中子星的 “覆亡”

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本文发表于 2021 年 11 月 18 日的《南方周末》，发表稿不含注释，标题被编辑改为了 “中子星的覆灭”。

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中子星的 “覆亡”

- 卢昌海 -

2020 年，协调世界时 1 月 5 日下午 4 时 24 分 26 秒，及 1 月 15 日凌晨 4 时 23 分 10 秒，人类的引力波探测史上又增添了两组观测发现，依发现日期被分别标记为 GW200105 和 GW200115。

在这两组观测发现中， GW200115 (即后者) 被美国的 LIGO 利文斯顿观测台 (LIGO Livingston Observatory)、 LIGO 汉福德观测台 (LIGO Hanford Observatory) 及欧洲的 Virgo 观测台 (Virgo Observatory) 同时观测到； GW200105 (即前者) 则本质上只被 LIGO 利文斯顿观测台所记录 (LIGO 汉福德观测台当时未处于工作状态， Virgo 观测台记录到的信号则太弱——虽仍对确定引力波源的方位有一定的辅助作用)。

经过约一年半的数据分析， 2021 年 6 月 29 日，有关这两组观测发现的论文正式发表在了《天文物理期刊通讯》 (The Astrophysical Journal Letters) 上，标题为 “对来自两组中子星—黑洞合并的引力波观测” (Observation of Gravitational Waves from Two Neutron Star–Black Hole Coalescences)。

这标题在普通读者眼里也许并不起眼，因为有关引力波的新闻之前已有过不少，甚至已多到渐渐失去新闻效应。哪怕科学爱好者，也恐怕已不再将之太当回事。不过，这标题里的 “中子星—黑洞合并” 其实是非同小可的事情，而且这事情的非同小可，恰恰是因为之前已有过不少有关引力波的新闻。

因为我们目前最有能力探测的引力波从理论上讲共有三种类型，分别来自黑洞双星合并、中子星双星合并与中子星—黑洞合并^[注一]。然而之前的几十次引力波观测发现都只涉及了黑洞双星合并与中子星双星合并，中子星—黑洞合并却始终空白^[注二]。

一个空白延续越久就越引人注目。

GW200105 和 GW200115 填补了这一引人注目的空白，因此非同小可。

我们何以知道 GW200105 和 GW200115 是中子星—黑洞合并呢^[注三]？依据来自星体质量。

就像电磁波探测——其中的特例就是光学观测，也就是所谓的 “看”——可以确定电磁波源的许多性质，引力波探测也有类似的力量。比如通过对引力波波形与建立在广义相对论基础上的理论模型相比较，可以推测出作为引力波源的双星系统与我们的距离及两个星体的质量。对 GW200105 来说，推测所得的距离约为 9 亿光年，两个星体的质量分别约为太阳质量的 8.9 倍和 1.9 倍；对 GW200115 来说，则距离约为 10 亿光年，星体的质量分别约为太阳质量的 5.7 倍和 1.5 倍。这些结果虽都有百分之几十的误差，但足以确定出两个双星系统中的较大星体是黑洞——因为理论和观测给出的中子星质量上限都只在太阳质量的 2—3 倍之间，远小于这两个双星系统中较大星体的质量。

另一方面，这两个双星系统中较小星体的质量则都在中子星质量上限以下。那样的星体会是什么呢？中子星自然 “当仁不让”，但它们是否也可以是黑洞呢？从目前确知的黑洞形成渠道来看，答案很可能是否定的。

因为就我们目前所知，形成黑洞的主要渠道是恒星演化。但恒星演化产物——指演化终了形成的星体，或所谓恒星 “残骸”——的类型是大体按质量排序的：质量较小的恒星会演化成白矮星，其质量上限约为太阳质量的 1.4 倍；质量较大的恒星会演化成中子星，其质量多在白矮星质量上限以上 (同时当然不超过中子星质量上限)；质量更大的恒星则会演化成黑洞，其质量下限尚不清楚，但一般认为不低于中子星质量上限。

