探寻黑洞的故事
黑洞，顾名思义就是让人看不见摸不着的一个黑暗窟窿，黑洞内的引力非常强大，还有非常强大的磁场，就像是一块高能量的吸铁石，把外面的所有靠近黑洞的一切物质都吸引过来，连光都逃逸不出的。使人想象它的引力如此巨大，且以光速的力量把一切东西都吞噬进来，黑洞内聚集的物质密度无法想象，在黑洞内一切物质被压缩到极点，如原子、中子、电子等都紧密的聚在一起，如同无数的基本粒子大团聚，所有的能量使引力达到无限大，速度达到无限快，内在的物质组成现在还无法想象。
事件视界望远镜（EHT）是一个国际合作的大型望远镜阵列的项目，该阵列由全球射电望远镜网络组成，并结合了地球周围几个超长基线干涉测量（VLBI）台站的数据。目的是观察银河系中心超大质量黑洞射手座A *星的直接环境，以及超巨星椭圆星系梅西耶87（M87）中心更大的黑洞，角度分辨率可与黑色相媲美的事件视界。
2019年4月10日科学家们在事件视界望远镜（EventHorizon Telescope）合作国际天文小组的发布会上，首次发布在人类历史上首次拍摄的第一张超大质量黑洞的照片，使爱因斯坦提出的相对论的黑洞预言理论得到了有力的证据。
2019年4月10日，首次发布的黑洞照片，位于室女座的椭圆星系M 87核心内部的超大质量黑洞。事件视界望远镜测量其的直径约为400亿公里，它的质量估计为7.22×109太阳质量，是太阳质量的67亿倍。是在室女座的北部边界附近，靠近后发座，东次将（太微左垣四）（室女座ε）恒星西部，坐标：12小时30分49.2秒，赤纬+12°23′28″。这是事件视界望远镜（EventHorizon Telescope）（EHT）直接成像的第一个黑洞（2019年4月10日发布的图像）。
黑洞的第一个图象像。上图：M87 *的事件视界望远镜图像，来自于2019年4月11日的观察结果，作为2019年活动中收集的图像的代表性示例。下图：在不同日期拍摄的相似图像，显示了基本图像结构的稳定性和不同日期之间的等效性。北向上，东向左。
黑洞M87 *和人马座A *的第一张照片
在这张钱德拉X射线望远镜和射电无线电（VLA）合成图像中，来自室女座群的热物质（X射线中的蓝色）落向M87的核心（黑洞）并冷却，在那里它被相对论射流（橙色的无线电）所满足，在星系的星际介质中产生了冲击波。
M87的无线电波长图像显示来自核心（黑洞）的强无线电发射
巨大的椭圆星系梅西耶87周围的巨大光环出现在这个非常深的图像上。 这个光环右上角的光线过剩，以及行星状星云在星系中的运动，是最近与M 87相撞的中型星系的最后迹象。
今天我就把黑洞的概况向大家介绍一下：
黑洞在理论上分为超大质量黑洞，中等黑洞和小黑洞，但是都大同小异，目的就是把靠近黑洞的一切物质都吞噬进来，连光也不放过，所以人们无法观察。但是黑洞在吞噬物质的时候，由于吞噬量极大，在吞噬物质后的旋转速度也极大，致使一部分被吞噬的物质沿着吸积盘的边缘而逃逸出来，就形成一个看上去像一口深不见底的一个井圈的样子，使人深不可测。但是这个“井圈”在理论上应该能发现，于是科学家们使用X射线来判断，从而也使科学家们寻找到黑洞的原因。由于宇宙太大，无法想象，黑洞在空间只是一个比芝麻还要小的一个点，要从宇宙里找到这个点是极其困难的，从而也使科学家们寻找的对象。
研究黑洞，寻找黑洞，就是要从超大质量黑洞着手，因为超大质量黑洞在宇宙里的点相比较来讲还是稍微大一点的。
研究黑洞，寻找黑洞，就是要从超大质量黑洞着手，什么是超大质量黑洞，什么是黑洞概念，现在就一起看一下我的叙述。
超大质量黑洞，是最大类型的黑洞，其质量大约为数十万至数十亿个太阳的质量。这是一类经历了引力坍缩的天文物体，留下了一个球状的空间区域，没有任何东西可以逃脱，甚至没有光线。观测证据表明，所有或几乎所有的大质量星系都包含一个超大质量黑洞，位于星系的中心。如在我们的银河系，超大质量黑洞对应于人马座A *星，在银河核心的位置。星际气体在超大质量黑洞上的吸收是为类星体和其他类型的活动星系核提供动力的过程。
超大质量黑洞具有区别于低质量分类的特性。首先，黑洞的平均密度，定义为黑洞的质量除以其史瓦西半径内的体积，可能小于某些水的密度。这是因为史瓦西半径与其质量成正比。由于球形物体的体积（例如非旋转黑洞的事件视界）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，因而更高质量黑洞的平均密度较低。此外，对于超大质量黑洞，事件视界附近的潮汐力明显较弱。事件视界上的天体上的潮汐力同样与质量的平方成反比：地球表面上的人和1000万太阳质量黑洞的事件视界中的人有大约相同的头与脚之间的潮汐力。与恒星质量黑洞不同，人们在深入黑洞之前不会遇到明显的潮汐力。
即超大质量黑洞的事件视界附近的潮汐力明显较小，一名前往黑洞中心的假想宇航员在深入黑洞之前不会遇到明显的潮汐力，甚至不会比现在地球上大，这样人体进入黑洞将安全通过，但当人落入这样的黑洞，将看到视界慢慢变大并占满整个视野，但是他也被外界看不到，你就进入永恒了。但对于你自己，你将快速向奇点陷落，随着加速下落，离奇点的距离越来越近，引力梯度将渐渐变大，时空弯曲越来越严重，最终你还是躲不过被拉长的命运，同较小的黑洞的潮汐力将把人拉长或压扁一样。
史瓦西半径（广义相对论的引力半径）公式：γ2＝2GM÷C2
其中G是引力常数，M是物体质量，c是光速。
黑洞喷气形成的例证，在由黑洞和恒星组成的二元系统中，后者看到它的气体被撕裂并被吸入黑洞。在接近时，气体产生吸积盘，吸收盘本身提供构成射流的材料。
广义相对论表明存在两个黑洞相互连接的黑洞，这种配置通常称为虫洞或爱因斯坦 - 罗森桥。
