人靠近黑洞，会被拉成一根面条｜GGView

公众号新闻

2023-04-07 02:04

GGV有话说：

今天，我们为你介绍宇宙中最神秘的“巨兽”——超大质量黑洞。

它们或豪迈奔放，汪洋恣肆，尽情汲取能量，发出宇宙级的耀眼光芒；或婉约低回，隐于黑暗中，与身边恒星浪漫共舞。它们是照进现实的、最美丽的狂想。

这狂想如何展开？如何被证实？又能给我们带来哪些启示？今天的GGView，即将为你揭开答案！

来源 | 蜗壳天文

如需转载请联系原出处

引子：银心隐“巨兽”

黑洞是宇宙中最神秘的天体之一，它的“黑”源于自身强悍的引力场，只要闯入了它的事件视界，连光都跑不出来。

早在1795年，拉普拉斯就提出了黑洞的概念，不过黑洞的理论依据直到1965年1月才由巨擘Roger Penrose完成，他证明黑洞的形成是广义相对论的直接结果！

而黑洞的真实存在，则在数十年后才被证实。二十世纪九十年代初，两位天文学家Reinhard Genzel和Andrea Ghez分别带领观测团队监测银河系中心附近恒星的运行轨迹，经过十几年的数据积累，他们终于证实银心存在一个质量约为400万倍太阳质量的致密天体，其密度远高于除黑洞外的其它已知天体。Penrose, Genzel和Ghez因上述杰出工作共享了2020年的诺贝尔物理学奖！

放大再放大，越过层层阻隔，快速绕转的恒星轨迹暴露了银心“巨兽”的存在（欧洲南方天文台，ESO）

2022年5月12日，事件视界望远镜 (Event Horizon Telescope) 科学工作组公布了精心处理五年但画质依然感人的银心“照片”：射电波段的耀眼光芒环绕着中央一团暗影，这团暗影正是一个约400万倍太阳质量的超大质量黑洞！

事件视界望远镜（Event Horizon Telescope）科学工作组公布的银心“照片”（事件视界望远镜，Event Horizon Telescope）

银河系中心竟有一头“巨兽”！

按理说，它应该像书上描述的黑洞那样，张开无底大口，用强大的引力吞噬周围一切才对。可是科学家却发现这头“巨兽”相当“温顺”：银心并没有特别剧烈的活动，至少比预想的规模要小很多。不过，天文学家们在高能的X射线和γ射线波段发现，垂直于银盘的方向有一对超大号气泡，尺寸达五万光年，它们的对称中心似乎正是银心！这不禁让人联想：它们可能是银心“巨兽”的作案痕迹！要证实这头“巨兽”曾经作恶多端，我们还得拿出更多实锤才行。

垂直于银盘方向，一对五万光年的高能气泡！

我们的太阳系在银盘中 (NASA)

我们身在银河系中，银心的“巨兽”离我们最近，而且也在射电波段拍到了“照片”，自然应该是研究“巨兽”性质的首选吧？其实不然。在可见光波段，如果探测器朝银心方向看去，会发现银心被尘埃层层阻隔，几不可见。尽管可见光波段的时域监测和光谱拍摄是目前最可靠、最重要的研究手段，但面对重重遮蔽，它只得徒呼奈何，正所谓“不识银心真面目，只缘身在银盘中”！于是天文学家们把目光投向了银河之外，希望从其它星系的中心找到答案。而那些不安分的“巨兽”们，其实早已现出原形……

不安分的“少数”

时钟拨回到上世纪五十年代初。剑桥大学的天文学家Martin Ryle和Antony Hewish建成了剑桥射电干涉仪，在全天搜寻射电源，并整理成星表发布。1959年，《剑桥射电源第三星表》(Third Cambridge Catalogue of Radio Sources) 发布，所有源都以“3C”打头。

其中，就有后来广为人知的3C 273，以及知名度稍低但意义同样重大的3C 48。这两个源看起来尺寸很小，好像是两颗恒星。两位大佬不放心，又用当时分辨能力最好的射电望远镜——250英尺射电望远镜看了一眼，发现它们尺寸更小，更像两颗恒星了。

