黑洞-第12部分

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　　　　乌呼备之后又有一些卫星被用于对X射线天空的研究，其中有“高能天文台”系列，这个系列中的第二颗卫星取得了最壮观的成果。它被命名为“爱因斯坦”，以纪念这位伟人诞生一百周年，是他以自己的方式开启了观察天空的窗口：他开启的是人类思想的窗口。欧洲的空间天文学已被讲得很多了，在这里所涉及的高能领域，还应提到前苏联于1990年发射、用于“硬”（即高能）X射线和“软”（较低能）伽玛射线的“格拉纳”（Granat）号卫星。这颗卫星的成果已很丰富并且仍在增加，这对国美国的空中光学望远镜出问题而悲伤的天文学家来说仅是一种安慰。
　　　　　X射线脉冲星
　　　　由卫星发现的X射线源有一半以上是在银河系内，其余的则是活动星系的核心或星系团中的高温气体。银河系内的源大部分都与不同形式的坍缩恒星有关：膨胀到星际空间的超新星遗迹，白矮星，更重要的是包含中子星的双星系统。
　　　　1971年初，乌呼鲁探测到半人马座X──3。这是一个变化的X射线源，平均光度比太阳在所有波段的辐射还要强1万倍。此外，半人马座X──3的辐射还有周期为484秒的规则脉冲，这样短的周期表明，它像射电脉冲星一样是一颗快速转动的中子星。但是，它又与射电脉冲星不同，其辐射每隔2087天会停止将近12小时，这意味着这个源是一个掩食双星系统的成员，每当它转到那颗大的伴星背后，辐射就被遮挡。一个崭新而富有成果的天文学分支由此开始，这就是双星X射线源的研究。
　　　　半人马座X－3之后，又有许多别的X射线脉冲星接理而至，其中最有趣的一个是武仙座X—l，它的脉冲周期是1．24秒，它的双星性则已由几种相互独立的方法证实。首要地，X射线辐射每1．7天被遮挡6小时，此外，对X射线辐射到达时间的极为精确的测量表明，在1．24秒这个平均周期值附近还有着规则的振荡。脉冲周期值的移动是由X射线源绕伴星的轨道运动造成的，由此推算的轨道周期与掩食周期精确相符。为进一步证实，又作了非常精细的光学测量，果然在可见光波段找到了伴星，它也是每1．7天被掩食1次。武仙座X　－l就成了一颗被反过来发现的光谱双星，因为是先由X射线辐射发现致密子星，然后再找到“正常”的光学子星。
　　　　双星源X射线辐射的机制是什么呢？一个重要的线索来自所有这类双星都有很短的轨道周期这一事实。这就是说两颗子星之间的距离非常小，于是中子星就能够用一种“引力吸尘器”来捕获伴星的物质，道理如下：由单个恒星周围那些引力场相等值的点组成的面，即所谓等势面，都是以恒星为中心的球面。双星系统的等势面就要复杂得多（图59），其中有一个是两颗子星的引力相抵消的面，它的形状像阿拉伯数字8，每个圈都包围着一颗星。它被称为洛希瓣，因为法国蒙特佩列大学的数学家挨多瓦·洛希（Edouard　Roche）于1850年首先研究了这个问题。中子星这样的致密星可以被简单地看作洛希瓣里的点源，而非坍缩恒星就可以占领它的瓣的大部分，甚至像红巨星那样的情况还会超出它的孤X射线脉冲星如半人马座X──3和武仙座X－1，可以被解释为这样的双星系统，其中一个子星是中子星，另一个是充满了自己洛希瓣的巨星。后者很容易丢失物质，主要是在两个瓣相连接的点上丢失。气体物质从一个瓣进入另一个后，就处在中于星的控制之下。对于半人马座X──3可以估算出，每年有相当于一个月亮的物质被从巨星转移到致密星上。
