双子星合并,左大腿肉跳有什么预兆

内容提要：

全世界望远镜见证双子星合并什么时候发生同时说明了什么?
正月初一上香最佳时间
台北和新北为什么不合并
初四上香祈福好吗上香祈福要注意什么
双子星会演变为黑洞吗?
如果四川重庆合并,经济实力会是全国第几?

全世界望远镜见证双子星合并什么时候发生同时说明了什么?

距离3位引力波科学家捧得2023诺贝尔物理学奖刚刚过去十几天，一场声势浩大又神秘兮兮的发布会再度吸引了全世界的目光。在引力波探测已经日常化的今天，是什么大新闻能惹出这么大的动静呢？答案于昨晚揭晓了。

北京时间10月16日晚10点，一场长达两小时的新闻发布会在华府全国新闻俱乐部（National Press Club）召开，LIGO执行主任大卫·莱兹（David Reitze）宣布，激光干涉引力波天文台（LIGO）和室女座引力波天文台（Virgo）于2023年8月17日首次发现了一种前所未有的新型引力波事件！由两个质量分别为1.15和1.6个太阳质量的双中子星并合所产生，根据探测日期确定编号为GW170817，距离我们1.3亿光年。此外，在全世界众多天文学家及探测设备的协同努力之下，还发现了该引力波事件的电磁对应体。

2023年初，大卫·莱兹曾站在这同一个地方，宣布人类首次探测到了引力波——那时候我们说，多信使天文学新纪元即将开启。在这一次GW170817的探测中，人类首次同时探测到了引力波及其电磁对应体，这可以被视作引力波多信使天文学纪元真正意义上的开端，在天文学发展史上有着划时代的重大意义。另一方面，双中子星合并通常被认为是伽马射线暴的一类产生源，会产生很多不同的观测现象，所以综合引力波、电磁波等多个方式的观测，我们能够对中子星这一充满谜团的天体做出更为详细的了解。

图1：人类首次探测到双中子星合并的引力波以及相对应的电磁信号。

图2：中子星合并产生的引力波和之前黑洞产生的引力波信号持续时间比较图，此次双中子星持续了大约100秒，这里只是展示了50多秒。

图3：可以看出LIGO引力波信号结束的时间和伽玛暴的开始时间相差了大约2秒钟。

正如我们第一次直接探测到黑洞引力波一样，此次探测到双中子星引力波也完全是一个意外，而且来得有点早。此前，科学家们根据对双中子星的了解和LIGO探测灵敏度的分析比较，估计至少要等到aLIGO进一步升级、达到预期灵敏度之后，LIGO/VIRGO才有可能探测到双中子星合并，差不多至少要等到2023年。人类提前两年成功探测到双中子星合并，算得上是一个美好的惊喜了。如果究其原因，除了探测到的这一系统距离我们比较近之外，多方面联合协作是促成此次成功探测的重要因素。

1、全球协作，锁定目标

GW170817的探测过程振奋人心、值得一表，比国际刑警跨洲追捕逃犯还要精彩。

2023年8月17日，分布在全球各地的天文学家们获得了一个消息，LIGO和Virgo探测器探测到了一个持续时间为100秒左右的新引力波信号，其形式与两个中子星的并合相一致。在该引力波信号到达后大约1.7秒，NASA费米卫星搭载的伽玛暴监测器（GBM）和欧洲INTEGRAL望远镜搭载的SPI-ACS探测器均探测到了一个暗弱的短时标伽马射线暴，并将其命名为GRB170817A。由于二者时间和空间的一致性，被认为与引力波事件成协（“成协”指两种现象是相关的）。

在得知这一消息之后，全世界各地的望远镜就开始了忙碌的观测。在不到11个小时之内，位于智利的Swope超新星巡天（SSS）望远镜首先在星系NGC4993中观测到了明亮的光学源，初步确认为其光学对应体，编号为AT2023gfo/SSS17a。在此之后，其他几个团队分别独立探测到了该光学源，从而加以确认。

在接下来的几个星期之内，天文学家动用了世界上最为先进的一些望远镜，比如钱德拉X射线空间望远镜（Chandra X-ray Telescope），哈勃空间望远镜，位于智利、口径达到8.4米的甚大望远镜（Very Large Telescope），还有亚毫米波段灵敏度最高的阿塔卡马大型毫米波阵ALMA等等，对该区域开展了紧锣密鼓的观测。这些观测对这一灾变性事件提供了从并合前约100秒到并合后数星期的全面描述，最终证实了科学家的很多猜想：NGC4993星系中的两个中子星并合，产生了引力波、短伽玛暴暴和千新星。

