超大质量黑洞

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May 19, 2022

超大质量黑洞(SMBH 或有时是 SBH)是最大类型的黑洞,其质量约为太阳质量 (M☉) 的数百万至数十亿倍。黑洞是一类经历了引力坍缩的天体,留下了任何东西都无法逃脱的球状空间区域,甚至光也无法逃脱。观测证据表明,几乎每个大星系在星系中心都有一个超大质量黑洞。银河系的银河系中心有一个超大质量黑洞,与人马座 A* 的位置相对应。星际气体吸积到超大质量黑洞上是为活动星系核和类星体提供动力的过程。

描述

超大质量黑洞的经典定义是质量超过 10 万至 100 万 M☉ 的黑洞。一些天文学家已经开始将至少 100 亿 M☉ 的黑洞标记为超大质量黑洞。其中大多数(例如 TON 618)与异常活跃的类星体有关。更大的黑洞被称为质量超过 1000 亿 M☉ 的超大黑洞 (SLAB)。尽管他们指出目前没有证据表明巨大的黑洞是真实存在的,但他们指出,几乎这种大小的超大质量黑洞确实存在。一些研究表明,作为发光吸积体的黑洞可以达到的最大质量约为 500 亿 M☉。超大质量黑洞的物理特性使其与较低质量的类别明显区分开来。第一的,对于超大质量黑洞,事件视界附近的潮汐力要弱得多。在黑洞事件视界处,对一个物体施加的潮汐力与黑洞质量的平方成反比:一个人在一个 1000 万 M☉ 黑洞的事件视界处所经历的头部和脚部之间的潮汐力大致相同地球表面的一个人。与恒星质量的黑洞不同,在进入黑洞非常深处之前,人们不会经历显着的潮汐力。此外,注意到 SMBH 在其事件视界内的平均密度(定义为黑洞的质量除以其史瓦西半径内的空间体积)可能小于水的密度,这有点违反直觉。这是因为史瓦西半径与其质量成正比。由于球形物体(如非旋转黑洞的视界)的体积与半径的立方成正比,因此黑洞的密度与质量的平方成反比,因此更高质量黑洞的平均密度较低。 约 10 亿 M☉ 的(非旋转)超大质量黑洞事件视界的史瓦西半径相当于天王星轨道的半长轴,即 19 天文单位。约 10 亿 M☉(非旋转)超大质量黑洞事件视界的史瓦西半径相当于天王星轨道的半长轴,即 19 天文单位。约 10 亿 M☉(非旋转)超大质量黑洞事件视界的史瓦西半径相当于天王星轨道的半长轴,即 19 天文单位。