　　　　像射电脉冲星一样，X射线脉冲星的中子星也在快速自转，并有很强的磁场，磁轴相对于自转轴有偏斜。来自伴星的气体并不会直接落向中子星，而是被离心力拖曳而作缓慢的“螺旋线”运动，于是气体就会形成一个薄薄的吸积盘。在磁场能量开始超过气体转动能的地方，吸积盘被破坏，盘中物质被提出来，沿磁力线落向中子星的磁极。
　　　　X射线是由气体对中子星的固体外壳的撞击而产生的。联想到水力发电的原理，就容易理解引力场如何能把自己的能量转变成辐射。水从足够高处落下时会把势能转变成动能，于是以很高的速度撞击涡轮机叶片，把自己的动能转变成转动机械能，机械能又通过磁感应最后转变成电能和辐射。整个过程的原动力是地球的引力场，类似的过程也在中子星的表面发生。当然，引力场越强，下落一段给定距离时引力能转变为辐射的效率就越高。一只10克的球由高处落到地面，只释放很少一点热和红外辐射。如果它是落到白矮星表面，则释放的引力能将会大得多，它将发出可见光和紫外辐射。中子星表面的引力更强，自由下落速度达到10万公里／秒，10充气体撞击中子星表面时以X射线辐射形式释放的能量相当于扔在广岛的原子弹。
　　　　在X射线脉冲星内，每秒钟有1
　　　　亿吨气体落到中子星的磁极上，磁极区的直径约为1公里，被加热到1亿度的高温，发射的X射线光度比太阳在所有波段的总光度大1万倍。脉冲现象当然也和射电脉冲一样是由于中子星自转对辐射束的调制。
　　　　　X射线暴
　　　　双星X射线源并不是只有X射线脉冲星一种。在许多情况下辐射是偶发性的而不是规则的，辐射也可以是来自吸积盘的热斑，而不是由于对磁极的直接撞击，因而就不再出现脉冲。此外，中子星的伴星也不必一定是大质量星，而可以是矮星，在这种情况，物质转移的规模要小得多（图60）。最后，也是更重要的，由于没有周期性脉冲，就不能再认定致密星是中于星。这类无规则的X射线源，行为与包含白矮星（见第5章）的激变变星相似，正是寻找恒星级黑洞的一个好去处。
　　　　从1975年起，卫星已能探测到出现持续数秒钟的剧烈X射线爆发的星，这些星被称为X射线暴，已经发现了数十颗，大部分在银河系内。X射线暴与新星相似，但释放的能量大得多。它们很可能是在相互很靠近的有物质转移的双星系统中，它们与新星的根本不同在于，致密星是中子星或黑洞，而不是白矮星。
　　　　对中于星而言，爆发的机制可能是其表面上的热核爆炸。如白矮星的情况那样，引力起着引发热核反应的重要作用，中子星的引力强得多，因而能使其表面物质被加热到高得多的温度（白矮星只能造成氢的爆发性燃烧）。在X射线源的“宁静态”，被吸积的氢逐渐在中于星表面堆成高温高密的壳层，然后氢会迅速地转变成氦，但不是以爆发的方式，于是氦覆盖了中于星表面，当氦层厚度达到一米时，发生爆发式聚变，成为X射线暴。这种X射线爆发也可以是由于不同的机制，例如吸积盘里的不稳定性而产生的。这时不再需要中于星的坚硬表面，黑洞也能同样胜任。
　　　　有些暴是长久的X射线源（即能不断地发射一定强度的X射线），其他的则只是在爆发时才在X射线波段可见。另外，有些暴能像再发新星那样以一种狂乱的步调爆发数次。有一个源的爆发发生得极快，爆发之间的间隔只有几十秒。
　　　　重复的爆发并不具有周期性。脉冲星的极为规则的周期是由于中子星的自转，而X射线暴的再发是由于氦在中子星表面的重复堆积和爆炸。观测表明，脉冲星的辐射从来没有爆发，而爆发源的辐射从来没有脉冲，而且，爆发源也不一定是再发性的。这意味着，X射线暴所在的双星系统比脉冲星所在的系统要老，因而前者的中子星已老化到失去了磁场，或者前者就是根本没有物质表面的黑洞。
