塞弗特星系 NGC 1068。版權／HST

/ 黑洞、賽弗特星系和類星體

黑洞是宇宙中最神秘的天體之一。早在 18 世紀，英國的米切爾和法國的拉普拉斯曾根據牛頓力學預言，宇宙中也許存在一種質量與半徑之比太大，以至于其逃逸速度超過光速而無法被看見的" 暗星 "。1915 年，在愛因斯坦發表廣義相對論后不久，德國科學家史瓦西就從愛因斯坦場方程得到了靜態的史瓦西解，按照其理論預言，我們無法從外面得知某一臨界半徑（視界）內的任何信息，后來這一視界內的特殊時空區域被稱為" 黑洞 "。那么現實宇宙中的黑洞，尤其是大質量黑洞，存在于哪些天體之中呢？

1943 年， 美國天文學家賽弗特（K.Seyfert）注意到有些星系的中心區域特別明亮，他首次拍攝了這些星系核心的光譜，發現光譜中有很強且寬的發射線，完全不同于恒星光譜，這類星系后來被稱為賽弗特星系。1959 年，美國天文學家沃爾特（L.Woltjer）指出這些賽弗特星系產生寬發射線的核心區域，一定存在強引力場，此區域內物質的質量估計約在一億倍太陽質量以上。那么，這些產生強引力的物質會是什么呢？

3C 273 光譜與實驗室比較光譜的對比。來源／帕洛馬天文臺

同樣在 20 世紀 50 年代，第二次世界大戰中發展起來的雷達探測技術被用于天文學研究。英國劍橋大學的射電天文學家把所發現的幾百個宇宙射電源匯編成表，其中《劍橋射電源第三星表》（即 3C 表）最為完整。這些射電源到底是什么？利用光學望遠鏡尋找這些射電源的光學對應體成為當時非常重要的一項工作。

1960 年 , 美國天文學家桑德奇（A.Sandage）等在編號為 3C 48 的射電源位置上找到一個恒星狀的光學對應體，周圍有很暗的星云狀物質，光學光譜中呈現幾條發射線，但波長無法證認。兩年后，編號為 3C 273 的射電源的光學對應體也被發現，同樣呈恒星狀。1963 年，美國天文學家施密特（M.Schmidt）拍攝了 3C 273 的光學光譜，發現其與 3C 48 的光譜相似。光譜中這些陌生的寬發射線最后也終于被施密特證認出來，最亮的發射線對應的其實是波長整體紅移后的氫元素的發射線。紅移是由于宇宙膨脹，天體離我們不斷遠去導致的，施密特估算出 3C 273 的紅移為 0.158，說明它距離我們其實非常遙遠。隨后，一些光學性質相似的射電源相繼被發現，科學家把這些 " 類星射電源 " 和光學性質與其相似但卻不發出射電輻射的 " 藍星體 " 統稱為" 類星體 "。這些類星體的光譜其實與賽弗特星系很類似，只是紅移很大，距離更遠，輻射的能量更強。那么，類星體巨大的能量來源是什么呢？

1960 年，天文學家在編號為 3C 48 的射電源位置上找到恒星狀的光學對應體。來源／Wiki

1964 年，蘇聯天體物理學家澤爾多維奇（Y.Zel′dovich）和美國康奈爾大學教授薩爾皮特（E.Salpeter）在類星體發現不到一年后就各自獨立提出超大質量黑洞可能存在于星系的中心，這些黑洞吸積周圍氣體而釋放出大量能量，形成類星體，這一大膽的解釋奠定了類星體物理的基本框架。也正是類星體能源問題的討論，促使英國數學物理學家彭羅斯（R.Penrose）在 1965 年重新考慮大質量天體引力塌縮形成奇點的問題，他利用廣義相對論證明黑洞奇點的形成是不可避免的，對黑洞形成理論做出了重要貢獻（也因此獲得 2020 年諾貝爾物理學獎）。

