潮汐瓦解——黑洞的甜点，天文学家的盛宴_风闻

今天跟大家聊聊潮汐瓦解。说起潮汐瓦解，即便对这个领域不熟悉，光听名字应该也能猜个大概。提到潮汐，八成就跟潮汐作用有关，而瓦解，就是碎了。只是还不清楚这里面谁是那个稀碎的倒霉蛋。下面我就来给大家隆重介绍一下吧。

先从我们熟悉的开始吧。提到潮汐，大家第一反应可能就是我们熟悉的潮涨潮落。作为一个普通的小破球，我们的地球同时受到了来自其它天体的引力。我们知道，引力是随着距离平方衰减的，距离越远，引力越弱。那么以月亮为例，由于地球是个球体，地球上距离月亮较近的一部分地区和较远的地区相比，它们受到月亮的引力作用大小是有区别的。这样不同地区受到的引力也就有所不同。本来呢，如果地球整个就是一个结实的大秤砣，这点引力的差别可能也翻不出什么大浪。可偏偏地球上大半地区都被流动性很好的海水覆盖。于是就热闹了，随着地球自转，海水会随着受力的不同而发生涨落，也就是我们看到的潮涨潮落。在太阳系中，对地球有明显潮汐作用的天体就是太阳和月亮。太阳质量大，但离我们较远，月亮质量小但离得近。把两个小伙伴凑到一块比比贡献，会发现倒是月亮的影响大一点。

图1. 伽利略探测器于1999年7月获得的木卫一高分辨率图像。图中可以清楚地看到一股火山羽流从木卫一的表面喷发。

（图源：NASA/JPL/University of Arizona）

你可能会觉得，潮汐作用除了偶尔把一些船和海洋生物拍在沙滩上，倒也算不上穷凶极恶。况且它还为我们这个世界带来了富有诗意的变化，让我们的生活不那么单调，似乎也还挺不错的。然而，恐怕那仅仅是因为我们命好：月亮的质量比较小，距离我们也足够远。不然会怎样呢？看看可怜的木卫一就知道了。这个倒霉蛋和太阳系里最大的行星——木星做邻居，而且是离得特别近的那种。结果因为严重的潮汐作用，这个只比月球稍大一点的卫星被木星按在地上反复摩擦，不争气地被揉搓成了个椭球。而且由于潮汐作用实在太强，木卫一内部受到了严重的拉扯，产生了大量的热量，从而导致它上面有四百多座活火山。火山活动频繁到在它上面几乎找不到布满月球的陨石坑，因为刚撞击出来的陨石坑很快就会被火山喷发出来的物质给抹得一干二净，活脱脱是个地狱的样子（见图1）。

所以说，潮汐作用也可以有很强的破坏力。那么如果情况再极端一点呢？为了让我们的讨论向主流天文科普文章看齐，有必要请出广大人民群众熟悉的老朋友——黑洞。大家或多或少都听说过它的一些传说，这是一类非常极端的天体，任何落入黑洞的物质都没法再回头。假如我们的太阳变成了一个黑洞（当然从恒星演化的角度看实际上是不可能的），而地球又好死不死地跑到了离黑洞很近的地方，那么黑洞附近的潮汐作用是完全有可能把地球撕得稀碎的。只不过，这个要命的距离需要非常非常近，近到实际上只有太阳半径的一半多一点。这么近的距离当然是不太可能实现的。但是，宇宙那么大，什么鸟没有啊。类似的事情，换个环境就未必不可能了。

我们在很多星系中心都发现了超大质量黑洞存在的证据。比如我们的银河系中心就有一个大概四百万倍太阳质量的黑洞。而银河系中心又有很多恒星扎堆。如果有一颗恒星跑去招惹中心黑洞，那么前面假设的那一幕惨剧也是有可能重现的。举例来说，如果我们的太阳跑到了银河系中心去串门，一不小心和超大质量黑洞靠得太近了，那么黑洞的潮汐作用就可能把太阳撕得粉碎。只不过这次的致命距离可要大得多了——大概要十分之一的日地距离。这就是我们今天要聊的潮汐瓦解过程。