250英尺射电望远镜，口径约76.2米，盘面可灵活转动(Nick Stevens)

1960年，Allan Sandage和Thomas Matthews使用光学干涉仪在3C 48的位置拍到一颗“较暗的蓝星”，并用5米望远镜拍摄了光谱。他们发现光谱上有些无法解释的宽发射线，于是他们在学术年会上宣布自己的发现，然后，就搁置了。这一搁置，将“C位”拱手让给3C 273！

1962年，Cyril Hazard和John Bolton等人借助月球掩食精准定位了3C 273。Maarten Schmidt使用该坐标成功找到光学对应体，并拍摄光谱，随后便发现了和3C 48相似的宽发射线。但Schmidt敏锐地发现它们跟氢的发射线有对应关系，只是波长分别增加了15.8%。使用该方法，同样可以解释3C 48的奇特谱线，只是波长增加的幅度更大。Schmidt首次发现了光谱红移现象！

以上解释似乎很合理，却带来另一个问题：如此大的红移从哪里来？15.8%的波长增加，意味着3C 273以大约0.15倍光速的速度离我们而去！Schmidt断言：这是宇宙学红移，3C 273离我们很远，宇宙膨胀导致它离我们飞速远去。

“很远”有多远呢？25亿光年——这要求3C 273在可见光波段比太阳亮4万亿倍！Schmidt立即被同行们一通狂怼。但正如大侦探福尔摩斯所说，如果其它可能性都被排除了，那么即使最后一种可能无比荒谬，它也是真相！随着观测事实越积越多，天文学家们逐渐接受了Schmidt的“狂言”。如今，利用谱线红移确定天体距离，已是天文观测中平平无奇的工作流程——我们经常踩在巨人肩膀上工作而不自知！

3C 273显然是一种全新的天体了。由于它长得像恒星，射电辐射又很强，善于起名的天文学家便给它取名：quasi-stellar radio source，类星射电源。好在后来为了省篇幅，给它又起了个小名叫quasar，顺口易记甚至有点高大上，于是沿用至今。1965年起，天文学家们发现了许多光学波段属性相似，但没有射电辐射的源，它们也同样被归类为quasar，不过quasar的全称改为quasi-stellar object(QSO)，即类星体。

哈勃空间望远镜拍摄的“头号”类星体3C 273。3C 273太亮（左），遮住它并长时间曝光，才能辨认出它的宿主星系（右），以及它处在星系中心的位置。

类星体如此狂暴，“引无数英雄竞折腰”！各路模型试比高，“黑洞—吸积盘”领风骚。令人称奇的是，这个模型的雏形早在1964年，也就是Penrose给出黑洞形成的理论依据的前一年，便由两位大神Edwin Salpeter和Yakov Zel'dovich分别独立提出了。他们都指出，类星体可能是由超大质量黑洞驱动的，这个超大质量黑洞的质量大概是几百万倍太阳质量。

模型“壳子”提出之后，无人问津。理由很简单：黑洞自己都不发光，还能点亮类星体？退一步讲，就算能，超大质量黑洞又是什么怪物？当时天文学界还只能接受大质量恒星演化到晚期坍缩成黑洞的可能，这种恒星级黑洞顶多几十倍太阳质量。超大质量黑洞一个顶十万个，太离谱！

直到5年后，另一位大神Donald Lynden-Bell捡起了这个模型“壳子”，往里头注入了更多细节，并预言了许多观测特征，这才使“黑洞—吸积盘”模型得以经过观测事实的层层检验，最终走进了教科书。

那么超大质量黑洞到底是怎么驱动类星体的？容笔者细细道来！

“黑洞—吸积盘”模型有一个显著的特点，那就是在极小的范围内发出极强的辐射。后续观测逐步将类星体的辐射区域缩小，使“黑洞—吸积盘”模型最终脱颖而出！

经过数十年的观测与研究，天文学家们发现类星体是活动星系核中的一个子类，而活动星系核的观测特征同样可以用“黑洞—吸积盘”模型来解释！在此模型的基础上，天文学家们建立了活动星系核的统一模型，将不同子类之间的整体性质不同归结为观测者视角的不同，并随观测细节的不断增多而逐步改进。