1969 年，劍橋大學科學家林登貝爾（D.Lynden-Bell）提出粘性吸積盤的概念并計算了黑洞吸積的輻射光度和能譜，進一步確認類星體巨大能源的來源是被超大質量黑洞所吸積的物質釋放出來的引力能。隨著 1973 年蘇聯科學家夏庫拉（N.I.Shakura）和桑雅耶夫（R.A.Sunyaev）以及 1974 年美國科學家佩吉（D.N.Page）和索恩（K.S.Thorne）建立了標準吸積盤模型，最終超大質量黑洞吸積模型成為了類星體和賽弗特星系等活動星系核能源機制的標準模型。1984 年，后來成為英國皇家學會主席的著名天體物理學家瑞斯（M.J.Rees）在《天文學與天體物理年評》上對以上活動星系核的黑洞模型進行了系統總結。

類星體 3C 273。版權／HST

除了類星體和賽弗特星系等活動星系核中心存在超大質量黑洞外，正常星系的中心是否也真的存在超大質量黑洞呢？1969 年，林登貝爾指出一旦類星體中心的黑洞周圍沒有物質可以吸積時，它們就會變成死亡的類星體，成為不活躍的正常星系。因此，許多正常星系中心也都會存在質量高達百萬到幾十億倍太陽質量的超大質量黑洞。1971 年，林登貝爾和瑞斯還論證了銀河系中心應存在一個超大質量黑洞，并提出利用甚長基線干涉（VLBI）技術應能確定銀河系中心黑洞的大小。

/ 正常星系中心的大質量黑洞

盡管在 20 世紀 60 年代科學家就提出正常星系中心存在大質量黑洞，但觀測上證實這一點卻非常困難，因為需要超高空間分辨率的觀測才能給出令人信服的證據。利用地面大型光學望遠鏡，天文學家在 20 世紀 80 年代就開始對幾個非常近鄰的正常星系，如 M31 和 M32 的中心區域開展了光譜觀測，試圖利用吸收線光譜示蹤的氣體運動來得到中心黑洞存在的證據，但鑒于空間分辨率有限，結果有很大不確定性。直到 1990 年哈勃空間望遠鏡發射后，這一情況才得以顯著改善。哈勃望遠鏡具有高達 0.1 角秒的空間分辨率，它在 1995 年之后對近鄰星系中心天體的觀測極大地改善了原來地面望遠鏡的觀測結果，而且還對很多更遙遠星系的中心區域進行了觀測，精確測量了這些星系中心大質量黑洞的質量。

如果以黑洞影響半徑和點擴散函數半徑（空間分辨率）之比代表對星系中心黑洞的觀測分辨能力，在對近鄰星系中心大質量黑洞的觀測上，哈勃空間望遠鏡的觀測分辨能力往往比地面望遠鏡高上 10 倍。如對近鄰星系 M32，雖然地面望遠鏡對其中心黑洞質量的觀測結果（2 到 9 百萬倍太陽質量）與哈勃望遠鏡結果（2.5 到 4 百萬倍太陽質量）近似相同，但在觀測分辨能力上，哈勃望遠鏡比地面望遠鏡最初的觀測提高了 30 倍。對近鄰星系 M31，哈勃望遠鏡不僅在觀測分辨能力上比地面望遠鏡提高了 11 倍，分辨出了地面望遠鏡以前沒有發現的中心的不對稱雙核結構，而且還精確定位其中心黑洞位于雙核之間，黑洞質量為 1.4 億倍太陽質量。這一質量比以前地面望遠鏡的結果高 2-4 倍，顯示了哈勃望遠鏡精確測量星系中心黑洞質量的強大能力。