图4：（左）欧南台几个不同望远镜看到引力波源对应的光学图像。（右）哈勃望远镜在不同时间观测到的图像。

此次探测堪称全球协作的一次完美体现，不过，就像大卫·莱兹在发布会上所说，NASA费米卫星伽玛暴信号的探测使得此次LIGO探测大放光彩。尽管引力波信号先于伽马射线信号产生，但有趣的是，NASA费米卫星发送的探测信号要早于LIGO团队的信号。原因在于，NASA费米卫星的伽玛暴监视器在探测到伽玛暴信号GRB170817A之后，自动向GCN系统发送了相关警报。然而，LIGO的自动数据分析就耗时约6分钟——科学家们先是在LIGO汉福德观测站几乎同一时刻的数据中，找到了一个引力波事件候选体GW170817，发现此引力波早于GRB170817A两秒发生，LIGO-Virgo快速响应团队随后手动检查了数据，才向其签订合作协议的组织发布了警报。之后，科学家又进一步在欧洲INTEGRAL卫星的观测数据中确认了伽玛暴信号的存在。本来平淡无奇的伽玛暴信号，因为与一个很强的引力波候选体同时存在，一下子引起了整个天文界的观测兴趣，此天区也成为了一个热门的观测对象。

在9月底的第四次引力波发布会上，姗姗来迟的VIRGO已使得LIGO探测器的空间定位范围从1160平方度收缩到100平方度，二者协同合作，将空间位置的精确性大大提升。如果进一步利用贝叶斯统计方法对所有可能参数进行估算，空间定位将进一步缩减至60平方度。这样一来，空间定位就足足提高了将近20倍。在这次的双中子星事件中，三个探测器最终将产生源定位于一个28平方度的范围之内。正因空间定位准确性大大提高，电磁波段所探测到的空间确认才成为了可能。

图5：目前探测到的5次引力波空间定位比较图，黄色是最新的引力波GW170817确定的引力波源所在的区域。

联合观测的另一个重要意义是快速反应。无论是费米观测到的伽玛暴，还是LIGO/VIRGO看到的引力波，持续时间都非常短暂，所以需要其它天文台和观测者立即对于可能区域进行后续的追踪观测，这就需要某个系统即时通知可能的位置信息。

对于伽玛暴而言，在上世纪末BeppoSAX卫星在轨工作期间，网络已经兴起，NASA建立了一个伽玛射线暴协调网络（Gamma-ray Coordinates Network, GCN）的邮件系统；一旦某个卫星探测到伽玛暴信号，将会以最快速度把伽玛暴的位置信息发送到此系统中，凡是订阅了该邮件系统的人都能够即时收到提示，以便开展可能的观测。此次费米观测正是利用此系统，将观测信息以最快的速度通知给了全球的很多组织，随后才有众多望远镜纷纷加入观测。当然，对于LIGO/VIRGO组织而言，为了保证其可能的后续观测，他们与全球近70个观测组织（中国有将近10个组织）签订了备忘录合同，一旦引力波信号被探测到，也会通过其特有的渠道传递相关信息。

2、比双黑洞合并更美的双中子星合并

正如发布会提到的，这次探测到的引力波是由双中子星合并而产生，之前公布的4例引力波事件都是由双黑洞所产生。二者之间最大的差别就在于，双中子星合并会产生电磁波辐射，而对于黑洞而言，我们通常认为不会产生，这一点也得到了观测上的验证。

是什么原因导致了此种差别呢？通常而言，按照天体物理辐射的理论要求，要产生电磁辐射，天体周围必须要有气体的存在。对于黑洞系统而言，尽管在最初产生时，黑洞周围可能有很多气体，然而在漫长的演化过程当中，如果没有更多气体来源的话，在黑洞合并的最后阶段，气体已消耗完毕，所以无法产生电磁辐射，只能产生扰动时空的引力波——就像科学家前4次探测到的那样。