18世纪，英国自然哲学家和牧师约翰·米歇尔（John Michell）和法国学者及拉普拉斯侯爵皮埃尔·西蒙（Pierre-Simon）首次考虑了引力场太强而无法逃离的物体。1915年，阿尔伯特·爱因斯坦发表他的广义相对论，证明引力确实会影响光的运动。1916年，德国物理学家和天文学家卡尔·史瓦西·希尔德（Karl Schwarzs child）发现了第一个能够描述黑洞特征的广义相对论的引力半径方案。
在1939年，美国理论物理学家和物理学教授朱利叶·罗伯特·奥本海默（Julius RobertOppenheimer）和其他人预测，重星的引力坍缩被认为是造成恒星质量黑洞的原因。早期宇宙中的恒星形成可能导致非常大质量的恒星，在它们崩溃时会产生高达103 太阳质量的黑洞。这些黑洞可能是大多数星系中心发现的超大质量黑洞的种子。进一步表明，在年轻宇宙中，气体云的直接坍塌可能形成质量约为105太阳质量的超大质量黑洞。如果中子星超过托尔曼 - 奥本海默 - 沃尔科夫极限，将进一步崩溃，从而坍缩到黑洞的星星。
2017年8月17日美国激光干涉引力波天文台（LIGO）和意大利比萨市附近的马切拉塔的圣斯特凡诺村（Santo Stefano）室女座激光干涉仪探测器观测到星系NGC 4993星系一个GW170817的引力波（GW）信号，坐标：13小时9分48.08秒，赤纬-23°22′53.3″。是由两颗中子星在最后几分钟相互靠近并最终合并而产生的，是世界上第一个观测到的引力波。引力波信号，称为GW170817，持续时间约为100秒，显示了两颗中子星的吸气强度和频率特征。引力波信号表明它是由两颗中子星的碰撞而产生的，总质量为2.82（+ 0.47-0.090）倍太阳质量。中子星GW170817合并的观测数据认为，不久之后将会产生一个黑洞。
NGC 4993，也编号为NGC 4994，是一个透镜状椭圆星系，位于长蛇座，坐标：13小时9分47.7秒，赤纬-23°23′2.0″。距离地球大约1.4亿光年，于1789年3月26日由英国天文学家约翰·赫歇尔（William Herschel）发现。以2915公里/秒的衰退速度远离地球，最大直径51000光年，最小直径4.3万光年。NGC 4993内的暗物质晕，估计质量为193.9×1010太阳质量。估计有250个球状星团。核心有一个超大质量黑洞，估计质量约为8亿到1亿太阳质量（8×107太阳质量）。
NGC 4993星系
NGC 4993星系位置，平一（长蛇座γ）恒星西面，平增一（长蛇座ψ）恒星东南侧。
NGC 4993星系内两颗中子星在这个星系盘中碰撞并合并，产生了引力波。
NGC 4993星系内两颗中子星在这个星系盘中碰撞并合并，产生了引力波。
艺术概念：两颗中子星合并
NGC 4993的哈勃图片，插图显示GRB 170817A超过6天。图片来源：NASA和ESA
激光干涉引力波天文台（LIGO）汉福德（Hanford）探测器，位于华盛顿州东部汉福德附近。
激光干涉引力波天文台汉福德探测器
激光干涉引力波天文台（LIGO）利文斯顿（Livingston）探测器，位于路易斯安那州利文斯顿附近，与汉福德探测器相距3000公里（1800英里）。
室女座激光干涉仪探测器，3公里长的西臂和北臂（在右边）及其他建筑物包括办公室。
激光干涉仪探测器将观察来自多个来源的引力波，一个是恒星质量的黑洞，对大质量黑洞进行吸气。
黑洞正在吞噬一颗中子星，首先将中子星拉成新月，吞下它，然后在随后的几分钟和几小时内吞噬破碎的星的碎屑。
“黑洞” 一词早先用“黑暗之星”或“引力坍缩物”这个术语。在1963年由生命和科学新闻杂志以及科学记者安·尤因（Ann Ewing）在1964年1月18日的“太空中的黑洞”一文中使用，报道了美国俄亥俄州克利夫兰市举行的美国科学促进会的会议。1960年代美国物理学家罗伯特·迪克（Robert H. Dicke）以臭名昭着的监狱“加尔各答黑洞”命名，1967年12月，美国理论物理学家约翰·阿奇博尔德·惠勒（John Archibald Wheeler）的演讲中提出了“黑洞”这一短语，他最著名的是将“黑洞”这个术语与20世纪早期已经预测过的引力崩溃的物体联系起来，用于创造“量子泡沫”，“中子慢化剂”，“虫洞”和“它来自钻头”等术语，以及用于假设“单电子宇宙”。成为第一个正式使用“黑洞”名称的科学家。
1970年，英国理论物理学家斯蒂芬•威廉•霍金（Stephen William Hawking）推测了所谓的黑洞动力学第二定律，即黑洞的事件视界永远不会变小。在美国物理学家詹姆士•麦克斯韦•巴丁（James M. Bardeen）和澳大利亚理论物理学家布兰登•卡特（卡特Brandon Carter）的帮助下，他提出了黑洞热力学的四个定律。
艺术家对两个黑洞合并的描述，这是一个黑洞热力学定律的过程。
关于黑洞，天文学家在寻找时，以搜素大质量黑洞相对于小质量黑洞来的方便。在天空背景下，黑洞的点只有0.1到1平方毫米的范围。天文学家将黑洞分为大小不同的范围，一些天文学家已经开始将至少100个亿太阳质量的黑洞标记为超大质量黑洞。其中大多数（如TON 618）与特别有活力的类星体有关。
如：TON 618是一个非常遥远且非常明亮的类星体，是一种高光度，宽吸收线，无线电强大的类星体，位于北银河极点附近的猎犬座，在后发座边界处，朗位一（后发座γ）恒星北面，坐标：12小时28分24.9秒，赤纬+31°28′38″，红移2.219，距离地球104亿光年。包含一个已知最大的黑洞，其重量可能是太阳质量的660亿倍。1957年的一项关于远离银河系的微弱蓝色恒星（主要是白矮星）的调查中首次被注意到，墨西哥普埃布拉州圣安德烈斯乔卢拉的托南兹因特拉（Tonantzintla）天文台的0.7米施密特望远镜拍摄照片上，它看起来“绝对是紫色的”。
