□ 供稿/赵冬瑶

1. 发现质量很大的超大质量双黑洞

近期，一个美国天文学家团队经过测量，确定了迄今为止质量最大的一对超大质量黑洞。这个大质量双黑洞帮助天文学家更多了解，为什么超大质量黑洞并合这样的事件在宇宙中似乎不太可能发生。相关研究论文于2024年1月5日发表在《天体物理学报》上。

天文学家认为，几乎每个星系的中心都存在一个超大质量黑洞，质量从数百万至数十亿个太阳质量不等。质量如此巨大的黑洞很难由单一天体塌缩形成，因此超大质量黑洞应该是通过星系中心黑洞之间的不断并合而产生的。当两个星系并合时，它们的超大质量黑洞可以形成一个黑洞对，处在束缚轨道上相互绕转。根据推测，超大质量黑洞在绕转过程中，轨道能量会转移给周围的恒星和气体，从而黑洞会越来越接近；当它们相距仅光年尺度时，引力作用开始主导，超大质量双黑洞最终会并合。虽然天文学家已经通过探测引力波证实了恒星级的双黑洞并合，但他们从未观测到两个超大质量黑洞的并合。几十年来，此事件是否可能发生也一直是天文学家讨论的话题。

研究团队将目光集中在了椭圆星系B2 0402+379（也被称为4C+37.11），它距离约地球7.5亿光年，特别的是，它的中心区域存在两个超大质量黑洞。这是迄今为止唯一一个被解析得足够详细的超大质量黑洞对，两个黑洞可以被分别看到；并且二者相距只有24光年，是目前超大质量双黑洞间距的最小记录。相距如此之近似乎预示着将来的一次强大并合，但是研究发现这对超大质量黑洞在超过30亿年的时间里一直停滞在这个距离，阻碍它们并合的原因是什么？

研究小组对来自双子北座望远镜的光谱数据进行了分析，这使他们能够确定超大质量黑洞附近恒星的速度，根据恒星的运动可以反过来确定双黑洞的总质量。研究人员推断这对超大质量黑洞的总质量高达太阳质量的280亿倍，使这个系统成为有史以来测量到的质量最大的双黑洞。基于质量的最新测量，研究人员认为，如果此系统想要最终并合，则需要异常大量的恒星和气体带走轨道能量，从而使双黑洞不断靠近。然而，该双黑洞可能在之前的演化中，就已经将物质从它们的附近抛离出去，因此它们周围没有足够多的恒星和气体可以吸取能量，从而进一步减慢了轨道速度，因此在并合的最后阶段，双黑洞相互接近的进程陷入了停滞。

该研究支持了一个长期存在的理论，即超大质量双黑洞的质量在阻止并合方面发挥着关键作用。研究人员尚不能确定B2 0402+379中心的双黑洞是否会克服停滞而最终并合，或者会永久锁定在并合边缘，他们需要进一步研究B2 0402+379中心区域的气体含量。打破这个双黑洞对峙的另一种方法，是通过另一次星系并合，这会有助于破坏现有的微妙平衡。然而，B2 0402+379是一个数十亿年来未受干扰的化石星系，因此另一次星系并合的可能性不大。根据预测，如果B2 0402+379的双黑洞最终并合，产生的引力波将比恒星级黑洞并合产生的引力波强大一亿倍。

2. 首次在太空小行星上发现水分子

由美国西南研究院的科学家领导的团队近期的最新研究成果显示，他们首次在小行星表面检测到了水分子。虽然此前已有研究表明，在返回地球的小行星样本中检测到过水分子，但此次是首次在太空中的小行星表面发现水分子。相关学术文章发表于2024年2月12日的《行星科学杂志》上。

小行星是行星形成过程中的残留物，因此根据它们在早期太阳系中形成的位置差异，它们的成分也会有所不同。而水是如何存在于小行星上的，这一课题令科学家们兴趣盎然；因为这可以揭示水是如何被输送到地球的，也有助于在系外行星中寻找其他形式的潜在生命。

此次研究基于现已退役的平流层红外天文台（SOFIA）之前收集的红外数据，分别来自四颗小行星。SOFIA是机载天文台，是在一架波音747SP飞机上装载的一台红外望远镜；四颗小行星分别为Iris、Massalia、Parthenope和Melpomene。这几颗小行星富含硅酸盐，被归类为无水或干燥小行星，即通常形成于靠近太阳的地方，理应不同于形成在远离太阳区域的冰质小行星。