在双中子星合并之前，周围的气体很可能也已消耗完毕。然而，合并过程当中会有部分物质以接近光速或远低于光速的速度被抛射出去，从而产生我们看到的各种电磁现象——短时标伽马射线暴（简称伽玛暴）、伽玛暴余辉和千新星。接近光速运动的物质产生了费米卫星看到的伽玛暴，而低速运动的物质产生了千新星，被很多的光学/红外望远镜捕捉到。

等等，短时标伽马射线暴、伽玛暴余辉和千新星都是什么？让我们一一说来。

简单来说，伽玛暴是天空中某一个方向伽马射线辐射突然增亮的现象，可以说是宇宙间自大爆炸之后最为剧烈的天体爆发现象。20世纪90年代初，康普顿伽马射线天文台在观测到上千个伽玛暴之后做了一个简单统计，按照它们持续时间的长短分为两大类：一类是爆发时间长于2秒的长时标伽玛暴，另一类是爆发时标短于2秒的短时标伽玛暴。后经深入研究发现，这两种伽玛暴的产生起源完全不同。

根据目前的理解，无论是大质量恒星坍缩形成的长时标伽玛暴，还是双致密星产生的短时标伽玛暴，尽管中心天体会有差别（或者是黑洞，或者是转动极快的磁星），伽玛暴的产生机制以及之后的演化都可以用一个被称为“火球”模型（fireball model）的理论来解释。在这个理论中，中心天体会在一段时间内，产生相对持续的极端相对论喷流，这就意味着，这些喷出物质会以接近光速速度，沿着天体的转轴方向向外运动。因为喷射出去的物质之间存在着速度上的微小差别，导致它们彼此发生碰撞，将自身运动的动能转化为气体粒子的热能，而后在磁场作用下产生我们所看到的高能辐射，也就是早期的伽马射线，这就很好地解释了我们所看到的伽玛暴。大质量恒星产生的喷流时间长，双中子星合并产生的喷流时间短，从而导致了我们观测上的差别。

这些星体周围存在着星际气体介质，喷流物质在停止相互碰撞之后会继续向外运动，与周围的气体介质发生相互作用，把自身运动的能量传递给周围的星际气体，星际气体被加热从而产生较强的辐射，这就是所谓的伽玛暴余辉。它的能谱（energy spectrum）波段会从X射线一直延伸到射电波段。在一定程度上，余辉的强弱与周围星际气体的密度相关，密度更高，余辉也就更亮。

此次与引力波相关的伽玛暴属于短时标伽玛暴，因为费米卫星观测到的爆发时标为0.7秒。除此之外，无论是引力波的结果还是电磁波的观测拟合结果，也都和双中子星合并的预期相一致。例如，引力波波形的拟合告诉了我们中子星的质量，与中子星的质量范围一致。

在双中子星合并的过程当中，有大约1/1000到1/100左右太阳质量的物质沿各个方向被抛射出去，形状近似于一个球体。这些抛射出去的物质通过快中子俘获过程产生大量的重元素。这些元素很不稳定，能够快速衰变，产生辐射加热抛射物，从而使其发出明亮的可见光以及近红外辐射，其亮度通常会达到千倍的新星级别，故被称为“千新星”。因为这个千新星距离地球很近，所以非常明亮，是之前探测到的短时标伽玛暴距离的十分之一。

图6：双中子星旋近，最终合并产生千新星的过程。

因为产生引力波的天体完全不同，所以我们观测到的引力波形会存在较大差别。中子星的质量相较于黑洞要小很多，合并过程中对于时空的扰动变形程度更弱，所以，在目前探测器灵敏度确定的情况下，我们只可能探测到比较临近的引力波信号。这次的引力波源距离我们1.3亿光年，是目前探测到的所有引力波源中最近的一例。通过波形的拟合，科学家们确定了两个中子星的质量分别大约是1.15和1.6个太阳质量，合并后的天体质量约为2.74个太阳质量，抛射出去的仅有0.01个太阳质量。

3、已解之惑与未解之谜

此前，无论是对于中子星本身，还是双中子星合并产生的伽玛暴，我们还有很多的疑难问题有待解答。双中子星合并之后，产生的是转速更快的中子星还是黑洞？有多少物质会在爆发中被抛射出去？喷流的机制和喷流的夹角是怎样的？我们都还不能确定。

此外，到目前为止，科学家对于中子星内部的组成和结构仍不是特别清楚。而当两个中子星互相靠近但未合并之时，两个中子星会被彼此的潮汐力拉扯严重变形，从而最终影响旋近的速度，也会影响产生的引力波波形。所以，科学家们希望，引力波和电磁波的联合观测能够对这些问题提供一部分珍贵的答案。

