我假定你问的黑洞是天文学中的星体而不是物理学中的时空度规

那么这个问题其实挺好的,因为如何测量黑洞的基本参数是天体物理领域一个重要的课题,对我们了解黑洞中的物理以及寻找黑洞有着重要的意义。所以我抛砖引玉的答一下,毕竟我只是了解一些概念:

黑洞有什么参数?

这个很简单:质量自旋角动量

如何测量或估测?

黑洞主要有两种,恒星级黑洞超大质量黑洞,我将以恒星级黑洞为例来简单介绍一下如何测量和估测黑洞的质量和自旋角动量。

如何测量恒星级黑洞质量:

首先恒星级黑洞指的是质量在 3M_{\odot}\sim15M_{\odot} 之间的黑洞,这种黑洞不同于目前成因未知的超大质量黑洞,它们是某些恒星“星生”的终点。

由于恒星中孤立单星在宇宙中很少,大部分恒星都是双星系统,所以天文学家一般通过密近双星黑洞吸积伴星物质后发出的高能辐射X射线伽马射线等)来搜寻恒星级黑洞。而这个方法面临的最大问题就是,如何区分双星系统中的致密星是白矮星还是中子星亦或是黑洞

而其中如何区分双星系统中的致密星究竟是中子星还是黑洞,关键就在于对星体质量的测量。

而测量双星中天体的质量,目前最常用的方法是利用开普勒第三定律得到双星系统的质量函数:

f(M_{BH})=\frac{P_{orb}K_{C}^{3}}{2\pi G}=\frac{M_{BH}sin^{3}i}{(1+\frac{M_{C}}{M_{BH}})^{2}}(公式1)

式中 M_{BH} 是黑洞质量, P_{orb} 是双星的轨道周期, M_{C} 是伴星质量, K_{C} 是伴星沿观测方向运动时的速度, i 是双星轨道平面的法向和观测反向的夹角(轨道倾角)。

其中,我们可以通过观测伴星发射线的周期性多普勒移动的调制而获得 P_{orb}K_{C} 两个量,因此 f(M_{BH})=\frac{P_{orb}K_{C}^{3}}{2\pi G} 是一个可观测量

而对于 iM_{C} 两个量,我们可以从(公式1)中看到,当 i=90°M_{C}=0M_{BH} 为最小值(不会算的重新学一遍初中数学)。

天文学家通过计算发现中子星的质量上限是3M_{\odot},如果致密星质量下限超过这一上限,那么便是一个很可靠的恒星级黑洞候选体。

当然,这只是对黑洞质量的粗略估计,如果要精确测量黑洞的质量,还需要做一些更细致的工作,这个工作的关键就在于这个 i ,也就是轨道倾角:

从图一我们可以看出,在黑洞强大的潮汐力的作用下,伴星被拉长为指向黑洞的梨形(水滴形),也就是说此时伴星正对黑洞的部分表面积大,背对黑洞的部分表面积小。

在黑洞双星系统中,黑洞会通过吸积伴星物质而形成一个吸积盘,吸积盘会放出大量的 X 射线辐射。伴星正对黑洞的部分受到的辐射温度自然而然的会比背对黑洞部分的温度要高。因此,只要能建立一个正确的伴星和吸积盘的辐射模型,就可以通过对伴星辐射流随伴星轨道运动调制的观测,来得到轨道倾角 i

当然实际上,要准确建立辐射模型是一个难度系数极高的事,有这许多苛刻的参数要求,所以现在很多时候都只能大致的估测一下,因此目前的轨道倾角测量存在很大的不确定性。

如何测量恒星级黑洞自旋参数:

之前讨论黑洞质量测量的时候,我们没有考虑广义相对论效应,而是直接在牛顿引力框架下进行的。但是如果想测量黑洞的自旋参数就必须利用广义相对论了。

首先介绍一个最内稳定圆轨道半径的概念:

我们知道,黑洞吸积盘是由围绕黑洞做圆周运动的气体组成的,且吸积盘中存在角动量转移,质量会从盘外侧转移到盘内侧。这个过程会一直持续到吸积物质到达吸积盘内边界。但是由于黑洞自身的时空性质束缚了吸积盘的内边界,因此当吸积物质靠近黑洞到一定距离时,稳定的圆轨道将不会存在。而正好保持有稳定圆轨道的位置,就是黑洞吸积的最内稳定圆轨道半径(R_{ISCO}) 。

从图二我们可以看出黑洞的自转参数 a^{*} 是最内稳定圆轨道半径的单调函数。因此只要可以测量黑洞的最内稳定圆轨道半径,那么我们就可以得到黑洞的自转参数。

目前主要的三种测量黑洞自旋的方法基本都依赖于对黑洞最内稳定圆轨道半径的测量:

  1. 拟合吸积盘的连续谱测量黑洞的自转
  2. 根据观测的 X 射线流强的准周期振荡来测量黑洞自转
  3. 根据观测到的展宽的铁 K\alpha 发射线来测量黑洞自转

以上三种方法我均不了解,故有兴趣者可自己查阅,或共同讨论。

参考文献:

[1] . 加藤正二. 黑洞吸积盘[M]. 科学出版社, 2016.

[2].陆埮. 现代天体物理[M]. 北京大学出版社, 2014.

来源:知乎 www.zhihu.com

作者:不拿诺奖不改名

【知乎日报】千万用户的选择,做朋友圈里的新鲜事分享大牛。
点击下载

此问题还有 1 个回答,查看全部。

毒镜头:老镜头、摄影器材资料库、老镜头样片、摄影