　　　　X射线暴极为壮观，也极为稀少。估计每10亿颗恒星中只有1颗这样的星，所以银河系中总共只有大约100颗。这种稀少是由于双星系统X射线辐射阶段的短暂：对大质量系统而言，这个阶段只有1万年（低质量系统则要长得多），与恒星的一生相比只是一瞬间（图61）。在这段时间里，伴星膨胀到超出其洛希瓣，并且因转移的物质过多而在致密星周围形成一个X射线不能透过的稠厚包层，于是X射线源被熄灭。
　　　　　伽玛射线景
　　　　还有更神秘的辐射源，其爆发是在伽玛射线波段。这些伽玛射线暴组成一个与X射线暴截然不同的群体，迄今没有观测到二者之间有任何关联。
　　　　这种暴是被偶然地发现的，这在天文学中倒是常有的事。美国和前苏联于1963年签订了禁止地面核试验条约之后，美国发射了一系列取名为维拉（Ve的军事卫星，其任务是监视条约的执行。如果苏方违反条约，核爆炸发射的伽玛射线就会被卫星探测到。使美国军方大吃一惊的是，卫星资料显示有一场爆发，而对世界和平来说幸运的是，美国科学家查明，伽玛射线爆发不是起源于地面，而是来自空中。这是60年代最重要的天文发现之一。
　　　　从那以后，由监视卫星探测到的伽玛射线暴已有500个以上，爆发的持续时间为几毫秒到几十秒。光子能量所对应的表面温度为开氏10亿度，如X射线暴一样，这样的高温也很像是由于物质对中子星表面的间歇式的加热。
　　　　伽玛天文学的主要问题是伽玛射线探测器的分辨能力太差，还不及X射线探测器，而后者的分辨能力已经是很差了，因此就难以确定伽玛源的位置并与其他波长上的辐射已被掌握的星作对照。但是，源的位置仍可通过综合几个（至少三个）卫星的观测资料来估测，这样误差就不会太大。而具体到伽玛射线暴，主要问题是，在由几个卫星估测的位置上大多数看不到什么特别的东西。于是有理论家提出，伽玛射线暴可能是孤立的中于星，或是与非常暗淡的白矮星结伴的中子星，这样可以解释为什么伽玛射线暴在爆发之前和之后不能观察到。按照这个模型，爆发也是中子星表面堆积气体的热核反应，但气体堆积速率比X射线暴低得多。这与前面所讲的新星与第一类超新星的对比关系相似，最低的吸积率反而造成最高能量的现象，如同第一类超新星的威力比新星大得多那样，伽玛射线暴的能量也高于X射线暴。
　　　　有一个很有名的伽玛射线暴，似乎是在可见光波段也被看到了，但是，如果这个证认正确，会带来很大的理论问题。这个暴是1979年3月5日在一个距离将近20万光年的超新星遗迹附近观测到的。按照这个距离所估算的爆发能量比银河系里其他的伽玛暴要高100万倍，而这是难以理解的。要么证认是错的，伽玛射线暴与超新星遗迹位置靠近只是一种假象，而二者实际距离不同（这是大多数有关的天体物理学家现在所认为的），要么我们不得不寻求比中子星吸积更奇特的物理机制。伽玛射线暴是今日天体物理的大难题之一。
　　　　　寻找珍稀品种
　　　　从上面对X射线星的测览可以看出，寻找黑洞，首先的目标应当是那些既没有周期性也不是再发的X射线双星。挑选候选者的第一步程序是测量X射线光度在短时间内的振荡。任何源的亮度变化都意味着它的构造有了改变，例如膨胀或变形。由于没有任何东西能跑得比光更快，光源亮度发生整体变化的时间就不可能短于光跑过光源自身半径这段距离所需的时间。光在1毫秒钟运动300公里，所以一个在短于1毫秒的时间出现光变的源就必定极为致密。