类星体中的黑洞大量可以通过间接方法估计，类星体TON 618是具有极大黑洞的天体，质量估计为6.6×1010（660亿）个太阳质量，它的红移是2.219。其他具有较大估计黑洞质量的类星体的例子是高光类星体APM 08279 + 5255，估计质量为2.3×1010（230亿）个太阳质量。类星体S5 0014 + 81，质量为4.0×1010（400亿）个太阳质量，是银河系中心黑洞质量的10,000倍。
TON 618应该是一个非常热的气体吸积盘，绕着星系中心的一个巨大的黑洞旋转。从地球上看不到周围的星系，因为类星体本身的光芒使周边的星系黯然失色。它的绝对亮度为-30.7，亮度为4×1040瓦，或亮度为140,000亿个太阳。因此，这个类星体比星系本身更亮，它是宇宙中最辉煌的天体。与其他类星体一样，TON 618的光谱包含冷气体排放线，远远超过吸积盘。TON 618频谱中的发射线异常大，表明后者的气体传播速度非常快；β氢线显示它以7,000公里/秒的速度移动，这表明中心黑洞必须施加非常大的引力。引力定律揭示了TON 618中黑洞的质量为660亿个太阳质量，这个质量的黑洞的史瓦西半径为1300 天文单位（约1900亿公里）。
墨西哥普托南兹因特拉国家天体物理学观察站
墨西哥普托南兹因特拉天文台的0.7米施密特望远镜
1970年，在意大利博洛尼亚射电天文学研究所进行的无线电频谱调查发现了TON 618的无线电波发射，表明天体确实是一个类星体。然后在德克萨斯州西部杰夫戴维斯县麦克唐纳天文台获得了TON 618的光谱，显示了类星体的典型发射线。
德克萨斯州西部杰夫戴维斯县麦克唐纳天文台
德克萨斯州西部杰夫戴维斯县麦克唐纳天文台的哈伦·史密斯望远镜
艺术家对类星体SDSS J1106 + 1939的巨大流出量的印象图，SDSS J1106 + 1939类星体，具有高质量和高能量输出的特点。人们发现，类星体的能量输出相当于总银河系的100倍。这个类星体是一个超大质量黑洞，每年以400个太阳质量的速度吸入物质，并以8,000 公里/秒的速度喷射。流出产生的光度，使得类星体比太阳更亮2万亿倍，是有史以来最明亮的类星体之一。位于狮子座，西上相（右垣五）（狮子座δ）恒星西南，西上相增一（狮子座60）恒星南面，坐标：11小时6分44.9秒，赤纬+19°39′30″。距离地球为110亿光年。
亚利桑那州卡茨基尔山脉格雷厄姆山（Mount Graham）的亚毫米波长射电望远镜，由亚利桑那大学管理。
亚利桑那州图森市的西南的基特峰国家天文台
墨西哥大型毫米望远镜，位于海拔4850米内华达火山的顶部。
墨西哥塞丹城（Serdán）和内华达山
墨西哥切伦科夫（Cherenkov）天文台切伦科夫实验室，是一个伽马射线和宇宙射线天文台，位于普埃布拉州海拔4100米内华达山（墨西哥第五高峰）的侧翼，墨西哥海拔5,610米（墨西哥最高峰）的奥里萨巴峰山下，靠近韦拉克鲁斯州。
奥里萨巴峰山下的切伦科夫实验室
关于如何发现超大质量黑洞的故事始于荷兰天文学家马腾·施密特（Maarten Schmidt），在1963年对无线电源3C 273的调查，最初这被认为是一颗恒星，但光谱证明是令人费解的。它被确定为红移的氢发射线，表明物体正在远离地球。哈勃定律表明，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一个或更小的星系。
3C 273类星体，是在室女座的类星体，位于一个巨大的椭圆星系的中心，东次相（δ）恒星西面，坐标：12小时29分6.8秒，赤纬+2°3′7″。在1959年澳大利亚新南威尔士州帕克斯镇以北20公里处的帕克斯天文台，西里尔·哈扎德（CyrilHazard）使用射电望远镜在月球掩星下被发现，当时尚未明确这个恒星物体到底属那类天体。1963年加州理工学院的荷兰裔美国天文学家马腾·施密特和约翰·贝弗利·奥克在“自然”杂志上发表了一篇文章，发现在3C 273的光谱中具有与类星体3C 48类似的现象，解释说3C 273是一个非常遥远的物体，称为类星体射电源，从而使3C273成为有史以来第一个被发现的类星体。距离地球24.36亿光年，巨型椭圆星系，它的光需要大约25亿年才能到达地球。视星等+ 12.86，在可见光波长下的发光量比太阳大4.1万亿倍（4 × 1012）。通过它的光线发射，测量其中心黑洞的质量为886±187亿个太阳质量。
3C 273类星体
3C 273类星体，带有喷气尾巴，图片来自钱德拉X射线天文台
该图像是由高能卫星天文观测台（HEAO）观测的3C 273类星体。它揭示了一个新的光源（左上角）的存在，红色移位表明它距离地球约100亿光年。类星体是神秘的，明亮的，星状物体，位于可见宇宙的边缘。虽然不比我们的太阳系大，但它们散发出与千个星系一样多的可见光。类星体也发射无线电信号，之前被认为是X射线源。
3C 273类星体位置
1963年，英国天文学家弗雷德·霍伊尔爵士（Fred Hoyle）和美国核物理学家威廉·阿尔弗雷德·福勒（William Alfred Fowler）提出存在氢燃烧超大质量恒星（SMS）作为类星体的紧凑尺寸和高能量输出的解释。它们的质量约为105 – 109太阳质量。然而，美国理论物理学家理查德·菲利普斯·费曼（Richard Phillips Feynman）指出，超过一定临界质量的恒星是动态不稳定的，并且会坍塌成黑洞，至少如果它们是非旋转的。福勒然后提出这些超大质量恒星将经历一系列的崩塌和爆炸振荡，从而解释能量输出模式。阿彭策尔（Appenzeller）和弗里克（Fricke）在1972年建立了这种行为的模型，但发现得到的恒星仍会发生坍塌，结论是非旋转的0.75×106个太阳质量“通过碳氮氧（CNO）循环燃烧氢气，使其坍塌成黑洞。”
