每當一顆恆星在宇宙中誕生時，它最終的命運幾乎從核聚變在其核心點燃的那一刻起就完全決定。我們可以根據這幾個因素：恆星的質量、比氦重的元素的存在，以及它是否是多星系統的一部分，非常精確地計算出一顆具有特定性質的恆星的最終命運。
- 上圖：這個模擬顯示了二元黑洞系統發出的輻射。原則上，我們應該有中子星雙星，黑洞雙星和中子星黑洞系統，覆蓋整個允許質量範圍。實際上，我們看到這樣的雙星在2.5到5個太陽質量之間有一個“間隙”。對於現代天文學來說，找到這些失蹤的天體是一個巨大的難題。
對於大多數恆星，包括所有與太陽相似的恆星，最終的命運將是一顆白矮星：一個密度極高的原子集合，其質量超過數十（甚至數百）個木星，但只有地球的大小。然而，對於更大質量的恆星來說，一個更災難性的命運正在等待：一個超新星，它可能演變成中子星或黑洞殘骸。最重的中子星和超新星形成的最輕的黑洞之間可能存在“質量間隙”，也可能不存在“質量間隙”，人類從未發現或找到“質量間隙”內的恆星。
- 上圖：（現代）摩根-基南光譜分類系統，上面顯示了每一類恆星的溫度範圍，單位為開爾文。我們的太陽是一顆G級恆星，產生的光的有效溫度約為5800 K，光度為1太陽光度。恆星的質量可以低到太陽質量的8%，在那裡它們會以太陽光度的0.01%燃燒，壽命是太陽質量的1000倍以上，但它們也可以上升到太陽質量的數百倍，光度是太陽的數百萬倍，壽命只有幾百萬年。
恆星的質量越大，它擁有的作為核聚變燃料的潛在材料就越多。你可能會傾向於認為，有更多的燃料可以燃燒，質量越大的恆星壽命就越長，但事實恰恰相反。
恆星的形成方式是通過氣體分子云的坍塌。當有更多的物質進入剛形成恆星時，雲層的崩潰會吸收更多的熱量，雲層的崩塌會在內部捕獲更多的熱量，從而在恆星內部更大的空間體積內導致更高的核心溫度。雖然在恆星內部達到40萬K左右的溫度就足以點燃核聚變，但更高的溫度會導致更快的聚變速率，這就使得該恆星更明亮但壽命更短。
- 上圖：在這個區域的眾多星團中，有一個星團被大質量的、短命的、明亮的藍色恆星所突出。在大約1000萬年內，大多數質量超大的超新星將在一個II型超新星中爆炸，一對不穩定的超新星，或將經歷直接崩塌。我們還沒有發現所有這些恆星的確切命運，因為我們不知道產生中子星的大災難和導致黑洞的大災難之間是否存在根本性的區別。
通過光譜研究，我們知道恆星的溫度可以達到幾千萬甚至幾億開爾文。當內核中的氫丰度降至臨界閾值以下時，內核中的熔合速率開始下降，這意味著恆星內核中產生的向外壓力也開始下降。由於這是抵消所有引力使恆星崩潰的主要力量，燃料不足意味著恆星的核心將開始收縮。
當有大量的物質迅速收縮時，這個系統的溫度就會升高。對於足夠大的恆星來說，核心的收縮將使其充分加熱，從而開始融合額外的元素。除了氫聚變，氦還可以聚變成碳。對於質量超過太陽質量8倍的恆星來說，它們將超越這一範圍，融合碳、氧、氖、硅等元素，直到內核由鐵、鎳和鈷等元素組成：這些元素不能再融合。
- 左圖是一個大質量恆星內部處在最後階段，內部硅燃燒（硅燃燒處是鐵、鎳和鈷在核心形成的地方。錢德拉拍攝的仙后座圖片（右）顯示了今天的超新星遺蹟，包括鐵（藍色）、硫（綠色）和鎂（紅色）等元素。我們不知道是否所有的塌核超新星都遵循同樣的路徑。
一旦開始在恆星核心中製造鐵、鎳和鈷，就不再形成新的元素。把這些原子核融合成更重的元素比核聚變過程所需要的能量要多，這意味著核坍塌的能量比發生新的核聚變反應的能量更有利。當核心崩塌時，會發生失控的聚變反應，在超新星爆炸中，恆星外層被炸開，而核心內爆、崩塌。
