中等質量黑洞（Intermediate-mass black hole）是理論上預測的一種黑洞，質量介於太陽100～10萬倍之間，比恆星黑洞（數十倍太陽質量）大，但遠小於超大質量黑洞（數十萬倍甚至數十億倍太陽質量）。
基本介紹
- 中文名：中等質量黑洞
- 外文名：intermediate-mass black hole
- 定義：質量為太陽的100到100000倍的黑洞
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黑洞分類
黑洞按它們的質量一般分為恆星級質量黑洞（Stellar mass black holes，簡稱“sMBHs”）、中等質量黑洞（Intermediate mass black holes，簡稱“IMBHs”）和超大質量黑洞（Supermassive black holes，簡稱“SMBHs”）三類。理論上還預言存在宇宙早期誕生的，尺度和質量極小的原初黑洞，以及近些年來提出的絕超質量黑洞（Hypermassive black holes，簡稱“HMBHs”），它們的質量範圍涵蓋10~10倍太陽質量甚至更大，可以在宇宙包括早期宇宙中的巨大物質庫中動力塌縮形成，並且已有重要觀測證據的支持。
緻密天體白矮星、中子星和黑洞的質量範圍，單位採用太陽質量。
中等黑洞形成理論
中等質量黑洞是如何起源的？根據愛因斯坦相對論方程，黑洞可以具有任意大小的質量，但是在宇宙中只有通過天體物理學過程才能製造出一定質量的黑洞：大質量恆星的崩潰是形成黑洞的一條主要途徑，卻也對黑洞質量設下了一些限制：根據恆星演化學，來自恆星核心的光子與氣體的向外壓力會與向內推動的引力保持平衡，使恆星處於一個穩定的狀態，一旦這兩股力量失衡，恆星就會在自身重力作用下塌縮引發超新星爆炸，視恆星本身質量可能變成白矮星、中子星或黑洞。
當一個質量非常大的恆星耗盡燃料時，其核心便會開始在引力的作用下坍縮，形成一個恆星級的黑洞。傳統的理論認為，恆星坍縮時是不會產生質量在65到135個太陽質量之間的黑洞的，這個質量“禁區”被稱為對不穩定性質量間隙（pair instability mass gap）。
對於一顆熾熱的恆星來說，其核心產生的伽馬射線會對恆星外層施加“光子壓”，從而抵抗向內的引力，使恆星處於平衡狀態。然而，當恆星核心的質量大於65個太陽質量時，高能的伽馬射線會有效的轉換為電子-正電子對，這種現象就被稱為對不穩定性。這些粒子對產生的壓力要弱於光子，從而使引力占據上風。如此一來，恆星的外層就會向內坍縮，核燃燒開始以一種失控的方式加速。其結果就是恆星在爆炸後沒有留下任何黑洞遺蹟。所以理論上，天文學家預計並不會在65到135個太陽質量範圍之間發現任何黑洞。
GW190521引力波事件
黑洞併合事件(圖片來源：LIGO/Caltech/MIT/R
這個發現具有兩個里程碑式的意義：第一，天文學家第一次收集到了清晰的中等質量黑洞引力波數據；第二，發現了質量介於“灰色地帶”的黑洞。
LIGO-Virgo合作團隊有兩類算法來識別信號，一種是在數據中挑選出特定的模型雙星併合信號，依靠設計好的雙黑洞或中子星等天體運動的模型作為模板，而且為了相互驗證，這類算法中是兩種不同的工具（PyCBC和GstLAL）；另一種是更“萬能”（coherent WaveBurst，簡稱“cWB”），針對各種突發信號，錯誤率僅為4900年一次，最早發現的引力波信號就是通過這種算法發現的。三種算法都發現了本次事件信號，在PRL的論文中，他們主要解釋了算法識別的真實性，肯定了信號源於引力波，並且符合雙黑洞併合模型，同時確定相關參數。[1][2]
由於信號很短，研究人員也考慮了其他模型的可能性。在天體物理學研究中，一次事件符合多種模型是常見的情況（即理論模型簡併）。論文中一口氣給出了5個不同的可能替代方案，其中包括非零軌道離心率和正面碰撞，並不像以往兩個黑洞成圓軌道旋轉著併合；強引力透鏡效應；原初黑洞併合；宇宙弦信號；核坍縮超新星爆發。可惜這些模型的擬合結果均不如雙黑洞併合模型來得好。
如果是雙黑洞併合，142倍太陽質量的中等質量黑洞就很容易解釋。可是，初始的兩個黑洞一個正落在黑洞質量缺口之內（85倍太陽質量黑洞），一個處於黑洞質量缺口的下邊緣（66倍太陽質量黑洞），那么它們又是怎么形成的呢？
研究人員給出了三種模型：（一）兩對雙恆星級質量黑洞併合成兩個二代黑洞，考慮到這兩個二代黑洞要在緻密的環境內繼續併合，其實這一模型圖像也並不簡單；（二）年輕星團中的恆星併合，一顆已演化出氦核的恆星與主序伴星碰撞併合成為一個巨星，在進入PI階段前就坍縮成黑洞；（三）活動星系核吸積盤內黑洞併合，黑洞吸積盤裡的物質有助於小型黑洞的成長併合。至於最終哪種方案勝出，還有賴於未來更多中等質量黑洞的發現。