遗憾的是，受限于目前引力波探测设备的灵敏度，引力波信号曲线并不是很好，所以对于有关内部结构的问题并没有得到解答。但是，对于部分合并之后抛出了多少物质的问题，我们已经初步有了答案。值得骄傲的是，这一答案是由一部参与观测的中国望远镜给出的。（答案后文马上揭晓）

双中子星合并之后是产生了中子星，还是产生了黑洞？现在依然无法确定。因为通过引力波波形的拟合，合并后的质量约为2.74太阳质量。从理论上说，如果一个天体的质量超过3个太阳质量，通常会被认为是黑洞。而中子星的最大允许值并不明确，如果中子星的内部由中子构成，综合考虑状态方程和转速，要想达到2.74个太阳质量不太可能。然而如果内部由其他的奇异物质（比如夸克）构成的话，在一定条件下，这个质量的天体就有一定可能性，此时这一天体应该被称为“夸克星”。不过，目前所有观测都没能给出中子星和黑洞的临界质量，当然也没能给出夸克星存在的证据。从观测的角度而言，我们观测到的最重的中子星大约是2个太阳质量，最小质量的黑洞质量是5个太阳质量；在这两者之间，一片空白，还未发现任何致密天体的质量属于这个范围。所以，对于此次双中子星合并产生的2.74个太阳质量的天体，尽管我们还不能确定它到底是什么，但是这一发现填补了黑洞和中子星之间的空白，为日后更多的天文发现掀起了帷幕的一角。

图7：目前所探测到的黑洞和中子星质量分布图，可以看到两者之间存在一个很大的空白，此次探测是第一个填进此空白区域的天体。

尽管科学家们没有看到中子星内部信息，也不知道最终的合并物是什么，但众多后续电磁观测还是告诉我们了一些之前不太确定的信息，比如甚大望远镜（VLT）的光谱观测确认了重金属（比如我们熟知的金银等元素）的来源，大多数就是在中子星合并的过程当中产生的。

图8：元素起源表。黄色代表了并合中子星所产生的元素，我们常见的金银就是通过此过程产生的。

之前科学家曾在短时标伽玛暴中探测到了3起疑似千新星事例，但只不过是在余辉的光变曲线当中看到了几个数据点而已。因为此次由于距离很近，而且伽玛暴余辉很弱，所以完全确认了千新星的存在。另外，通过对于其光变曲线演化的拟合可以推断，大约有百分之一的物质在合并过程中被抛射出去。

除此之外，电磁信号和引力波信号的结合对于天文学理论本身有何促进意义呢？一方面，科学家可以通过这两个信号到达的时间差，来检验爱因斯坦的弱等效原理，这是爱因斯坦广义相对论和其它引力理论的基石，爱因斯坦的理论再一次通过了检验。

另外，引力波信号和电磁信号相结合，可以对宇宙学的一些最基本参数做出限制，比如用来描述宇宙膨胀快慢的哈勃常数。通过引力波的振幅比对可以推断出系统到我们的光度距离，通过电磁波段的光谱分析，我们便可以知道这一系统的红移；在给定两者的情况之下，我们便能够推算出哈勃常数的数值了：

相较于来自普朗克卫星的数值：

很明显，引力波给出的数值误差很大。但可以预见的是，随着探测精度的提高（除LIGO/VIRGO之外，日本臂长为3公里KAGRA探测器也开始测试，LIGO-India以及很多的第三代引力波探测器在计划之中）以及探测到的引力波源数目的增多，这个误差很快将得到改进。

此次引力波现象发生在南天的长蛇座，北天的望远镜很难看到，所以中国的大多数望远镜没能进行观测，比如刚刚建成的FAST以及很多光学望远镜（云南丽江的2.4米望远镜和国家天文台兴隆观测站的2.16米光学望远镜等）。

不过幸运的是，中国有两台望远镜参与了此次观测，一个是位于南极Dome A的50厘米的南极光学巡天望远镜（AST3），项目的负责人是紫金山天文台的王力帆研究员。在引力波源信息发布的约一天后，AST3望远镜开展了对于这个目标源的观测。而当时南极的冬天也刚刚过去，目标天体的地平高度较低，受于太阳的限制，每天差不多有2个小时左右的观测时间。此望远镜最终进行了10天的观测，最终得到了目标天体的光变曲线，与巨新星理论预测高度吻合。