活动星系核的统一模型。观测角度（从右到下三只眼睛）决定了活动星系核的类型，其中一种就是类星体（quasar）。黑洞（black hole, BH）和吸积盘（accretion disk）是统一模型的绝对核心。在吸积盘外有产生宽发射线的气体云和尘埃环（torus）；在与吸积盘垂直的方向可能有喷流（jet）。(W. H. Freeman)

在后续的光学望远镜巡天中，学者们发现，大部分星系中心很平静，不安分的活动星系核反而是少数。难道它们的星系中心都没有黑洞？事实并非如此，银心的超大质量黑洞便是最鲜明的反例！那么这一现象到底是因为大部分星系中心没有黑洞，还是大部分黑洞都“保持沉默”呢？请看下节分解。

沉默的大多数？

大部分星系中心都比较平静，这是因为大部分星系中心没有黑洞，还是大部分星系中心的黑洞都“保持沉默”呢？这个问题其实不好回答。

一方面，星系的中心通常是物质分布最致密，同时也是最亮的区域；而另一方面，黑洞的尺寸通常小得离谱：在地球上看两万多光年以外的银心黑洞，相当于看月球上的一颗苹果！可以想象，假如住在远处某个星系中心的黑洞想保持低调，它可以轻松隐匿在星系图像中央的几个像素中。

好在，银心就有一个老实的黑洞，我们可以底气十足地断言，一些星系中心存在不活跃的黑洞！尽管遇到重重困难，但聪明的天文学家们还是努力取得了一些进展。

哈勃空间望远镜拍摄的银河系“邻居”M101。即便“哈勃”的慧眼火力全开，拍下了丰富的细节，仍看不穿其中心是否存在黑洞。

第一种搜寻“沉默”黑洞的办法是大佬Donald Lynden-Bell提出的。上一节中介绍到，他给“黑洞—吸积盘”模型的雏形注入灵魂，并预言了许多后来被证实的观测特征。他预言，星系的核区应该普遍存在死亡的类星体，也就是不活跃的黑洞。它们虽然几乎不发光，但质量很大，可以用星系核区质量和光度的比值来判定其中是否存在不活跃的黑洞。

这启发后人提出了一种动力学方法：用精细光谱建立星系中心的动力学图像，得到星系中心的引力势分布。如果这个分布要求星系中心很小的区域内有一个质量很大的天体，那么这个天体很有可能是黑洞！

天文学家们使用动力学方法，发现银河系的部分“邻居”中心有黑洞，但大部分“邻居”质量较小，理论上中心黑洞质量上限较低，很可能没有黑洞，如三百万光年外的矮星系M33。

矮星系M33。(Jeffrey Weiss)

不过，这个方法对于更远的星系就不适用了：要把核区从画质感人的星系图像上抠出来，并计算它的质量和光度，太难了。至少到此，我们已经在观测上证明了部分星系中心很可能没有黑洞，且一部分星系中心的黑洞“保持沉默”！

但宇宙那么大，我们还是好奇，远方的星系是否也是如此？这就要求我们想出更巧妙的方法，制造更精密的仪器。迄今为止，看得最远的工作是2015年由Brendan Miller等人完成的，他们采用了新方法——高分辨的X射线探测，得到了方圆一亿光年内星系中心有黑洞的比例。

这种方法的优势在于：绝大部分恒星和尘埃产生不了X射线，只要排除小部分干扰源的“嫌疑”，那么即使黑洞只有微弱的吸积活动，它发出的X射线也可以被精密的探测器捕捉到。

通过这种方法，Miller等人发现星系质量越大，存在黑洞的可能性越大，大部分大质量的星系中心有黑洞。这个方法并非尽善尽美，但终归朝远方迈出了重要的一大步！不过，假如一亿光年是一大步的话，我们仍需“复行数百步”才能“豁然开朗”。

设法拾级而上，远方已现曙光。仍需复行数百步，方得豁然开朗。（Kurt Gordon）

同样还有很长的路要走的，是我们对黑洞活动的理解。尽管天文学家们建立了活动星系核的统一模型，已经可以解释大部分观测事实，但仍有“两朵乌云”悬在头顶：一朵是星系中心的黑洞为什么这么大，即超大质量黑洞的质量增长难题；另一朵则是活动星系核的活动机制。