天文学家们为什么会对这种事情感兴趣呢？这恐怕要从上世纪五六十年代说起了。当时，人们陆陆续续发现了很多奇怪的天体。这些天体虽然看起来就是一个和恒星一样的小亮点，但亮度却可以达到普通星系的上百倍。也就是说，这些天体距离我们非常遥远。显然，出于某种未知的机制，它们产生了非常巨大的辐射。我们管这类天体叫类星体。随之而来的一个问题就是，这些天体释放的能量是从哪里来的呢？人们就提出了各种模型，其中一个被广为接受的模型就是类星体的中心引擎是一个在吞噬周围物质的超大质量黑洞。这个理论从机制上解释了能量的来源，但人们当时却并不清楚那些被吞噬的物质是从哪来的。要知道，由于角动量的存在，物质落到黑洞里这种事其实并不像科幻电影里那么容易。实际上，落进去比在外面闲逛要难多了。为了解决这个问题，美国天文学家Hills在1975年提出了一种看上去还挺靠谱的机制，就是我们前面提到的潮汐瓦解。只要不停地有恒星被中心黑洞潮汐瓦解，类星体的能量来源就不是问题。于是在七十年代末到八十年代初，天文学家们做了很多工作来估算这类事件发生的概率，想看看潮汐瓦解能不能为类星体提供足够的能量供给。然而，经过大量的工作，他们意识到这类事件发生的几率实在太低了。对于一个星系，可能要等几万到几百万年才会有一次潮汐瓦解事件。为什么会这么低呢？简单说来，要让一颗恒星掉到黑洞附近被瓦解，难度相当于你随手扔个玻璃球，要让它落在数千公里外的一个一米见方的沙坑里。要不是星系中心有很多的恒星，这样的事件恐怕等到天荒地老也等不到。显然，对于一个星系中心的超大质量黑洞来说，潮汐瓦解顶多也就算是饭后甜点，主粮还得去其它地方找。意识到这一点后，对潮汐瓦解的研究也相对沉寂了几年。

不过到了1988年，英国天文学家Rees发表了一篇很有意思的文章。他的想法很简单，尽管潮汐瓦解不足以提供类星体所需的能量，但这类事件本身也会产生很强的能量爆发，并能够被我们观测到。虽然理论估计这类事件在单个星系内发生的几率非常低，但考虑到这种爆发比较明亮，应该可以在比较远的地方也能被看到。这样一来，由于在可探测的范围内存在着大量的星系，我们对潮汐瓦解事件的总探测率应该不会很低。

Rees是一位知名的天文学家，他具有十分敏锐的直觉。在他的模型里所有涉及到的物理过程都被大刀阔斧地简化了。他假设恒星被黑洞撕碎以后的碎片会沿着不同能量的开普勒轨道运动，并且碎片间的相互作用完全可以忽略。这样大概会有一半碎片直接冲向了茫茫太空，而另一半则会落回到黑洞附近。他还假设这些落回的碎片会很快地在黑洞附近形成一个盘状的气体结构——吸积盘，然后再慢慢被黑洞吞掉。这样我们将会看到一个主要集中在软X射线到紫外波段的耀发事件，其光度会随着时间的-5/3次方衰减，并且依照这类事件和我们的距离，可以在月到年的时间尺度内观测到（图2）。

图2. 上图是潮汐瓦解过程的艺术想象图，瓦解后的恒星残骸一部分跑路了，剩下的被黑洞又抓了回来。下图是一个观测到的潮汐瓦解事件。左边是X射线波段观测到的爆发后的情况（爆发前什么也看不见），右边是对应在光学波段看到的爆发（白色圆圈对应左图X射线源的大小）。

（图源：Illustration: NASA/CXC/M.Weiss; X-ray: NASA/CXC/MPE/S.Komossa et al.; Optical: ESO/MPE/S.Komossa）

整个模型非常简单，一个学过大学物理的本科生就可以推导出来。当然，我们也知道，气体之间的相互作用实际上是非常复杂的，Rees做了这么多假设得到的“乞丐版”模型能够真实地还原整个事件吗？一年多后有人用含有气体相互作用的流体动力学数值模拟做了演算，结果发现和他的预言基本一致。于是，关于这一问题的研究又出现了一个小小的高潮。然而，很快人们就失去了耐心，因为理论所预期的观测一直没有找到。

图3：首例潮汐瓦解事件的X射线波段光变曲线。图中各种标记为不同时期不同探测设备测定的X射线流量。红色的虚线是依据Rees的经典模型推出的理论光变曲线，可见与观测符合得非常好。图中横坐标单位是以年为单位的时间。

（图源：Komossa 2005）

就这样，又是十来年过去了。到了世纪之交，德国的天文学家Komossa及其合作者们终于在伦琴卫星的观测数据中找到了这样的耀发事件，而且它的光变曲线还与理论预言符合得非常好（见图2和图3）。至此，天文学家们历经20多载的不懈努力终于把潮汐瓦解揪了出来。对这一发现天文学家们十分兴奋。因为潮汐瓦解是一种十分有用的探针。

一般而言，黑洞这种极端的天体本身不会有明显的辐射。我们要想研究黑洞就需要找到一种机制能够照亮黑洞。前面提到的类星体就是这种情况——大量气体在黑洞周围形成了吸积盘，同时产生了很强的辐射。类似的情况在X射线双星中也找到不少。所谓X射线双星一般是恒星质量级的黑洞和伴星形成的系统，黑洞吞噬伴星的物质形成吸积盘并带来很强的X射线辐射。

可见。要想“看到”黑洞，吸积盘是必不可少的。问题是，宇宙中发生的这类事情大多都具有非常长的寿命，比如我们提到的类星体，甚至可以持续1千万到1亿年。所以我们很难看到吸积盘的形成和消散。因此对吸积盘的演化也存在着许多尚未解决的问题。而潮汐瓦解过程恰恰是一种持续时间比较短的事件，它不仅能够短暂地照亮那些平时因为缺少气体而十分宁静的黑洞，还能让我们有机会从一开始就追踪吸积盘的形成与演化，直至其命运的终结。这对检验吸积盘理论十分有帮助。