这种恒星演化产物的类型大体按质量排序——即中子星的质量多在白矮星质量上限以上，黑洞的质量下限不低于中子星质量上限——不是偶然的。因为恒星演化产物乃是恒星内部核反应终结之后，恒星 “残骸” 抗衡引力所达到的平衡态。在 “残骸” 质量较小时，这种平衡可以倚仗一种被称为电子简并压 (electron degeneracy pressure) 的压强来达到，那样的天体就是白矮星。白矮星物质的致密程度远远超出我们的日常经验，一汤匙白矮星物质的平均质量可达十几吨。那样致密的物质可想而知是很 “坚硬” 的。但计算表明，一旦恒星 “残骸” 的质量大于太阳质量的 1.4 倍，就连那样 “坚硬” 的物质也将抗衡不住引力。这时白矮星自然就无法存在了，恒星 “残骸” 将坍缩成更致密的星体。

那更致密的星体是什么呢？读者一定猜到了，正是中子星。计算表明，当恒星 “残骸” 的坍缩进行到核物质层次——也就是当恒星 “残骸” 被压缩成类似于超巨型原子核那样的结构——后，一种更巨大的压强会 “应运而生”，起到抗衡引力的作用。那种压强的一部分被称为中子简并压 (neutron degeneracy pressure)，它在原理上类似于电子简并压，但威力大得多。倚仗这种更巨大的压强抗衡引力的天体就是中子星。中子星物质的致密程度比白矮星物质还要惊人得多，一汤匙中子星物质的平均质量可达十几亿吨。那样的物质当然也远比白矮星物质更 “坚硬”。但即便如此 “坚硬”——甚至有可能是宇宙中最 “坚硬”——的物质，在可以随质量的增加无限增加的引力面前，依然有败下阵来的时候。一旦这种物质败下阵来，中子星就会像白矮星一样无法存在——中子星质量上限就是这么来的，恒星 “残骸” 则将进一步坍缩。

这种进一步坍缩又将如何终了呢？目前尚无确切答案——因为尚有些灰色地带需要探索。比如有可能存在一种连中子也被 “压碎”，从而密度比中子星还高的被称为夸克星 (quark star) 的猜测性星体。但这个灰色地带的细节虽有待探索，质量范围却不会太大，有可能只是从 “太阳质量的 2—3 倍” 这个很宽泛的中子星质量上限里 “瓜分” 一小块。一般认为，当恒星 “残骸” 的质量超过太阳质量的 3 倍之后，将不会再有任何类型的物质压强能抗衡引力，天体将无可避免地坍缩成黑洞。

从这样一幅恒星演化的物理图像中可以看出，能演化成白矮星的恒星将不会演化成中子星——因为电子简并压既然能抗衡引力，恒星 “残骸” 的坍缩就会止步于白矮星，从而不会演化成中子星。同样的道理，能演化成中子星的恒星将不会演化成黑洞。因此，白矮星、中子星和黑洞的质量范围就恒星演化这一渠道而言，是大体上互不重叠的^[注四]。这也就意味着处于中子星质量范围内的星体如果是恒星演化产物，就只能是中子星，而不会是黑洞。

当然，细心的读者想必留意到了上文的伏笔，即恒星演化只是形成黑洞的 “主要渠道”——事实上，它也只是形成白矮星和中子星 “主要渠道”。既是 “主要渠道”，当然意味着还有 “次要渠道”。事实也正是如此。除 “主要渠道” 外，白矮星、中子星、黑洞还可以形成于一个 “次要渠道”：相互合并。这 “次要渠道” 中的中子星双星合并与黑洞双星合并甚至已在引力波探测中被观测到了。但这 “次要渠道” 对黑洞而言是只会增加其质量，故而是不会 “侵入” 到中子星质量的 “领地” 里的。

因此， GW200105 和 GW200115 中的较小星体无论形成于 “主要渠道” 还是 “次要渠道”，都只能是中子星，而不会是黑洞。

就目前有观测基础的渠道而言，以上即为全部，从而也就是确认 GW200105 和 GW200115 中的较小星体是中子星，以及 GW200105 和 GW200115 是中子星—黑洞合并的依据。

但是，假如我们把视野放开阔一点，那么还有一种目前尚属臆测性的理论——原初黑洞 (primordial black hole) 理论——值得一提 (本文开篇提到的有关这两组观测发现的论文也略述了这种理论)。这种理论认为，宇宙大爆炸之初的密度涨落可以产生黑洞——即所谓的原初黑洞。这种原初黑洞的质量——据某些模型的预言——可以跟白矮星或中子星的质量范围相重叠。这样的原初黑洞假如存在，那么 GW200105 和 GW200115 中的较小星体就有可能是原初黑洞而不是中子星， GW200105 和 GW200115 也就可能是黑洞双星合并而不是中子星—黑洞合并。

