能（见第11章）。由于转动轴能为喷射物质提供特许的方向，转动黑洞附近也能产生气
体喷流，类似于恒星SS433，却是在大得多的尺度上（见图66）。
怎么吃
取10％的平均效率，则光度最小和最大的活动星系核需要消耗的气体分别是每年0．
of 和100倍太阳质量。这些物质是如何被提供的呢？
在像银河系这样的旋涡星系里，恒星每年喷发出一个太阳质量的气体。难以理解的
是。这些散布在10万光年直径的盘里的气体，怎么才能被引导到直径只有1光年的小小
核心里？另一方面，有些椭圆星系虽然没有星际气体，却也有活动性，主要的表现就是
发射出射电喷流。
因此必定存在一种更激进的机制，能在核心区域自身内产生出大量气体。既然气体
是被包含在恒星里，黑洞要进食就得击碎恒星。
巨型黑洞完全能够吞噬整个的恒星。太阳同一个巨型黑洞相比，就像是砂粒之于足
球，但是，这种吃法并不释放能量，恒星的所有能量都消失在黑洞之中，而黑洞只不过
稍稍增大点质量而已。要使能量释放，恒星就必须在黑洞外面破碎，导致有些碎片能成
为吸积盘的成分。
管星式恒星
在许多方面，沉浸在星团里的巨型黑洞，与被誉星“随从”所围绕着的太阳报相似。
星团中的恒星就像一种能量储藏器，一般情况下离黑洞甚远，因而几乎不受中心引力场
的影响。但是，一已有的恒星在黑洞附近掠过，就会受到加速而偏离原有的轨道，有时
其中一颗星会直接落向黑洞。从这时起，这颗星的命运就完全由吸引它的引力饼和照射
它的辐射场来控制。像靠近太阳的管星那样，这颗星也受到很强的辐射，辐射不是来自
黑洞，而是来自其周围吸积盘的高温区域。恒星于是开始蒸发，逐渐脱去外层，直到露
出热核反应的核心。如果这颗星并不过份靠近黑洞，它就还能沿抛物线轨道离开引力讲，
不至被损坏得太严重，并且在几年后会返回到原先的位置，否则，这颗“香星式”恒星
就会由于失去了太多的轨道能量而被黑洞束缚在一个椭圆轨道上，并且越来越向中心靠
近，在每次经过“近心点”时都丢失一些气体。
但是，若星式恒星的蒸发只能为黑洞的食物供给作出很有限的贡献，星系核的活动
要求黑洞消耗相当于整个恒星的气体。有两种情况能使恒星以适当的方式瓦解：一种是
黑洞附近的两颗管星式恒星的碰撞；另一种是单个恒星被黑洞的潮汐力撕裂。
恒星碰撞
太阳系里两颗管星相撞的机会是微乎其微的，而在黑洞附近就不是如此。恒星之间
碰撞的理论表明，两颗太阳类型恒星的低速（低于500公里／秒）碰撞是“软”碰撞，
它们将粘结在一起，成为一颗大恒星。如果它们的速度大于500公里／秒，恒星就会被
撞成碎片并散射开去。在星系盘甚至星团里，恒星的速度很少有超过200公里／秒的，
然而，巨型黑洞的极深力洪能把附近恒星加速到每秒几千公里的速度。可以计算出，在
一个10亿M黑洞周围10光年的范围内，香星式恒星的碰撞是毁坏性的，发生的频率为每
年10次。碰撞的碎片成为气体云，在围绕黑洞的轨道上运转，填充着黑洞的“食品柜”。
不过，恒星间的碰撞看来只能作为那些含有很大黑洞的类星体的维持机制。对于那
些其中黑洞较小、活动性也差些的星系核，恒星碰撞的频率就太低，以至于可能根本不
起什么作用。
黑潮汐
巨型黑洞周围最惊心动魄的现象恐怕就是恒星被潮汐力所粉碎了。当一颗恒星在黑
洞附近运动时，它靠近黑洞的一侧所受的引力比另一侧所受的要强，两侧受力之差就是
由黑洞所施加的潮汐力（见“宇宙高尔夫球场”一节）。如果恒星运动的轨道近似是圆
形的，潮汐力就总是很小，恒星能够调整其内部结构，成为朝向黑洞拉长的形状，以与
外力相适应。但是，如果恒星是在黑洞引力场内的一个偏心轨道上运动，潮汐力就会随
着它与黑洞距离的减小而迅速增大（在黑洞中心潮汐力成为无穷大，见“轻率的宇航员”
一节），于是就会有这样一个位置，潮汐力达到与把恒星约束在一起的力一样大，恒星
就再也不能调整其内部结构，而是开始急剧地变形，并被无可挽回地瓦解。
这种壮烈的事件只有当恒星行进到与黑洞的一个；临界距离以内时才会发生，这个