　　　　光变的原因是什么呢？以恒星级黑洞为例，其直径只有几公里，但对光变来说重要的不是这个参量。这是因为，黑洞只有一个几何的而非物质的表面，X射线辐射就不是起源于物质对黑洞表面的碰撞，而是来自吸积盘。盘的内区是高温的、湍动的，有点像开始沸腾的水。盘是局部不稳定的，气体“泡”不时冒出，
　　　　要推算这样发生的光变的特征时间，首先必须明白吸积盘并不能延伸到黑洞表面，黑洞周围有这样一个区域，其中不可能有稳定的圆轨道运动。气体越过吸积盘内边缘后，就落到这个区域并消失于黑洞之中。这个过程是如此之快，以至于气体几乎没有时间来发出辐射。因此，那些造成光变的气泡就只能是在距离黑洞几个史瓦西半径的地方形成。这些泡的寿命极短，它们以接近光速的速度在一毫秒内绕黑洞转动一周，然后就消散在周围气体之中，辐射也就停熄。从远处看来，这就是X射线辐射的短暂爆发。
　　　　有数年时间，科学家们一直希望看到双星X射线源光度的这种极快变化，因为这将揭示恒星级黑洞的存在。有一个名为圆规座X－l的源，与一个年龄为十万年的超新星遗迹联系着，光度有快速振荡，故被认为是一个很有希望的候选者，但是完全搞错了。更先进的天文仪器观测到圆规座X－l和其他类似源的X射线暴，确凿地证明它们是中子星。为了发现X　射线源中的黑洞，我们必须寻找狂热活动现象以外的证据。
　　　　　测量质量
　　　　先称一千次，再砍那一刀。
　　　　——土耳其谚语
　　　　黑洞猎手的最好武器是一杆秤。如果我们接受广义相对论和有关致密物质状态的几条合理假设，则一个稳定中子星的最大质量不能超过3M，而如果一个致密星的质量大于这个上限，则现代物理学所能提供的唯一答案是，那是一个黑洞。
　　　　不幸的是，分别地测量双星系统中每颗子星的质量是不可能的。天文学家能依据的只是可见于星的光学光谱，还得有个条件，就是它没有被吸积盘的光谱所掩没，因为这种情况时常发生。由多普勒效应造成的谱线周期性移动能提供双星的轨道周期，天文学家由这个周期就能用天体力学定律计算出所谓“质量函数”。这个函数含有三个未知量：两颗子星的质量和轨道面相对于观测方向的倾角。
　　　　要再往前走，就不得不作一些近似。按照光学子星的“光谱型”（见附录1）和光度可以得出它的其他物理参量：质量、半径，以及演化阶段。但是，这种称量恒星的方法只是依据其光谱型，会导致很大程度的不确定性。
　　　　另一个未知量，即轨道面相对于观测方向的倾角，通常是很难确定的，除非是有掩食现象的双星系统，这时才能对倾角限定一个范围（有无掩食表明我们是在从“侧面”还是从“上面”来看这个系统）。
　　　　有了这些近似，天文学家就能推算出他最感兴趣的致密星质量。他的结果有一定的“误差棒”：棒的中央是最可能的质量值，两端则分别是“最悲观”和“最乐观”的值。但是，由于现在的问题是要证实黑洞的存在，必须有最大程度的严谨，因此只有那些整个误差律都在3Mpe量限度以上的候选者才能予以考虑。
　　　　迄今找到的符合所有这些黑洞到据的X射线源只有三个。
　　　　　天鹅座X—l
　　　　天鹅座X—1是1965年被一个由火箭发送的X射线探测器发现的，后来也被“乌呼鲁”观测到。1971年3月和4月，“乌呼鲁”记录到它的X射线光度的快速变化，后来还偶然地注意到这种快速变化伴随有一个射电源的出现。射电望远镜就比X射线探测器要精确得多，于是源的位置就被以很高的精度确定下来。在这个位置上还有一颗早已知道的编号为HDE226868的光学可见恒星，这颗明亮恒星的光谱型表明它是一颗质量在25M到4Mg间的高温蓝巨星。这种星是不可能发出如此大量的X射线辐射的，因此就必定有一颗致密的伴星在吸取它的气体，并加热到开氏几百万度，于是才能成为X射线源。