不过，在科学上，臆测性的理论跟有观测基础的理论相比，地位毕竟是大为不如的。因此在获得观测的支持——从而摘掉 “臆测性” 这顶帽子——之前，我们无法赋予原初黑洞理论太大的分量。也因此，尽管可能性不能被排除，但起码在目前，一般认为，原初黑洞理论并不足以撼动 GW200105 和 GW200115 是中子星—黑洞合并这一判断^[注五]。

既然确认了 GW200105 和 GW200115 是中子星—黑洞合并，那么接下来的一个很自然的问题是：跟之前的几十次引力波观测发现相比， GW200105 和 GW200115，或者更一般地，对中子星—黑洞合并的观测，是否有独特的科学意义？

对此，答案是肯定的。

首先是如前所述， GW200105 和 GW200115 填补了之前几十次引力波观测发现留下的空白。在科学上，填补空白当然是很有意义的——而且这意义按定义就是独特的。

其次， GW200105 和 GW200115 是人类首次确凿无疑地观测到中子星的 “覆亡”。在这之前，人们曾观测到过两次中子星合并 (分别被标记为 GW170817 和 GW190425)，但对于合并产物究竟是中子星还是黑洞，迄今没有很大把握。但 GW200105 和 GW200115 所涉及的中子星的命运是确凿无疑的，因为中子星跟黑洞合并的结局只有一个，就是被黑洞吞没——也就是中子星的 “覆亡”^[注六]。

其三，对中子星—黑洞合并的观测有可能会对我们了解中子星物质的性质及中子星的结构提供重要窗口。中子星由于是黑洞之外我们确知的最致密星体，它的物质几乎达到了物质压缩的极致，不仅远离一切经验，对其性质的描述甚至达到了现有物理理论的边缘。尤其是，尽管人类已观测到数以千计的中子星，但那些中子星在很大程度上只是旋转天体，处在相当稳定的平衡之中，而要透彻研究一种物质的性质，往往离不开对动态形变乃至撕裂过程的观察，中子星—黑洞合并由于涉及中子星的 “覆亡”，恰好包含了动态形变乃至撕裂过程，故而是一个重要窗口。通过对中子星—黑洞合并产生的引力波的细致观测，我们原则上可对中子星物质的动态形变乃至撕裂过程，继而对中子星物质的性质及中子星的结构，作出某种分析。运气好的话，我们甚至有可能观测到中子星—黑洞合并产生的电磁辐射，从而以引力波和电磁波相辉映的所谓 “多信使” (multi-messenger) 观测的方式获取信息。

说到 “多信使” 观测，顺便也提一下，对 GW200105 和 GW200115 来说，一个很遗憾的事实是：不仅引力波观测未能达到作出上述分析所需的精度，而且也并未观测到电磁辐射，从而无法实现 “多信使” 观测^[注七]。当然，这也并不意外，因为 GW200105 和 GW200115 涉及的星体质量偏小，与我们的距离却很远，信号相对微弱。另一方面，颇有些 “雪上加霜” 的是，有迹象显示，中子星—黑洞合并产生的电磁辐射不会太强，因为它有赖于一部分中子星物质残留在黑洞外部不被快速吞没，但那部分物质的数量——据某些计算显示——在多数情形下都很有限。因此，中子星—黑洞合并算不上最适合 “多信使” 观测，在这点上不如中子星双星合并。

但对于研究中子星物质的性质及中子星的结构来说，中子星—黑洞合并有一个比中子星双星合并更胜一筹的地方，那就是黑洞在很多人眼里虽是一种神秘的存在，其实却比中子星简单得多，因为它几乎是一个纯几何的东西，不涉及物质方面的复杂性。美籍印度裔天体物理学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡 (Subrahmanyan Chandrasekhar) 曾用一句很精辟的话来形容黑洞： “黑洞本质上是宇宙中最完美的宏观物体：构筑它们的唯一质料是我们的空间和时间观念。” 黑洞既然比中子星更简单，中子星—黑洞合并自然也就比中子星双星合并更简单，尤其是对于研究中子星物质的性质及中子星的结构来说，由于它只涉及一个中子星，从而便利得多——这种研究价值上的潜力当然也是一种独特的科学意义。