先说前一朵乌云：超大质量黑洞的质量增长难题。它是天文学中最难的“推理题”之一：现有线索极少，黑洞何时开始增长、初始状态如何，一概不知，质量增长的方式也没研究透，反推基本无解。学者们只能假设初始条件和增长的方式，在计算机中尝试“制造”超大质量黑洞。

吸积盘要想保持稳定，就不能“吃”得太快。否则，辐射压施加的作用力会超过引力，将物质推出去，吸积活动便会终止。阳光打在身上，我们根本感觉不到它施加了作用力，但在该过程中辐射竟能阻止物质落入黑洞的深渊。可想而知，此时的光度，也就是单位时间内辐射出的总能量，将是多么惊人！它以发现者的姓氏命名，称作“爱丁顿光度”（Eddington luminosity）；而此时吸积盘“吃”的速率称为“爱丁顿吸积率”（Eddington accretion rate），后文马上就会提到。

目前，大质量恒星在演化末期坍缩成恒星级黑洞，是最靠谱的黑洞形成过程，该过程形成的黑洞质量约在三到数十倍太阳质量之间。自然的，我们会将它与超大质量黑洞联系起来，但目前的研究表明超大质量黑洞的质量约在十万到数百亿倍太阳质量之间！这要求恒星级黑洞在宇宙极早期就形成，并且不眠不休地全力吸积。

那问题就来了，物质怎么会前赴后继地落入它们的圈套呢？更奇怪的是，天文学家发现了一些红移非常高的类星体，它们表明宇宙早期就存在超大质量黑洞！

狼吞虎咽的黑洞。它努力地吃吃吃，只为了在宇宙早期长成庞然大物，被几十亿年后的一些碳基生命看到。(ESO/M.Kornmesser)

为了“制造”出符合观测事实的超大质量黑洞，学者们绞尽脑汁，从两个方向尝试搞出新花样：一是增加初始质量，如假设宇宙极早期存在寿命很短、质量为几百倍太阳质量的恒星，或存在由分子云直接塌缩形成的、质量为几千到几万倍太阳质量的“种子黑洞”；二是引入新的质量增长方式，如短暂的、超爱丁顿吸积率的吸积，以及黑洞并合。这些方法都能帮助计算机“制造”出超大质量黑洞，但谁对谁错，还需日后观测见分晓。

再谈第二朵乌云：活动星系核的活动机制。

活动星系核是由星系中心剧烈活动的黑洞驱动的，它的其中一个子类就是上节介绍的类星体。传统理论认为活动星系核的光变来源于吸积盘的不稳定性，它的作用需要数十年乃至上千年才能显现；而观测上却发现包括3C 273在内的许多活动星系核，在长短波段都有持续的快速光变，这就与传统理论发生了冲突！为了解释这种光变，学者们尝试改进传统理论，但限于探测精度，这些改进目前还很难检验。

活动星系核阶段是黑洞最狂暴的阶段，它的吸积和辐射在这一阶段达到巅峰，黑洞质量也在这一阶段顺理成章地快速增长。但我们的星系，以及周围的大部分星系，中心都非常平静。如果每个黑洞都会经历活动星系核阶段，那么按照我们观测到的比例，这个阶段应该非常短暂。

黑洞是如何进入活动星系核阶段，又是怎么退出的？如果我们能抓到刚进入或刚退出活动星系核阶段的黑洞就好了。但这个阶段时标更短，处于这个阶段的黑洞数目更少，应该去哪里找呢？再者，如果黑洞的“狂暴吸积模式”持续时间很短，那它成长为庞然大物就更加不可思议！

一筹莫展之际，两位智者先后出现，为众人打开了一扇天窗。

黑洞潮汐瓦解事件

1975年，Jack Hills在《自然》上发表了一篇文章，讲述了一颗倒霉的恒星是如何给类星体提供能量的。故事的起因是它跟黑洞走得太近，自身的引力已经没法克服黑洞的潮汐力了。这个潮汐力其实跟月球每天拉动潮起潮落的力是同一种力，不同的是黑洞的潮汐力太强了，直接把它拉成了一根面条。这个过程有一个形象的英文称呼：spaghettification，“意大利面化”。