之前在月球和其他小行星上的研究，都曾检测到了某种形式的氢，但无法区分是水或是其化学上的近亲羟基。具体来说，波长为3微米的红外谱线通常用于指示水合，因为它来自O-H键，但这并不一定意味着存在水分子（H2O），也可能来自岩石结合的羟基（OH）化合物。然而，波长为6微米的红外谱线就肯定来自水分子，因为它是通过H-O-H键发出的。SOFIA此前在月球南半球最大的一个陨石坑中检测到了6微米谱线，因而确定了月球表面水分子的存在。据估计，月球表面1立方米的土壤中含有大约相当于约340克的水，并与矿物质结合在一起。

研究人员在小行星Iris和Massalia上发现了明确的6微米谱线，首次证实了水分子在“无水小行星”上的存在。根据谱线强度分析，这两颗小行星上的水丰度相似，也与阳光照射下的月球表面的水丰度一致。研究人员认为，水分子在小行星上可能是与矿物质结合在一起，或者是被硅酸盐吸附。小行星Iris和Massalia的直径分别为199千米和135千米，它们的轨道相似，距太阳的平均距离为2.39 AU。此次关于水分子的新发现表明，一些硅酸盐小行星可以在亿万年的时间里保存住一些水，并且在内太阳系中，这种情况可能比以前认为的要更加常见。

而另外两颗更暗弱的小行星Parthenope和Melpomene的数据噪声太大，研究人员目前无法得出明确的结论。SOFIA搭载的仪器显然不够灵敏，研究团队计划申请使用韦布空间望远镜，将对包括这两颗小行星在内，以及另外的30颗小行星进行进一步观测。

3. 原行星盘里的巨量水蒸气

由意大利天文学家领导的研究团队宣布，他们在新生恒星的原行星盘上探测到了巨量的水蒸气，水量足以填满至少3.7个地球海洋。众所周知，水是形成和维持生命所需的关键元素，一直被认为在行星形成方面发挥着重要作用。此次探测到的水蒸气分布在原行星盘中行星极有可能形成的区域，这将帮助天文学家更加深入地理解地球等行星形成的条件。2024年2月29日的《自然天文学》杂志刊登了此次的研究结果。

此次观测的目标为一颗年轻恒星HL Tauri，它处在金牛分子云中，距离地球450光年。金牛分子云是距离地球最近且最大的恒星形成区之一，该区域孕育了数百颗被称为金牛T型星的新生恒星，它们是研究新生恒星周围行星形成的理想对象。研究人员利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）对HL Tauri的原行星盘进行了观测。ALMA的高灵敏度和高分辨率，使天文学家能够确定其中的化学成分，以及它们在原行星盘上的分布，这就像在1千米之外能看清一根头发并对它的细节进行描述。

研究人员分析数据后发现了来自水的同位素构型体（H 2 16 O）的明亮辐射，并且所处气体的温度在水升华温度的范围内。经过计算，HL Tauri原行星盘从中心向外17 AU的范围内，水蒸气的含量至少是地球海洋的3.7倍。之前的观测已经表明，HL Tauri的原行星盘展现了清晰的不同环结构，而环之间的间隙，就在是行星形成时不断聚集轨道上的气体和尘埃所造成的。研究人员发现，此次探测到水蒸气的主要一部分，就分布在原行星盘17 AU范围内的一个间隙区域；也就是说，水蒸气的海洋与行星形成存在于同一区域，这表明水蒸气可能会影响在这些区域形成的行星的化学成分，也暗示了在数百万年后这里可能形成另一个地球。研究团队对结果非常兴奋，因为现在天文学家有能力直接测量行星形成时周围环境的水蒸气含量，这让了解水如何创造世界更近了一步。此次也是天文学家第一次绘制出稳定的冷原行星盘中水的分布图。

在地面上探测遥远天体中的水分子并非易事，因为地球大气中丰富的水蒸气会降低天文信号的质量。ALMA坐落在海拔约5000米的超级干燥的沙漠高山上，其环境最大限度地减少了地球水蒸气对观测的影响。对于来自宇宙中水分子的波长为1.4-1.8毫米的独特但微弱的射电信号，ALMA可以将其与地球大气中的水蒸气“噪音”分开。卓越的观测条件和先进的仪器设备，使ALMA成为目前唯一能够解析冷原行星盘上水分布的望远镜。

