神秘天体发现之旅 | 星系中心的大质量黑洞

塞弗特星系 NGC 1068。版权／HST

/ 黑洞、赛弗特星系和类星体

黑洞是宇宙中最神秘的天体之一。早在 18 世纪，英国的米切尔和法国的拉普拉斯曾根据牛顿力学预言，宇宙中也许存在一种质量与半径之比太大，以至于其逃逸速度超过光速而无法被看见的" 暗星 "。1915 年，在爱因斯坦发表广义相对论后不久，德国科学家史瓦西就从爱因斯坦场方程得到了静态的史瓦西解，按照其理论预言，我们无法从外面得知某一临界半径（视界）内的任何信息，后来这一视界内的特殊时空区域被称为" 黑洞 "。那么现实宇宙中的黑洞，尤其是大质量黑洞，存在于哪些天体之中呢？

1943 年， 美国天文学家赛弗特（K.Seyfert）注意到有些星系的中心区域特别明亮，他首次拍摄了这些星系核心的光谱，发现光谱中有很强且宽的发射线，完全不同于恒星光谱，这类星系后来被称为赛弗特星系。1959 年，美国天文学家沃尔特（L.Woltjer）指出这些赛弗特星系产生宽发射线的核心区域，一定存在强引力场，此区域内物质的质量估计约在一亿倍太阳质量以上。那么，这些产生强引力的物质会是什么呢？

3C 273 光谱与实验室比较光谱的对比。来源／帕洛马天文台

同样在 20 世纪 50 年代，第二次世界大战中发展起来的雷达探测技术被用于天文学研究。英国剑桥大学的射电天文学家把所发现的几百个宇宙射电源汇编成表，其中《剑桥射电源第三星表》（即 3C 表）最为完整。这些射电源到底是什么？利用光学望远镜寻找这些射电源的光学对应体成为当时非常重要的一项工作。

1960 年 , 美国天文学家桑德奇（A.Sandage）等在编号为 3C 48 的射电源位置上找到一个恒星状的光学对应体，周围有很暗的星云状物质，光学光谱中呈现几条发射线，但波长无法证认。两年后，编号为 3C 273 的射电源的光学对应体也被发现，同样呈恒星状。1963 年，美国天文学家施密特（M.Schmidt）拍摄了 3C 273 的光学光谱，发现其与 3C 48 的光谱相似。光谱中这些陌生的宽发射线最后也终于被施密特证认出来，最亮的发射线对应的其实是波长整体红移后的氢元素的发射线。红移是由于宇宙膨胀，天体离我们不断远去导致的，施密特估算出 3C 273 的红移为 0.158，说明它距离我们其实非常遥远。随后，一些光学性质相似的射电源相继被发现，科学家把这些 " 类星射电源 " 和光学性质与其相似但却不发出射电辐射的 " 蓝星体 " 统称为" 类星体 "。这些类星体的光谱其实与赛弗特星系很类似，只是红移很大，距离更远，辐射的能量更强。那么，类星体巨大的能量来源是什么呢？

1960 年，天文学家在编号为 3C 48 的射电源位置上找到恒星状的光学对应体。来源／Wiki

1964 年，苏联天体物理学家泽尔多维奇（Y.Zel′dovich）和美国康奈尔大学教授萨尔皮特（E.Salpeter）在类星体发现不到一年后就各自独立提出超大质量黑洞可能存在于星系的中心，这些黑洞吸积周围气体而释放出大量能量，形成类星体，这一大胆的解释奠定了类星体物理的基本框架。也正是类星体能源问题的讨论，促使英国数学物理学家彭罗斯（R.Penrose）在 1965 年重新考虑大质量天体引力塌缩形成奇点的问题，他利用广义相对论证明黑洞奇点的形成是不可避免的，对黑洞形成理论做出了重要贡献（也因此获得 2020 年诺贝尔物理学奖）。

1969 年，剑桥大学科学家林登贝尔（D.Lynden-Bell）提出粘性吸积盘的概念并计算了黑洞吸积的辐射光度和能谱，进一步确认类星体巨大能源的来源是被超大质量黑洞所吸积的物质释放出来的引力能。随着 1973 年苏联科学家夏库拉（N.I.Shakura）和桑雅耶夫（R.A.Sunyaev）以及 1974 年美国科学家佩吉（D.N.Page）和索恩（K.S.Thorne）建立了标准吸积盘模型，最终超大质量黑洞吸积模型成为了类星体和赛弗特星系等活动星系核能源机制的标准模型。1984 年，后来成为英国皇家学会主席的著名天体物理学家瑞斯（M.J.Rees）在《天文学与天体物理年评》上对以上活动星系核的黑洞模型进行了系统总结。

类星体 3C 273。版权／HST

除了类星体和赛弗特星系等活动星系核中心存在超大质量黑洞外，正常星系的中心是否也真的存在超大质量黑洞呢？1969 年，林登贝尔指出一旦类星体中心的黑洞周围没有物质可以吸积时，它们就会变成死亡的类星体，成为不活跃的正常星系。因此，许多正常星系中心也都会存在质量高达百万到几十亿倍太阳质量的超大质量黑洞。1971 年，林登贝尔和瑞斯还论证了银河系中心应存在一个超大质量黑洞，并提出利用甚长基线干涉（VLBI）技术应能确定银河系中心黑洞的大小。