美国天体物理学家埃德温·欧内斯特·萨尔皮特（Edwin E. Salpeter）和苏联物理学家雅科夫·鲍里索维奇·泽利多维奇（Yakov Borisovich Zeldovich）在1964年提出这个建议，即落入一个大型紧凑物体的问题将解释类星体的性质。它需要大约108个太阳质量来匹配这些物体的输出。英国理论天体物理学家唐纳德·林登·贝尔（Donald Lynden-Bell）在1969年指出，这种气体会形成一个平坦的圆盘，螺旋形成中央的“史瓦西半径喉咙”，就像是一个“甜甜圈”。他是第一个确定星系在其中心包含超大质量黑洞的人，并且这种黑洞为类星体提供动力。
与此同时，在1967年，英国射电天文学家马丁·赖尔（MartinRyle）和英国物理学家马尔科姆·辛·隆盖尔（MalcolmSim Longair）提出几乎所有的星系外无线电发射源都可以通过一个模型来解释，在这个模型中，粒子以相对论的速度从星系中射出；意思是它们正在接近光速。马丁·赖尔，马尔科姆·辛·隆盖尔和彼得·谢尔（Peter Scheuer）于1973年提出，紧凑的中心核可能是这些相对论性喷射气云的原始能源。
星系核心大量气体从超大质量黑洞周边中喷出
西班牙格拉纳达省内华达山脉天文台，位于洛马·德·迪拉尔山（Loma de Dilar）（海拔2896米）
西班牙格拉纳达省内华达山脉天文台
西班牙格拉纳达省内华达山脉天文台
西班牙格拉纳达省内华达山脉天文台
西班牙格拉纳达省内华达山脉韦莱塔峰天文台30米毫米波射电望远镜，位于内华达山脉的迪拉尔山上，海拔2850米。
中国河北省兴隆观测基地的郭守敬望远镜
南非北开普省卡鲁阵列望远镜
新墨西哥州索科罗的甚长基线阵列望远镜
加州欧文斯谷的甚长基线阵列望远镜
波多黎各阿雷西博天文台305米射电望远镜
美国天体物理学家亚瑟·迈克尔·沃尔夫（Arthur Michael Wolfe）和杰弗里·伯比奇（GeoffreyBurbidge）在1970年指出，恒星在椭圆星系核区域的大速度扩散只能通过原子核上的大质量浓度来解释。他们表明这种行为可以解释为一个巨大的黑洞，高达1010个太阳质量，或质量低于103个太阳质量的大量小黑洞。1978年，活跃的椭圆星系Messier 87（梅西耶87）的核心发现了一个巨大的暗物体的动态证据，最初估计为5×109个太阳质量。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“草帽星系即M104或NGC 4594”。
草帽星系即M104
英国理论天体物理学家唐纳德·林登·贝尔（Donald Lynden-Bell）和马丁·约翰·里斯（MartinRees）在1971年假设银河系的中心将包含一个巨大的黑洞。1974年2月13日和15日，天文学家布鲁斯·巴里克（Bruce Balick）和罗伯特·布朗（RobertBrown）使用西弗吉尼亚州国家射电天文观测台的绿色滩（GreenBank）射电望远镜发现并命名了射手座A *星，他们发现了一个同步辐射的射电源，由于它的引力，人们发现它是密集的和不动的。因此，这表明在银河系中心存在超大质量黑洞的第一个迹象。
西弗吉尼亚州国家射电天文观测台的绿色滩射电望远镜
弗吉尼亚州夏洛蒂镇的弗吉尼亚大学校园内的国家射电天文观测台
夏威夷州冒纳凯亚山顶凯克天文台
哈勃太空望远镜于1990年发射，提供了对星系核进行更精细观测所需的分辨率。 1994年，哈勃望远镜上的微弱目标光谱仪被用来观测Messier87（梅西耶87），发现电离气体以±500 公里 / 秒的速度围绕核心的中心部分运行。数据显示，（0.25±0.7）×109太阳质量的集中位于0.25英寸范围内，提供了超大质量黑洞的有力证据。使用设在新墨西哥州索科罗的超长基线阵列观察猎犬座的Messier 106（梅西耶106）星系。于1995年证明这个星系中的H2O脉冲发射来自核中的气态盘，其轨道的集中质量为3.6×107太阳质量，其半径限制在0.13秒差距。他们指出，在这个小半径范围内的一群黑洞，在没有发生碰撞的情况下将无法长期存活，使得超大质量黑洞成为唯一可行的候选者。
Messier 106星系
Messier 106星系核心处的X射线、无线电和可见光视图的复合图像
智利阿塔卡马大毫米超长基线阵列射电望远镜
智利阿塔卡马沙漠的拉西拉天文台
智利北部欧洲南方天文台的拉斯坎帕纳斯天文台
夏威夷冒纳基山天文台
夏威夷冒纳基山加州理工学院亚毫米天文台
夏威夷冒纳基山双子座天文台
夏威夷冒纳基山美国宇航局红外望远镜
夏威夷冒纳基山三十米望远镜
夏威夷冒纳基山亚毫米阵列射电望远镜
超大质量黑洞的起源仍然是一个研究领域，天体物理学家一致认为，一旦在银河系的中心有一个黑洞，它就可以通过增加物质和与其他黑洞合并来增长。然而，对于超大质量黑洞的祖先或“种子”的形成机制和初始质量，存在若干假设。
艺术家对超大质量黑洞风吞噬恒星的印象
艺术家对超大质量黑洞种子的印象
一个假设是，种子是数十或数百个太阳质量的黑洞，它们被大质量恒星的爆炸而留下，并通过物质的增加而生长。另一个模型假设在第一颗恒星之前，大的气体云可能会坍缩成“准恒星”，而这颗恒星又会坍缩成一个大约20太阳质量的黑洞。这些恒星也可能是由暗物质晕引起的，它们通过重力和引力吸收大量的气体，然后产生具有数万个太阳质量的超大质量恒星。由于在其核心中产生电子 - 正电子对，“准恒星”对径向扰动变得不稳定，并且可能在没有超新星爆炸的情况下直接坍缩成黑洞（这将导致其大部分质量留下，从而防止黑洞快速生长）。如果附近有足够的质量，如果吸积率持续存在，黑洞可能会成为中等质量的黑洞，并可能发展为超大质量黑洞（SMBH）。