人靠近黑洞，同样会被“意大利面化”：远征出舱行太空，不慎落入深渊中。“人面”不知何处去，只剩一个黑窟窿。(Bruce Bell)

这颗，噢不，这条恒星的倒霉故事还没有完。被拉成面条后，它的角动量没有消耗完，黑洞没法把它“哧溜”一下吸进嘴里，于是它绕着黑洞转了一个大圈，形成一个椭圆盘，随后通过粘滞摩擦、碰撞等方式，慢慢变圆，逐渐被黑洞吸积。在此过程中，大量高能光子发射，一部分电离黑洞周围的气体，形成宽发射线；一部分加热更外围的尘埃，使它们发出强烈的红外热辐射；一部分安然无恙，顺利冲向远方。这个故事很好地解释了类星体的观测特征，相信大家都会认为很精妙，除了倒霉的恒星：它不但粉身碎骨，被黑洞吃掉，还被全宇宙看到了，可谓是生理性和社会性双重死亡了。

言归正传，这个“黑洞潮汐瓦解恒星来给类星体供能”的故事吸引了很多学者关注，因为恒星致密，相比气体的细水长流，它可以一次性提供大量物质。如果黑洞偶尔来一顿大餐，那它更有机会吃成大胖子。但很长一段时间，潮汐瓦解恒星都只能作为类星体、乃至活动星系核能量的补充来源。原因有两点：首先，黑洞要想瓦解一颗恒星，只能守株待兔，等一个“冒失鬼”误入它的潮汐半径，这个半径相对于星系核区是极小的。那么理所当然地，黑洞潮汐瓦解恒星的发生概率会很低，类星体的辐射也就难以持续。

其次，如果黑洞质量比较大，那么它的潮汐半径会比最内稳定圆轨道还靠里，这时恒星只可能直接钻进黑洞的怀抱，不会先粉身碎骨再被吃。虽然恒星死得体面点，但这个过程不会发出任何辐射，也就没法用于解释类星体的辐射特征了。尽管学者们尝试改进这个故事，使恒星能够给类星体持续供能，如假设中心有非常致密的恒星分布等，但这个故事始终有漏洞，中看不中用。直到13年后，它改头换面，卷土重来。

1988年，Martin Rees也在《自然》上发表了一篇文章，讲述的还是黑洞潮汐瓦解恒星的故事。不同的是，Rees跳出了给类星体供能的框框，他明确指出，黑洞潮汐瓦解恒星并不需要类星体，只要它的潮汐半径大于最内稳定圆轨道就可以做到！在文章中，他给出了潮汐瓦解事件最经典的图像：

恒星进入潮汐半径后被瓦解，大约一半的残骸被抛向外部空间，剩下的一半沿椭圆轨道绕着黑洞转。由于进动效应，不同轨道上的物质会互相碰撞，产生剧烈的辐射，其中紫外到X射线波段的辐射最强。辐射强度在几十天内达到峰值，随后几个月到几年缓缓下降。在此期间，约一年的时间内，辐射强度会超过爱丁顿光度！

潮汐瓦解事件最经典的图像。(Rees 1988)

Rees这个说法看似只是Hills故事的翻版，实则大不相同。Hills的故事是针对“活动星系核能量供给”这个问题的，它要求黑洞必须在驱动活动星系核；但Rees把适用范围拓展到了所有黑洞，也就是说，即使是不活跃的黑洞，它们也可以瓦解恒星来点亮自己周围的环境，从而被观测者发现。并且，潮汐瓦解事件在峰值附近的光度甚至可能超过活动星系核，这使它有能力暴露遥远星系中心的黑洞。

一言以蔽之，黑洞潮汐瓦解事件是一种独立于活动星系核的、高能的黑洞吸积活动，能够指示遥远星系中心宁静黑洞的存在！相较“以八千万岁为春，八千万岁为秋”的活动星系核，潮汐瓦解事件的总时长仅有几年，但却浓缩了黑洞从宁静态被激发、而后又回归平静的全过程，这为寿命仅有百年的我们打开了极为特殊的、研究黑洞吸积活动的窗口！