尽管 GW200105 和 GW200115 未能实现上述潜力，但可以预期，随着引力波探测的深入及探测技术的持续改进，人们将会观测到越来越多的中子星—黑洞合并，并且早晚会在更近的距离上观测到中子星—黑洞合并，从而不仅有机会达到更精密的引力波观测精度，甚至有可能实现 “多信使” 观测，及研究价值上的潜力。

其四，观测中子星—黑洞合并还有一个独特价值，那就是有助于研究中子星—黑洞双星系统本身的性质，比如对它们在宇宙中的数目提供估计——这种估计在不存在观测样本的情形下是很盲目的，一旦有了观测样本，则可以大为改善。同时，这种估计也可以为研究中子星—黑洞双星系统的形成提供帮助，因为中子星—黑洞双星系统的形成有不止一种理论上可能的途径，每种途径能形成的中子星—黑洞双星系统的数目各不相同，将这种数目跟前述估计相比较，就能对中子星—黑洞双星系统的形成途径作出一定程度的反推。

最后但并非最不重要的是，你永远无法确知大自然会出什么牌，因此所有科学探索都有一定的可能会遭遇事先不曾预料的惊奇。这是科学的魅力之一，也是我们对中子星—黑洞合并未来观测的期许之一。

注释

这三种双星合并涉及的星体只有黑洞和中子星两种类型，那是因为，天体越是致密，涉及的运动频率越高，对发射引力波就越有利。但除黑洞和中子星外，哪怕最致密的白矮星也仍不够致密，且所能允许的运动频率——即双星绕转频率——也因体积相对庞大 (这本身也是不够致密造成的) 而不够高。当然，不属于 “目前最有能力探测” 之列，并不意味着绝对没能力探测，但起码会大大降低探测距离，从而大大降低观测发现的数量。
严格讲，在 GW200105 和 GW200115 之前，曾有过两组 “疑似” 中子星—黑洞合并的引力波信号，分别被标记为 GW190426 和 GW190814。但前者的信号—噪音比太低，无法被确认为有效信号；后者则无法足够可靠地确认究竟是来自黑洞双星合并还是中子星—黑洞合并 (因为所涉及的双星系统中的一个天体的质量恰好处在目前观测到的黑洞质量范围与中子星质量范围的间隙之中，无法确定究竟是黑洞还是中子星)。
为行文简洁起见，我们用 GW200105 和 GW200115 之类的标记同时标识引力波探测所涉及的四层含义，即： 1. 观测发现； 2. 导致观测发现的引力波； 3. 作为引力波源的双星系统； 4. 发生在双星系统里的双星合并事件。
当然，动态的坍塌有时会突破静态平衡的要求，因此，在两种恒星演化产物的 “交界” 附近会有一定的灰色地带 (故而我们只称其为 “大体上互不重叠”)，但一种星体恰好落于其中的概率是很小的，本文就不细究了 (因为此类分析本就是概率性而非绝对的)。
除此之外，在我看来还有一个概率性的因素，也显示原初黑洞理论并不足以撼动 GW200105 和 GW200115 是中子星—黑洞合并这一判断。那就是：迄今已发现两例中子星双星合并，却并未发现同等质量范围内的黑洞双星合并，这似乎表明原初黑洞哪怕有，在中子星质量范围内也不多，或起码在双星系统里并不多，从而在概率上不太能影响 GW200105 和 GW200115 是中子星—黑洞合并这一判断。当然，由于样本太小，这一概率推理并不很强。
当然，这里其实有一个不那么 “确凿无疑” 的地方，那就是——如前所述——GW200105 和 GW200115 中的较小星体虽极有可能是中子星，却也并非毫无置喙余地。不过在谈论观测或实验结果的文字中，诸如 “确凿无疑” 之类的肯定词的含义本就是不能绝对化的。
正因为如此，才导致了前文有关 GW200105 和 GW200115 中的较小星体究竟是中子星还是黑洞的冗长讨论。否则的话，凭电磁辐射即可确认其为中子星——因为黑洞双星合并是观测不到电磁辐射的。

2021 年 11 月 12 日完稿
2021 年 11 月 27 日发布
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