塞弗特星系 NGC 1068。版權(quán)／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(jì)，英國的米切爾和法國的拉普拉斯曾根據(jù)牛頓力學(xué)預(yù)言，宇宙中也許存在一種質(zhì)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(fā)表廣義相對(duì)論后不久，德國科學(xué)家史瓦西就從愛因斯坦場(chǎng)方程得到了靜態(tài)的史瓦西解，按照其理論預(yù)言，我們無法從外面得知某一臨界半徑（視界）內(nèi)的任何信息，后來這一視界內(nèi)的特殊時(shí)空區(qū)域被稱為" 黑洞 "。那么現(xiàn)實(shí)宇宙中的黑洞，尤其是大質(zhì)量黑洞，存在于哪些天體之中呢？

1943 年， 美國天文學(xué)家賽弗特（K.Seyfert）注意到有些星系的中心區(qū)域特別明亮，他首次拍攝了這些星系核心的光譜，發(fā)現(xiàn)光譜中有很強(qiáng)且寬的發(fā)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(xué)家沃爾特（L.Woltjer）指出這些賽弗特星系產(chǎn)生寬發(fā)射線的核心區(qū)域，一定存在強(qiáng)引力場(chǎng)，此區(qū)域內(nèi)物質(zhì)的質(zhì)量估計(jì)約在一億倍太陽質(zhì)量以上。那么，這些產(chǎn)生強(qiáng)引力的物質(zhì)會(huì)是什么呢？

3C 273 光譜與實(shí)驗(yàn)室比較光譜的對(duì)比。來源／帕洛馬天文臺(tái)

同樣在 20 世紀(jì) 50 年代，第二次世界大戰(zhàn)中發(fā)展起來的雷達(dá)探測(cè)技術(shù)被用于天文學(xué)研究。英國劍橋大學(xué)的射電天文學(xué)家把所發(fā)現(xiàn)的幾百個(gè)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(xué)望遠(yuǎn)鏡尋找這些射電源的光學(xué)對(duì)應(yīng)體成為當(dāng)時(shí)非常重要的一項(xiàng)工作。

1960 年 , 美國天文學(xué)家桑德奇（A.Sandage）等在編號(hào)為 3C 48 的射電源位置上找到一個(gè)恒星狀的光學(xué)對(duì)應(yīng)體，周圍有很暗的星云狀物質(zhì)，光學(xué)光譜中呈現(xiàn)幾條發(fā)射線，但波長無法證認(rèn)。兩年后，編號(hào)為 3C 273 的射電源的光學(xué)對(duì)應(yīng)體也被發(fā)現(xiàn)，同樣呈恒星狀。1963 年，美國天文學(xué)家施密特（M.Schmidt）拍攝了 3C 273 的光學(xué)光譜，發(fā)現(xiàn)其與 3C 48 的光譜相似。光譜中這些陌生的寬發(fā)射線最后也終于被施密特證認(rèn)出來，最亮的發(fā)射線對(duì)應(yīng)的其實(shí)是波長整體紅移后的氫元素的發(fā)射線。紅移是由于宇宙膨脹，天體離我們不斷遠(yuǎn)去導(dǎo)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(shí)非常遙遠(yuǎn)。隨后，一些光學(xué)性質(zhì)相似的射電源相繼被發(fā)現(xiàn)，科學(xué)家把這些 " 類星射電源 " 和光學(xué)性質(zhì)與其相似但卻不發(fā)出射電輻射的 " 藍(lán)星體 " 統(tǒng)稱為" 類星體 "。這些類星體的光譜其實(shí)與賽弗特星系很類似，只是紅移很大，距離更遠(yuǎn)，輻射的能量更強(qiáng)。那么，類星體巨大的能量來源是什么呢？

1960 年，天文學(xué)家在編號(hào)為 3C 48 的射電源位置上找到恒星狀的光學(xué)對(duì)應(yīng)體。來源／Wiki

1964 年，蘇聯(lián)天體物理學(xué)家澤爾多維奇（Y.Zel′dovich）和美國康奈爾大學(xué)教授薩爾皮特（E.Salpeter）在類星體發(fā)現(xiàn)不到一年后就各自獨(dú)立提出超大質(zhì)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(shù)學(xué)物理學(xué)家彭羅斯（R.Penrose）在 1965 年重新考慮大質(zhì)量天體引力塌縮形成奇點(diǎn)的問題，他利用廣義相對(duì)論證明黑洞奇點(diǎn)的形成是不可避免的，對(duì)黑洞形成理論做出了重要貢獻(xiàn)（也因此獲得 2020 年諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)）。