Rees的文章发表后，潮汐瓦解事件这块处女地上，拓荒者纷至沓来，理论完善者有之，计算模拟者有之，尝试探测者有之。不过直到1996年，第一例潮汐瓦解事件才在X射线波段被发现，这其中有三方面原因：一方面，潮汐瓦解事件的发生概率低。多个理论工作都指出，一个星系几千到几万年才能发生一次潮汐瓦解事件，且这个星系中心的黑洞质量不能太大，否则黑洞直接一口吞星，一点辐射都不会放出来。

发生概率如此低，就需要探测器看到更多的星系，扩大搜寻范围，或是增加探测深度均可。另一方面，潮汐瓦解事件的持续时长只有几年，最佳观测窗口甚至只有短短几个月。这要求探测器必须抓住黄金时段尽可能多看几眼，捕捉星系中心的光变。最后，还需要精准定位事件发生的位置，并匹配宿主星系，以证实该事件发生在星系中心。

既要看得多，又要看得勤，还要看得准，这超出了当时所有探测器的能力，因此直到8年之后，才由ROSAT探测器拔得头筹。此后15年，天文学家们按图索骥，在理论预言的峰值波段——紫外与X射线波段，零零散散地收集了10例潮汐瓦解事件。

进入21世纪第二个十年，光学波段的时域巡天（time-domain survey）轰轰烈烈地展开，致力于搜寻快速光变的天体。2011年，Sjoert van Velzen等人首次在光学波段找到两例潮汐瓦解事件。自此，光学波段的潮汐瓦解事件搜寻开始加速，多台光学巡天设备加入战斗，成为搜寻主力军。

当今最强的“猎手”——2018年投入使用的ZTF（Zwicky Transient Facility）每年可发现十余例潮汐瓦解事件，超过2010年以前发现数目的总和！不过目前，新老“猎手”捕获的潮汐瓦解事件合计只有一百例左右。尽管数目不多，但潮汐瓦解事件已经揭示了一些有趣的黑洞吸积活动，如吸积盘的形成、盘面上的高速外流、垂直方向上的喷流等。

潮汐瓦解事件的构想图像 (德国电子同步加速器，DESY)

除此之外，潮汐瓦解事件还给我们带来了惊喜：2018年与2020年，两例中等质量黑洞潮汐瓦解事件候选体被发现；而在2014年与2020年，两例并合双黑洞系统中的潮汐瓦解事件候选体被发现。中等质量黑洞是超大质量黑洞成长的必经之路，而黑洞并合很可能是大质量黑洞重要的形成方式，这两类黑洞目前很难被观测证实，但却是解开黑洞质量增长难题的关键。这表明，潮汐瓦解事件不但可以揭示黑洞的吸积活动，还能提供破解黑洞增长难题的线索！

目前的进展令我们振奋，但也引出了一些新问题，最显著的问题便是潮汐瓦解事件在不同波段的辐射存在较大差异：有的X射线强而光学弱，有的恰好相反，而有的则二者兼强；而红外也是强弱都有。对此，学者们莫衷一是，归结为观测视角不同、辐射区域不同等等，这反映出我们对潮汐瓦解事件的认识不够，本质上是观测事实积累不够充分。因此，我们需要找到更多潮汐瓦解事件，并尽可能多地收集它的信息！

怎样找到更多潮汐瓦解事件呢？除了交给时间外，我们还可以想办法让探测器看得更广、更深、更勤。对于一台探测器，我们可以制定巡天策略，在搜寻范围、搜寻深度和搜寻频率这三者之间寻求平衡，以达到最佳的搜寻效果。那么有没有可能同时提高这三者呢？答案很简单：“充钱买装备”！打造综合性能更好的探测设备，是实现突破的最佳方式，近期取得重大突破的詹姆斯·韦布空间望远镜（James Webb Space Telescope, JWST）就是明证！