艺术家对超大质量黑洞的概念，它被一个吸积盘包围并发出相对论性的喷射
另一个模型涉及一个密集的恒星星团正在经历核心坍塌，因为系统的负热容量将核心的速度扩散驱动到相对论速度。最后，在大爆炸后的第一时刻，原始黑洞可能是由外部压力直接产生的。这些原始黑洞将比任何上述模型有更多的时间来吸积，使它们有足够的时间达到超大尺寸。从第一颗恒星的死亡中形成的黑洞已经被广泛研究并通过观察得到证实。上面列出的其他黑洞形成模型是理论上的。
哈勃太空望远镜拍摄的超大质量黑洞“打嗝”
形成超大质量黑洞的困难在于需要有足够的物质且以足够小的体积。为了实现这一点，这个问题需要非常小的角动量。通常，吸积过程涉及向外输送大的初始角动量禀赋，这似乎是黑洞增长的限制因素。这是吸积盘理论的一个主要组成部分。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增生发生的，可以观察到活跃的星系核或类星体。观测表明，当宇宙更年轻时，类星体更频繁，这表明超大质量黑洞形成是在宇宙早期生长。超大质量黑洞形成理论的一个主要制约因素是遥远发光类星体的观测，这表明当宇宙不到10亿年时，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的早期出现，位于第一个大质量星系内部。
艺术家对超大质量黑洞撕裂一颗恒星的印象。下图：超大质量黑洞吞噬星系中的一颗恒星RX J1242-11 - X射线（左）和光学（右）。
RX J1242.6-1119A，通常缩写为RXJ1242-11，是一个椭圆星系，位于室女座，东次将（太微左垣四）（室女座ε）恒星西面，坐标：12小时42分36.9秒，赤纬+11°19′35″，距离地球大约6.5亿光年。根据钱德拉 X射线望远镜和牛顿X射线望远镜的观测，这个星系的中心是一个有1亿个太阳质量的超大质量黑洞，据观察它已经完全破坏了一颗恒星（1992年或短期内前）。这一发现被广泛认为是超大质量黑洞撕裂恒星并消耗其中一部分的第一个有力证据。
观察到的黑洞质量分布存在空位，从垂死的恒星中产生的黑洞的质量为5-80个太阳质量。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标度被称为中质量黑洞。这种差距表明形成过程不同。然而，一些模型表明超轻质X射线源（ULXs）可能是这个缺失组的黑洞。
然而，超大质量黑洞的生长方式有一个上限。所谓的超级大质量黑洞（UMBH）至少是大多数超大质量黑洞的十倍，超过100亿个太阳质量或更多，似乎在理论上限约为500亿个太阳质量，如此高于此值减缓增长速度（减速趋向于大约100亿个太阳质量）并导致黑洞周围不稳定的吸积盘聚集成围绕它旋转的恒星。
少数消息来源认为，在大爆炸之后如此大规模难以解释的遥远超大质量黑洞，如ULAS J1342 + 0928，可能证明我们的宇宙是大反弹的结果，而不是在大爆炸之前形成了这些超大质量黑洞。
在2017年12月，天文学家报道，检测到ULAS J1342 + 0928是最遥远的类星体，包含最遥远的黑洞，报道红移在z = 7.54。
ULAS J1342 + 0928类星体，是已探测到的最遥远的类星体，是最遥远和最古老的已知超大质量黑洞，据报道它的红移测量值为7.54，距离地球293.6亿光年，是已知最遥远的类星体。ULAS J1342 + 0928类星体位于牧户座西南端，靠近室女座，天田一（室女座78）恒星北部偏东，东次将（室女座59）恒星东部，坐标：13小时42分8.1秒，赤纬+9°28′38.61″。据报道，相关的超大质量黑洞是“太阳质量的8亿倍”。
2017年12月6日，天文学家发表了他们使用宽场红外探测探测器（WISE）的数据以及来自智利的拉斯坎帕纳斯（Las Campanas）欧洲南方天文台的麦哲伦望远镜发现了这个ULAS J1342 + 0928类星体。之后在亚利桑那州的大型双筒望远镜和夏威夷的北双子座望远镜又进行了观察。当宇宙开始大约只有6.9亿年时，类星体的相关黑洞已存在了，据目前已知宇宙年龄为138亿年。在宇宙大爆炸之后不到6.9亿年时，这个类星体发出的光经过131亿年后才到达地球，使人们发现了它。该类星体的光度估计为4×10的13次方的太阳光度。这种能量输出是由估计为8×10的8次方的太阳质量的超大质量黑洞产生的。根据首席天文学家巴纳多斯（Bañados）的说法，“这个特殊的类星体非常明亮，它将成为后续研究的金矿，并将成为研究早期宇宙的重要实验室。”
ULAS J1342 + 0928类星体艺术画
智利阿塔卡马大毫米阵列射电望远镜
智利拉斯坎帕纳斯天文台的麦哲伦望远镜
多普勒效应提供了一些黑洞存在的最佳证据，即来自附近轨道物质的光在后退时发生红移，在前进时发生蓝移。对于非常接近黑洞的物质，轨道速度必须与光速相当，因此与前进物质相比，后退物质看起来非常微弱，这意味着具有固有对称盘和环的系统将获得高度不对称的视觉外观。在现代计算机生成的图像中，基于对我们银河系中心的人马座A*星中的超大质量黑洞的合理模型，已经允许这种效应。然而，目前可用的望远镜技术提供的分辨率仍然不足以直接证实这种预测。