另外一个参与观测的是硬X射线调制空间望远镜（又名慧眼）。在观测消息发布时，事件刚好在其观测范围之内，不过很遗憾的是，尽管慧眼是此能段内灵敏度最高的观测设备，但是未能在0.2-5 MeV的能段内探测到任何电磁信号，这很可能与此伽玛暴并非完全正对我们有关。

这是人类历史上第一次同时探测到引力波及其电磁对应体，将成为引力波天文学上另外一个非常重要的里程碑。此次探测为我们解答了一些疑惑，同时也提出了更多问题，与历史上所有天文发现一样，是人类好奇心的胜利与新起点。在多信使引力波天文学时代的帷幕由此拉开之后，我们相信，在人类团结协作的力量之下，更多的宇宙奥秘将被一一揭晓。

正月初一上香最佳时间

在正月初一的上香时间，一般是在家人吃饭之前上香就可以了。比如早饭前上香，午饭晚上前上香为佳的。此外，这个正月初一上香方式也要注意的：一、上香不要上化学香或者劣质香，这样是求福不成反造业，没有好处的。上天然香为佳的，这建议到无相铜炉官网一对一定好点的天然香供奉更佳。二、上香是表示虔诚恭敬供养三宝，以此示范接引众生。同时也是表示燃烧自身，普香十方，提醒佛门弟子无私奉献。所以，上香既要尊重神佛，也要自身心诚；因为心诚则灵嘛。三、每一次上香至少三支，而且单数为吉。另外，除了上香祈福保佑，有条件的话，也可以佩戴吉祥物在身，新的一年的运势可以步步高升。这个同时在无相铜炉定无相吉祥吊坠即可。

台北和新北为什么不合并

因为时间还没到。台北市长郝龙斌在市议会备询时表示，台北、新北与基隆市原本就应是大台北都会区，长远看来，合并是必走趋势，若不合并，则会在北部出现两个双子星大都市（台北市与新北市）与一个正在走向衰落的小小基隆市，呈现严重的失衡局面。台北（Taipei），简称“北”，又称北市，是省省会。位于岛北部的台北盆地，被新北市环绕。新北市是中国省下辖市，全境环绕台北市，东北则三面环绕基隆市，东南邻宜兰县，西南邻桃园市，是中国省第一大城市。

初四上香祈福好吗上香祈福要注意什么

对于中国人来说，有事没事上个香祈个福都是非常正常的事情，但是不管是因为什么事，在上香的时候都会注重日子的选择，在好日子上香，祈福许愿实现的概率会更大，所以在初四上香祈福好吗？想要知道的话，接下来就一起来看看具体内容吧。初四上香祈福好吗对于民间风俗来说，初四并没有不能上香的说法，上香是为了祈福祝愿，所以没有明确的禁止都是可以在寺庙或者家里上香拜神，如果有特别讲究的话，可以查看黄历上的信息，只有标注有“祭祀”的，都是可以用来上香，另外按照传统的烧香习惯，每个月的初一、十五是很好的烧香时间，而每月这两天百无禁忌，都可以烧香，所以具体的上香日子还得看个人的选择。上香祈福要注意什么穿戴干净上香之前要净身，洗去身上的尘埃，把自己稍微打理的整洁一点，而不是要穿得多华丽，至少要干净整洁。进门规矩进寺庙殿门的时候，男女不同，女迈右脚，男迈左脚，而且一定不能踩在门槛上，这是对佛的不敬。香的数量上香祈福的时候一定要注意香的数量，三炷为自己祈福，六炷为两辈人祈福，九炷为三代人祈福，一般的上香以三柱香为主。上香最好选择什么时辰其实上香也是讲究时辰，一天中上香合适的时间就是早上和晚上，不合适的时间就是中午和傍晚的时候，民间有句俗语，叫做早晚一炷香，说的也就是在早上和晚上的时候上香最适合，早上是一天的开始，而晚上是代表一天的结束，都是对美好的一种祝愿，更是对自我的反省，以求都能平平安安，顺顺利利。

双子星会演变为黑洞吗?