測量近鄰星系中心黑洞質量的方法一般有三種，即利用黑洞周圍恒星、電離氣體以及微波脈澤的動力學方法。前兩者被大量應用于哈勃望遠鏡及地面光學紅外望遠鏡對幾十個近鄰星系中心黑洞的觀測中。近 20 年來，自適應光學（AO）技術普遍應用于地面大型望遠鏡的紅外觀測中，通過有效消除地球大氣的影響，可獲得高達 0.01 角秒的空間分辨率。德國天文學家根澤爾（R.Genzel）和美國天文學家蓋茲（A.Gehz）基于這一技術，分別利用位于智利的甚大望遠鏡和夏威夷的凱克望遠鏡對銀河系中心黑洞周圍幾十顆恒星的運動進行了長期監測，確定銀河系中心黑洞質量為 400 萬倍太陽質量（因此與彭羅斯一起獲得了 2020 年諾貝爾物理學獎）。

自 1995 年來，利用射電干涉的微波脈澤動力學方法通過探測圍繞黑洞運動的分子氣體盤的開普勒運動，結合干涉技術所具有的毫角秒超高空間分辨率，可以非常準確地測量出一些近鄰星系中心的黑洞質量。例如對 NGC 4258，測量結果為 3.8 千萬倍太陽質量。最近幾年，這一技術也擴展到通過利用毫米波 / 亞毫米波陣列望遠鏡 ALMA 探測 CO 分子氣體的運動來測量一些近鄰星系的中心黑洞質量。如 2021 年波伊則勒（B.Boizelle）等美國科學家通過對 NGC 135 和 NGC 4261 進行的 ALMA 觀測，得到它們的中心黑洞質量分別為 20.8 億和 16.7 億倍太陽質量。

/ 塞弗特星系和類星體中心的大質量黑洞

馬卡良星系 Mrk1018，中心擁有一個超大質量黑洞。版權／ESO

雖然以上提及的測量近鄰星系中心黑洞質量的動力學方法也已用于幾個近鄰的活動星系，如射電星系 M87 和塞弗特星系 NGC 1068、NGC4258 等，但由于絕大部分活動星系的中心太亮，恒星和氣體動力學方法不能適用。而活動星系中發光最強的類星體則更為遙遠，必須使用其它方法得到其中心黑洞的質量。

在很多塞弗特星系和類星體的光譜中存在強而寬的發射線，發射線的寬度可反映寬發射線區氣體的運動速度，而通過一種名為 " 反響映射 " 的技術，可以從長期光譜監測得到的寬發射線和連續譜強度的光變曲線中得到兩者的時間延遲，由此可以得到寬發射線區離中心黑洞的距離，這樣就可以仿照測量近鄰星系中心黑洞質量的動力學辦法，通過寬發射線區的半徑和速度得到塞弗特星系和類星體這些活動星系核的中心黑洞質量。在過去 30 多年，已通過光譜反響映射觀測得到了一百多個塞弗特星系和類星體的黑洞質量。結果顯示，塞弗特星系的黑洞質量一般為百萬到上億倍太陽質量，而類星體的黑洞質量一般為千萬到幾十億倍太陽質量。

光譜反響映射因為需要占用較多的望遠鏡觀測時間才能獲得較長時間的光變數據，所以應用范圍還很有限。不過，通過對一百多個塞弗特星系和類星體的光譜反響映射得到的結果，天文學家們總結出了發射線區半徑和連續譜光度之間的經驗關系（即 R～L 關系）。這樣，利用對活動星系核的單次光譜觀測獲得連續譜光度和寬發射線寬度，再應用這一經驗關系就可獲得發射線區半徑，就可以估算出活動星系核的中心黑洞質量。這一方法已廣泛應用于如美國斯隆數字巡天（SDSS）和我國郭守敬望遠鏡（LAMOST）光譜巡天中的類星體巡天項目，利用對 Hβ、MgII 和 CIV 寬發射線的測量獲得了幾十萬個類星體的中心黑洞質量。對其它類型的活動星系核，如射電星系和耀變體等，也可利用一些經驗關系或光變性質得到它們的中心黑洞質量，其質量范圍與類星體相似。