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

類星體 3C 273。版權(quán)／HST

除了類星體和賽弗特星系等活動(dòng)星系核中心存在超大質(zhì)量黑洞外，正常星系的中心是否也真的存在超大質(zhì)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(zhì)可以吸積時(shí)，它們就會(huì)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(huì)存在質(zhì)量高達(dá)百萬到幾十億倍太陽質(zhì)量的超大質(zhì)量黑洞。1971 年，林登貝爾和瑞斯還論證了銀河系中心應(yīng)存在一個(gè)超大質(zhì)量黑洞，并提出利用甚長基線干涉（VLBI）技術(shù)應(yīng)能確定銀河系中心黑洞的大小。

/ 正常星系中心的大質(zhì)量黑洞

盡管在 20 世紀(jì) 60 年代科學(xué)家就提出正常星系中心存在大質(zhì)量黑洞，但觀測(cè)上證實(shí)這一點(diǎn)卻非常困難，因?yàn)樾枰呖臻g分辨率的觀測(cè)才能給出令人信服的證據(jù)。利用地面大型光學(xué)望遠(yuǎn)鏡，天文學(xué)家在 20 世紀(jì) 80 年代就開始對(duì)幾個(gè)非常近鄰的正常星系，如 M31 和 M32 的中心區(qū)域開展了光譜觀測(cè)，試圖利用吸收線光譜示蹤的氣體運(yùn)動(dòng)來得到中心黑洞存在的證據(jù)，但鑒于空間分辨率有限，結(jié)果有很大不確定性。直到 1990 年哈勃空間望遠(yuǎn)鏡發(fā)射后，這一情況才得以顯著改善。哈勃望遠(yuǎn)鏡具有高達(dá) 0.1 角秒的空間分辨率，它在 1995 年之后對(duì)近鄰星系中心天體的觀測(cè)極大地改善了原來地面望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)結(jié)果，而且還對(duì)很多更遙遠(yuǎn)星系的中心區(qū)域進(jìn)行了觀測(cè)，精確測(cè)量了這些星系中心大質(zhì)量黑洞的質(zhì)量。

如果以黑洞影響半徑和點(diǎn)擴(kuò)散函數(shù)半徑（空間分辨率）之比代表對(duì)星系中心黑洞的觀測(cè)分辨能力，在對(duì)近鄰星系中心大質(zhì)量黑洞的觀測(cè)上，哈勃空間望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)分辨能力往往比地面望遠(yuǎn)鏡高上 10 倍。如對(duì)近鄰星系 M32，雖然地面望遠(yuǎn)鏡對(duì)其中心黑洞質(zhì)量的觀測(cè)結(jié)果（2 到 9 百萬倍太陽質(zhì)量）與哈勃望遠(yuǎn)鏡結(jié)果（2.5 到 4 百萬倍太陽質(zhì)量）近似相同，但在觀測(cè)分辨能力上，哈勃望遠(yuǎn)鏡比地面望遠(yuǎn)鏡最初的觀測(cè)提高了 30 倍。對(duì)近鄰星系 M31，哈勃望遠(yuǎn)鏡不僅在觀測(cè)分辨能力上比地面望遠(yuǎn)鏡提高了 11 倍，分辨出了地面望遠(yuǎn)鏡以前沒有發(fā)現(xiàn)的中心的不對(duì)稱雙核結(jié)構(gòu)，而且還精確定位其中心黑洞位于雙核之間，黑洞質(zhì)量為 1.4 億倍太陽質(zhì)量。這一質(zhì)量比以前地面望遠(yuǎn)鏡的結(jié)果高 2-4 倍，顯示了哈勃望遠(yuǎn)鏡精確測(cè)量星系中心黑洞質(zhì)量的強(qiáng)大能力。

測(cè)量近鄰星系中心黑洞質(zhì)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(dòng)力學(xué)方法。前兩者被大量應(yīng)用于哈勃望遠(yuǎn)鏡及地面光學(xué)紅外望遠(yuǎn)鏡對(duì)幾十個(gè)近鄰星系中心黑洞的觀測(cè)中。近 20 年來，自適應(yīng)光學(xué)（AO）技術(shù)普遍應(yīng)用于地面大型望遠(yuǎn)鏡的紅外觀測(cè)中，通過有效消除地球大氣的影響，可獲得高達(dá) 0.01 角秒的空間分辨率。德國天文學(xué)家根澤爾（R.Genzel）和美國天文學(xué)家蓋茲（A.Gehz）基于這一技術(shù)，分別利用位于智利的甚大望遠(yuǎn)鏡和夏威夷的凱克望遠(yuǎn)鏡對(duì)銀河系中心黑洞周圍幾十顆恒星的運(yùn)動(dòng)進(jìn)行了長期監(jiān)測(cè)，確定銀河系中心黑洞質(zhì)量為 400 萬倍太陽質(zhì)量（因此與彭羅斯一起獲得了 2020 年諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)）。