研究历史

关于如何发现超大质量黑洞的故事始于 1963 年 Maarten Schmidt 对射电源 3C 273 的调查。最初这被认为是一颗恒星,但其光谱证明令人费解。它被确定为红移的氢发射线,表明该物体正在远离地球。哈勃定律表明该物体位于数十亿光年之外,因此必须发射相当于数百个星系的能量。被称为准恒星物体或类星体的光源的光变化率表明发射区域的直径为 1 秒差距或更小。 1964 年已经确定了四个这样的来源。 1963 年,Fred Hoyle 和 WAFowler 提出了燃烧氢的超大质量恒星 (SMS) 的存在,以解释类星体的紧凑尺寸和高能量输出。它们的质量约为 105 – 109 M☉。然而,理查德·费曼指出,超过某个临界质量的恒星是动态不稳定的,会坍缩成黑洞,至少在它们不旋转的情况下是这样。福勒随后提出这些超大质量恒星会经历一系列坍缩和爆炸振荡,从而解释能量输出模式。 Appenzeller 和 Fricke (1972) 建立了这种行为的模型,但发现由此产生的恒星仍然会发生坍缩,得出的结论是,一个非旋转的 0.75×106 M☉ SMS“无法通过通过 CNO 燃烧氢来避免坍缩成黑洞循环”。埃德温 E。Salpeter 和 Yakov Zeldovich 于 1964 年提出,落入一个巨大致密物体上的物质可以解释类星体的特性。它需要大约 108 M☉ 的质量来匹配这些物体的输出。唐纳德林登贝尔在 1969 年指出,下落的气体会形成一个扁平的圆盘,盘旋进入中央的“史瓦西喉咙”。他指出,附近星系核的输出相对较低,这意味着它们是古老的、不活跃的类星体。与此同时,在 1967 年,Martin Ryle 和 Malcolm Longair 提出,几乎所有的星系外无线电发射源都可以用一个模型来解释,其中粒子以相对论速度从星系中喷射出来;这意味着它们以接近光速的速度移动。马丁·莱尔,马尔科姆·朗艾尔,1973 年,Peter Scheuer 提出致密中心核可能是这些相对论性喷流的原始能量来源。Arthur M. Wolfe 和 Geoffrey Burbidge 在 1970 年指出,椭圆星系核区恒星的大速度色散只能可以用原子核处的大质量浓度来解释;比普通恒星所能解释的还要大。他们表明,这种行为可以用一个高达 1010 M☉ 的大质量黑洞或大量质量低于 103 M☉ 的小黑洞来解释。 1978 年,在活动椭圆星系梅西耶 87 的核心发现了一个巨大暗物体的动力学证据,最初估计为 5×109 M☉。随后在其他星系中发现了类似的行为,包括 1984 年的仙女座星系和 1988 年的草帽星系。Donald Lynden-Bell 和 Martin Rees 在 1971 年假设银河系的中心将包含一个巨大的黑洞。人马座 A* 于 1974 年 2 月 13 日至 15 日由天文学家布鲁斯·巴利克 (Bruce Balick) 和罗伯特·布朗 (Robert Brown) 使用国家射电天文台的格林银行干涉仪发现并命名。他们发现了一个发射同步加速器辐射的无线电源;它被发现由于其引力而致密且不可移动。因此,这是银河系中心存在超大质量黑洞的第一个迹象。 1990 年发射的哈勃太空望远镜提供了对星系核进行更精细观测所需的分辨率。 1994 年,哈勃上的微弱天体光谱仪被用来观测梅西耶 87,发现电离气体以±500公里/秒的速度绕着原子核的中心部分运行。数据表明(2.4±0.7)×109 M☉的集中质量位于0.25英寸的跨度内,提供了超大质量黑洞的有力证据。使用超长基线阵列观察梅西耶 106,三好等人。 (1995) 能够证明该星系中 H2O 脉泽的发射来自原子核中的气态圆盘,该圆盘围绕 3.6×107 M☉ 的集中质量运行,其半径限制为 0.13 秒差距。他们开创性的研究指出,如果不发生碰撞,那么半径如此小的太阳质量黑洞群将无法生存很长时间,因此超大质量黑洞成为唯一可行的候选者。伴随着这一首次确认超大质量黑洞的观察,发现了来自星系 MCG-6-30-15 的高度加宽的电离铁 Kα 发射线(6.4 keV)。加宽是由于光从黑洞的 3 到 10 Schwarzschild 半径逸出时发生了引力红移。 2019 年 4 月 10 日,事件视界望远镜合作发布了第一张水平尺度黑洞图像,位于银河系梅西耶 87黑洞,是自大爆炸以来宇宙中已知最大爆炸的结果。 2020 年 3 月,天文学家建议额外的子环应该形成光子环,提出了一种在第一张黑洞图像中更好地检测这些特征的方法。

