引力波又双叒现，但这次“它”却缺席了 | 赛先生天文-ag凯发真人

撰文｜朱锦平（北京大学）、吴仕超（德国马克斯普朗克引力物理研究所）、张冰（内华达大学拉斯维加斯分校）

责编 | 韩越扬、吕浩然

根据目前的恒星演化理论，初始质量大小约为8-20倍太阳质量的恒星在死亡时将会遗留下一颗中子星，其致密程度超乎想象。一颗比太阳稍重的中子星，其直径大小只不过和北京市四环线直径相当（边长约20公里）。对于初始质量大于20倍太阳质量的恒星，它们“死亡”时一般会直接塌缩成黑洞，这类天体会将它的全部物质挤压进一个以所谓史瓦西半径定义的球体之内。而史瓦西半径（即视界面），则是爱因斯坦广义相对论预言的一个由质量定义的临界半径。

像太阳这样重的天体，它的史瓦西半径只有3公里左右，所以这类天体相比中子星更加致密。之所以叫做黑洞，是因为它们具有极其强大的引力作用，连光都无法从其视界面逃逸出来。我们无法直接看到它发出来的光，但可以通过它的引力效应窥探它的存在。宇宙中的中子星质量大小在约1-2倍太阳质量的范围内，而恒星级的黑洞质量一般大于3-5倍太阳质量。

由双中子星、中子星-黑洞或双黑洞构成的致密双星系统会通过引力波辐射损失轨道的能量，两颗致密天体在千百万年相互绕转的过程中会逐渐加速并相互靠近。在绕转的最后几圈，引力波的辐射已经增强到可以被地面的引力波探测器（如美国的ligo和欧洲的virgo）探测到。最终，两颗致密天体会发生并合，这个过程通常非常短暂，并合一瞬间的时间跨度仅为毫秒量级。相比于双黑洞并合可能不存在明亮电磁对应体，双中子星或中子星-黑洞并合时可能会产生明亮的电磁对应体，比如短伽马射线暴和千新星。

并合过程中，由于系统极高的能量和角动量，会有一些富含中子的物质留在并合之后的黑洞视界之外。一些物质被黑洞吸积后，会在与轨道平面垂直方向产生相对论喷流及短伽马暴辐射，另外一些富含中子的抛射物会摆脱引力被抛射到星际空间中。这些富中子的抛射物会通过快中子俘获过程形成重元素并发生放射性衰变。这些过程会加热快速膨胀的抛射物，形成一种在紫外-光学-红外快速演化的热辐射现象，即千新星辐射。

这一现象最早于1998年由普林斯顿大学的李立新（现为北京大学科维理天文与天体物理研究所教授）和bodan paczynski提出[1]，并由metzger等人[2]在2010年进一步完善。metzger等人预言这类现象的热辐射峰值光度约为新星爆发的一千倍左右，“千新星”由此得名。该变源峰值时间约为并合后的一天左右，整个现象的持续时间仅为十几天。

而通常的时域巡天项目，会被设计用来搜寻演化时间长达数百天的超新星等爆发现象。因此，尽管有了对千新星较为清晰的理论预言，但由于它相比超新星较低的亮度和快速演化的特征，在日常巡天中搜寻千新星极为困难，如何去搜寻并证认千新星的存在，成为了天文学家们的一道难题。除了千新星辐射外，当垂直于轨道平面方向上的喷流指向地球时，观测者也将同时检测到伽马射线暴的存在。

喷流进入星际空间后会扫积星际物质，产生明亮的余辉辐射，天文学家们因此也在尝试从已经记录的余辉样本中搜寻千新星的踪迹。虽然在余辉样本中发现了多个疑似千新星的候选体，但所有的候选体几乎都是余辉后期偏离理论一到两个观测数据点的超出，很难百分之百证认千新星真实的存在。

第一例被引力波探测器ligo发现的引力波事件是双黑洞并合事件gw150914（gw为gravitational wave的缩写，数字为日期编号）[4]，随后天文学家们更加期待能观测到双中子星或中子星-黑洞并合的引力波信号，并从引力波信号限制的天区范围内捕获到完整的千新星信号。

