现在我们可以探测到引力波，新一代的天文学家们将注意力转移到了宇宙并使用可以被一只经过兔子而被干扰的观测台。引力波探测器将使我们对我们在宇宙中的地位有一个全新的认识。
正如所有的新技术一样，我们仍然处在一个粗糙而不敏感的时代。这意味着我们只能搜索的最大的和最坏的事件：黑洞合并。到目前为止LIGO已检测到三次合并，第三次合并是探测的极限。但这些黑洞比预期的要大，这引发了一个有趣的问题：这是他们的第一次合并，还是通过以前的合并而发展起来的？
图片：A. Bohn et al.
现在（arXiv版）的科学家们已经确定如何找出黑洞是首次合并还是第二多次合并
走向黑暗的恒星
黑洞是超大质量恒星终结点。原始恒星有大量的物质，因其巨大的质量故而强大的引力使所有物质都向内压。来自于所有质量向内挤压的高温和压力点燃了核聚变。聚变的产物之一是能量，它提供了足够的力来平衡恒星引力，使得恒星在数十亿年内能稳定持续发光发热。
但是当逐渐氢形成氦，氦形成锂和铍，并一直持续到恒星的内核被铁占领时聚变停止了，此时二力平衡已经被打破，引力以绝对的优势使得整个恒星都向核心坍塌压缩、直到原子也被压碎、整个质量与体积关系被压缩到史瓦西半径内、一个新生的黑洞便诞生了、恒星也结束了它“光明”的一生。
这颗年轻恒星被物质盘环绕。图片：HUBBLE
宇宙中多数奇怪有趣的天体（如中子星、白矮星…）都是来源于恒星的演化或者说死法不一样结果也就不一样了，这是为什么呢？这主要取决于恒星的质量，可以说在宇宙中质量决定了自身的实力！你可以长得很小、但只要质量足够大、那么你就是强者。
但是恒星物质转化为非常奇怪的状态并没有就此结束。如果它们足够接近，中子星和黑洞互相消耗（可能还有其他附近的物体，比如白矮星）。这可能会使中子星获得足够的质量，从而逐渐进入黑洞的有效引力范围或使得黑洞成长为更大质量的天体。所以当我们观察两个黑洞合并时，我们能判断这是否是第一次合并。
分布的故事
解决这个问题的方法是看质量分布。每个黑洞都有最小质量（低于这个质量它们不能形成）。当恒星达到太阳质量的200倍或更多时，并不是所有的恒星最终
都形成黑洞。因此研究人员认为最初的一代黑洞最多有50个太阳质量。从那里开始这些黑洞相互接触，产生越来越多的黑洞。进一步合并所触及的黑洞，其质量比取决于每个黑洞以前合并了多少黑洞。
（本文也考虑了黑洞的旋转，但是我们对这于自转测量目前还没有很好的办法）
为了弄清楚这是为什么？观察小组研究了几次合并后质量分布的变化。第一代黑洞是大质量由垂死的恒星创造的，这些合并产生第二代黑洞。在这之后有两种可能性：第二代和第一代黑洞合并，或者两代第二代黑洞合并。
但接下来的一切都归结为第一代黑洞的性质。现在因为我们没有一个巨大的黑来获取数据，研究人员选择了一系列的质量和自旋分布。利用这些分布研究人员随机合并黑洞，并计算出由此产生的质量、自旋和合并质量比。这提供了第二代黑洞的分布。现在我们有两组黑洞，每个黑洞都有不同的质量和自旋。
这两个“种群”之间（两个第二代黑洞，或第一代和第二代黑洞之间）的随机合并提供了两个种群，每个种群具有不同的质量分布。
黑洞吞噬概念图
考虑到所有这些研究人员还可以计算出过去这些合并发生了多远。从本质上说第二代黑洞的合并必须在它们的“祖先”融合后发生。这意味着发现这种完全扭曲的想法，我们现在观察到的第二代合并比第一代合并更可能发生在我们身边。
等待观测
好了、总结一下：我们期望从质量和自旋分布开始。在合并过程中我们有三个期望的质量分布比例，并且有自旋分布。而且为了简单一点，所有这些分布都应该出现在过去不同的（但重叠的）时代。但问题是我们能观察到这一点吗？
答案很可能是肯定的。据研究人员说在大约20次黑洞合并之后，我们应该能够区分两个第一代黑洞和两个第二代黑洞之间的合并。要区分第一和第二合并之间的合并将需要大约100次的观察结果来进行分析。
这是目前的观测灵敏度。假设计划升级到LIGO和VIRGO顺利，那么灵敏度上升的工作变得容易很多。此外升级后的硬件将对更遥远的过去发生的黑洞合并更为敏感，从而使科学家能够对更广泛的分布范围进行抽样（黑洞）。
你可能会问我们能从中得到什么？
将为星系动力学和黑洞的认识提供了一个窗口。根据星系是如何组合在一起的，我们应该观察不同时代的合并率和不同的种群分布。这些观测将以一种以前不可能的方式来测试天体物理模型。
原作者：Chris Lee
编译：中子星，审校：博科园