编队

超大质量黑洞的起源仍然是一个开放的研究领域。天体物理学家一致认为,黑洞可以通过物质吸积和与其他黑洞合并而生长。对于超大质量黑洞的前身或“种子”的形成机制和初始质量,有几种假设。一种假设是,这些种子是由大质量恒星爆炸留下并通过物质吸积而增长的数十或数百个太阳质量的黑洞。另一个模型假设,在第一批恒星出现之前,大型气体云可能会坍缩成“准星”,然后又会坍缩成一个大约 20 M☉ 的黑洞。这些恒星也可能是由暗物质晕在重力作用下吸入大量气体形成的,然后将产生具有数万个太阳质量的超大质量恒星。由于核心中正负电子对的产生,“准恒星”对径向扰动变得不稳定,并且可以直接坍缩成黑洞而不会发生超新星爆炸(这会抛出其大部分质量,阻止黑洞快速增长)。另一种情况预测,大的高红移无金属气体云,当受到足够强的莱曼-维尔纳光子通量的照射时,可以避免冷却和破碎,从而由于自引力而坍缩为单个物体。坍缩物体的核心达到了极大的物质密度值,大约为 107 g/cm3,并引发了普遍的相对论不稳定性。因此,物体直接坍缩成黑洞,没有从恒星或准恒星的中间阶段通过。这些物体的典型质量约为 100,000 M☉,被称为直接坍缩黑洞。另一个模型涉及一个密集的星团正在经历核心坍缩,因为系统的负热容将核心中的速度分散驱动到相对论速度。最后,原始黑洞可能是在大爆炸后的最初时刻直接由外部压力产生的。这些原始黑洞将比上述任何模型都有更多的时间吸积,从而使它们有足够的时间达到超大质量。由第一批恒星死亡引起的黑洞的形成已被广泛研究并被观测证实。上面列出的其他黑洞形成模型是理论上的。独立于黑洞种子的特定形成通道,如果附近有足够的质量,它可能会吸积成为中等质量的黑洞,如果吸积率持续下去,可能会成为 SMBH。超大质量黑洞的形成需要相对较小的体积角动量小的高密度物质。通常,吸积过程涉及向外传输大量的初始角动量,这似乎是黑洞增长的限制因素。这是吸积盘理论的主要组成部分。气体吸积是黑洞生长最有效也是最显着的方式。超大质量黑洞的大部分质量增长被认为是通过快速气体吸积事件发生的,这些事件可以作为活动星系核或类星体观察到。观测表明,当宇宙更年轻时,类星体出现的频率要高得多,这表明超大质量黑洞的形成和生长较早。超大质量黑洞形成理论的一个主要限制因素是对遥远的发光类星体的观测,这表明在宇宙不到 10 亿年的时间里,数十亿太阳质量的超大质量黑洞已经形成。这表明超大质量黑洞在宇宙中很早就出现了,在第一个大质量星系内部。在观测到的黑洞质量分布中存在一个空位。由垂死恒星产生的黑洞质量为 5-80 M☉。最小的超大质量黑洞大约是十万个太阳质量。这些范围之间的质量尺度被称为中等质量黑洞。这种差距表明了不同的形成过程。然而,一些模型表明超亮 X 射线源 (ULX) 可能是来自这个缺失群体的黑洞。超大质量黑洞可以生长的大小是有上限的。所谓的超大质量黑洞 (UMBH) 至少是大多数超大质量黑洞的 10 倍,达到或超过 100 亿个太阳质量,理论上的上限似乎约为 500 亿个太阳质量,任何高于此的质量将增长减慢到爬行(减慢往往从大约 100 亿个太阳质量开始)并导致黑洞周围不稳定的吸积盘合并成围绕它运行的恒星。 遥远的超大质量黑洞,例如 J0313-1806 和 ULAS J1342 +0928,在大爆炸之后这么快就很难解释了。一些假设它们可能来自暗物质与自我相互作用的直接坍缩。少数消息来源认为,它们可能是我们的宇宙是大反弹而非大爆炸的结果的证据,这些超大质量黑洞是在大反弹之前形成的。

活动和星系演化

许多星系中心的超大质量黑洞的引力被认为为塞弗特星系和类星体等活跃物体提供动力,中心黑洞的质量与宿主星系的质量之间的关系取决于星系类型。星系核 (AGN) 现在被认为是一个星系核心,它拥有一个巨大的黑洞,该黑洞吸积物质并显示出足够强的光度。例如,银河系的核区就没有足够的光度来满足这个条件。 AGN 的统一模型是这样一种概念,即可以仅使用少量物理参数来解释 AGN 分类法的大范围观察属性。对于初始模型,这些值包括吸积盘的角度's 圆环到视线和光源的光度。 AGN 可以分为两大类:辐射模式 AGN,其中大部分输出以电磁辐射形式通过光学厚的吸积盘,以及喷射模式,其中相对论射流垂直于吸积盘出现。 经验相关性超大质量黑洞的大小与星系凸起的恒星速度色散 σ {\displaystyle \sigma } 之间的关系称为 M-sigma 关系。超大质量黑洞的大小与星系凸起的恒星速度色散 σ {\displaystyle \sigma } 之间的经验相关性称为 M-sigma 关系。超大质量黑洞的大小与星系凸起的恒星速度色散 σ {\displaystyle \sigma } 之间的经验相关性称为 M-sigma 关系。

