未來引力波觀測臺或揭開宇宙早期黑洞合併之謎

2016 年 2 月，激光干涉引力波天文臺（LIGO）的科學家證實，他們首次探測到了引力波（GW）。

當像中子星和黑洞這類大質量天體合併時，就會產生這些事件，其在時空中引發的漣漪，在數百萬（甚至數十億）光年之外都能被探測到。

自首次事件起，LIGO、高級處女座合作組織以及神岡引力波探測器（KAGRA）已確認了 100 多個引力波事件。

此外，科學家們發現了引力波天文學的衆多應用，比如探測超新星和中子星的內部，測量宇宙的膨脹率，以及瞭解大爆炸一分鐘後的情形。

在最近一項發佈於 arXiv 預印本服務器且被 接受在《皇家天文學會月刊》發表的研究中，一個國際天文學家團隊針對雙黑洞（BBH）合併提出了另一項應用：藉助宇宙中最早的合併來探測宇宙中的第一代恆星（Population III）。

通過對事件的演變進行建模，他們確定了擬議中的愛因斯坦望遠鏡（ET）在未來數年能夠觀測到何種引力波信號。

此項研究由海德堡大學天文學中心（ZAH）的博士後研究員、卓越集羣 STRUCTURES 項目成員劉博源領銜。

他與來自 ZAH 和海德堡大學理論天體物理研究所、劍橋天文研究所、智能物理研究所、巴黎天體物理研究所、里昂天體物理研究中心、格蘭薩索科學研究所（GSSI）、卡夫利宇宙學研究所、溫伯格理論物理研究所以及多所大學的同事一起參與了研究。

Population III 恆星是宇宙中最早形成的恆星，大約在大爆炸後 1 億到 5 億年。當時，氫和氦是宇宙中最爲豐富的物質形式，致使恆星質量極大，幾乎不含金屬（低金屬丰度）。

在此情況下，它們核心產生的較重元素（如鋰、碳、氧、鐵等）散佈於整個宇宙，促成了金屬含量較高的 II 型和 I 型恆星的出現。

天文學家和宇宙學家把這一時期稱作“宇宙黎明”，原因是這些首批恆星和星系終結了此前的“宇宙黑暗時代”。

III 型恆星的形成時間反映了早期結構形成的快慢，這能夠讓我們知曉暗物質和引力的特性。

在標準的宇宙學模型裡，宇宙結構的形成是自下而上的，從小小的暈起步，接着通過吸積和合並發展成爲更大的暈。

III 型恆星預計質量極大（大於 10 個太陽質量，甚至高達 100 萬個太陽質量，而當下恆星的平均質量約爲 0.5 個太陽質量）。

所以，當它們的核聚變燃料用光時，許多恆星會作爲超新星爆炸或者變成大質量黑洞（BHs）。

這些 III 型黑洞進一步被視作是宇宙中第一批超大質量黑洞（SMBHs）的源頭。

除了在早期宇宙裡協助新恆星形成以及推動星系形成之外，它們還在大爆炸後約 20 億至 40 億年的“宇宙正午”時期，負責關閉星系中的恆星形成。

這些黑洞的成長以及 III 型恆星發出的紫外線輻射使瀰漫在早期宇宙中的中性氫和氦重新電離。

這導致了結束宇宙黑暗時代（大爆炸後約 10 億年）的主要相變，使宇宙變得像今天一樣“透明”。然而，正如劉所說，這個過程是如何開始的仍不清楚：

“一般而言，第三星族恆星標誌着宇宙從無星（平淡）狀態到當前具有豐富現象（如再電離、不同質量、形態和組成的多樣化星系羣體以及由吸積超大質量黑洞驅動的類星體）狀態的宇宙演化之開端。”

引力波（GW）的確認對於天文學家而言具有革命性意義，此後也提出了衆多應用。特別是，科學家們渴望研究大爆炸產生的原始引力波，這將通過像激光干涉儀空間天線（LISA）這樣的下一代引力波探測器成爲可能。正如劉所解釋的，現有的引力波探測器大多致力於研究雙黑洞（BBH）合併。在不久的將來有望建造的探測器也是如此。劉說：