位於超新星光譜較低質量端的恆星核心，將在其中心產生中子星：恆星的殘餘像一個直徑幾十公里的巨大原子核，但含有大約2.5個太陽質量的物質。然而，在高質量端，黑洞產生於大約8個太陽質量及以上的恆星。
- 上圖：超新星類型是初始質量和比氦重元素初始含量（金屬丰度）的函數。請注意，第一個恆星佔據了圖表的最下面一行，沒有金屬元素，而黑色區域對應於直接塌陷的黑洞。對於現代恆星來說，我們不確定創造中子星的超新星是否與創造黑洞的超新星有本質上的相同或不同，也不確定它們之間在本質上是否存在“質量間隙”。
雖然我們有各種方法來推斷中子星和黑洞的質量，但最簡單的方法是找到其中一個恆星殘骸，它與另一個可探測的大質量天體在雙星軌道上。例如，中子星脈衝，觀察一顆脈衝中子星繞另一顆中子星運行的行為，可以確定這兩顆中子星的質量。
中子星與其他恆星一起在系統中旋轉、爆發或環繞軌道運行，同樣可以推斷出它們的質量。質量就是質量，引力就是引力，不管恆星質量是由什麼構成的，這些規則都不會改變。另一方面，對於黑洞，當它們是x射線雙星系統的一部分時，我們只能推斷出最小黑洞的質量。近十年來，出現了一個謎團，產生了中子星和黑洞之間存在“質量間隙”的理論。
- 上圖：通過觀察黑洞和中子星等雙星源，我們發現了兩類天體：低質量天體在2.5太陽質量以下，高質量天體在5太陽質量及以上。雖然ligo和virgo已經探測到比這更大的黑洞和中子星合併的一個實例，其合併後的產物落入“間隙（Gap）”區域，但我們仍然不確定在那裡還有什麼存在。
從2010年開始，研究這些包含中子星或黑洞的雙星系統的科學家們，注意到了一些奇特的現象：雖然觀察到黑洞的質量低至約7或8個太陽質量，中子星的質量高達約2個太陽質量，但為什麼在中間什麼都沒有發現呢？換句話說，在低質量中子星和高質量黑洞之間，似乎存在一個質量範圍，可能在2-2.5和5-8太陽質量之間，黑洞和中子星似乎都不存在。
當然，我們對所涉及的物理和天體物理的假設有可能是錯誤的，但即使那些認為正確的理論假設，也無法解釋為什麼在5個太陽質量以下的源的數量會急劇下降。
- 上圖：當兩個緻密的質量合併時，如中子星或黑洞，它們產生引力波。波信號的振幅與黑洞的質量成正比。我們用這種方法只探測到了太陽質量約為7或8的黑洞，但可能還存在3個太陽質量的黑洞。Ligo 對那些低質量的天體還不夠敏感，但它已經探測的路途中。
這可能是存在一個很好的天體物理原因，並不是每一顆質量足夠大的恆星都會變成超新星，因為還有其他可能的命運在等著這樣的恆星。它們包括：
- 從軌道同伴身上剝離氣體，留下一個退化的核心，
- 雙不穩定性超新星，其內部能量上升到足以自發產生電子-正電子對的高度，導致整個大質量恆星的毀滅，
- 與同伴合併，產生相對罕見的中等質量物體，
- 直接坍縮，因為足夠大的恆星可能經歷一場大災難，整個恆星坍縮成一個黑洞；就在幾年前，首次直接觀測到這種現象。
產生中子星的超新星爆炸可能與產生黑洞的超新星爆炸有著根本的不同。如果是這樣，可能只有少量恆星質量比普通中子星大，但其質量又比普通黑洞低。唯一的"質量間隙"天體可能完全來自兩顆中子星的合併。
- 上圖：哈勃的可見光/近紅外照片顯示，一顆質量約為太陽質量25倍的大質量恆星已經消失，沒有超新星或其他解釋。直接坍縮是唯一合理的候選解釋，也是除了超新星或中子星合併之外，第一次形成黑洞的已知方法之一。
那麼，“質量間隙”是真的嗎？還是在這個質量範圍內，有大量的中子星和（或）黑洞，它們在今天看來是如此稀少？
揭示答案的一種可能性是，以一種與源無關的方式研究星系中自由漂浮團的存在。這可以通過應用引力微透鏡科學來實現：一個自由漂浮團在我們的視線和一個遙遠的光源之間通過，以一種只依賴於中間質量的方式引起背景光源的瞬間變亮和變暗。