目前，天文學家已發現 300 多個紅移 6 以上的宇宙早期高紅移類星體，上述 R～L 經驗關系也用于通過光譜觀測估計這些最遙遠類星體中心的黑洞質量。2015 年，北京大學領導的團隊發現了紅移為 6.32 的宇宙早期發光最亮的類星體 J0100+2802，中心黑洞質量高達 120 億倍太陽質量，是宇宙早期質量最大的黑洞。2021 年，美國亞利桑那大學領導的團隊發現了紅移為 7.64 的類星體 J0313-1806，中心黑洞質量為 16 億倍太陽質量，是目前已知最古老的黑洞。這些發現對現有星系和黑洞的形成理論提出了挑戰，如何在宇宙早期幾億年的極短時間里就形成質量如此之大的黑洞，需要科學家給出新的理論解釋。

此外，在一些大星系周圍發現存在大量的質量和亮度都很低的矮星系。天文學家們發現其中一小部分矮星系具有活動星系核的特征，即存在較寬的發射線。利用上面提及的經驗關系可估算出這些矮星系中心的黑洞質量在十萬到百萬倍太陽質量的范圍內。在一些特殊的矮星系中，如 NGC 4395，甚至發現中心黑洞的質量只有約一萬倍太陽質量。這些發現將星系中心黑洞的質量范圍進一步擴大，從最小的一萬倍太陽質量到最大的上百億倍太陽質量。這一橫跨 6 個量級的黑洞質量范圍對黑洞在不同星系中的形成理論也提出了很大挑戰。

/ 大質量黑洞與其寄主星系的共同演化

2021 年，天文學家發現了紅移為 7.64 的類星體 J0313-1806，中心黑洞質量為 16 億倍太陽質量，是目前已知最古老的黑洞。版權／NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva

過去 20 多年的觀測研究表明，不管是活動星系還是正常星系，其中心很可能都存在大質量黑洞。而且對觀測結果的統計分析還得到一個非常重要的統計結果，即星系中心黑洞的質量與寄主星系的性質緊密相關，即二者之間存在共同演化。

具體來說，黑洞質量與寄主星系核球的質量和核球恒星速度彌散存在強烈的相關關系（即 MBH-Mbulge 關系和 MBH-σ＊關系）。這兩個相關關系總體而言具有較小的彌散，但在寄主星系為橢圓星系和含有 " 經典 " 核球（通過有耗散過程的富氣體并合形成）的旋渦星系中比寄主星系為含有 " 偽 " 核球（通過星系的長期演化形成）的旋渦星系具有更緊密的相關關系。而且，一些可以估計出中心黑洞質量大小但沒有核球的矮星系似乎也滿足這些關聯（如用矮星系質量代替核球質量），使得這種關聯跨越了黑洞質量的 6 個數量級范圍。這些密切關聯也提供給天文學家另一種通過測量寄主星系性質估算星系中心黑洞質量的獨立方法，并已得到廣泛的應用。

究竟是什么物理原因導致星系中心尺度很小的大質量黑洞與其尺度很大的寄主星系存在如此密切的相關性呢？目前一般認為是活動星系核的反饋過程導致了黑洞和星系之間的相關關系。星系中心的黑洞在其迅速吸積周圍物質的活躍時期表現為活動星系核，其釋放的能量和動量可以將氣體吹離星系，使得黑洞吸積和寄主星系中的恒星形成也基本停止。因此，黑洞吸積和星系演化是一個自我調節的過程，這一過程導致了黑洞與其寄主星系存在緊密關聯和共同演化。

活動星系核的反饋目前也已成為現代星系形成和演化模型中的一個關鍵因素，但其具體物理過程以及大質量黑洞與寄主星系共同演化的細節還遠不清楚。大質量黑洞與寄主星系的關聯是否還存在宇宙學演化？回答這一問題涉及到大質量黑洞與星系在宇宙早期中的形成和演化歷史，這些關鍵科學問題還期待科學家們今后更多的細致研究。