　　　　为证实这个推测，就必须对HDE226868的光谱作分析，探查作为光谱双星特征的宿线的周期性来回移动。结果是令人信服的，该星有着又6天的轨道周期。由谱线的最大移动又可以计算出轨道的尺寸，轨道极小，只有3000万公里。如果把HDE226868比作一只足球，则天鹅座X—l就像一粒沙子在距足球表面几厘米高的轨道上转动。
　　　　X射线源不受淹食，表明轨道面相对观测方向的倾角超过55“。有了这些参量，就可以推算出天鹅座X一l的质量。在过去的15年中，整个测量工作以越来越高的精度重复了多次，所得出的天鹅座X一1的最低质量为7M，远远超过中子星的最大允许质量。天文学家很可能已经找到了第一个恒星级黑洞。
　　　　　仍有争议
　　　　虽然天鹅座X一l的行为与对吸积黑洞的预期相符甚好，其他可能的解释仍需略作考查。
　　　　上述论证中相对脆弱的部分是由光谱型来推断光学子星的质量，然后用以导出天鹅座X　－l的质量。更仔细的分析表明，也可以不这样做，而仅依据没有掩食来直接得出天鹅座X　－l的质量下限。这样来计算质量时需要知道X射线源的距离，已被估计为6000光年，于是得出源的最低质量为3．4M，仍然足以排除中子星的可能性。但是，如果实际距离要小，则最低质量也随之减小，而距离又没有被足够精确地测定。只要距离真的缩短了10％，天鹅座X－l的最低质量就会降到生死攸关的3M限度以下。“另一个不那么严重的反对意见是，天鹅座X－l可能是一个三体系统，即可见的HDE226868星和两个不可见的伴星。不可见星可能是一颗中子星和一颗白矮星，靠得很近，因而有一个共同的吸积盘；也可能是一颗被尘埃遮掩的10MW量的正常星（类似御夫座埃泼西隆星）和一颗贡献X射线辐射的中子星。
　　　　三体系统模型有几个重要的难题。主要的是难以解释这样一种构型如何能形成并长时间地存在，因为三体系统是很不稳定的，只有一个很特别的演化状态除外。不过，如果天鹅座X－l是唯一的候选黑洞，那倒也不能排除它就处在那个特别状态。一个统计上可能性极小的状态，可能就对应着一颗性质与众不同的星，然而事实并非如此。过去十年中X射线资料的丰富积累已经显示，还有别的双星X射线源也像天鹅座X－l一样很可能是黑洞。对天鹅座X－l和其他类似系统，事实上黑洞模型是最稳妥的解释，因为它用的假设真少，因而符合科学方法论的主要定则：奥克姆剃刀（见“原初白洞”一节）。无疑地，观测到的恒星级黑洞的数量在今后几年中将会继续增多。
　　　　　“三人帮”
　　　　急切要知道已知有几个黑洞的读者，可直接看图63，那里画的是恒星级黑洞“三人帮”的成员，且把它们的一些特征再描述一下。
　　　　其中名为LMCX──3的一个，并不在银河系内，而属于大麦哲伦云。大麦哲伦云是最邻近的两个河外星系之一，在南半球能用肉眼看到，得名于那位首先把它记在航海日志上的著名葡萄牙探险氛LMCX──3的光学伴星是一颗高温蓝色星，由其光谱型估计质量在4到SM　之间。致密星的质量则已估算出在7到14Mpe间。
　　　　如果对LMCX──3也像对天鹅座＊一l一样要求，就应该不用伴星光谱型而是依据距离来求出质量。与天鹅座X一1不同的是，已经知道大麦哲伦云的距离是间万光年，于是得到LMCX──3的最低质量为6M，所以它甚至比天鹅座X－l更为可信地是一个黑洞。
