”；它将是中等质量黑洞存在与否的最直接最可靠的证据。然而动力学测量是通过伴星的光谱和测光性质来完成的。对于极亮X射线源而言，它的吸积盘不仅有很强的X射线辐射，在其外缘也有很强的光学辐射，会严重污染甚至掩盖来自伴星的辐射，给黑洞质量测量造成了很大的困难。但是困难是无法阻挡科学家的脚步的。国家天文台/中国科学院大学刘继峰教授团队完成了对极亮X射线源黑洞质量的首次动力学测量。他们对 M101 ULX-1 这个系统的黑洞质量的测量结果是20到30倍左右太阳质量
[3]
。
最后需要指出的是，以前人们认为极亮X射线源是黑洞的专利，因为中子星的质量更小（1.4倍太阳质量），更难以产生极亮X射线辐射。然而2014年的一个意外发现推翻了人们的看法
[4]
。人们发现 M82 这个星系中的另一个极亮X射线源 M82 X-2 在硬X射线波段有周期为1.37秒的脉冲信号，这是中子星的典型特征，而黑洞虽然可能会有准周期震荡，但却没有严格的等周期脉冲信号。因此这是其黑洞解释的一个反证（联想本系列文章第二篇所列举的黑洞证据中，有一条就是不能有否定黑洞模型的反证）。在带给人惊喜方面，我们的宇宙永远不会令人失望。
我们的银河系在宇宙中算是中等个头，拥有大约一千亿颗恒星。宇宙中还有比银河系小很多的星系，只有银河系的百分之一甚至更小，这些星系称为“矮星系”。很多矮星系都是主要星系的“卫星”。这当中最著名的当属大小麦哲伦云了（图2）。 随麦哲伦环球航行的天文学家在南大西洋上观测并描述了它们，当然那个时候还没有星系的概念，只是看到两团很密集的星，就笼统的称做“云”了（事实上他们并不是最先发现这两个星系的人）。大小麦哲伦云是银河系最主要的两个卫星星系。
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图2. 南半球星空中的大小麦哲伦云（图片来源：Wikipedia; Credit: ESO/S.Brunier）
星系中心黑洞的质量和星系的很多整体性质都存在正相关，那么既然矮星系的个头比较小，其中心的黑洞也很可能要小很多。因此矮星系就成了寻找几万到几十万倍太阳质量黑洞的最佳场所。测量矮星系中心黑洞的质量的一种方法是通过星系光谱中氢巴尔末发射线的光度和展宽。矮星系通常比较暗，中心区域尺度也比较小，因此获得其高质量光谱还是需要强力的望远镜（口径6米以上）和光谱仪。现在星系中心最小黑洞的纪录是5万倍太阳质量，其所在的星系是 SDSS J1523+1145（又称作 RGG 118）。这个测量工作是由和我同一个研究组的密歇根大学博士生 Vivienne Baldassare 在导师 Elena Gallo 教授的指导下完成的
[5]
。
现在普遍认为像银河系这么大或者更大的星系中心是一定存在超大质量黑洞的，但矮星系却不尽然。一个著名的反例是Messier 33（M33）。由哈勃太空望远镜获取的数据显示这个星系中心不存在黑洞，即便是有，其质量上限也仅仅是太阳的1500倍
[6,7]
。但是根据其他星系所遵从的规律来推断，M33的中心理应有一个至少5万倍太阳质量的黑洞。那么有多大比例的矮星系中心存在黑洞呢？这是最近几年的一个热门研究课题，因为这个比例的大小可以揭示在宇宙最早期的第一批超大质量黑洞是如何形成的。
“引力”和“透镜”都是大家非常熟悉的东西了，那么把这两个词放在一起是什么意思呢？物质的引力场能够使光线偏折，产生一种与我们常见的光学透镜很类似的效应，因此称为引力透镜。爱因斯坦在二十世纪30年代建立了引力透镜的数学基础，到现在引力透镜已经成为天文学中一个非常重要而且活跃的领域。质量巨大的星系或者星系团能够为背景天体生成十字或者环状的像，这种称为“强引力透镜”；而对于恒星甚至更小的行星级别的天体，它们在经过背景天体前方的时候只能将其光线收集起来从而使背景天体变亮（图3），这种称为“微引力透镜”。这种效应只依赖于作为透镜的天体的质量，与它自身的辐射无关，因此微引力透镜成为研究暗弱天体的绝佳手段。黑洞自然就是其中之一。
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图3. 黑洞微引力透镜示意图（图片来源：NASA）