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

/ 塞弗特星系和類星體中心的大質(zhì)量黑洞

馬卡良星系 Mrk1018，中心擁有一個(gè)超大質(zhì)量黑洞。版權(quán)／ESO

雖然以上提及的測(cè)量近鄰星系中心黑洞質(zhì)量的動(dòng)力學(xué)方法也已用于幾個(gè)近鄰的活動(dòng)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(dòng)星系的中心太亮，恒星和氣體動(dòng)力學(xué)方法不能適用。而活動(dòng)星系中發(fā)光最強(qiáng)的類星體則更為遙遠(yuǎn)，必須使用其它方法得到其中心黑洞的質(zhì)量。

在很多塞弗特星系和類星體的光譜中存在強(qiáng)而寬的發(fā)射線，發(fā)射線的寬度可反映寬發(fā)射線區(qū)氣體的運(yùn)動(dòng)速度，而通過一種名為 " 反響映射 " 的技術(shù)，可以從長期光譜監(jiān)測(cè)得到的寬發(fā)射線和連續(xù)譜強(qiáng)度的光變曲線中得到兩者的時(shí)間延遲，由此可以得到寬發(fā)射線區(qū)離中心黑洞的距離，這樣就可以仿照測(cè)量近鄰星系中心黑洞質(zhì)量的動(dòng)力學(xué)辦法，通過寬發(fā)射線區(qū)的半徑和速度得到塞弗特星系和類星體這些活動(dòng)星系核的中心黑洞質(zhì)量。在過去 30 多年，已通過光譜反響映射觀測(cè)得到了一百多個(gè)塞弗特星系和類星體的黑洞質(zhì)量。結(jié)果顯示，塞弗特星系的黑洞質(zhì)量一般為百萬到上億倍太陽質(zhì)量，而類星體的黑洞質(zhì)量一般為千萬到幾十億倍太陽質(zhì)量。

光譜反響映射因?yàn)樾枰加幂^多的望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)時(shí)間才能獲得較長時(shí)間的光變數(shù)據(jù)，所以應(yīng)用范圍還很有限。不過，通過對(duì)一百多個(gè)塞弗特星系和類星體的光譜反響映射得到的結(jié)果，天文學(xué)家們總結(jié)出了發(fā)射線區(qū)半徑和連續(xù)譜光度之間的經(jīng)驗(yàn)關(guān)系（即 R～L 關(guān)系）。這樣，利用對(duì)活動(dòng)星系核的單次光譜觀測(cè)獲得連續(xù)譜光度和寬發(fā)射線寬度，再應(yīng)用這一經(jīng)驗(yàn)關(guān)系就可獲得發(fā)射線區(qū)半徑，就可以估算出活動(dòng)星系核的中心黑洞質(zhì)量。這一方法已廣泛應(yīng)用于如美國斯隆數(shù)字巡天（SDSS）和我國郭守敬望遠(yuǎn)鏡（LAMOST）光譜巡天中的類星體巡天項(xiàng)目，利用對(duì) Hβ、MgII 和 CIV 寬發(fā)射線的測(cè)量獲得了幾十萬個(gè)類星體的中心黑洞質(zhì)量。對(duì)其它類型的活動(dòng)星系核，如射電星系和耀變體等，也可利用一些經(jīng)驗(yàn)關(guān)系或光變性質(zhì)得到它們的中心黑洞質(zhì)量，其質(zhì)量范圍與類星體相似。

目前，天文學(xué)家已發(fā)現(xiàn) 300 多個(gè)紅移 6 以上的宇宙早期高紅移類星體，上述 R～L 經(jīng)驗(yàn)關(guān)系也用于通過光譜觀測(cè)估計(jì)這些最遙遠(yuǎn)類星體中心的黑洞質(zhì)量。2015 年，北京大學(xué)領(lǐng)導(dǎo)的團(tuán)隊(duì)發(fā)現(xiàn)了紅移為 6.32 的宇宙早期發(fā)光最亮的類星體 J0100+2802，中心黑洞質(zhì)量高達(dá) 120 億倍太陽質(zhì)量，是宇宙早期質(zhì)量最大的黑洞。2021 年，美國亞利桑那大學(xué)領(lǐng)導(dǎo)的團(tuán)隊(duì)發(fā)現(xiàn)了紅移為 7.64 的類星體 J0313-1806，中心黑洞質(zhì)量為 16 億倍太陽質(zhì)量，是目前已知最古老的黑洞。這些發(fā)現(xiàn)對(duì)現(xiàn)有星系和黑洞的形成理論提出了挑戰(zhàn)，如何在宇宙早期幾億年的極短時(shí)間里就形成質(zhì)量如此之大的黑洞，需要科學(xué)家給出新的理論解釋。

