今天跟大家聊聊潮汐瓦解。說起潮汐瓦解，即便對這個領域不熟悉，光聽名字應該也能猜個大概。提到潮汐，八成就跟潮汐作用有關，而瓦解，就是碎了。只是還不清楚這裡面誰是那個稀碎的倒黴蛋。下面我就來給大家隆重介紹一下吧。
先從我們熟悉的開始吧。提到潮汐，大家第一反應可能就是我們熟悉的潮漲潮落。作為一個普通的小破球，我們的地球同時受到了來自其它天體的引力。我們知道，引力是隨著距離平方衰減的，距離越遠，引力越弱。那麼以月亮為例，由於地球是個球體，地球上距離月亮較近的一部分地區和較遠的地區相比，它們受到月亮的引力作用大小是有區別的。這樣不同地區受到的引力也就有所不同。本來呢，如果地球整個就是一個結實的大秤砣，這點引力的差別可能也翻不出什麼大浪。可偏偏地球上大半地區都被流動性很好的海水覆蓋。於是就熱鬧了，隨著地球自轉，海水會隨著受力的不同而發生漲落，也就是我們看到的潮漲潮落。在太陽系中，對地球有明顯潮汐作用的天體就是太陽和月亮。太陽質量大，但離我們較遠，月亮質量小但離得近。把兩個小夥伴湊到一塊比比貢獻，會發現倒是月亮的影響大一點。
圖1. 伽利略探測器於1999年7月獲得的木衛一高解析度影象。圖中可以清楚地看到一股火山羽流從木衛一的表面噴發。（圖源：NASA/JPL/University of Arizona）
你可能會覺得，潮汐作用除了偶爾把一些船和海洋生物拍在沙灘上，倒也算不上窮兇極惡。況且它還為我們這個世界帶來了富有詩意的變化，讓我們的生活不那麼單調，似乎也還挺不錯的。然而，恐怕那僅僅是因為我們命好：月亮的質量比較小，距離我們也足夠遠。不然會怎樣呢？看看可憐的木衛一就知道了。這個倒黴蛋和太陽系裡最大的行星——木星做鄰居，而且是離得特別近的那種。結果因為嚴重的潮汐作用，這個只比月球稍大一點的衛星被木星按在地上反覆摩擦，不爭氣地被揉搓成了個橢球。而且由於潮汐作用實在太強，木衛一內部受到了嚴重的拉扯，產生了大量的熱量，從而導致它上面有四百多座活火山。火山活動頻繁到在它上面幾乎找不到佈滿月球的隕石坑，因為剛撞擊出來的隕石坑很快就會被火山噴發出來的物質給抹得一乾二淨，活脫脫是個地獄的樣子（見圖1）。
所以說，潮汐作用也可以有很強的破壞力。那麼如果情況再極端一點呢？為了讓我們的討論向主流天文科普文章看齊，有必要請出廣大人民群眾熟悉的老朋友——黑洞。大家或多或少都聽說過它的一些傳說，這是一類非常極端的天體，任何落入黑洞的物質都沒法再回頭。假如我們的太陽變成了一個黑洞（當然從恆星演化的角度看實際上是不可能的），而地球又好死不死地跑到了離黑洞很近的地方，那麼黑洞附近的潮汐作用是完全有可能把地球撕得稀碎的。只不過，這個要命的距離需要非常非常近，近到實際上只有太陽半徑的一半多一點。這麼近的距離當然是不太可能實現的。但是，宇宙那麼大，什麼鳥沒有啊。類似的事情，換個環境就未必不可能了。
我們在很多星系中心都發現了超大質量黑洞存在的證據。比如我們的銀河系中心就有一個大概四百萬倍太陽質量的黑洞。而銀河系中心又有很多恆星扎堆。如果有一顆恆星跑去招惹中心黑洞，那麼前面假設的那一幕慘劇也是有可能重現的。舉例來說，如果我們的太陽跑到了銀河系中心去串門，一不小心和超大質量黑洞靠得太近了，那麼黑洞的潮汐作用就可能把太陽撕得粉碎。只不過這次的致命距離可要大得多了——大概要十分之一的日地距離。這就是我們今天要聊的潮汐瓦解過程。