证据

多普勒测量

多普勒效应提供了黑洞存在的一些最佳证据,其中来自附近轨道物质的光在后退时红移,前进时蓝移。对于非常接近黑洞的物质,其轨道速度必须与光速相当,因此与前进的物质相比,后退的物质会显得非常微弱,这意味着具有内在对称圆盘和环的系统将获得高度不对称的视觉外观。这种效果在现代计算机生成的图像中已经被允许,例如这里展示的例子,它基于我们银河系中心人马座 A* 超大质量黑洞的合理模型。然而,目前可用的望远镜技术所提供的分辨率仍然不足以直接证实这种预测。已经在许多系统中直接观察到的是,物质的非相对论速度较低,它们在远离被假定为黑洞的地方运行。对附近星系核周围的水脉泽的直接多普勒测量显示开普勒运动非常快,只有在中心有高浓度物质的情况下才有可能。目前,唯一可以在如此小的空间中容纳足够物质的已知物体是黑洞,或者说会在天体物理学上很短的时间尺度内演化成黑洞的物体。对于更远的活动星系,宽谱线的宽度可用于探测在事件视界附近运行的气体。混响映射技术使用这些线的可变性来测量为活动星系提供动力的黑洞的质量和自旋。对附近星系核周围的水脉泽的直接多普勒测量显示开普勒运动非常快,只有在中心有高浓度物质的情况下才有可能。目前,唯一可以在如此小的空间中容纳足够物质的已知物体是黑洞,或者说会在天体物理学上很短的时间尺度内演化成黑洞的物体。对于更远的活动星系,宽谱线的宽度可用于探测在事件视界附近运行的气体。混响映射技术使用这些线的可变性来测量为活动星系提供动力的黑洞的质量和自旋。对附近星系核周围的水脉泽的直接多普勒测量显示开普勒运动非常快,只有在中心有高浓度物质的情况下才有可能。目前,唯一可以在如此小的空间中容纳足够物质的已知物体是黑洞,或者说会在天体物理学上很短的时间尺度内演化成黑洞的物体。对于更远的活动星系,宽谱线的宽度可用于探测在事件视界附近运行的气体。混响映射技术使用这些线的可变性来测量为活动星系提供动力的黑洞的质量和自旋。在这么小的空间里,唯一可以容纳足够物质的已知物体是黑洞,或者说会在天体物理学上很短的时间尺度内演化成黑洞的东西。对于更远的活动星系,宽谱线的宽度可用于探测在事件视界附近运行的气体。混响映射技术使用这些线的可变性来测量为活动星系提供动力的黑洞的质量和自旋。在这么小的空间里,唯一可以容纳足够物质的已知物体是黑洞,或者说会在天体物理学上很短的时间尺度内演化成黑洞的东西。对于更远的活动星系,宽谱线的宽度可用于探测在事件视界附近运行的气体。混响映射技术使用这些线的可变性来测量为活动星系提供动力的黑洞的质量和自旋。混响映射技术使用这些线的可变性来测量为活动星系提供动力的黑洞的质量和自旋。混响映射技术使用这些线的可变性来测量为活动星系提供动力的黑洞的质量和自旋。

在银河系

天文学家确信银河系中心有一个超大质量黑洞,距离太阳系 26,000 光年,位于人马座 A* 区域,因为: 恒星 S2 沿着椭圆轨道运行,周期为 15.2 年,距离太阳系 26,000 光年。距中心天体中心 17 光小时(1.8×1013 m 或 120 AU)的周边(最近距离)。根据恒星S2的运动,该天体的质量可估计为410万M☉,约8.2×1036公斤。中心物体的半径必须小于 17 光时,否则 S2 会与其发生碰撞。对恒星 S14 的观测表明,其半径不超过 6.25 光小时,大约是天王星轨道的直径。在这个空间体积中,除了黑洞之外,没有任何已知的天体可以包含 410 万 M☉。人马座 A* 附近明亮耀斑活动的红外观测显示,等离子体的轨道运动周期为 45±15 分钟,间隔为候选 SMBH 引力半径的 6 到 10 倍。这种发射与强磁场中吸积盘上极化“热点”的圆形轨道一致。辐射物质正以 30% 的光速运行在最里面的稳定圆形轨道之外。 2015 年 1 月 5 日,美国宇航局报告观察到比平常亮 400 倍的 X 射线耀斑,这是一个破纪录的来自人马座 A* .据天文学家称,这一不寻常的事件可能是由落入黑洞的小行星分裂或流入人马座 A* 的气体中的磁场线纠缠引起的。在强磁场中的吸积盘上。辐射物质正以 30% 的光速运行在最里面的稳定圆形轨道之外。 2015 年 1 月 5 日,美国宇航局报告观察到比平常亮 400 倍的 X 射线耀斑,这是一个破纪录的来自人马座 A* .据天文学家称,这一不寻常的事件可能是由落入黑洞的小行星分裂或流入人马座 A* 的气体中的磁场线纠缠引起的。在强磁场中的吸积盘上。辐射物质正以 30% 的光速运行在最里面的稳定圆形轨道之外。 2015 年 1 月 5 日,美国宇航局报告观察到比平常亮 400 倍的 X 射线耀斑,这是一个破纪录的来自人马座 A* .据天文学家称,这一不寻常的事件可能是由落入黑洞的小行星分裂或流入人马座 A* 的气体中的磁场线纠缠引起的。据天文学家称,这一不寻常的事件可能是由落入黑洞的小行星分裂或流入人马座 A* 的气体中的磁场线纠缠引起的。据天文学家称,这一不寻常的事件可能是由落入黑洞的小行星分裂或流入人马座 A* 的气体中的磁场线纠缠引起的。