最新的微透鏡研究利用了歐空局蓋亞任務的數據，並沒有發現任何證據證明這種所謂的“質量間隙”。相反，他們發現了許多有趣的微透鏡候選天體，這些候選天體的質量正是你填補這一所謂空白所需要的。
- 上圖：當一個巨大的物體從我們的視線和一個遙遠的光源之間經過時，會有一個增亮和變暗的過程，這個過程只會基於中間物體的幾何結構和質量。通過這個機制，我們能夠估算出銀河系中的質量總體，並且沒有發現“質量間隙”的證據，而是看到了在這個質量範圍內的一些有趣的候選事件。我們不知道這些天體的性質和起源，只知道它們的質量。
但迄今為止，我們提到的研究——像這樣的間接研究——幾乎沒有定論。你想要的是一種直接測量/推斷物體質量的方法，這種方法獨立於物體的性質，同時能夠確定它們是中子星、黑洞還是更奇特的東西。在本世紀初，這僅僅是一個夢想；一個遠遠超出我們技術能力的目標。
但是，隨著最近LIGO(激光干涉引力波天文臺)引力波探測器的成功升級，我們今天擁有最好的探測儀器：如果我們單用引力波來觀察宇宙，未來的幾個月和幾年將揭示“質量間隙”是否仍然存在。如果宇宙中恆星殘餘物的質量分佈平滑、不間斷，我們完全期待，隨著LIGO的靈敏度範圍最終開始包括這些低質量天體，我們將立馬開始尋找這些能填補“質量間隙”的天體。
- 上圖：從2015年到2017年的前兩次數據運行期間，ligo和virgo發現了11個事件。注意信號振幅越大（對應於質量越高），信號持續時間越短（由於LIGO的頻率靈敏度範圍）。對於二元中子星合併來說，持續時間最長的信號也是振幅最低的信號。隨著LIGO的射程和靈敏度的提高，我們預計這個所謂的“質量間隙”將從頂部和底部受到“擠壓”。
用引力波探測像中子星和黑洞這樣的大質量物體是一項巨大的成就，但它受到探測器靈敏度的限制。然而，當它們存在於二元系統中並相互纏繞時，它們會發出引力輻射：一個足夠靈敏的探測器可以發現的信號。對於像LIGO這樣的引力波探測器，有四件事要考慮：
- 兩個星團質量越大，其信號幅度就越大。
- 空間上兩個星團越接近，到達信號的振幅就越大。
- 在空間中，合併星團離你越近，到達信號的振幅就越大。
- 這兩個星團質量越小，它們在LIGO探測到的頻率範圍內花費的時間就越長。
換言之，這是一個折中方案：在更遠的距離（在更大的空間體積上）可以探測到更多的大質量天體，但較小的大質量天體在LIGO敏感的頻率範圍內花費更多的時間。
- 上圖：當兩個高於5個太陽質量的天體合併時，我們可以確定它們是黑洞。在大約2.2太陽質量之下，我們知道我們看到的物體是中子星。但介於兩者之間呢？LIGO 希望在不久的將來縮小這個"質量間隙"，然後我們將確定它是否被黑洞、中子星所填充，或者是否缺少存在這樣質量的天體。
2019年8月14日，LIGO 宣佈了一個候選事件，似乎正好屬於這個"禁止"的質量範圍。雖然後續分析表明，這是一箇中子星與黑洞合併，而不是位於"質量間隙"機制中的天體，但認識到LIGO終於具備了填補這一空白的能力，這是一項巨大的成就。
總而言之，LIGO 正在尋找這些質量較低的天體：那些落在“質量間隙”範圍內的天體。我們不知道最大質量的中子星在哪裡，也不知道最小質量的黑洞在哪裡。我們不知道合併的二元中子星在合併時是否總是產生黑洞，我們也不知道這樣的合併是否是宇宙填充質量間隙區域的唯一方式。但是隨著從目前運行的LIGO引力波天文臺和virgo引力波天文臺獲得更多的數據，以及它們未來運行的靈敏度更進一步提高，天體物理學家可能會確認或完全否定“質量間隙”的理論。
閱讀更多 科技領航人 的文章