　　　　第三个候选黑洞称为A0620一皿。它在约3000光年开外，是一个属于“小质量双星”亚型的X射线源，因为那颗非致密子星是质量小于太阳的矮星。非致密子星已得到光学证认的小质量X射线双星系统大约有40个，但对其中大多数情况，由于X射线辐射太强，光学谱被淹没，因而不能确定轨道参量和非致密子星的精细性质。幸运的是，A0620to0在处于宁静态时辐射比较弱，不会掩盖其伴星的可见光辐射，于是光学谱就得以测量，并且确实给出一个周期为又75小时的光谱双星系统。由此得出A0620－00的质量最少有3．ZM（假定轨道倾角为最不利的情况），而且很可能超过7Mde
　　　　A0620—00系统最引人注意的性质是其尺度。它是如此之小，三体系统的说法更不能成立。有的天文学家（尤其是它的发现者）认为A0620一皿是最好的黑洞候选者。甚至可以说A0620rt）（是第一个被发现的黑洞，因为在一张1917年拍摄的微微座照片里找到了它，那时它正处在一场光学爆发之中，因而被归人了新星的范畴。
　　　　　从恒星到星系
　　　　按照有关专家的估计，在过去一百亿年中银河系里平均每一百年有一颗超新星爆发，而每一百颗超新星中有一颗导致黑洞形成，那么银河系里就应该有一百万个恒星级黑洞。可是在双星X射线源中迄今还只找到三个可能的黑洞，这似乎颇令人失望。事实上还有几个源中也可能有黑洞，但误差较大，以至于还不那么肯定。这些潜在的黑洞中有也处在大麦哲伦云里的LMCX－l，还有半打河内的源。
　　　　黑洞探索者们还尝试过用估算质量以外的其他方式来考查他们的候选对象。测量短时标振荡就是其中之一，不过如上所述并不成功。另一个方法是依据所谓“相似性标准”，就是说如果天鹅座X－l是黑洞，则所有X射线行为与之相似的源就都很有可能也是黑洞。天鹅座X－l有一个特征现象，它的辐射有两种状态，“高”态和“低”态，其他少数几个双星X　射线源也有这种现象，因而似乎就也应是黑洞。但是即使这条标准也是模棱两可，在“三人帮”的其他成员中，A0620－00能通过这项考查，而＊＊＊＊司就不能。另一方面，有些符合这条标准的源又已被证明是中子星，因为它们有X射线暴，圆规座X－l就是典型例子。所以，考查黑洞的最好方式仍然还是称量质量。
　　　　放在前苏联的“格拉纳”卫星里的法国望远镜“西格玛”（Sigma）在1990年春天找到了一个明亮的X和伽玛射线源，看来是处在距银河系中心（见第17章）300光年之内。这个源有一个很讨厌的，但愿是暂时的名称IE1704．7──2942，被许多人看作是第四个恒星级黑洞。“西格玛”看来还探测到这个源的一阵反物质突发，以大量电子和正电子湮灭的形式出现。按照一些高能天体物理学家的观点，只有黑洞周围才具备产生大量正电子的极端物理条件。
　　　　最后，还有这样的星，不属于X射线双星范畴，但也可能是黑洞，尽管这很难证实。前面已讲过仙后座A（见“近处遇奇花”一节），它是天空中最明亮的射电源之一，并与一个超新星遗迹有联系，它的爆发大约是在1670年，但不如预期的那么明亮。这个超新星遗迹并不包含有脉冲星或X射线源，所以有可能那颗爆发前恒星的质量非常大，其核心直接坍缩成了黑洞，使得不能出现很亮的超新星。
　　　　银河系里最难捉摸的星之一是SS433。它的奇特不仅在于有很强的光谱线，而且在于谱线还分成对称的两组，都在一个正常位置附近以164天的周期来回振动，于是总有一组线红移而另一组蓝移。
　　　　用多普勒效应来解释谱线移动，则发射源的速度高达78000公里／秒。一颗星怎么能以这样高的速度运动呢？关键线索在于，这些谱线不是那种由于恒星外层的滤光作用而形成的吸收线，而是由热气体发出的发射线。这两组谱线分别来自两股从中心星发出的对称的气体喷流，两股喷流交替地趋近和远离地球，射电波段的观测已经证实了喷流的存在。