天文學家們為什麼會對這種事情感興趣呢？這恐怕要從上世紀五六十年代說起了。當時，人們陸陸續續發現了很多奇怪的天體。這些天體雖然看起來就是一個和恆星一樣的小亮點，但亮度卻可以達到普通星系的上百倍。也就是說，這些天體距離我們非常遙遠。顯然，出於某種未知的機制，它們產生了非常巨大的輻射。我們管這類天體叫類星體。隨之而來的一個問題就是，這些天體釋放的能量是從哪裡來的呢？人們就提出了各種模型，其中一個被廣為接受的模型就是類星體的中心引擎是一個在吞噬周圍物質的超大質量黑洞。這個理論從機制上解釋了能量的來源，但人們當時卻並不清楚那些被吞噬的物質是從哪來的。要知道，由於角動量的存在，物質落到黑洞裡這種事其實並不像科幻電影裡那麼容易。實際上，落進去比在外面閒逛要難多了。為了解決這個問題，美國天文學家Hills在1975年提出了一種看上去還挺靠譜的機制，就是我們前面提到的潮汐瓦解。只要不停地有恆星被中心黑洞潮汐瓦解，類星體的能量來源就不是問題。於是在七十年代末到八十年代初，天文學家們做了很多工作來估算這類事件發生的機率，想看看潮汐瓦解能不能為類星體提供足夠的能量供給。然而，經過大量的工作，他們意識到這類事件發生的機率實在太低了。對於一個星系，可能要等幾萬到幾百萬年才會有一次潮汐瓦解事件。為什麼會這麼低呢？簡單說來，要讓一顆恆星掉到黑洞附近被瓦解，難度相當於你隨手扔個玻璃球，要讓它落在數千公里外的一個一米見方的沙坑裡。要不是星系中心有很多的恆星，這樣的事件恐怕等到天荒地老也等不到。顯然，對於一個星系中心的超大質量黑洞來說，潮汐瓦解頂多也就算是飯後甜點，主糧還得去其它地方找。意識到這一點後，對潮汐瓦解的研究也相對沉寂了幾年。
不過到了1988年，英國天文學家Rees發表了一篇很有意思的文章。他的想法很簡單，儘管潮汐瓦解不足以提供類星體所需的能量，但這類事件本身也會產生很強的能量爆發，並能夠被我們觀測到。雖然理論估計這類事件在單個星系內發生的機率非常低，但考慮到這種爆發比較明亮，應該可以在比較遠的地方也能被看到。這樣一來，由於在可探測的範圍內存在著大量的星系，我們對潮汐瓦解事件的總探測率應該不會很低。
Rees是一位知名的天文學家，他具有十分敏銳的直覺。在他的模型裡所有涉及到的物理過程都被大刀闊斧地簡化了。他假設恆星被黑洞撕碎以後的碎片會沿著不同能量的開普勒軌道運動，並且碎片間的相互作用完全可以忽略。這樣大概會有一半碎片直接衝向了茫茫太空，而另一半則會落回到黑洞附近。他還假設這些落回的碎片會很快地在黑洞附近形成一個盤狀的氣體結構——吸積盤，然後再慢慢被黑洞吞掉。這樣我們將會看到一個主要集中在軟X射線到紫外波段的耀發事件，其光度會隨著時間的-5/3次方衰減，並且依照這類事件和我們的距離，可以在月到年的時間尺度內觀測到（圖2）。
圖2. 上圖是潮汐瓦解過程的藝術想象圖，瓦解後的恆星殘骸一部分跑路了，剩下的被黑洞又抓了回來。下圖是一個觀測到的潮汐瓦解事件。左邊是X射線波段觀測到的爆發後的情況（爆發前什麼也看不見），右邊是對應在光學波段看到的爆發（白色圓圈對應左圖X射線源的大小）。（圖源：Illustration: NASA/CXC/M.Weiss; X-ray: NASA/CXC/MPE/S.Komossa et al.; Optical: ESO/MPE/S.Komossa）
