Note：且聽風吟--黑洞熱吸積流中的風

前段時間有這麼一則新聞https://www.sciencedaily.com/releases/2018/01/180111162934.htm，新聞中說，研究人員發現星系J1354+1327中心有一個超大質量黑洞，而這個超大質量黑洞在過去吸積過一段時間之後「睡」了一會，然後又開始吸積。研究人員認為造成這一現象的原因是因為J1354+1327旁邊有個伴星系J1354+1328，它們之間由相互碰撞產生的星際物質所連接。研究人員認為超大質量黑洞的吸積物質主要來源於伴星系的星際物質。觀測結果顯示，星系中心向南延伸約30000光年的錐形氣體中，電子正被從原子中剝離出來，然後星系北邊距黑洞3000光年的地方有一個激波。而星系北部的氣體流動方向與激波相同，南部的則與外流方向相同。這表明黑洞把氣體吸積完了之後就會睡一會，等氣體「消化」（吐）完之後再重新吸積。

特別需要注意的是，在新聞的結尾部分，研究人員還說「Our Milky Way galaxys supermassive black hole has had at least one burp.」為什麼說我們的銀河系現在也處於一個「飽食」狀態呢？因為「費米氣泡」。

什麼是費米氣泡呢？

費米氣泡是位於銀河系銀心上下的兩個巨大橢圓形氣泡，最早在微波波段被威爾金森微波各向異性探測器（WMAP）探測到，也被稱為WMAP迷霧。

對於費米氣泡的起源，目前有以下幾個模型：

1. 一個模型認為在近幾十億年的銀河系演化歷史中，銀心的恆星形成過程通過相關的超新星爆發從而產生並積累了大量宇宙線質子，進而形成費米氣泡。
2. 另一個模型認為費米氣泡起源於銀河系中心近幾百萬年前的一次活動星系核反饋，通俗點說，在很久很久以前，銀河系中心的活動性很強。

對於第一個模型，與費米氣泡有著明確邊界這一觀測事實不符，所以原作者又提出費米氣泡起源於銀河系中心從幾億年前開始至近期的恆星形成過程中吹出的風。

而第二個模型是目前更被大家所接受的，因為它有這以下兩點觀測證據：

1. 銀心附近 內存在有一或兩個年齡約幾百萬年的新恆星組成的盤，我們認為是黑洞吸積盤的遺迹。
2. 銀河系南極方向 以內的麥哲倫氣流的 輻射有可能是幾百萬年前的一次銀心活動星系核反饋產生的輻射光致電離造成的。

宇宙中為什麼會有風？（忽略插圖）

首先我們知道，活動星系指的是一類特殊的星系，它們存在著猛烈的活動現象或劇烈的物理過程（例如相對論性高能粒子的產生、超過恆星內部核反應的產能、高能伽馬射線等等），而活動星系的核心就是活動星系核（Active Galactic Nuclei，簡稱AGN）。而這些活動星系核對於星系的形成和演化可能起著非常至關重要的作用，這就是活動星系核反饋。而活動星系核反饋一般分為兩種模式：類星體模式與射電模式。

其中前者又稱為輻射模式，對應著明亮的活動星系核 (如類星體)，星系中心的超大質量黑洞吸積率較高，一般大於愛丁頓吸積率的 ，此時黑洞吸積的模式為標準薄盤模式（即冷吸積盤模型），黑洞吸積釋放的能量可能主要是電磁輻射；後者又稱為動力學模式或者噴流模式，對應著低光度活動星系核，黑洞吸積率較低，此時黑洞吸積是在熱吸積流模式下（即熱吸積盤模型），吸積釋放能量的方式可能主要是噴流或者風。

最近幾年，除了活動星系核反饋領域，在黑洞吸積領域，風，這個地球上很常見的一種自然現象也屢次出現在相關研究者的討論中。想必這時候，你們會問我，黑洞中為什麼會有風？它和地球上的風有什麼不同？它為什麼如此重要，以至於研究人員花費大量精力在它上面？

在Note：黑洞吸積盤簡介一文中，我們知道，從吸積流的溫度的角度進行劃分的話，黑洞吸積盤被分為「冷」和「熱」兩種。其中熱吸積盤模型被認為可以很好的詮釋低光度活動星系核的機制（Note：ADAF模型在低光度活動星系核中的應用）以及黑洞X射線雙星的低/硬態（Note：ADAF模型在黑洞X射線雙星中的應用）。

我們知道黑洞熱吸積流中存在著很強的外流（Note：黑洞吸積盤簡介），外流產生的物理原因是由於吸積流的熵隨著半徑的減小而增大，因此吸積流是對流不穩定的，會產生對流的外流。因此，與地球上風的定義不同，熱吸積流中的風（disk wind）可以被理解為是一種非準直的外流。