我们附近的仙女座星系（M31或NGC 224），距离地球只有250万光年，奎宿七（仙女座ν）恒星西侧，坐标：0小时42分44.3秒，赤纬+41°16′9″，包含一个（1.1-2.3）×108（110-230百万）个太阳质量的中央黑洞，比银河系大得多。银河系附近最大的超大质量黑洞似乎是M87的，其质量为（6.4±0.5）×109（约64亿）个太阳质量，距离地球为5350万光年。后发座的超巨星椭圆星系NGC 4889，位于周鼎一（后发座β）恒星西面，坐标：13小时0分8.3秒，赤纬+27°58′35″，距离地球3.36亿光年，发现在NGC 4889的中心黑洞的质量是银河系中心黑洞的5,200倍，相当于2.1×1010（210亿）个太阳质量。也使它成为有记录以来最大规模的黑洞之一。该巨大黑洞在事件视界的观测内，直径约为20亿至1240亿公里，是冥王星轨道直径的2至12倍。
仙女座星系
NGC 4889星系
星系APM 08279 + 5255是一个非常遥远、宽阔的吸收线型类星体，一个椭圆星系，位于天猫座，上台一（大熊座ι）恒星西北，坐标：8小时31分41.7秒，赤纬+52°45′16.8″。1998年被发现，红移值z = 3.87，距离地球120亿光年。其光度是太阳光度的1014到1015倍。是一个巨大的椭圆星系，核心的是一个巨大的黑洞，质量是230亿个太阳质量，周围是一个螺旋形物质的吸积盘。
类星体的艺术表现
星系S5 0014 + 81是一个遥远的，紧凑的，高度发光的，宽吸收线的类星体，位于北赤道极附近的仙王座，少卫增八（仙王座γ）东北，坐标：0小时17分8.5秒，赤纬+81°35′8″。距离地球121亿光年，光度约为太阳的3×1014（300万亿）倍，类星体的中心黑洞吞噬了极大量的物质，相当于每年4,000个太阳质量的物质。2009年，天文学家用尼尔·格雷尔斯雨燕太空天文台观测的数据，发现它的质量比我们银河系中心的黑洞大约10,000倍，相当于400亿太阳质量。这使它成为有史以来发现的最大质量的黑洞之一，是Messier 87黑洞质量的六倍多，这个黑洞的半径为1183.5亿公里，直径为2367亿公里，1600个天文单位，或冥王星轨道半径的40倍左右，质量相当于四个大麦哲伦云。更值得注意的是，宇宙这么大的黑洞早在宇宙大爆炸后的16亿年才存在。这表明超大质量黑洞在宇宙早期会很快形成。
APM 08279 + 5255类星体
艺术家对超大质量黑洞的概念吞噬吸积盘中的物质，相对论物质射流从垂直于盘的黑洞发出
一些星系，如4C +37.11星系，似乎在它们的中心有两个超大质量黑洞，形成一个二元系统。如果它们发生碰撞，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后果。4C +37.11或星系0402 + 379是一个射电星系和椭圆星系，位于英仙座，卷舌二（英仙座ε）南面，坐标：4小时5分49.2秒，赤纬+38°3′32″。具有二元超大质量黑洞，两者之间的距离是24光年，轨道周期为3万年。这两个超大质量黑洞距地球约7.5亿光年，总质量约为150亿太阳质量。
星系OJ 287中的二元星系，距离地球35亿光年，位于巨蟹座，鬼宿四（巨蟹座δ）北面，坐标：8小时45分48.9秒，赤纬+20°6′31″。包含两个最大质量的黑洞，质量为180亿个太阳质量。它的中心超大质量黑洞也是已知最大的黑洞之一，质量为180亿个太阳质量，表明它是两个相似大小的超大质量黑洞。双爆裂变化被认为是由于较小的黑洞每隔12年穿过较大黑洞的吸积盘而产生的。俄亥俄州立大学的射电望远镜从1965年到1971年进行的超星系无线电信号源时发现的。预计在大约1万年内会与中心黑洞合并。
OJ287两个黑洞的运行图
2011年，在海因兹2-10矮星系中发现了一个超大质量的黑洞。海因兹2-10（Henize 2-10），是一个矮星爆星系，位于罗盘座，天狗六（罗盘座γ）恒星西北面，坐标：8小时36分15.0秒，赤纬+26°24′34″。距离地球3400万光年。据信这个星系是一个早期的星爆星系。后来在矮星系中心附近发现了一个黑洞，暗示在大多数的大型星系中心发现的黑洞可能是在星系本身之前就形成的。最近估计这个黑洞的质量约为3×106太阳质量，整个矮星系的质量约为1×1010太阳质量。
钱德拉望远镜（紫色），超大阵列（黄色）以及哈勃望远镜（红色，绿色和蓝色）的综合观测结果为天文学家提供了一个详细的新视角，展示了早期宇宙中可能发生的星系和黑洞形成。海因兹2-10矮星系中心没有明显的恒星膨胀，这个星系具有与宇宙非常年轻时相似的属性，表明黑洞生长可能在凸起的增长之前。
NGC 4194的这张图片是钱德拉（蓝色）的X射线和哈勃（橙色）的光学数据的复合物，位于星系中心上方的“头发”是由星系碰撞形成的潮汐尾巴。
半人马座南部的星系NGC 3783中心的超大质量黑洞的周围环境，智利帕拉纳山天文台使用超大望远镜干涉仪进行观测的艺术图像。
艺术家的概念所显示宝瓶座的星系群阿贝尔2597最亮星系簇周围凝聚冷分子气体云，云层凝结出来的热，电离气体充满了这个星系中星系之间的空间。数据显示，这些云正在星系中下雨，向中心的超大质量黑洞倾斜。
艺术家的概念显示了一个带有吸积盘的黑洞，一个绕着黑洞运行的扁平材料结构，以及一股称为等离子体的热气体。在西班牙拉帕尔马的威廉•赫歇尔天文台，科学家们使用美国宇航局太空望远镜的快速摄像机，能够测量喷射中的粒子在“开启”并成为明亮光源之前所经过的距离，该距离称为“加速区”。
艺术家对GRO J1655-40黑洞的印象
恒星生命周期