整個模型非常簡單，一個學過大學物理的本科生就可以推匯出來。當然，我們也知道，氣體之間的相互作用實際上是非常複雜的，Rees做了這麼多假設得到的“乞丐版”模型能夠真實地還原整個事件嗎？一年多後有人用含有氣體相互作用的流體動力學數值模擬做了演算，結果發現和他的預言基本一致。於是，關於這一問題的研究又出現了一個小小的高潮。然而，很快人們就失去了耐心，因為理論所預期的觀測一直沒有找到。
圖3：首例潮汐瓦解事件的X射線波段光變曲線。圖中各種標記為不同時期不同探測裝置測定的X射線流量。紅色的虛線是依據Rees的經典模型推出的理論光變曲線，可見與觀測符合得非常好。圖中橫座標單位是以年為單位的時間。（圖源：Komossa 2005）
就這樣，又是十來年過去了。到了世紀之交，德國的天文學家Komossa及其合作者們終於在倫琴衛星的觀測資料中找到了這樣的耀發事件，而且它的光變曲線還與理論預言符合得非常好（見圖2和圖3）。至此，天文學家們歷經20多載的不懈努力終於把潮汐瓦解揪了出來。對這一發現天文學家們十分興奮。因為潮汐瓦解是一種十分有用的探針。一般而言，黑洞這種極端的天體本身不會有明顯的輻射。我們要想研究黑洞就需要找到一種機制能夠照亮黑洞。前面提到的類星體就是這種情況——大量氣體在黑洞周圍形成了吸積盤，同時產生了很強的輻射。類似的情況在X射線雙星中也找到不少。所謂X射線雙星一般是恆星質量級的黑洞和伴星形成的系統，黑洞吞噬伴星的物質形成吸積盤並帶來很強的X射線輻射。可見。要想“看到”黑洞，吸積盤是必不可少的。問題是，宇宙中發生的這類事情大多都具有非常長的壽命，比如我們提到的類星體，甚至可以持續1千萬到1億年。所以我們很難看到吸積盤的形成和消散。因此對吸積盤的演化也存在著許多尚未解決的問題。而潮汐瓦解過程恰恰是一種持續時間比較短的事件，它不僅能夠短暫地照亮那些平時因為缺少氣體而十分寧靜的黑洞，還能讓我們有機會從一開始就追蹤吸積盤的形成與演化，直至其命運的終結。這對檢驗吸積盤理論十分有幫助。
圖4. 上：星系中心互相繞轉的超大質量雙黑洞潮汐瓦解藝術想象圖。主黑洞將一顆恆星撕裂成細長氣體流，該氣體流在流向黑洞形成圍繞黑洞旋轉的吸積盤時被高溫加熱產生X-射線輻射。當次黑洞繞轉到氣體流附近（無需穿過）時，產生的破壞性引力擾動作用使氣體流中部分氣體飛離，留下一段空隙。X-射線光變曲線則相應地出現突然下跌直至黑暗的現象（繪圖：ESA -C.Carreau）
下：雙黑洞對星系SDSS J120136.02+300305.5 X-射線光變曲線的完整重構（紅實線)。圖中菱形符號為觀測值，向下的箭頭代表X-射線源亮度低於探測極限時得到的流量上限，表明實際亮度低於該值。黑色虛線為單黑洞潮汐瓦解的典型光變曲線。（圖源：Liu et.al. 2014）