也就是說，氣體在被黑洞吸積、落入黑洞的同時，會產生風。沒錯，和黑洞熱吸積流中產生的噴流的很像（Note：黑洞吸積中噴流的形成），但區別在於以下兩點：

1. 噴流是準直性很強的結構，而風是非準直性的，風的立體角很大；
2. 噴流的速度可以達到相對論速度或接近光速，而相比來說，風的速度很慢。

對吸積流中風的研究可以追溯到1999年，相信看過我之前一篇文章Note：關於黑洞吸積率的數值模擬工作的同學一定會記得，在那一年，普林斯頓大學的James.Stone利用他們自己開發的Zeus-2D程序完成了第一個黑洞吸積流的整體數值模擬工作。這一開創性的工作最重要的發現是，吸積率並不是大家之前認為的是半徑的常數，而是隨著半徑的減小而降低。在該文中，作者計算了非輻射熱吸積流的質量內流率、外流率和凈吸積率。相關表達式我在這裡重新列一下：

以上三個量是在球坐標系 下的黑洞的初始條件。設定一個中心位於 處的具有一定角動量和密度分布的厚的環面，其所處環境氣體壓強 ， 和 為給定的係數， 為密度，且有如下關係式：

其中 是多方指數， 是環面的中心也是密度最大的位置， 是給定的畸變參數，取 、 以及 ，並通過計算的出環面中星際物質所具有的角動量是一個常數，該常數為 。

從圖中我們可以發現，質量內流率和外流率都隨著半徑的減小而降低。質量外流率和內流率可以近似看做半徑的冪律函數。這是很令人吃驚的結果，因為以前的解析研究幾乎無一例外全都假設黑洞吸積的質量吸積率是半徑的常數。

而為了解釋這一結果，斯坦福大學的Blandford（就是那個Note：「卡岡圖雅」中的吸積盤中提到的黑洞噴流的Blandford-Znajek模型的提出者）與他的合作者提出的ADIOS模型 (adiabaticinflow-outflow solution)。

在ADIOS模型中，作者假設由於風的存在，使得吸積氣體逐漸損失，導致吸積率隨著半徑減小而減小。至於風是怎樣產生的，ADIOS模型沒有給出解釋。這是風第一次出現在天體物理學家們的視野中。同一時間，哈佛大學的Narayan與他的合作者們提出的CDAF模型(convection-dominated accretion flow)，但是後來被證實是錯誤的，在此不表，有興趣可以參見Note：關於黑洞吸積率的數值模擬工作。

在前幾年，這一模型被中國科學院上海天文台袁峰老師運用磁流體力學數值模擬方法證明，Stone給出的外流率中，真正的外流，即風，應該是主導的。也就是說，吸積率隨半徑的變化原因在於外流而不是對流，即ADIOS模型是正確的。也就是說，熱吸積盤外邊界處絕大部分的氣體最終在吸積過程中都沒有落入黑洞，而是通過風的形式損失掉了，即風的質量流比落入黑洞視界的質量流要大得多。

在隨後的研究中，研究人員發現，熱吸積流中的風對於黑洞吸積盤的動力學（如角動量的轉移、質量吸積率、溫度和密度分布等）有著重要影響，同理，吸積盤中的輻射過程也深受風的影響，並且有助於我們理解觀測結果。目前的研究顯示，熱吸積流中必然存在很強的風，而我們在之前的文章Note：ADAF模型在低光度活動星系核中的應用中也知道，熱吸積流中也必然會出現噴流，也就是說，噴流和風總是共存的。

由此，研究人員便產生了疑問：噴流與風在黑洞吸積和活動星系核反饋過程中各自的作用是什麼？哪些情況下哪種外流更重要？

「起風了，唯有努力生存。」

可以預見，對於風的研究將成為未來一段時間內黑洞吸積和活動星系核反饋領域內熾手可熱的課題。

參考文獻：

[1]. Yuan F, Narayan R. Hot Accretion Flows Around Black Holes[J]. Annual Review of Astronomy & Astrophysics, 2014.52:529-588.

[2]. Yuan F, Gan Z, Narayan R, et al. Numerical Simulation of Hot Accretion Flows (III): Revisiting wind properties using trajectory approach[J]. Astrophysical Journal, 2015, 804(2).

[3]. Mou G, Yuan F, Bu D, et al. Fermi Bubbles Inflated by Winds Launched from the Hot Accretion Flow in Sgr A*[J]. Physics, 2014, 790(2):85-154.

[4]. Stone J M, Pringle J E. Magnetohydrodynamical non-radiative accretion flows in two dimensions[J]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1999, 310(4):461-472.

[5]. 黃克諒. 類星體和活動星系核[M]. 中國科學技術出版社, 2005.

P.S.周五可能有點事加上周六一早要去上海，所以如果周五沒有更新，那就算了。

P.P.S.如果有下周同在上海台參加數值模擬講習班的同學可以約面基呀。