/ 正常星系中心的大质量黑洞

尽管在 20 世纪 60 年代科学家就提出正常星系中心存在大质量黑洞，但观测上证实这一点却非常困难，因为需要超高空间分辨率的观测才能给出令人信服的证据。利用地面大型光学望远镜，天文学家在 20 世纪 80 年代就开始对几个非常近邻的正常星系，如 M31 和 M32 的中心区域开展了光谱观测，试图利用吸收线光谱示踪的气体运动来得到中心黑洞存在的证据，但鉴于空间分辨率有限，结果有很大不确定性。直到 1990 年哈勃空间望远镜发射后，这一情况才得以显著改善。哈勃望远镜具有高达 0.1 角秒的空间分辨率，它在 1995 年之后对近邻星系中心天体的观测极大地改善了原来地面望远镜的观测结果，而且还对很多更遥远星系的中心区域进行了观测，精确测量了这些星系中心大质量黑洞的质量。

如果以黑洞影响半径和点扩散函数半径（空间分辨率）之比代表对星系中心黑洞的观测分辨能力，在对近邻星系中心大质量黑洞的观测上，哈勃空间望远镜的观测分辨能力往往比地面望远镜高上 10 倍。如对近邻星系 M32，虽然地面望远镜对其中心黑洞质量的观测结果（2 到 9 百万倍太阳质量）与哈勃望远镜结果（2.5 到 4 百万倍太阳质量）近似相同，但在观测分辨能力上，哈勃望远镜比地面望远镜最初的观测提高了 30 倍。对近邻星系 M31，哈勃望远镜不仅在观测分辨能力上比地面望远镜提高了 11 倍，分辨出了地面望远镜以前没有发现的中心的不对称双核结构，而且还精确定位其中心黑洞位于双核之间，黑洞质量为 1.4 亿倍太阳质量。这一质量比以前地面望远镜的结果高 2-4 倍，显示了哈勃望远镜精确测量星系中心黑洞质量的强大能力。

测量近邻星系中心黑洞质量的方法一般有三种，即利用黑洞周围恒星、电离气体以及微波脉泽的动力学方法。前两者被大量应用于哈勃望远镜及地面光学红外望远镜对几十个近邻星系中心黑洞的观测中。近 20 年来，自适应光学（AO）技术普遍应用于地面大型望远镜的红外观测中，通过有效消除地球大气的影响，可获得高达 0.01 角秒的空间分辨率。德国天文学家根泽尔（R.Genzel）和美国天文学家盖兹（A.Gehz）基于这一技术，分别利用位于智利的甚大望远镜和夏威夷的凯克望远镜对银河系中心黑洞周围几十颗恒星的运动进行了长期监测，确定银河系中心黑洞质量为 400 万倍太阳质量（因此与彭罗斯一起获得了 2020 年诺贝尔物理学奖）。

自 1995 年来，利用射电干涉的微波脉泽动力学方法通过探测围绕黑洞运动的分子气体盘的开普勒运动，结合干涉技术所具有的毫角秒超高空间分辨率，可以非常准确地测量出一些近邻星系中心的黑洞质量。例如对 NGC 4258，测量结果为 3.8 千万倍太阳质量。最近几年，这一技术也扩展到通过利用毫米波 / 亚毫米波阵列望远镜 ALMA 探测 CO 分子气体的运动来测量一些近邻星系的中心黑洞质量。如 2021 年波伊则勒（B.Boizelle）等美国科学家通过对 NGC 135 和 NGC 4261 进行的 ALMA 观测，得到它们的中心黑洞质量分别为 20.8 亿和 16.7 亿倍太阳质量。

/ 塞弗特星系和类星体中心的大质量黑洞

马卡良星系 Mrk1018，中心拥有一个超大质量黑洞。版权／ESO

虽然以上提及的测量近邻星系中心黑洞质量的动力学方法也已用于几个近邻的活动星系，如射电星系 M87 和塞弗特星系 NGC 1068、NGC4258 等，但由于绝大部分活动星系的中心太亮，恒星和气体动力学方法不能适用。而活动星系中发光最强的类星体则更为遥远，必须使用其它方法得到其中心黑洞的质量。

在很多塞弗特星系和类星体的光谱中存在强而宽的发射线，发射线的宽度可反映宽发射线区气体的运动速度，而通过一种名为 " 反响映射 " 的技术，可以从长期光谱监测得到的宽发射线和连续谱强度的光变曲线中得到两者的时间延迟，由此可以得到宽发射线区离中心黑洞的距离，这样就可以仿照测量近邻星系中心黑洞质量的动力学办法，通过宽发射线区的半径和速度得到塞弗特星系和类星体这些活动星系核的中心黑洞质量。在过去 30 多年，已通过光谱反响映射观测得到了一百多个塞弗特星系和类星体的黑洞质量。结果显示，塞弗特星系的黑洞质量一般为百万到上亿倍太阳质量，而类星体的黑洞质量一般为千万到几十亿倍太阳质量。