距离称为洛希限度，因法国数学家洛希在1847年研究行星与其卫星之间的潮汐力问题而
得名（络希的名字也被用于命名表征双星弓I力影响范围的“洛希瓣”，见图59有趣的
是，一颗超过了洛希限度的恒星的破碎，就像它与另一颗相对速度超过500公里／秒的
恒星相碰撞时一样容易。恒星一旦穿越洛希限度，它就像是与自己碰撞一样）。
洛希限度的大小主要取决于黑洞的质量，如果黑洞质量太大，即超过1亿M，黑洞半
径（与质量成正比）就会比洛希限度大。这种情况下恒星只有在黑洞内部才会被潮汐力
破碎，所有碎片自然也都在黑洞之内，天文学家也就什么都观测不到。对于质量较小的
黑洞，恒星能在黑洞外被潮汐力摧毁。这就是为什么今天的大多数天体物理学家相信，
赛弗特星系和那些几乎不活动的星系核里有着质量在11万到1亿Mpe间的黑洞，这些黑洞
在吞食着由潮汐力撕裂的恒星碎片；而类星体和明亮的星系核里有着质量更大的黑洞，
吸积原料则由恒星碰撞来提供。
“薄煎饼”
关于恒星被潮汐力变形和破碎的描述长期以来是以洛希对行星周围圆轨道上液体或
固体卫星的研究为基础的。他证明，一个天体在另一个近邻大质量天体潮汐力作用下，
会趋于在朝着后者的方向上伸长，而在垂直方向上收缩。这就是海洋面不仅在最靠近月
亮处较高（那里受到的月亮引力最强），而且在正相反的位置上也较高的缘故（图67）。
如果潮汐力相当大，如在一些很紧密地束缚着的双星系统的情况中，天体就会被拉成瘦
长，像雪茄的形状。洛希限度就是这样一个距离，比它更近时变形会如此严重，以至于
天体不再能稳定存在，而是开始破裂。
尽管以上所述对地球一月亮的情况是正确的，对黑洞一恒星系统却未必如此，因为
天体的类型大不相同。布兰登·卡特和我本人几年前在默冬天文台决定重新考查这个问
题，我们发现了未曾预期的现象，使得一些已被人们认可的关于天体被摧毁的概念受到
了挑战。
黑洞一恒星系统与行星一卫星系统的差别主要是两点。第一，香星式恒星的轨道不
是圆形的，而是拉得很扁的。一颗恒星要到达潮汐力具有破坏性的区域，它就必须沿很
偏心的轨道运动。如果银河系中心确有一个质量为300万M、半径为1000万公里的黑洞，
则任何一个像太阳这样的恒星行进到距黑洞2亿公里以内时都会被摧毁，因为这个距离
就是银心的洛希限度。我们给自己提出的问题是这样的：对于一颗深入到了洛希限度以
内而又没有被黑洞吞噬的恒星，将会发生什么？在1000万公里的黑洞表面和二亿公里的
洛希限度之间，毕竟还有很大的空间。潮汐力与到黑洞距离的立方成反比而变化，这就
是说，在比洛希限度小10倍的距离上，潮汐力比在络希限度处要大1000倍，而后者本身
已大得足以摧毁恒星。因此一颗进入到洛希限度以内深处的恒星看来会比仅仅擦过该限
度的恒星遭遇到凶暴得多的灾难。
黑洞一恒星系统第二个重要的特征是承受潮汐力的天体的性质：太阳这样的恒星与
月亮或行星不同，是由气体而不是由岩石组成的，因此就更容易被潮汐力压缩。这正是
深入到巨型黑洞的洛希限度以内的恒星所要发生的变化。虽然开始时它趋于变为雪茄形，
但潮汐力像巨大的轧机一样很快就把它压成摊在轨道平面上的薄饼（图68）。
压缩意味着加热，这两个过程都很敏感地依赖于进入洛希限度以内的深度。如果恒
星只是刚刚擦入该限度内，潮汐力还不足以压缩它，它就像一只巨大的水球一样，被拉
长成雪茄形并膨胀，终于在再从洛希限度内出来后碎裂。与此相反，如果恒星深人到小
于洛希限度10倍的距离，它就会被潮汐力高度压缩，在0．l秒内密度增大1000倍，温度
升高100倍。当然，恒星最终也会碎裂，组成它的气体会消散，但在此之前它却像一个
巨大的极高温极高密度的薄煎饼。
黑洞引爆器
恒星被挤压成“薄煎饼”的最惊人后果是其中热核爆炸的发生。支配着能量流的热
核反应速率密切地依赖于温度。对于一颗处在流体静力学平衡中的恒星，如像太阳，其
中心密度是100克／立方厘米，温度是开氏1500万度。在这种“正常”条件下，占支配