非常幸运的是，在2017年8月17日，美国ligo和欧洲virgo第二次观测运行即将收尾之际，由ligo两个探测器和virgo组成的引力波探测器网络探测到了首例来自双中子星旋近的引力波信号，即gw170817。约1.7秒后，美国的费米伽马射线太空望远镜探测到了来自同一个源成协（成协指时间空间上存在物理关联）的伽马射线暴信号。在约11个小时后，几台1米级的望远镜在引力波和伽马射线暴划出的31平方度的天区范围（相当于150个满月所占的面积）内定位到了可能的光学对应体，这一发现随即被全世界望远镜跟踪观测。多信使天文学观测再次突显其意义。

天文学家们获取了该光学对应体丰富的光谱和多波段光变演化数据，证实其特征与千新星理论预言相一致。引力波观测对于天区的锁定大大提高了后续电磁信号的搜寻效率，这次观测完美证实了引力波、伽马射线暴和千新星的成协性。

双中子星引力波gw170817和其电磁对应体的发现使得天文观测进入到了引力波主导的多信使天文学新纪元，天文学家们期待在ligo和virgo的第三次观测运行内能重现这一教科书式的多信使搜寻，特别是观测到尚未被探测到的中子星-黑洞并合引力波事件及其成协的千新星信号。

2021年6月29日，ligo和virgo合作组首次公布了两例确认的中子星-黑洞并合事件，分别是gw200105和gw200115[5]，两例事件的发现仅相差10天。前者的引力波信号来源于一个约8.9倍太阳质量的黑洞与一个约1.9倍太阳质量的中子星并合，而后者黑洞和中子星的质量约为5.7和1.5倍太阳质量。除了这两例确认的中子星-黑洞并合事件外，合作组在此前还公布了两例疑似事件，即gw190814和gw190426。前者较小天体的质量约为2.6倍太阳质量，无法确定它是最大质量的中子星还是最小质量的黑洞；后者由于信号较弱，可能只是探测器的噪声。

至此，在地面引力波探测器探测频段内预言能观测到的三类致密星并合事件已全部被发现。然而令人失望的是，尽管天文学家们投入了大量的望远镜和观测资源去搜寻这些事件的电磁对应体，我们却并没有再次发现像gw170817那样确凿的成协电磁信号，尤其是成协的千新星信号。那么，为什么这几次千新星缺席了？

已公布引力波事件的质量分布，加亮的两例事件为此次证认的中子星-黑洞并合事件。图片来源：ligo.org/frank elavsky & aaron gelle

在近邻宇宙中，相比双中子星并合，我们所探测到的中子星-黑洞并合事件多数将会发生在离我们较远的位置上。目前，ligo和virgo探测器的灵敏度仍未达到设计灵敏度，而中子星-黑洞事件较远的距离也使得引力波探测器对其空间定位的精度相对较差。根据ligo和virgo合作组的报道，当gw200105的引力波信号抵达地球时，由于ligo位于华盛顿州的探测器正在维护，且virgo的灵敏度相对较低，记录下的信号太弱，仅起到定位作用。这例事件仅被ligo位于路易斯安那州的探测器完整捕获。

合作组对该事件给出的预警天区范围多达7720平方度（相当于全天17%的大小）。而此后gw200115的引力波信号则被ligo和virgo三个探测器记录下来（virgo记录的信号由于信噪比太低，同样仅起到定位作用），但预警的天区范围仍有908平方度。对这两个事件，引力波同样给出了误差相当大的距离预估，均为200-400mpc（即6.5-13亿光年）左右。相比之下，gw170817预警的天区范围仅有31平方度，距离范围则为32-48mpc。

目前，巡天能力最强的望远镜是位于美国加州的兹维基暂现源搜寻望远镜（zwicky transient facility；后称ztf）。ztf拥有47平方度的观测视场和远强于其他巡天望远镜的探测深度，但它在观测窗口内也只覆盖这两个源48%和22%的预警定位区域[6]。引力波探测器对两例事件较差的天区限制，使得后期望远镜对其电磁对应体的搜寻变得极其困难。