美国物理学家和无线电工程师卡尔·古特·扬斯基（Karl Guthe Jansky），被认为是射电天文学之父，于1931年8月发现无线电信号来自银河系中心的一个位置，朝着人马座的方向。1974年2月13日和15日，天文学家布鲁斯·巴里克和罗伯特·布朗使用国家射电天文观测台的基线干涉仪发现了人马座A*星。人马座A*星这个名字是布朗在1982年的论文中创造出来的，因为无线电源是“令人兴奋的”，激动的原子状态用星号表示。
根据提出的人马座A*星模型，模拟具有透明环状电离环的黑洞的侧视图。该图像显示了来自黑洞后面的光的弯曲结果，并且还显示了由环中物质的极高轨道速度引起的多普勒效应引起的不对称性。
智利阿塔卡马大毫米超长基线阵列射电望远镜（ALMA）观察人马座A*星富含分子氢的气体云
从人马座A*星检测异常明亮的X射线耀斑
人马座A *星中的黑洞被可见光谱中的暗云遮挡，照片显示了从北半球看到的南方地平线的视图。
人马座A*星，是一个明亮而紧凑的天文射电源，萁宿一（人马座γ）恒星西面，坐标：17小时45分40.0409秒，赤纬-29°0′28.118″。位于银河系中心，靠近人马座和天蝎座的边界。质量（4.31±0.38）×106太阳质量。它是一个更大的天文特征的一部分，被称为人马座A*星是一个超大质量黑洞的位置，是一个漩涡或椭圆星系。观察了许多恒星，最著名的是围绕人马座A*星旋转的恒星S2，用于显示银河系中央超大质量黑洞的存在和产生数据，并得出人马座A星的结论，是那个黑洞的所在地。是由美国天文学家天文学家布鲁斯·巴里克（Bruce Balick）和罗伯特·布朗（RobertBrown）在国家射电天文台13和1974年2月15日之间发现。
2002年10月，由马克斯普朗克物理研究所莱纳·斯乔德（Rainer Schödel）领导的一个国际团队报告，观察了人马座A *星附近的S2恒星在10年内运动的数据，表明人马座A*星可能是一个超大质量黑洞。后来的观测表明，人马座A *星的质量约为太阳质量的410万倍，半径不大于45 天文单位或6.7亿公里。距离地球为26,000光年。无线电和红外波检测到来自气体和尘埃在落入黑洞时加热到数百万度。在监测了人马座A *星周围的恒星轨道16年后，估计其在4.31±0.38万倍个太阳质量，结果于2008年公布，并于2009年由赖因哈德·根策尔（ Reinhard Genzel）发表在天体物理学杂志，这项研究证明了银河系中心存在超大质量黑洞。
人马座A *星图像周围区域，这些观测总共持续了差不多两周。这种深刻的观察让科学家们对人马座A *星附近的超新星遗迹以及在黑洞两侧延伸十几光年的热气体裂片提供了前所未有的观点。这些叶片为过去一万年来多次发生强烈喷发提供了证据。该图像还包含几种神秘的X射线细丝，其中一些可能是巨大的磁性结构，与快速旋转的中子星产生的高能电子流相互作用，已知脉冲风状星云的这些特征。
人马座A *星和最近爆炸发出的两个光线回声
S2是一颗靠近无线电源人马座A*星的恒星，坐标：17小时45分40.0442秒，赤纬-29°0′27.975″，轨道周期为16.0518年，半长轴约为970 天文单位，一个周期仅比木星围绕太阳的轨道长约30％，质量估算大约为10-15个太阳质量。S0-2恒星于1998年首次发现，它的高度偏心轨道将为天文学家提供一个测试广义相对论预测的各种效应甚至是超维效应的机会。
2018年中期估计人马座A*星黑洞的质量为431万太阳质量，这使得恒星S2成为最快的已知弹道轨道，达到超过5,000公里/秒（11,000,000英里/小时，或者光速的1/60）和约1.5公里 / 秒的加速度（几乎是地球表面重力的六分之一）。据信，有数千颗恒星，以及分布在S2恒星移动体积中的黑暗恒星残骸（恒星黑洞，中子星，白矮星）。这些物体将扰乱S2恒星的轨道，使其逐渐偏离开普勒椭圆，该特征绕着一个单一物体质量而运动。到目前为止，这些残余物的总质量不到超大质量黑洞质量的百分之一。
银河系中心的形象，对于干涉重力仪观测，星形IRS16C用作参考星，实际目标是S2星。中心的位置是橙色十字架，其中有一个被称为人马座A*星（看不见的）黑洞，有四百万个太阳质量。
观测显示了关于银河系中心的S2星轨道的发现
艺术家对S2星在银河系中心通过超大质量黑洞，证实了引力红移。
银河系的超大质量黑洞周围的S0-2和S0-102的轨道
2012年，发现一颗名为S0-102的恒星比S0-2恒星更靠近银河系的中央超大质量黑洞-人马座A*星，轨道周期为11.5年，甚至比S0-2的轨道周期短。在围绕黑洞轨道运行的所有恒星中，只有这两颗恒星的轨道参数在所有三维空间中都是完全已知的。对于天文学家来说，发现两颗恒星绕着中心黑洞轨道运行非常紧密，这对于天文学家来说是非常感兴趣的，因为它们在一起将允许对引力的性质和黑洞周围的广义相对性进行更精确的测量。
2012年，使用德克萨斯州麦克唐纳天文台的霍比-埃伯利（Hobby-Eberly）望远镜进行的初步观测，天文学家报告称，紧凑型双凸星系NGC 1277中的黑洞的质量大约为170亿太阳质量，位于英仙座，距离地球2.2亿光年远，大陵五（英仙座β）恒星东面，坐标：3小时19分51.4秒，赤纬+41°34′27″，假定的黑洞大约占该透镜状星系凸起质量的59％，相当于占星系总恒星质量的14％。另一项研究得出了一个非常不同的结论：这个黑洞的面积并不是特别大，估计在20到50亿太阳质量之间，最有可能是50亿太阳质量。
2013年2月28日，天文学家对NGC 1365的观察中，首次准确报道并测量了超大质量黑洞的旋转，NGC 1365星系，是在天炉座东南，距离地球约7500万光年，天园九（天炉座g）恒星西部，坐标：3小时33分36.7秒，赤纬-36°8′27″，中心超大质量黑洞大小约为200万个太阳质量，2013年2月报告称，它快速旋转速度几乎达到光速。
星系NGC 1277