4. 超新星遗迹里的中子星

近期，一个由欧洲天文学家领导的国际团队公布了他们的最新研究，证实了超新星SN 1987A的中心存在一颗中子星。这是天文学家首次提供明确的观测证据，确定了SN 1987A中心致密天体的类型。相关研究结果发表于2024年2月22日的《科学》杂志。

SN 1987A爆发于1987年，位于距离地球约16万光年的大麦哲伦云星系中，是一颗非常近以及非常亮的超新星。这是继1604年人类裸眼看到超新星后，近400年来在地球上裸眼可见又一颗超新星。更加特别的是，SN 1987A是目前唯一通过中微子探测到的超新星。SN 1987A爆发时释放出了1058个中微子；在1987年2月23日，大约有20个中微子被地球上三个不同的探测器探测到，而这是人们看到SN 1987A明亮爆发的前一天。尽管中微子爆发只持续了约10秒，但这表明SN 1987A中心的致密天体已经形成，理论预测这是中子星或是黑洞。天文学家一直希望发现SN 1987A中心致密天体类型的确凿证据。尽管射电和X射线观测提供了一些迹象，但37年来都没有得出定论，其中的主要原因是SN 1987A的中心区域仍然被爆发时喷出的大量气体和尘埃所包围，它们遮蔽了来自中心的辐射，阻碍了观测。

韦布空间望远镜为天文学家带来了新的机会，因为红外望远镜可以探测到来自SN 1987A中心的红外辐射，并不会被尘埃严重遮挡。利用韦布的中红外仪器和近红外光谱仪，研究团队在SN 1987A中心附近的光谱中，发现了重元素氩和硫的发射线。大量的氩和硫原子会在超新星爆发的前夕，在大质量恒星内部通过核合成形成，然后在爆发时被抛到超新星周围的空间。基于观测到的电离氩和硫，研究人员分析了各种条件的模型，发现只有中子星作为电离辐射的能量源时才吻合观测数据，这首次证实了SN 1987A中心存在的是中子星。

然而，这颗中子星的谜团尚未解开：有两种中子星的能量辐射机制都可以产生与观测结果非常吻合的预测，很难区分。一种是来自正在冷却但温度仍然很高的中子星；此时中子星的表面温度约为100万摄氏度（大质量恒星核塌缩时温度可以达到1000亿摄氏度），发出的紫外和X射线辐射可以将电子从氩和硫原子中剥离。另一种来自在快速旋转中子星的强磁场中加速到近光速的高能粒子风。这些高能粒子会与周围的超新星遗迹物质相互作用，导致其电离。这与著名的蟹状星云的中心脉冲星的辐射机制相同。

SN 1987A的中子星距离我们如此之近，而且形成时间如此之短，未来深入的研究将帮助天文学家建立正确的超新星模型。

5. 矮星系可能主导宇宙再电离

关于宇宙早期，天文学家面临着一个长期存在的问题：什么天体导致了宇宙的再电离？2024年2月28日发表于《自然》杂志的最新研究，为解答这个问题提供了重要线索：暗弱的矮星系可能是所需电离光子的产生者，它们大量存在于宇宙早期，并主导了再电离过程。

大爆炸后大约38万年时，宇宙温度已经足够冷却，此时质子和电子可以结合在一起形成中性氢气体，对于光子不透明，此时进入宇宙的黑暗时代。之后，经过数亿年，气体在引力作用下聚集形成团块，它们不断增长直到足以点燃氢，第一代恒星诞生。此时第一代恒星开始电离它们周围的中性气体，光子可以开始传播。起初，光子并没有传播很远，大部分被中性氢气体吸收了。然而，随着越来越多的恒星以及第一代星系的形成，它们产生了足够多的电离光子，最终使宇宙变得透明。这段大爆炸后约1.5亿-10亿年的阶段被称为再电离时期。

天文学家已经达成共识，星系是宇宙再电离时期的主要力量，但尚不清楚什么样的星系，能够产生并辐射足够的电离光子来完成这项任务。目前主要有两种观点。第一种观点认为来源于类星体或明亮星系。早期宇宙中这样的星系并不多，但模型表明每个星系都会产生大量的光子，并且具有较高的光子逃逸率，即较多光子可以逃离所在星系，从而电离星系之间空间中的中性气体。第二种观点认为来源于暗弱星系。模型表明暗弱星系大量存在于早期宇宙，虽然每一个星系产生的电离光子会少得多，但凭借矮星系大量的数目，它们可能主宰了再电离时期。