　　　　另外，对SS433的光谱分析表明它是一个双星系统，包含着一颗致密星，或是中子星或是黑洞，究竟是哪一个呢？一直争论到1四1年，由欧洲国家合作进行的可靠测量才得到了致密星的质量只有0．SMop太小而不足以成为黑洞。但是SS433对天文学家仍极有吸引力，这是因为它的罕见的气体喷流。建立这个系统模型的努力已经促进了吸积盘理论的进一步发展。为认识喷流的起源，首先要明白一颗致密星，无论是中子星还是黑洞，都不能吸积任意大量的物质，因为吸积过程中产生的辐射会对周围物质有推斥作用。吸积盘类似于依靠核心热核反应提供的辐射压来维持平衡的大质量恒星，盘的平衡也是由引力和辐射压这两种相反的力来维持。
　　　　如果提供气体的伴星膨胀到超出洛希瓣，并开始倾泻致密星所接受不了的过量物质，那将会是什么后果呢？超额的物质必定被喷射出来。很显然，积聚在盘中的气体在盘面方向上遇到的阻抗最大，因为新的气体在不断到达，于是阻抗最小的路径就是沿与盘面垂直的方向，致密星也就朝这个方向喷射过剩的气体以减轻自己的超负荷。SS433喷出的两股强有力的气体流可能就是这样一个过程（图64）。
　　　　更有趣的是，SS433还是大得多的尺度上活动星系核心和类星体现象的一个极好标本，那里也有着来自致密源的极高速的成时喷流，当然中心源的质量就不再是3或10Mop而是上千万或上十亿Mop这样的质量就绝不是一个中子星所能具有的了，这就是下一章　要进人的巨型黑洞的王国。第十七章　巨型黑洞
　　　　当一个黑洞作为恒星引力坍缩的结果而形成时，它所能具有的最大质量约为10倍于太阳，但是，引力坍缩理论允许我们设想千倍、百万倍甚至几十亿倍太阳质量的黑洞（见附录2）。什么过程能够产生出巨型黑洞呢？
　　　　已经知道三种这样的过程。第一种是已在第15章提到过的早期宇宙中团块的凝缩；第二种是由于作为黑洞特征性质之一的质量不可逆增长的趋向（对现在的情况，微型黑洞的量子蒸发当然完全可以忽略），条件是周围环境的物质足够丰富，因而一个由超新星产生的初始质量为10M的“恒星级种子”能够长成巨型黑洞；第三种则是由恒星团的引力坍缩而直接形成。
　　　　除了可能的原初起源之外，巨型黑洞的形成需要大量的以恒星或星际气体形式存在的物质，还需要这些物质被限制在一个足够小的区域内，因而其演化过程是由引力支配的。宇宙中物质在星系里的集中程度远胜于星系际空间（至少能发光物质是如此），而星系内物质最集中的部分是其核心。假若有巨型黑洞，则星系核心是首先应该搜寻的去处，且从我们的银河系开始吧。
　　　　　银河系画像
　　　　啊，银河，
　　　　真像天国的河在缓缓流淌，又如美人的身体发着幽光。我是沿着你游向另一个世界，还是只能空怀着爱意满腔？
　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　——归劳默·阿波里纳瑞
　　　　银河系是一个直径10万光年，厚300光年的盘，正好与密纹唱片直径和厚度的比例一样。银河系中心是一个大的隆起区，即所谓核球，盘和核球都被包在被称为曼的稀薄得多的恒星球中（图65）。
　　　　银河系里大约有1000记颗恒星，大部分是在盘里。太阳的位置比较靠外，距离银河系中心约3万光年。盘里除恒星外还有气体和尘埃。盘中物质的分布很不均匀，在旋臂里比在别处密集得多，正是这些旋臂给出银河系的