星系NGC 1365
2014年9月，来自不同X射线望远镜的数据显示，极小，密集，超紧凑的矮星系M60-UCD1在其中心拥有一个2000万个太阳质量黑洞，占其总质量的10％以上。这个发现是相当令人惊讶的，因为这个黑洞的质量是银河系黑洞的五倍，尽管银河系的黑洞质量不到银河系质量的千分之五。
室女座的M60-UCD1星系，是一个超紧凑的矮星系，东次将（室女座ε）恒星西面，坐标：12小时43分35.976秒，赤纬+11°32′0.7″。距地球5400万光年，接近室女座的Messier 60（梅西耶60）星系，其恒星质量的一半位于直径160光年的中心球体中。M60-UCD1的质量是1.4亿个太阳质量。表明它的恒星群体大约在宇宙形成后的14.5±5亿年。由于密集质量浓度的引力，最内层恒星的轨道速度都超过100 公里/ 秒。星系核包含一个明亮且可变的X射线源，可能是一个超大质量黑洞，质量为2000万太阳质量（占整个星系质量的15％）。由于黑洞的质量与整个星系的质量比例，它是已知以黑洞为主导的星系之一。大约在100亿年前与M60（梅西耶60）相遇时它的质量被剥离。它可能还会被M60完全吸收，它的中央黑洞也将与M60合并。星系可能曾经拥有大约100亿颗恒星。截至2013年，它可能是最密集的已知星系，每立方光年超过一百颗恒星。截至2014年，它也是已知直径最小且质量最小的星系，中心容纳黑洞，它也是已知的最大质量的超紧凑型星系。
M60-UCD1中艺术家对超大质量黑洞的概念
M60-UCD1星系
M60-UCD1星系位置
M60-UCD1星系，哈勃太空望远镜图像，显示了巨大的椭圆星系Messier 60（也称为M60，或NGC 4649）。M60位于室女座，东次将（左垣四）（室女座ε）恒星西部，坐标：12小时43分39.8秒，赤纬+11°33′11″，距离地球约5700万光年，估计有4000亿颗恒星，质量约为1万亿太阳质量，其中近一半是暗物质。在插图中突出显示的是矮星系M60-UDC1，它绕着巨大的椭圆轨道运行。M60-UCD1位于距离地球大约5000万光年远的地方，是一个直径为300光年的小星系，仅为银河系直径的1/500。虽然它的大小非常拥挤，包含大约1.4亿颗恒星。M60-UDC1矮人星系实际上可能是在与M 60的近距离相遇中被撕裂的较大星系的残余物。这方面的证据来自于最近发现的一个怪物黑洞，在该图像中看不到，在矮人星系的中心。黑洞占整个星系质量的15％，使得它太大而不能在矮星系内形成。
被称为M60-UCD1的星系位于一个巨大的椭圆星系NGC 4649附近，也称为M60，M60-UCD1拥有众多恒星，是一颗“超紧凑的矮星系”。根据对夏威夷凯克天文台 10米望远镜的观测，在发现时，它是同类型中最大质量的星系之一，比太阳重2亿倍。 值得注意的是，大约一半的质量发现在半径仅约80光年的范围内。
美国马萨诸塞州韦斯特福德的海斯塔克天文台
德国波恩的马克斯普朗克射电天文台
西班牙加那利群岛拉帕尔马岛加拉菲亚市的穆查丘斯罗克天文台
南极点斯科特基地的南极望远镜
2016年，事件视界望远镜对人马座A*星拍摄了直接无线电图像，并于2019年4月10日进行了处理和发布。事件视界望远镜利用干涉测量技术将地球上不同位置的宽阔天文台拍摄的图像合并在一起获得更高的图像分辨率。希望测量结果能够比以前更严格地测试爱因斯坦的相对论。
人马座A*星，这张照片是美国宇航局钱德拉X射线太空望远镜拍摄的。
哈勃太空望远镜拍摄的4,400光年长的M87射流，这是由银河系中心的6.4×109太阳质量的超大质量黑洞射出的物质。
哈勃太空望远镜拍摄的4,400光年长的M87射流（蓝色）
经过几年的努力，事件视界望远镜合作国际天文小组位于西班牙、夏威夷、南极、智利等地的八台毫米波射电望远镜，组成一个全球观察网，终于拍摄到黑洞的照片。
世界上首次拍到的黑洞照片
事件视界望远镜合作国际天文小组（EHT）在2019年4月10日全球同步新闻发布会上宣布了首次成果。该公告首次展示了黑洞的直接图像，显示了Messier 87（梅西耶87）中心的超大质量黑洞，暂定为M87星。科学成果发表在“天体物理学杂志快报”上发表的一系列论文中。美国计算机科学家凯蒂·布曼（Katie Bouman）在该项目上工作了12年，发布会上，他发表了一篇关于M 87中心的超大质量黑洞如何使用汇总数据拍摄形成图片的演讲。
该图像为阿尔伯特·爱因斯坦的广义相对论提供了测试。研究先前通过观察黑洞边缘附近的恒星和气体云的运动来测试广义相对论。然而，黑洞的图像使观测更接近事件视界。相对论预测由引力弯曲光线而捕获到的暗阴影状区域，其与观察到的图像匹配。已发表的论文指出：“总的来说，观察到的黑洞旋转阴影图像符合广义相对论所预言的事件成为一致。”
2019年4月10日全球同步新闻发布会上，EHT董事会成员保罗·何先生说：“一旦我们已经确定对黑洞影子进行了成像，我们就可以将我们的观察结果与广泛的计算机模型进行比较，这些计算机模型包括翘曲空间，过热物质和强磁场的物理特性。观察到的图像令人惊讶地符合我们的理论理解。包括对黑洞的测量，都充满信心。”
2019年4月10日，梅西耶87号星系内黑洞的第一张照片发布，该黑洞被命名为魄卫奇“Pōwehi”，在夏威夷语中意为“装饰黑暗的无尽创造源”。
黑洞图片给人们带来了一个表面景观，黑洞的内容远远不止这些，里面的秘密到底怎样，谁也不知道。其中的奥秘还等待着科学家们去长期的探讨和摸索。宇宙之大，无穷无尽，探索宇宙之路也永无之尽。
写于2019年4月11日
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