我们的银河系中应该有千千万万的黑洞。如果黑洞并没有恰巧在双星系统中，而是孤身一人在空荡荡的宇宙中流浪，那么我们就没有办法通过吸积活动所产生的X射线来探测到它们。这个时候，微引力透镜就成了最好的武器。我们《赛先生天文》专栏的主持人毛淑德教授于2002年首次利用微引力透镜探测到了恒星级质量的黑洞候选体 OGLE-1999-BUL-32
（图4
[8]
）
。在微引力透镜事件中，背景天体从开始变亮到恢复正常的这个时间尺度是一个最关键的参数，它包含了透镜天体的质量、距离、速度等等重要信息。也正因为如此，透镜天体的质量信息很难被单独分离出来。但是如果这个时间尺度足够长（比如这次事件的640天），在这段时间内由地球绕太阳公转所产生的“视差”效应必须予以考虑。而正是这种额外的信息打破了参数的简并，从而使我们能够约束透镜天体的质量。天文学家就是利用这种原理探测到了黑洞候选体
[8,9]
。除了上面所讲的
这个以外，还有另外两个探测到的候选体是 MACHO-96-BLG-5 和 MACHO-98-BLG-6。
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图4. 黑洞候选体微引力透镜事例 OGLE-1999-BUL-32 的光变曲线。整个事例的时间尺度是640天。内插图是背景天体亮度峰值部分的放大。
（取自参考文献
[8]
）
前面提到，星系中心普遍存在超大质量黑洞。然而大部分星系中心黑洞的吸积活动都很微弱，无法通过强烈的X射线和光学/紫外辐射来探测它们。我们如何来发现这些“沉寂”的黑洞呢？潮汐瓦解事件（tidal disruption events）是一个重要的手段。
什么是“潮汐瓦解事件”？潮涨潮落是大家非常熟悉的现象了，它是海水被太阳和月球引力相互拉扯的结果。物理上讲，只要一个物体各个部分所受到的引力不均匀，我们就说它受到了潮汐力的作用。黑洞周围自然是有很强的引力场梯度，物体靠近黑洞和远离黑洞的两端所受引力不同。如果这个物体自身的强度无法 hold 住这种差别，它就要被潮汐力撕个粉碎了。说到这，读者可能会想《星际穿越》中的 Cooper 船长和他的飞船在进入黑洞前并没有被撕碎啊。事实上，对于卡冈图雅这种超大质量黑洞而言，人和飞船都太小了，就像一个点一样，他们所遭受的潮汐力反而是比较温和的。但是对于恒星而言就完全不同了。黑洞在恒星身上施加的潮汐力是恒星自身的引力所无法克服的，恒星本身会被撕碎进而被黑洞吞噬。这就是潮汐瓦解事件。
恒星被黑洞瓦解之后的碎片会围绕黑洞形成一个暂时的吸积盘。此时的吸积活动非常剧烈，同时还有可能产生垂直于吸积盘的相对论性喷流，所以可以想见潮汐瓦解事件可以通过X射线爆发而被探测到。近年来最有名的一个潮汐瓦解事件是2011年3月28日由 NASA 雨燕（
Swift
）卫星发现的 Swift J1644+57，又称 GRB 110328A，距离地球38亿光年
[10,11]
。这是人们发现的第一个产生喷流的潮汐瓦解事件，而且喷流的方向正好对着地球，使得它看起来亮了很多（相对论性多普勒增强效应），因此这次爆发事件备受关注。图5中的视频模拟了此次爆发的全过程。主角之一的超大质量黑洞最开始就躲在视频的左下方，不仔细看你可能都不会注意到。一颗懵懵懂懂的恒星误打误撞进入到黑洞的势力范围，它再想逃出去已经是不可能了。巨大的潮汐力瞬间将它撕碎，碎片形成一个吸积盘，物质被快速吸入黑洞。与此同时上下两个方向的喷流以接近光速的高速直插太空，其中一个喷流正好对准地球，向人类诉说着这颗恒星的悲惨命运。至于那颗黑洞，如果不是这次致命接触，我们或许永远都不会知道它的存在。但是它抓住了这个万载难逢的机会，牺牲了别人，照亮了自己，用宇宙中最残忍的方式刷了一回存在感。
图5. Swift J1644+57爆发过程模拟动画。（视频来源：http://www.nasa.gov/mission_pages/swift/bursts/devoured-star.html. Credit: NASA/Goddard Space Flight Center/CI Lab）
根据现有的观测数据推算，一个普通星系中心的黑洞大概每一万到十万年会享受一次这样的饕餮盛宴