银河系外

超大质量黑洞的明确动力学证据仅存在于少数星系中;这些包括银河系、本星系群 M31 和 M32,以及本星系群之外的一些星系,例如 NGC 4395。在这些星系中,恒星或气体的均方(或均方根)速度与 1/r 成比例上升靠近中心,表示中心点质量。在迄今为止观察到的所有其他星系中,均方根速度是平坦的,甚至向中心下降,因此无法确定存在超大质量黑洞。尽管如此,人们普遍认为几乎每个星系的中心都包含一个超大质量黑洞。这种假设的原因是 M-sigma 关系,即 10 个左右星系中黑洞质量与安全检测之间的紧密(低散射)关系,以及恒星在这些星系的凸起中的速度色散。这种相关性虽然仅基于少数星系,但向许多天文学家表明,黑洞的形成与星系本身之间存在很强的联系。附近的仙女座星系距离我们 250 万光年,包含一个 (1.1–2.3)×108 (110–230 百万) M☉ 中央黑洞,明显大于银河系。银河系附近最大的超大质量黑洞似乎是梅西耶 87(即 M87*)的黑洞,质量为(6.4±0.5)×109(约 64 亿)M☉,距离 5350 万光-年。超巨椭圆星系 NGC 4889 距离我们 3.36 亿光年远,位于后发座中,它包含一个测量为 2.1×1010(210 亿)M☉ 的黑洞。类星体中黑洞的质量可以通过间接方法进行估计,这些方法具有很大的不确定性。类星体 TON 618 是一个具有极大黑洞的物体的例子,估计为 6.6×1010(660 亿)M☉。它的红移是 2.219。估计黑洞质量较大的类星体的其他例子是超亮类星体 APM 08279+5255,估计质量为 2.3×1010(230 亿)M☉,以及类星体 S5 0014+81,质量为 4.0×1010( 400 亿)M☉,或银河系中心黑洞质量的 10,000 倍。一些星系,例如星系 4C +37.11,其中心似乎有两个超大质量黑洞,形成了一个双星系统。如果它们相撞,该事件将产生强烈的引力波。二元超大质量黑洞被认为是星系合并的常见结果。OJ 287 中的双星对,距离我们 35 亿光年,包含一对中质量最大的黑洞,质量估计为 180 亿 M☉。 2011年,在矮星系Henize 2-10中发现了一个超大质量黑洞,它没有凸起。这一发现对黑洞形成的确切影响尚不清楚,但可能表明黑洞在膨胀之前形成。2011 年 3 月 28 日,人们看到一个超大质量黑洞将一颗中等大小的恒星撕裂。这是对那天突然发生的 X 射线辐射和后续宽带观测的唯一可能解释。该源以前是一个不活动的星系核,根据对爆发的研究,估计星系核是一个质量约为一百万个太阳质量的 SMBH。这种罕见的事件被认为是来自一颗被 SMBH 潮汐扰乱的恒星的相对论流出(物质以光速的很大一部分在射流中发射)。预计太阳质量的很大一部分材料会吸积到 SMBH 上。如果射流的排放以预期的质量吸积速度衰减到 SMBH,则后续的长期观察将允许这一假设得到证实。 2012 年,天文学家报告称,位于英仙座 2.2 亿光年外的紧凑透镜状星系 NGC 1277 中的黑洞质量异常大,约为 170 亿 M☉。假定的黑洞的质量大约是这个透镜状星系的 59%(星系总恒星质量的 14%)。另一项研究得出了一个截然不同的结论:这个黑洞并不是特别大,估计在 2 到 50 亿 M☉ 之间,其中 50 亿 M☉ 是最有可能的值。 2013 年 2 月 28 日,天文学家报告了使用 NuSTAR 卫星首次准确测量 NGC 1365 中超大质量黑洞的自旋,报告称事件视界以几乎光速旋转。 2014年9月,来自不同X射线望远镜的数据显示,极小、致密、超紧凑的矮星系M60-UCD1在其中心拥有一个2000万太阳质量的黑洞,占星系总质量的10%以上。星系。这一发现非常令人惊讶,因为黑洞的质量是银河系的五倍”尽管银河系的质量不到银河系的千分之五,但它仍然是黑洞。一些星系的中心没有任何超大质量黑洞。尽管大多数没有超大质量黑洞的星系都是非常小的矮星系,但一项发现仍然很神秘:尚未发现超巨椭圆形 cD 星系 A2261-BCG 包含活跃的超大质量黑洞,尽管该星系是已知最大的星系之一;大小是银河系的十倍,质量是银河系的一千倍。由于超大质量黑洞只有在吸积过程中才能被看到,因此除了对恒星轨道的影响之外,超大质量黑洞几乎是不可见的。 2017 年 12 月,天文学家报告发现了目前已知的最遥远的类星体 ULAS J1342+0928,其中包含最遥远的超大质量黑洞,据报道,红移为 z 7.54,超过了先前已知的最遥远类星体 ULAS J1120+0641 的红移 7。 2020 年 2 月,天文学家报告了蛇夫座超星系团爆发的发现,这是自大爆炸以来宇宙中发现的能量最高的事件。它发生在 NeVe 1 星系的蛇夫座星团中,由其中央超大质量黑洞吸积了近 2.7 亿个太阳质量的物质造成。这次喷发持续了大约 1 亿年,释放的能量是已知最强大伽马射线爆发的 570 万倍。喷发释放出冲击波和高能粒子射流,冲击星团内介质,形成一个约 150 万光年宽的空腔 - 是银河系直径的十倍。 2021 年 2 月,天文学家发布了:欧洲低频阵列 (LOFAR) 探测到的基于超低无线电波长的 25,000 个活动超大质量黑洞的高分辨率图像,覆盖了北天半球的 4%,这是第一次。