你问的是双星吧？

在由两颗恒星组成的双星系统中，有一类称为密近双星（就是靠的比较近的双星系统）。密近双星有可能演化为一个黑洞。注意，是一个。

双星之间的引力系统是很复杂的。1850年，法国数学家埃多瓦·洛希首先计算了密近双星的引力场特征，按照它们的等势面（是以恒星为中心的球面），绘制出了密近双星的引力场结构。如下图。

图中，上半部分是密近双星的爱因斯坦时空，下半部分是密近双星的等势面。中间的“8”字是两恒星等势面称为洛希瓣，两洛希瓣相接时，恒星达到它们的最大允许体积，这个体积叫洛希极限。

双星系统（以下所称的双星系统均为密近双星）的演化与单个恒星有很大区别。双星系统中，两颗恒星一定是同时产生的，但质量不同。我们知道，恒星演化中，质量大的演化得快，质量小的演化得慢。质量大的引力强，小的引力弱，上图中，“8”字的大圈是大质量恒星的洛希极限，小圈是小质量恒星的洛希极限。当大质量恒星演化到主序星阶段的末期时，成为红巨星，体积增大，将充满它的洛希瓣。在单个恒星中，这没有任何问题，该如何演化就如何演化。但在双星系统中，就出问题了。一旦恒星体积达到洛希极限，超出的部分就会受到其伴星的引力影响而进入伴星的洛希瓣。发生质量转移(更广义地说﹐叫质量交换)。如下图。

右方的恒星已经膨胀并达到洛希极限，物质从其表面流出，并被其伴星吸收。在这个过程中，主星（质量较大的星）质量减小，而伴星质量增加。在德国的鲁道夫·基彭哈特等人进行的计算机模型演示中（其中一个模型是1个太阳质量和2个太阳质量组成的双星系统），在质量交换结束时，大质量星只剩下了0.26个太阳质量，几乎完全失去了其含氢外壳。而小质量星得到了1.74个太阳质量，成为系统中的大质量星（或主星）。当模型中的恒星质量加大时，过程相似，但原来的主星却因为演化中质量的原因，在与伴星交换质量后，会留下一颗白矮星或中子星（当白矮星质量大于1.4倍太阳质量时，其引力将迫使电子进入原子核，并与质子合并成为中子，使星体继续依靠中子气膨胀压与引力相平衡。这个1.4倍太阳质量的白矮星稳定极限是由印度物理学家苏布拉马扬·钱德拉塞卡首先计算得到的，称为钱德拉塞卡极限）。

当然，伴星在交换质量后，质量增加，演化速度也提高了，演化过程加快。很快地，它也到达了演化后期，成为红巨星，质量转移（或交换）再次发生，不过这一次是反向的。

我们还是看第二张图。这次把左侧那颗星当成原来的主星、现在的中子星。而右方的恒星是原来的伴星，它在接受了原来主星的质量后，演化成了红巨星，并反过来向中子星输送质量。

在这个过程中，由于中子星表面极高的温度（可达上亿度），在中子星表面会发生极高速率的、同时发生的多种核聚变反应，产生比可见光频率高得多的高能辐射，且多集中在X射线和γ射线频段（或伴星的物质在中子星表面的撞击，其机制尚未完全搞清），成为太空中的X射线和γ射线辐射源。（如果左侧那颗星是白矮星，积累的物质在积累一定量后会发生突然的核聚变爆发，形成新星。注意，是新星，不是超新星）。这种辐射源与脉冲星的辐射源原理不同。

中子星的引力是极强的。伴星的物质在继续流向中子星，中子星的质量越来越大，引力也越来越强，星体将在引力作用下继续收缩而半径越来越小。根据爱因斯坦广义相对论的史瓦西解，当半径r＝2GM/C^2（G为引力常数，M为星体质量，C为光速）时，中子星将继续坍缩，半径继续变小，引力继续增大。当它的质量达到3倍太阳质量，半径缩小到8.85公里时，引力就会强大到光也无法脱离它的表面了。黑洞生成了。

所以，双星系统能否演化成为黑洞，取决于双星系统的质量（两颗恒星的质量之和，而不是单个恒星在超新星爆发后中央恒星核的剩余质量）。如果质量之和大于9个太阳质量（有多种模型，所需质量各不相同。此为其中一种），就有可能在双星系统中形成一个黑洞。

这也是目前在X射线双星系统中寻找黑洞的原因。如天鹅座X－1、半人马座X－3、武仙座X－1等，都是X射线双星系统，且质量足够的大。