當然如果只有這點用途，那是小看了它。對於超大質量黑洞來說，恆星被撕碎的地方往往十分接近黑洞的視界，因此這類事件往往伴隨著較強的引力波輻射。其中有些極端的事件很有可能會被今後的空間引力波天文臺探測到。對這類事件的研究將為我們檢驗廣義相對論在極端條件下的適用性開啟一扇視窗。此外，我們知道星系在漫長的演化過程中往往會經歷多次合併。如果多數星系中心都有一個超大質量黑洞的話，星系的合併很有可能會造就一個超大質量黑洞雙星系統。而如果其中一個黑洞發生了一次潮汐瓦解，那麼由於另一個黑洞的擾動，被瓦解恆星的殘骸可能就無法連續地落回到原先的黑洞附近，這樣我們就會在潮汐瓦解事件的光變曲線中看到明顯的截斷。而由於這種擾動的強弱也受到雙黑洞軌道相對位置的影響，經過一段時間以後被截斷的物質還有可能再落回去。北京大學的劉富坤教授領導的團隊最早提出了這一理論，並在2014年成功地找到了一例觀測候選體。隨後在2020年，安徽師範大學的舒新文教授及其合作者又找到了第二例候選體。由此潮汐瓦解也成為了為數不多的能夠在寧靜星系中找尋超大質量雙黑洞的手段之一。
圖5. 透過相對論流體動力學數值模擬研究恆星被潮汐瓦解後吸積盤的形成過程。圖中a-d四個小圖分別代表演化的不同階段。（圖源：Kimitake et. al. 2016）
正是因為潮汐瓦解如此重要，進入二十一世紀後，特別是過去的十餘年，天文學家們對其進行了大量的理論研究與觀測。成果也是十分豐富的。隨著觀測手段的進步，人們開始越來越重視那些在相對較短時標內發生變化的事件，即所謂的時域天文學。儘管還處於起步階段，這方面的努力已經帶來了大量的觀測成果。如今我們已經找到了百餘例候選體，而且發現除了X射線和紫外波段，很多潮汐瓦解在可見光波段也有非常明顯的光變。時至今日，我們透過可見光波段找到的潮汐瓦解候選體甚至比X射線/紫外波段找到的要多不少。而且在少數的事件中，我們還觀測到了常在活動星系核中出現的噴流、射電輻射、發射線以及紅外塵埃迴響（由我國科大的蔣凝老師及其合作者首次發現），還有可能探測到了中微子輻射。
找到了那麼多的候選體，當然也帶來了不少的問題。比如說，人們發現實際上大多數候選體，特別是那些透過光學手段找到的候選體，它們的光變曲線和理論預期的衰減速度很不一樣。有些候選體的光學光變與X射線光變甚至都不同步。這說明我們熟悉的簡化模型並不足以解釋所有觀測現象。人們對潮汐瓦解吸積盤的形成與輻射機制仍然有很多不明白的地方。於是大量細緻的理論與數值模擬工作深入地討論了各種現實情況下存在的機制對觀測會有什麼影響，還提出了類似活動星系核統一模型的幾何構型理論。對潮汐瓦解的研究迅速地進入了一個觀測與理論齊頭並進的爆發期。
潮汐瓦解作為一個相對比較年輕的領域，在過去的四十多年中不斷地發展進步，慢慢地從一個毫不起眼的假說發展成了一個熱鬧的大家庭。有人說潮汐瓦解正處於一個發展的黃金期。而恐怕它更願意套用周潤發的話：“成功？我才剛上路呢。”在不久的將來，大量的時域巡天專案將使潮汐瓦解的樣本擴張幾個數量級。比如將在明年開始執行的薇拉·魯賓天文臺，可以每隔幾天就把可觀測的天區掃描一遍，預計每年能找到成百上千的潮汐瓦解事件。而我國研製的愛因斯坦探針X射線巡天望遠鏡也將在2024年前後發射升空，同樣可以在X波段每隔幾天就掃描一遍。所以在不久的將來，天文學家們即將迎來一場潮汐瓦解研究的盛宴。
圖6. 未來的潮汐瓦解探測利器：魯賓天文臺（左）與愛因斯坦探針（右）
主講人簡介：李碩，中國科學院國家天文臺助理研究員。2012年於北京大學物理學院天文學系獲得理學博士學位。研究領域是引力系統演化，目前主要興趣是研究超大質量黑洞與星系的共同動力學演化。
文稿編輯：趙宇豪
[ 責編：蔡琳 ]
