未来引力波观测台或揭开宇宙早期黑洞合并之谜

2016 年 2 月，激光干涉引力波天文台（LIGO）的科学家证实，他们首次探测到了引力波（GW）。

当像中子星和黑洞这类大质量天体合并时，就会产生这些事件，其在时空中引发的涟漪，在数百万（甚至数十亿）光年之外都能被探测到。

自首次事件起，LIGO、高级处女座合作组织以及神冈引力波探测器（KAGRA）已确认了 100 多个引力波事件。

此外，科学家们发现了引力波天文学的众多应用，比如探测超新星和中子星的内部，测量宇宙的膨胀率，以及了解大爆炸一分钟后的情形。

在最近一项发布于 arXiv 预印本服务器且被 接受在《皇家天文学会月刊》发表的研究中，一个国际天文学家团队针对双黑洞（BBH）合并提出了另一项应用：借助宇宙中最早的合并来探测宇宙中的第一代恒星（Population III）。

通过对事件的演变进行建模，他们确定了拟议中的爱因斯坦望远镜（ET）在未来数年能够观测到何种引力波信号。

此项研究由海德堡大学天文学中心（ZAH）的博士后研究员、卓越集群 STRUCTURES 项目成员刘博源领衔。

他与来自 ZAH 和海德堡大学理论天体物理研究所、剑桥天文研究所、智能物理研究所、巴黎天体物理研究所、里昂天体物理研究中心、格兰萨索科学研究所（GSSI）、卡夫利宇宙学研究所、温伯格理论物理研究所以及多所大学的同事一起参与了研究。

Population III 恒星是宇宙中最早形成的恒星，大约在大爆炸后 1 亿到 5 亿年。当时，氢和氦是宇宙中最为丰富的物质形式，致使恒星质量极大，几乎不含金属（低金属丰度）。

在此情况下，它们核心产生的较重元素（如锂、碳、氧、铁等）散布于整个宇宙，促成了金属含量较高的 II 型和 I 型恒星的出现。

天文学家和宇宙学家把这一时期称作“宇宙黎明”，原因是这些首批恒星和星系终结了此前的“宇宙黑暗时代”。

III 型恒星的形成时间反映了早期结构形成的快慢，这能够让我们知晓暗物质和引力的特性。

在标准的宇宙学模型里，宇宙结构的形成是自下而上的，从小小的晕起步，接着通过吸积和合并发展成为更大的晕。

III 型恒星预计质量极大（大于 10 个太阳质量，甚至高达 100 万个太阳质量，而当下恒星的平均质量约为 0.5 个太阳质量）。

所以，当它们的核聚变燃料用光时，许多恒星会作为超新星爆炸或者变成大质量黑洞（BHs）。

这些 III 型黑洞进一步被视作是宇宙中第一批超大质量黑洞（SMBHs）的源头。

除了在早期宇宙里协助新恒星形成以及推动星系形成之外，它们还在大爆炸后约 20 亿至 40 亿年的“宇宙正午”时期，负责关闭星系中的恒星形成。

这些黑洞的成长以及 III 型恒星发出的紫外线辐射使弥漫在早期宇宙中的中性氢和氦重新电离。

这导致了结束宇宙黑暗时代（大爆炸后约 10 亿年）的主要相变，使宇宙变得像今天一样“透明”。然而，正如刘所说，这个过程是如何开始的仍不清楚：

“一般而言，第三星族恒星标志着宇宙从无星（平淡）状态到当前具有丰富现象（如再电离、不同质量、形态和组成的多样化星系群体以及由吸积超大质量黑洞驱动的类星体）状态的宇宙演化之开端。”

引力波（GW）的确认对于天文学家而言具有革命性意义，此后也提出了众多应用。特别是，科学家们渴望研究大爆炸产生的原始引力波，这将通过像激光干涉仪空间天线（LISA）这样的下一代引力波探测器成为可能。正如刘所解释的，现有的引力波探测器大多致力于研究双黑洞（BBH）合并。在不久的将来有望建造的探测器也是如此。刘说：

“当黑洞双星彼此距离更近时，它们所发射的引力波更强。引力波的发射会从系统中带走能量和角动量，致使两个黑洞随着时间的推移越来越近，最终合并。我们只能在它们即将合并的最后阶段检测到引力波的信号。达到最后阶段所需的时间对黑洞的初始间距极为敏感。基本上，对于质量低于 10 个太阳质量的黑洞而言，它们在初始时必须距离很近（比如，小于地球与太阳距离的约 10%），才能够在当前宇宙年龄内合并并被我们观测到。”

问题在于，两个黑洞是如何变得如此接近以至于最终合并的？天文学家目前依靠两个演化“通道”（共同作用的一组物理过程）来模拟这个过程：孤立双星恒星演化（IBSE）和核星团 - 动态硬化（NSC - DH）。

正如刘所指出的，根据它们遵循的通道，由此产生的 BBH 合并在合并率和性质上具有不同的特征。它们包含有关潜在物理过程的有价值信息。

“要提取此类信息以充分利用引力波作为天体物理学和宇宙学的探测器，了解演化通道是必要的，”他补充道。

为了确定黑洞如何形成最终会合并的双星，该团队将这两个通道整合到一个基于半解析模型‘通过追踪晕来研究古代恒星和本地可观测物（A - SLOTH）’的单一理论框架之内。该模型是第一个将第一批恒星和星系的形成与观测联系起来的公开可用代码。

“总的来说，A-SLOTH 沿着暗物质晕的形成、生长与合并过程，追踪了气体的热化学演化，其中涵盖了单个星系/晕中等尺度上的恒星形成以及恒星对气体的影响（即恒星反馈），”刘说道。

他们还运用了恒星 N 体演化（SEVN）代码，以预测恒星双星怎样演变为双黑洞。

随后，他们针对每个双黑洞在其各自的暗物质晕中以及晕合并期间的轨道进行了建模，这使得他们能够预测部分双黑洞何时会合并。

正如刘所解释的，他们的结果具有重要的理论和观测意义：

“在理论层面，我的工作显示，孤立双星演化通道在高红移（大爆炸后不足 6 亿年）时占据主导地位，合并率对 Pop III 双星的形成率和初始统计数据较为敏感。实际上，如果大多数（> 84%）的黑洞双星，特别是质量最大的那些，在孤立演化的状况下，最初的轨道过宽，无法在宇宙年龄范围内合并。

但倘若它们落入 NSC 中，相当大一部分（~ 45% - 64%）能够通过动态硬化实现合并。这些预测对于在观测中识别与解释合并的起源颇具用处。”

在观测结果这一方面，他们发现，诸如 LIGO、先进处女座和 KAGRA 等当下的仪器不太可能分辨出所预测的 Pop III 双黑洞合并的探测情况，这些仪器通常观测的是更靠近地球的双黑洞合并。

“虽然 Pop III 合并有可能在迄今为止探测到的质量最大的黑洞合并中占据相当大的比例（黑洞质量超过 50 个太阳质量），”刘说道。

“由于探测到的大质量合并样本规模过小，从现有的数据中很难去了解早期宇宙中的 Pop III 恒星和星系。”

然而，诸如爱因斯坦望远镜之类的下一代探测器在探测这些遥远的引力波源时将会更加高效。

一旦建成，ET 将能让天文学家借助引力波探索宇宙，回溯至宇宙黑暗时代，并提供有关最早的双黑洞合并、Pop III 恒星以及第一批超大质量黑洞的信息。

“我的模型预测，爱因斯坦望远镜每年能够探测到多达 1400 次的 Pop III 合并，从而为我们提供更优的统计数据以限制相关物理，”刘说道。