此次研究利用引力透镜发现了早期宇宙中的暗弱星系，并利用韦布空间望远镜对它们进行了观测。具体来说，研究人员利用了星系团Abell 2744作为引力透镜。根据光谱，他们确定了处于再电离时期的8个暗弱矮星系，它们的光度只有银河系光度的约0.5%。研究人员首先根据这8个矮星系，计算了再电离时期矮星系的数密度，证实了宇宙早期的确存在着大量的暗弱星系，它们是再电离时期最丰富的星系种类。随后，研究人员计算了这些矮星系的电离氢含量，转换后表明它们产生的电离光子远远多于天文学家之前的预测，是之前认为的4倍。这说明只有一小部分电离光子需要逃逸就能使宇宙再电离。按照之前的预测，大约20%的电离光子需要从矮星系逃逸才能主导宇宙再电离，而新结果表明，逃逸率只要达到5%就足够了。

此次研究表明暗弱星系可能在宇宙再电离时期发挥了非常大的作用。研究团队计划观测另一个星系团Abell S1063以寻找宇宙不同区域中的暗弱星系。这将帮助验证此次研究的结论，也将为认识再电离时期提供进一步的线索。

6. 最亮的类星体

最近，有史以来最亮的类星体被由澳大利亚天文学家领导的团队所证实。这个类星体不仅是同类中最亮的，而且是迄今为止观测到的最亮的天体。

类星体是宇宙中最亮的天体之一，它们的辐射由中心超大质量黑洞的吸积所提供。由于它们的高光度，即使距离地球非常遥远，类星体也可以被观测到。此次证实的类星体名为J0529-4351，距离地球超过200亿光年，其发出的光需要经过至少120亿年才能到达地球。J0529-4351的亮度是太阳亮度的500万亿倍，其中心超大质量黑洞的质量约为太阳质量的170亿倍。虽然有质量更大的其他黑洞存在（质量估计为200亿-300亿个太阳质量），但它们可能并不是非常饥饿的黑洞，吸积活动并不剧烈，因此也并不非常明亮。然而，J0529-4351的吸积非常剧烈，接近爱丁顿极限，每年它都会吸积相当于太阳质量370倍的周围物质，相当于每天吞噬约一个太阳。J0529-4351吸积盘的直径为7光年，是太阳到海王星距离的15000倍，横穿这个吸积盘相当于在地球和太阳之间旅行大约45000次，这是目前最大的吸积盘。

实际上，早在1980年，J0529-4351就被欧南台的施密特南天巡天的图像记录下来了。令人惊讶的是，即使天文学家已经知道了100万个不那么令人印象深刻的类星体，J0529-4351却一直不为人知，这个破纪录的类星体隐藏在众目睽睽之下长达44年。

随着望远镜能力的不断提升和各种观测项目的开展，天文数据非常庞大。要从其中寻找类星体，仅仅依靠人力是很难办到的。研究人员通常利用计算机以及机器学习分析数据，根据已知模型将类星体与其他天体区分开。然而，已知模型是根据已有的类星体数据进行训练的，这会将新数据中的候选类星体限制为与已知类星体相似的对象。如果一个新的类星体比之前观测到的任何其他类星体都明亮得多，计算机程序可能会将它排除在候选体之外，并将其分类为距离地球不太远的恒星。比如欧洲空间局盖亚天文卫星在观测到J0529-4351后，自动分析程序认为它对于类星体来说太明亮了，从而把它标记为了一颗恒星。然而，直到去年，研究人员利用澳大利亚赛丁泉天文台的2.3米望远镜对J0529-4351再次进行观测后，才证实其为一颗遥远的类星体。之后，研究人员利用位于智利的甚大望远镜对J0529-4351进行了后续观测，完成了多种性质的测量，发现了它实际上是有史以来最明亮的类星体。该研究成果于2024年2月19日发表于《自然-天文学》杂志。

（责任编辑　卢瑜） PJHrc1l+Yu8+4Sxv5WPXpCvl8ZYVtjMrQy/UV9xQ3qF3D96Vm+0Pai9MpcK/5EAL