由于这两例中子星-黑洞并合事件离我们非常遥远，它们如果可以产生千新星，千新星也有可能会非常暗淡。目前天文学家证认的千新星只有gw170817成协的这一例，双中子星并合的千新星是否有多样性，中子星-黑洞并合的千新星是否与双中子星并合的千新星有较大的区别，我们目前都不得而知。

理论预言，千新星的峰值亮度不会有过于明显的差别[7]，但中子星-黑洞并合千新星可能在光学波段会稍暗一点。假设所有的千新星都和gw170817成协的千新星有一样的峰值光度的话，将它们放到ligo和virgo探测到与中子星-黑洞并合事件一样的位置处时，峰值光度只有20.5-22星等左右（表示星体亮度的等级，星等越大，亮度越小）。相比之下，ztf在理想环境下300s曝光的深度也仅为22星等。

考虑到千新星抵达峰值后光度下降速度约为1星等每天（每天变暗约2.5倍），留给天文学家探测千新星的时间窗口最多不过1天左右，错过的概率非常高，因此天文学家们需要建造比ztf搜寻深度更深、效率更高的巡天望远镜才有机会捕捉到快速演化的千新星。

此外，在引力波如此大的天区范围内，可能有成千上万比千新星更明亮的恒星、星系和其他暂现源（例如超新星、恒星潮汐瓦解事件），以当前巡天望远镜的能力去搜寻快速变暗的千新星，无异于要求天文学家们在一个充满灯泡的大房间里迅速找到一根即将熄灭的火柴，难度之大可想而知。

对于中子星-黑洞而言，除了中子星被黑洞潮汐瓦解产生千新星等电磁对应体这种可能，中子星也有可能被黑洞直接吞掉，因而没有任何的物质遗留在黑洞的视界面外。我们也因此想知道，究竟gw200105和gw200115的最终结局是哪种？

简单来说，中子星是否能被黑洞潮汐瓦解主要由两个物理半径来决定，分别是黑洞的最内稳定圆轨道半径和中子星的潮汐瓦解半径。黑洞的最内稳定圆轨道半径risco定义为粒子可以稳定地绕黑洞运行的最内圆轨道半径，粒子进入这个半径后将会很快掉入黑洞中。

黑洞的质量越小，且拥有越大的沿着轨道方向的自旋，黑洞的最内稳定圆轨道半径越小。中子星的潮汐瓦解半径rtidal则取决于其表面受力大小，简单来说，对于相同质量的中子星，其物态越硬，越可以支撑半径更大的中子星，中子星表面受到的自引力大小越小。同样，质量越小的中子星，其自引力越小。因此，如果中子星质量越小，且拥有越硬的物态，其越容易被黑洞潮汐瓦解，拥有更大的潮汐半径。

当risco>rtidal，中子星尚未被潮汐瓦解就已进入到最内稳定圆轨道半径内了，因此会被黑洞整个吞掉；当riscotidal，中子星在进入最内稳定圆轨道半径前已经被潮汐瓦解了，会有大量物质抛射到星际空间中。

所以，物态更硬且质量较小的中子星与拥有沿着轨道方向更大自旋的小质量黑洞发生并合更易发生潮汐瓦解，且产生明亮的电磁对应体。ligo和virgo合作组目前公布的双黑洞并合的目录中，显示大部分系统的有效自旋非常小，这也暗示系统中黑洞的自旋通常非常小。原因是由于黑洞的前身星一般质量非常大，内部角动量的传输非常有效。

而在恒星膨胀后，包层会带走恒星的大部分角动量，内核的角动量也会很快损失，从而形成较小自旋的黑洞。同时，恒星死亡时对内核的反冲有可能改变黑洞自转的方向，使其不再沿着轨道角动量方向，造成其投影到轨道方向的自旋会进一步减小。

gw200115的数值相对论模拟，视频来自：ligo.org/s.v.chaurasia, t. dietrich, n. fischer, s. ossokine & h. pfeiffer