此外，在一些大星系周圍發(fā)現(xiàn)存在大量的質(zhì)量和亮度都很低的矮星系。天文學(xué)家們發(fā)現(xiàn)其中一小部分矮星系具有活動(dòng)星系核的特征，即存在較寬的發(fā)射線。利用上面提及的經(jīng)驗(yàn)關(guān)系可估算出這些矮星系中心的黑洞質(zhì)量在十萬到百萬倍太陽質(zhì)量的范圍內(nèi)。在一些特殊的矮星系中，如 NGC 4395，甚至發(fā)現(xiàn)中心黑洞的質(zhì)量只有約一萬倍太陽質(zhì)量。這些發(fā)現(xiàn)將星系中心黑洞的質(zhì)量范圍進(jìn)一步擴(kuò)大，從最小的一萬倍太陽質(zhì)量到最大的上百億倍太陽質(zhì)量。這一橫跨 6 個(gè)量級(jí)的黑洞質(zhì)量范圍對(duì)黑洞在不同星系中的形成理論也提出了很大挑戰(zhàn)。

/ 大質(zhì)量黑洞與其寄主星系的共同演化

2021 年，天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)了紅移為 7.64 的類星體 J0313-1806，中心黑洞質(zhì)量為 16 億倍太陽質(zhì)量，是目前已知最古老的黑洞。版權(quán)／NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva

過去 20 多年的觀測(cè)研究表明，不管是活動(dòng)星系還是正常星系，其中心很可能都存在大質(zhì)量黑洞。而且對(duì)觀測(cè)結(jié)果的統(tǒng)計(jì)分析還得到一個(gè)非常重要的統(tǒng)計(jì)結(jié)果，即星系中心黑洞的質(zhì)量與寄主星系的性質(zhì)緊密相關(guān)，即二者之間存在共同演化。

具體來說，黑洞質(zhì)量與寄主星系核球的質(zhì)量和核球恒星速度彌散存在強(qiáng)烈的相關(guān)關(guān)系（即 MBH-Mbulge 關(guān)系和 MBH-σ＊關(guān)系）。這兩個(gè)相關(guān)關(guān)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(jīng)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(guān)關(guān)系。而且，一些可以估計(jì)出中心黑洞質(zhì)量大小但沒有核球的矮星系似乎也滿足這些關(guān)聯(lián)（如用矮星系質(zhì)量代替核球質(zhì)量），使得這種關(guān)聯(lián)跨越了黑洞質(zhì)量的 6 個(gè)數(shù)量級(jí)范圍。這些密切關(guān)聯(lián)也提供給天文學(xué)家另一種通過測(cè)量寄主星系性質(zhì)估算星系中心黑洞質(zhì)量的獨(dú)立方法，并已得到廣泛的應(yīng)用。

究竟是什么物理原因?qū)е滦窍抵行某叨群苄〉拇筚|(zhì)量黑洞與其尺度很大的寄主星系存在如此密切的相關(guān)性呢？目前一般認(rèn)為是活動(dòng)星系核的反饋過程導(dǎo)致了黑洞和星系之間的相關(guān)關(guān)系。星系中心的黑洞在其迅速吸積周圍物質(zhì)的活躍時(shí)期表現(xiàn)為活動(dòng)星系核，其釋放的能量和動(dòng)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(gè)自我調(diào)節(jié)的過程，這一過程導(dǎo)致了黑洞與其寄主星系存在緊密關(guān)聯(lián)和共同演化。

活動(dòng)星系核的反饋目前也已成為現(xiàn)代星系形成和演化模型中的一個(gè)關(guān)鍵因素，但其具體物理過程以及大質(zhì)量黑洞與寄主星系共同演化的細(xì)節(jié)還遠(yuǎn)不清楚。大質(zhì)量黑洞與寄主星系的關(guān)聯(lián)是否還存在宇宙學(xué)演化？回答這一問題涉及到大質(zhì)量黑洞與星系在宇宙早期中的形成和演化歷史，這些關(guān)鍵科學(xué)問題還期待科學(xué)家們今后更多的細(xì)致研究。