霍金辐射

由于事件视界附近的量子效应,霍金辐射是预计由黑洞释放的黑体辐射。这种辐射减少了黑洞的质量和能量,导致它们缩小并最终消失。如果黑洞通过霍金辐射蒸发,一个质量为 1011(1000 亿)M☉ 的超大质量黑洞将在 2×10100 年左右蒸发。在星系超星系团坍塌期间,宇宙中的一些怪物黑洞预计将继续增长到大约 1014 M☉。即使是这些也会在长达 10106 年的时间尺度内蒸发。

也可以看看

参考

进一步阅读

富尔维奥·梅利亚 (2003)。无限的边缘。宇宙中的超大质量黑洞。剑桥大学出版社。ISBN 978-0-521-81405-8。劳拉·费拉雷斯和大卫·梅里特 (2002)。“超大质量黑洞”。物理世界。15 (1): 41–46。arXiv:astro-ph/0206222。书目:2002astro.ph..6222F。doi:10.1088/2058-7058/15/6/43。S2CID 5266031。梅里特,大卫 (2013)。星系核的动力学和演化。普林斯顿大学出版社。ISBN 978-0-691-12101-7。朱利安·克罗利克 (1999)。活动星系核。普林斯顿大学出版社。ISBN 978-0-691-01151-6。

外部链接

Black Holes: Gravity's Relentless Pull 屡获殊荣的交互式多媒体网站,来自太空望远镜科学研究所关于黑洞的物理学和天文学围绕银河黑洞运行的恒星剪辑 围绕大质量银河系中心的恒星在 17 光时内接近 ESO,2002 年 10 月 21 日 加州大学洛杉矶分校银河中心组华盛顿邮报关于超大质量黑洞视频的文章、动画和新结果 (2 :46) – 模拟围绕银河系中央大质量黑洞运行的恒星视频 (2:13) – 模拟揭示了超大质量黑洞(美国宇航局,2018 年 10 月 2 日)