我们最近的研究表明[8]，如果并合前的黑洞没有任何自旋的话，只有小于约6倍太阳质量的黑洞和小于约1.5倍太阳质量的中子星系统能发生潮汐瓦解。ligo和virgo合作组公布的两个中子星-黑洞并合以及另外两个疑似事件都显示出较小的黑洞自旋，与理论预言基本一致。

非常有意思的是，gw200115这个事件的黑洞可能拥有一个与轨道方向相反并存在一定夹角的自旋，其自旋形成的成因值得天文学家去细致探讨。并合前黑洞较小的自旋造成这四例事件发生潮汐瓦解的可能性非常低。我们的结果显示gw190814和gw200115的中子星将会直接掉入黑洞中，而gw190426（如果是天体物理起源）和gw200105产生电磁对应体的概率最大分别仅有24%和3%。即使后两者能产生千新星，预测的千新星亮度由于过于暗淡，也无法被目前的巡天望远镜所捕获。

这个结果显示ligo和virgo合作组目前发现的中子星-黑洞并合事件极大概率没有发生潮汐瓦解，从而解释了天文学家们为什么没有在这些事件发生之后发现光学对应体，尤其是并合后的千新星信号。

根据我们的预测，宇宙中大约只有20%的中子星-黑洞并合可以产生电磁对应体，未来天文学家们仍然有机会可以直接探测到中子星-黑洞并合产生的千新星信号。张冰教授[9]和戴子高教授[10]最近各自独立的工作中，预测无潮汐瓦解的中子星-黑洞并合有可能产生可观测快速射电暴或x射线暴等现象，这类现象有待随未来更多引力波事件的观测进行检验。

在ligo和virgo联合组网探测的第二次和第三次观测运行内，国内由于缺少大型巡天观测仪器，几乎没有参与到引力波电磁对应体的后随搜寻这场盛宴中（位于南极冰穹a的中国南极巡天望远镜ast3-2在gw170817并合发生的25小时之后成功探测到该千新星的红外波段辐射），但相信在即将到来的第四次观测运行内情况会有非常大的改善。

引力波观测的第四次观测运行预计将于2022年下半年开始，ligo和virgo此时将达到各自设计探测灵敏度，日本的kagra探测器也将加入引力波搜寻之中，四台引力波探测器组网将会极大地提高对引力波的探测能力。

我们在之前的工作中预测第四次运行期内合作组每年最多将能探测到130例中子星-黑洞并合事件，探测器组网的最可能深度和极限深度也将分别达到约700mpc和1500mpc[10]。考虑到20%的中子星-黑洞并合可能会发生潮汐瓦解，仍然会有25例左右的中子星-黑洞并合引力波事件可能产生千新星信号。此外，引力波探测器升级后的组网观测对引力波事件预警天区范围的限制也将极大改善，四台引力波探测器组网对个别中子星-黑洞并合事件给出的定位精度甚至低于10平方度，也就50个左右的满月面积。

更令人惊喜的是，国内多台地面望远镜和空间望远镜即将上新。由云南大学主持的多通道测光巡天望远镜（mephisto）和由中国科学技术大学与中科院紫金山天文台共建的大视场巡天望远镜（缩写wfst）有望在第四次观测运行前开始运行工作。mephisto拥有3.14平方度的视场大小，40s红波段（r band）理论探测深度为22.4等，且能实现三个波段（例如绿、红和红外波段）同时巡天。wfst则拥有6.5平方度视场大小，30s红波段理论探测深度为22.8等。对于未来定位精度较好的中子星-黑洞并合引力波事件，两台望远镜均能在较少曝光次数的条件下，实现引力波预警天区高探测深度的覆盖，有利于早期电磁对应体的快速搜寻。

在其他波段上，中国已发射了硬x射线调制望远镜（“慧眼”）、引力波暴高能电磁对应体全天监测器卫星（gecam），即将发射天基多波段空间变源监视器（svom）和大视场x射线望远镜（“爱因斯坦探针”，ep）。相信在将要到来的引力波第四次观测运行，中国天文学家们将会在引力波电磁对应体搜寻中起到前所未有的重要角色。