太阳以及围绕它运行的行星、矮行星(其中冥王星是最著名的例子)、小行星和彗星共同组成了太阳系。太阳系本身在银盘上绕着在银心的质心转动。我们的太阳系在银盘中的圆轨道上绕转的速度大约是7千米/秒，绕着银心转完一整圈需要几亿年。除了这种轨道运动之外，整个太阳系还垂直于银道面运动。它所表现出的这种运动是物理学家所熟知的简谐运动，而把我们的太阳系拉回到位于银道面上的平衡位置的回复力，则来自构成银盘的恒星和气体的引力。目前我们在这个平衡点上方约45光年的地方。从现在起大约2100万年后，太阳系将到达银盘上方320光年处的极值点；在此之后再过4300万年，太阳系将重新回到银河系的中心平面。当太阳系位于银道面的中心时，地球将最大限度地暴露在宇宙射线中。这些宇宙射线会在银道面上呼啸着转圈，它们被磁力线所俘获，以介于完全杂乱无章和完全有序之间的某种方式运动—— 一边沿着磁力线前进，一边绕着磁力线旋转。有人猜测可能是由于太阳穿过银道面的运动导致了恐龙灭绝。但是这种推测很难被证实或反驳，因为这种轨道运动的时标对于寿命通常不会超过一个世纪的人类观测者来说显然是难以观察的。人们采用足够精确和彻底的手段进行天文学观测也只有几个世纪。因此，在观测天文学中，当我们想要关注某种以比这还长得多的时标变化的过程时，这是一个很常见的问题。

然而，至少在相关的时标与人类及其望远镜所关注的时间尺度差不多的情况下，银河系中的轨道运动非常容易测量。既然我们在讨论黑洞，那么最令人感兴趣的显然是银河系最内部区域中恒星的轨道运动，这一区域位于天空中被称为人马座A*的那一部分。当我们观察这个在南半球最容易看到的区域时，也是在看向距我们27 000光年远的银河系的正中心。这是一个天体特别稠密的空间区域，而当我们想研究银心时，会导致两个问题。首先是恒星的空间密度较高，其次是尘埃很多。

第一个问题意味着你需要使用一种能够实现高分辨率成像的测量技术，也就是精细的细节可以被区分开，就像在给定的相机上长焦镜头提供的细节比广角镜头提供的细节更精细一样。仅仅使用更大的望远镜肯定不足以解决这个问题，因为除非我们把望远镜放在大气层外的卫星上，否则我们将不可避免地通过具有湍流的大气来观察所有的天体。不过，人们已经开发出了各种各样的技术来消除地球大气中湍流的影响。最为重要的是一种被称为自适应光学的技术。这种技术的工作原理是观察明亮恒星(被称为导星)模糊的图像，通过使望远镜的主镜变形以抵消这种变化着的使图像模糊的效应，从而校正大气变化的影响。当所感兴趣的天空中没有明亮的恒星时，则可以向上发出高功率的准直激光束，以激发大气中的原子，并由此进行大气校正。

第二个问题是朝着银心的方向存在着大量的星际尘埃，这所导致的问题是：很难透过尘埃看到可见光，就像来自太阳的紫外线很难透过不透明的遮阳帽一样。解决这个问题的方法是：我们需要在红外波段而不是可见光波段进行观测。

如何测量银河中心的黑洞的质量

这种红外观测得到了两个小组的支持，一个小组由加利福尼亚的安德烈·盖齐(Andrea Ghez)领导，另一个小组由德国的莱因哈特·甘泽尔(Reinhard Genzel)领导。两支团队的工作均独立提供了对银河系中心质量的非常精确的测量结果。图14展示了安德烈·盖齐和她的团队的数据。在过去的几年中，他们对银心的中心区域进行了多次观测，并看到了每次观测中恒星相对上一次观测是如何运动的。因为这些恒星的光谱类型是已知的，因此它们的质量也是已知的。年复一年，随着每颗恒星的轨道路径变得清晰，盖齐及其团队能够根据动力学方程(开普勒定律，也是主导了我们太阳周围行星运动的定律)独立求解每个轨道，并推算出这些轨道共同的焦点所在的“黑暗”区域的质量。这些独立的解很好地确定了该暗区的质量。现在人们知道，暗区在半径不超过6个光时的区域内，具有的质量刚好是我们太阳质量的400万倍。因为这个物体虽然不可见，但质量非常大，所以唯一的结论就是我们银河系的中心存在一个巨大的黑洞。

图14　该图显示了绕我们银河系中心黑洞运动的恒星的连续位置

没有理由认为我们所在的星系——银河系——是唯一的中心存在一个黑洞的星系。与此相反，人们强烈怀疑所有星系，至少在更大的星系的中心，都可能存在一个黑洞。这是由于当时在杜伦大学的约翰·马格里安(John Magorrian)和同事发现了一对看起来非常基本的关系，也就是星系中心的黑洞质量与星系质量的关系。当然，不论测量黑洞的质量还是星系的质量都非常困难。在我们银河系中心表现得如此出色的技术无法应用于外面的星系，因为它们太远了。