“當黑洞雙星彼此距離更近時，它們所發射的引力波更強。引力波的發射會從系統中帶走能量和角動量，致使兩個黑洞隨着時間的推移越來越近，最終合併。我們只能在它們即將合併的最後階段檢測到引力波的信號。達到最後階段所需的時間對黑洞的初始間距極爲敏感。基本上，對於質量低於 10 個太陽質量的黑洞而言，它們在初始時必須距離很近（比如，小於地球與太陽距離的約 10%），才能夠在當前宇宙年齡內合併並被我們觀測到。”

問題在於，兩個黑洞是如何變得如此接近以至於最終合併的？天文學家目前依靠兩個演化“通道”（共同作用的一組物理過程）來模擬這個過程：孤立雙星恆星演化（IBSE）和核星團 - 動態硬化（NSC - DH）。

正如劉所指出的，根據它們遵循的通道，由此產生的 BBH 合併在合併率和性質上具有不同的特徵。它們包含有關潛在物理過程的有價值信息。

“要提取此類信息以充分利用引力波作爲天體物理學和宇宙學的探測器，瞭解演化通道是必要的，”他補充道。

爲了確定黑洞如何形成最終會合並的雙星，該團隊將這兩個通道整合到一個基於半解析模型‘通過追蹤暈來研究古代恆星和本地可觀測物（A - SLOTH）’的單一理論框架之內。該模型是第一個將第一批恆星和星系的形成與觀測聯繫起來的公開可用代碼。

“總的來說，A-SLOTH 沿着暗物質暈的形成、生長與合併過程，追蹤了氣體的熱化學演化，其中涵蓋了單個星系/暈中等尺度上的恆星形成以及恆星對氣體的影響（即恆星反饋），”劉說道。

他們還運用了恆星 N 體演化（SEVN）代碼，以預測恆星雙星怎樣演變爲雙黑洞。

隨後，他們針對每個雙黑洞在其各自的暗物質暈中以及暈合併期間的軌道進行了建模，這使得他們能夠預測部分雙黑洞何時會合並。

正如劉所解釋的，他們的結果具有重要的理論和觀測意義：

“在理論層面，我的工作顯示，孤立雙星演化通道在高紅移（大爆炸後不足 6 億年）時佔據主導地位，合併率對 Pop III 雙星的形成率和初始統計數據較爲敏感。實際上，如果大多數（> 84%）的黑洞雙星，特別是質量最大的那些，在孤立演化的狀況下，最初的軌道過寬，無法在宇宙年齡範圍內合併。

但倘若它們落入 NSC 中，相當大一部分（~ 45% - 64%）能夠通過動態硬化實現合併。這些預測對於在觀測中識別與解釋合併的起源頗具用處。”

在觀測結果這一方面，他們發現，諸如 LIGO、先進處女座和 KAGRA 等當下的儀器不太可能分辨出所預測的 Pop III 雙黑洞合併的探測情況，這些儀器通常觀測的是更靠近地球的雙黑洞合併。

“雖然 Pop III 合併有可能在迄今爲止探測到的質量最大的黑洞合併中佔據相當大的比例（黑洞質量超過 50 個太陽質量），”劉說道。

“由於探測到的大質量合併樣本規模過小，從現有的數據中很難去了解早期宇宙中的 Pop III 恆星和星系。”

然而，諸如愛因斯坦望遠鏡之類的下一代探測器在探測這些遙遠的引力波源時將會更加高效。

一旦建成，ET 將能讓天文學家藉助引力波探索宇宙，回溯至宇宙黑暗時代，並提供有關最早的雙黑洞合併、Pop III 恆星以及第一批超大質量黑洞的信息。

“我的模型預測，愛因斯坦望遠鏡每年能夠探測到多達 1400 次的 Pop III 合併，從而爲我們提供更優的統計數據以限制相關物理，”劉說道。