青海冷湖，“墨子”巡天望远镜（大视场巡天望远镜）

目前在南半球智利的沙漠中，薇拉·鲁宾天文台（Vera Rubin Observatory, VRO）的8.2米望远镜正在调试中，它将在2023或2024年以最强时域巡天利器之姿投入战斗，多项工作预估它每年有能力发现数千例潮汐瓦解事件，百倍于当今最强的ZTF；而在北半球青海冷湖的赛什腾山顶，2.5米的“墨子”巡天望远镜（Wide-Field Survey Telescope, WFST）正紧锣密鼓地建设中，预计明年投入使用。笔者的工作预估它每年有能力发现数百例潮汐瓦解事件！虽然比VRO稍逊一筹，但还是可以力压ZTF，稳坐北半球头把交椅的。

英勇的恒星还能为我们带来哪些黑洞的情报呢？让我们拭目以待吧！

结语

“巨兽”谜题无尽，解谜其乐无穷。

探索星系中心“巨兽”——超大质量黑洞的故事，至此告一段落了。笔者用一首打油诗为前四节作结：

银心驯兽层尘蔽，众星绕转显踪迹。

狂兽驱动类星体，光变始终皆成谜。

活跃黑洞占比低，质量增长成难题。

孤星舍身赴潮汐，时域搜寻盼释疑。

限于知识储备，笔者只介绍了超大质量黑洞研究领域中的几个热门问题，下面简要地作一些补充介绍。

首先，超大质量黑洞与它所在的星系之间似乎存在共同生长的关系，如它的质量与星系核球的质量正相关。这种共同生长的关系仅用引力不足以解释，因为黑洞的质量与半径相比星系还是九牛一毛，它的引力影响范围只有核球内部的一小块区域。星系相比星系际气体密度更高，而星系中心的超大质量黑洞是宇宙中最致密的区域之一，它们的质量增长意味着物质的高度集中。这些现象可能与更大的结构，如暗物质晕等有密切联系。通俗地讲，就是有看不见的物质在吸引发光的物质聚集！

星系核球质量与中心黑洞质量大致成正比，暗示着共同生长的关系。(K. Cordes, S. Brown)

其次，除了潮汐瓦解事件外，星系中心还有一类特殊的短时标光变：部分活动星系核活动幅度急剧增强或者减弱，它们被称为“变脸”活动星系核。

再者，超大质量黑洞的质量测量方法很多，第一节介绍的恒星轨迹法要求超高的图像分辨率，目前仅对银心黑洞适用，而拍照法也仅对目视尺寸较大的少量几个黑洞适用，如银心黑洞、M87中心的巨无霸等；除此之外，还可以通过「蜗壳天文」公众号即将为大家介绍的“反响映射”法，或使用经验关系，如星系恒星总质量、核球质量、核球中恒星的速度弥散等参数与黑洞质量的关系来测量。需要注意的是，这些关系都不是严格的等量关系，使用时要做好误差分析。

反响映射（Reverberation Mapping）法通过观测活动星系核中宽发射线（Emission Lines）对连续谱辐射（Continuum Emission）的响应来测量宽线区云团（Broad Line Region Clouds）的绕转半径。结合绕转速度信息，即可估算中心黑洞质量。（图：Janie Hoormann）

最后，超大质量黑洞是物理理论最好的“试金石”！其外的吸积盘、光子环就足以淘汰掉许多理论；它的“三毛”，也就是三个基本物理量：电荷、角动量与质量，以及由此引申的各种观测量，又成为众多理论的试验场；而其内更是令人无限遐想的禁区，在奇点处所有定律都会失效，亦或是激发新理论的飞跃？相信在遥远的未来，黑洞将会是各大理论门派的最终角斗场！

黑洞的奥秘无穷无尽，天文学家、物理学家前赴后继地研究了数十年，所得的不过是将大的奥秘拆解为一个一个的小奥秘；而将来，我们还将把小奥秘拆解为一个一个更小的奥秘！真理似乎远在地平线上，可望而不可及，但我们并不落寞神伤，而是满怀希望。正如胡适所说：“怕什么真理无穷，进一寸有一寸的欢喜。”黑洞向我们抛出无穷的谜题，我们在追求结果的同时，也享受解谜的过程——与黑洞斗智斗勇，其乐无穷！

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来源: qq

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