光谱反响映射因为需要占用较多的望远镜观测时间才能获得较长时间的光变数据，所以应用范围还很有限。不过，通过对一百多个塞弗特星系和类星体的光谱反响映射得到的结果，天文学家们总结出了发射线区半径和连续谱光度之间的经验关系（即 R～L 关系）。这样，利用对活动星系核的单次光谱观测获得连续谱光度和宽发射线宽度，再应用这一经验关系就可获得发射线区半径，就可以估算出活动星系核的中心黑洞质量。这一方法已广泛应用于如美国斯隆数字巡天（SDSS）和我国郭守敬望远镜（LAMOST）光谱巡天中的类星体巡天项目，利用对 Hβ、MgII 和 CIV 宽发射线的测量获得了几十万个类星体的中心黑洞质量。对其它类型的活动星系核，如射电星系和耀变体等，也可利用一些经验关系或光变性质得到它们的中心黑洞质量，其质量范围与类星体相似。

目前，天文学家已发现 300 多个红移 6 以上的宇宙早期高红移类星体，上述 R～L 经验关系也用于通过光谱观测估计这些最遥远类星体中心的黑洞质量。2015 年，北京大学领导的团队发现了红移为 6.32 的宇宙早期发光最亮的类星体 J0100+2802，中心黑洞质量高达 120 亿倍太阳质量，是宇宙早期质量最大的黑洞。2021 年，美国亚利桑那大学领导的团队发现了红移为 7.64 的类星体 J0313-1806，中心黑洞质量为 16 亿倍太阳质量，是目前已知最古老的黑洞。这些发现对现有星系和黑洞的形成理论提出了挑战，如何在宇宙早期几亿年的极短时间里就形成质量如此之大的黑洞，需要科学家给出新的理论解释。

此外，在一些大星系周围发现存在大量的质量和亮度都很低的矮星系。天文学家们发现其中一小部分矮星系具有活动星系核的特征，即存在较宽的发射线。利用上面提及的经验关系可估算出这些矮星系中心的黑洞质量在十万到百万倍太阳质量的范围内。在一些特殊的矮星系中，如 NGC 4395，甚至发现中心黑洞的质量只有约一万倍太阳质量。这些发现将星系中心黑洞的质量范围进一步扩大，从最小的一万倍太阳质量到最大的上百亿倍太阳质量。这一横跨 6 个量级的黑洞质量范围对黑洞在不同星系中的形成理论也提出了很大挑战。

/ 大质量黑洞与其寄主星系的共同演化

2021 年，天文学家发现了红移为 7.64 的类星体 J0313-1806，中心黑洞质量为 16 亿倍太阳质量，是目前已知最古老的黑洞。版权／NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva

过去 20 多年的观测研究表明，不管是活动星系还是正常星系，其中心很可能都存在大质量黑洞。而且对观测结果的统计分析还得到一个非常重要的统计结果，即星系中心黑洞的质量与寄主星系的性质紧密相关，即二者之间存在共同演化。

具体来说，黑洞质量与寄主星系核球的质量和核球恒星速度弥散存在强烈的相关关系（即 MBH-Mbulge 关系和 MBH-σ＊关系）。这两个相关关系总体而言具有较小的弥散，但在寄主星系为椭圆星系和含有 " 经典 " 核球（通过有耗散过程的富气体并合形成）的旋涡星系中比寄主星系为含有 " 伪 " 核球（通过星系的长期演化形成）的旋涡星系具有更紧密的相关关系。而且，一些可以估计出中心黑洞质量大小但没有核球的矮星系似乎也满足这些关联（如用矮星系质量代替核球质量），使得这种关联跨越了黑洞质量的 6 个数量级范围。这些密切关联也提供给天文学家另一种通过测量寄主星系性质估算星系中心黑洞质量的独立方法，并已得到广泛的应用。

究竟是什么物理原因导致星系中心尺度很小的大质量黑洞与其尺度很大的寄主星系存在如此密切的相关性呢？目前一般认为是活动星系核的反馈过程导致了黑洞和星系之间的相关关系。星系中心的黑洞在其迅速吸积周围物质的活跃时期表现为活动星系核，其释放的能量和动量可以将气体吹离星系，使得黑洞吸积和寄主星系中的恒星形成也基本停止。因此，黑洞吸积和星系演化是一个自我调节的过程，这一过程导致了黑洞与其寄主星系存在紧密关联和共同演化。

活动星系核的反馈目前也已成为现代星系形成和演化模型中的一个关键因素，但其具体物理过程以及大质量黑洞与寄主星系共同演化的细节还远不清楚。大质量黑洞与寄主星系的关联是否还存在宇宙学演化？回答这一问题涉及到大质量黑洞与星系在宇宙早期中的形成和演化历史，这些关键科学问题还期待科学家们今后更多的细致研究。