图4. 上图：星系中心互相绕转的超大质量双黑洞潮汐瓦解艺术想象图。主黑洞将一颗恒星撕裂成细长气体流，该气体流在流向黑洞形成围绕黑洞旋转的吸积盘时被高温加热产生X-射线辐射。当次黑洞绕转到气体流附近（无需穿过）时，产生的破坏性引力扰动作用使气体流中部分气体飞离，留下一段空隙。X-射线光变曲线则相应地出现突然下跌直至黑暗的现象（绘图：ESA -C.Carreau）

下图：双黑洞对星系SDSS J120136.02+300305.5  X-射线光变曲线的完整重构（红实线)。图中菱形符号为观测值，向下的箭头代表X-射线源亮度低于探测极限时得到的流量上限，表明实际亮度低于该值。黑色虚线为单黑洞潮汐瓦解的典型光变曲线。

（图源：Liu et.al. 2014）

当然如果只有这点用途，那是小看了它。对于超大质量黑洞来说，恒星被撕碎的地方往往十分接近黑洞的视界，因此这类事件往往伴随着较强的引力波辐射。其中有些极端的事件很有可能会被今后的空间引力波天文台探测到。对这类事件的研究将为我们检验广义相对论在极端条件下的适用性打开一扇窗口。此外，我们知道星系在漫长的演化过程中往往会经历多次合并。

如果多数星系中心都有一个超大质量黑洞的话，星系的合并很有可能会造就一个超大质量黑洞双星系统。而如果其中一个黑洞发生了一次潮汐瓦解，那么由于另一个黑洞的扰动，被瓦解恒星的残骸可能就无法连续地落回到原先的黑洞附近，这样我们就会在潮汐瓦解事件的光变曲线中看到明显的截断。而由于这种扰动的强弱也受到双黑洞轨道相对位置的影响，经过一段时间以后被截断的物质还有可能再落回去。北京大学的刘富坤教授领导的团队最早提出了这一理论，并在2014年成功地找到了一例观测候选体。随后在2020年，安徽师范大学的舒新文教授及其合作者又找到了第二例候选体。

由此潮汐瓦解也成为了为数不多的能够在宁静星系中找寻超大质量双黑洞的手段之一。

图5. 通过相对论流体动力学数值模拟研究恒星被潮汐瓦解后吸积盘的形成过程。图中a-d四个小图分别代表演化的不同阶段。

（图源：Kimitake et. al. 2016）

正是因为潮汐瓦解如此重要，进入二十一世纪后，特别是过去的十余年，天文学家们对其进行了大量的理论研究与观测。成果也是十分丰富的。随着观测手段的进步，人们开始越来越重视那些在相对较短时标内发生变化的事件，即所谓的时域天文学。尽管还处于起步阶段，这方面的努力已经带来了大量的观测成果。

如今我们已经找到了百余例候选体，而且发现除了X射线和紫外波段，很多潮汐瓦解在可见光波段也有非常明显的光变。时至今日，我们通过可见光波段找到的潮汐瓦解候选体甚至比X射线/紫外波段找到的要多不少。而且在少数的事件中，我们还观测到了常在活动星系核中出现的喷流、射电辐射、发射线以及红外尘埃回响（由我国科大的蒋凝老师及其合作者首次发现），还有可能探测到了中微子辐射。

找到了那么多的候选体，当然也带来了不少的问题。比如说，人们发现实际上大多数候选体，特别是那些通过光学手段找到的候选体，它们的光变曲线和理论预期的衰减速度很不一样。有些候选体的光学光变与X射线光变甚至都不同步。这说明我们熟悉的简化模型并不足以解释所有观测现象。人们对潮汐瓦解吸积盘的形成与辐射机制仍然有很多不明白的地方。于是大量细致的理论与数值模拟工作深入地讨论了各种现实情况下存在的机制对观测会有什么影响，还提出了类似活动星系核统一模型的几何构型理论。对潮汐瓦解的研究迅速地进入了一个观测与理论齐头并进的爆发期。

潮汐瓦解作为一个相对比较年轻的领域，在过去的四十多年中不断地发展进步，慢慢地从一个毫不起眼的假说发展成了一个热闹的大家庭。有人说潮汐瓦解正处于一个发展的黄金期。而恐怕它更愿意套用周润发的话：“成功？我才刚上路呢。”在不久的将来，大量的时域巡天项目将使潮汐瓦解的样本扩张几个数量级。比如将在明年开始运行的薇拉·鲁宾天文台，可以每隔几天就把可观测的天区扫描一遍，预计每年能找到成百上千的潮汐瓦解事件。而我国研制的爱因斯坦探针X射线巡天望远镜也将在2024年前后发射升空，同样可以在X波段每隔几天就扫描一遍。所以在不久的将来，天文学家们即将迎来一场潮汐瓦解研究的盛宴。