椭圆星系中心的黑洞质量超过了太阳质量的100万倍，实际上可能达到甚至超过太阳质量的10亿倍。因此，它们通常被称为超大质量黑洞。

尽管在测量黑洞质量和星系质量方面存在着困难，但是人们已经发现，在各种不同的星系中，中心黑洞的质量与其宿主星系的质量成比例。人们认为这暗示着中心黑洞和星系本身在整个宇宙的时间尺度上是协同生长和演化的。

银盘上遍布着许多黑洞

除了位于银河系中心的唯一中心超大质量黑洞之外，人们认为在每个星系的范围内还散布着几百万个黑洞，并相信这些黑洞与星系中心的黑洞的形成方式非常不同。星系中心的黑洞是通过逐渐吸收下落的物质增长，而这些恒星质量黑洞以前则是大质量恒星，曾经发出非常明亮的光芒，其内部的聚变产生了能量并使之保持高温高压，而最重要的一点在于这些能量可以抵抗引力坍缩。当它们的核燃料全部耗尽时，就不再存在可以支撑恒星的辐射压 ，因而就没有任何东西可以平衡向内的引力。对于质量与我们的太阳相似的恒星，在引力作用下的坍缩最终会形成一个被称为白矮星的致密物体。致密一词在天体物理学中具有特殊的含义，表示该物质的密度与普通物质完全不同。按照普通物质密度的标准，白矮星中的物质已经被极度压缩，所以它是致密的。这些物质的所有电子都与其原子核相分离，也就是被电离了，但是又很冷(通常物质仅在高温下才会被电离)。电子产生抵抗持续向内引力的压力，是因为它拒绝被压缩到过于狭窄的区域(这是海森堡不确定性原理的结果)，这种效应的学名是电子简并压力。如果在用尽所有燃料后坍缩中的恒星的质量更大一些，那么使物质收缩的引力也会更大，使得电子和对应的质子会融合形成中子。这样就可以形成比白矮星更加致密的天体——中子星。

如果我们对黑洞感兴趣，那么我们必须转向比将会生成白矮星甚至中子星的恒星的质量更大的恒星。质量更大的恒星在其燃料持续存在且核聚变能够维持的期间将会非常亮。一旦所有燃料都被用完，恒星的寿命就结束了，发出的光也会熄灭。如果这颗恒星现在已经足够重，以至于引力甚至可以压垮强大的“中子简并压力”，那么因此导致的坍缩会强到连中子简并压力也无法平衡，于是坍缩就会不可避免地导致黑洞的产生。大质量恒星的坍缩通常伴随着壮观的超新星残骸的爆发，而在原来恒星的位置上只会留下一个黑洞。在这样的爆炸中，许多元素，尤其是比铁重的元素，都被合成了出来。

第一个通过测定双星系统中两颗星的质量而认证的黑洞叫V404 Cyg。豪尔赫·卡萨雷斯(Jorge Casares)与菲尔·查尔斯(Phil Charles)和他们的同事非常仔细地观测了两颗星的轨道，并从分析中推断出这对双星包含一颗质量至少是太阳6倍的致密星，因此它就是一个黑洞(后来发现它的质量其实是太阳的12倍)。

对银河系中的恒星数量及其质量进行合理估算是可行的。之后通过考虑有多少大质量恒星在足够早的历史时期就已经形成，并且到现在已经通过聚变用掉了所有的核燃料，我们就可以估算银河系中“恒星质量”黑洞的数量。即使我们银河系中只有极少比例的恒星会演化成黑洞，但因为银河系中有超过1011个星体，所以我们仍然会有许多黑洞。

我们如何测量这些遍布星系的黑洞质量？实际上，对于某些恒星所残留的黑洞，需要用到的技术在动力学上面与测量银河系中心的黑洞时所使用的技术非常相似。原因是我们银河系以及其他星系中很大一部分恒星，都形成了成对的双星系统。我们很容易猜测到这是怎么发生的：引力使得物体互相吸引，而很多两体轨道都是稳定的，因此一旦两颗恒星相遇并被引力束缚在一起，它们就很可能会保持这种状态。对于双星系统，如果我们可以测量恒星彼此绕转完整的一圈所花费的时间——也就是轨道周期的时长，并且如果我们知道它们之间的距离，那么就可以知道它们的质量。如果致密星绕着光谱类型与质量都已知的正常恒星(正在发生聚变)的轨道运动，那么致密星的质量就很容易测出。如果类似黑洞这样的致密星是孤立的，没有处于双星系统中，那么缺少其动力学信息就意味着没有办法推断出它的质量或确定它确实是黑洞。我们可以测量的最小的黑洞质量是太阳的几倍，但是最重的恒星质量的黑洞可能比我们的太阳重100倍。

在当前的技术条件下，测量黑洞质量非常容易，不过这仍然需要良好的耐心和韧性。鉴于质量本质上只是黑洞两个基本的物理特性之一，因此这些研究只能让我们了解它一半的特性。不过，测量黑洞自旋的难度要更大，而在第7章中，我会描述尝试并做到这一点所需的英勇努力。