类星体的示意图。 中心的热吸积盘围绕着黑洞，在这里是看不见的。 它周围是密集的气体和尘埃分布，其中单独的电离气体云以高速环绕黑洞。 在吸积盘强烈和高能辐射的刺激下，这些云以光谱线的形式发射辐射，由于多普勒效应而变宽。 因此，这些气体云的区域被称为宽排放线区 (BLR)。 图片来源：图形部门/Bosco/MPIA
测试一种新的、直接的方法来确定超大质量黑洞的质量。
马克斯普朗克天文研究所的天文学家首次成功测试了一种确定类星体极端黑洞质量的新方法。 这种方法被称为光谱天文学，它基于对超大质量黑洞附近气体发射的辐射的测量。 这种测量同时确定了辐射气体的旋转速度及其与物质流入吸积盘中心的距离。 黑洞. 与其他方法相比，如果使用现代大型望远镜进行光谱天文测量，则相对简单且有效。 这种方法的高灵敏度允许研究早期宇宙中发光类星体和超大质量黑洞的周围环境。
在宇宙学中，确定年轻宇宙中超大质量黑洞的质量是追踪宇宙时间演化的重要度量。 现在，Felix Bosco 与来自海德堡马克斯普朗克天文学研究所 (MPIA) 的 Jörg-Uwe Pott 以及前 MPIA 研究人员 Jonathan Stern（现为以色列特拉维夫大学）和 Joseph Hennawi（现为加州大学圣巴巴拉分校）密切合作；美国和荷兰莱顿大学）首次成功证明了使用光谱测量法直接确定类星体质量的可行性。
这种方法允许直接从光谱中确定发光类星体中遥远黑洞的质量，而无需对气体的空间分布进行广泛的假设。 几年前，MPIA 系统地研究了类星体质量光谱天体测量的壮观应用。
类星体：宇宙的灯塔
类星体在星系中心包含超大质量黑洞，是最亮的宇宙天体之一。 因此，它们可以在很远的距离内被探测到，从而能够探索早期的宇宙。
如果黑洞附近有气体，它就不能直接落入其中。 相反，一个吸积盘形成，一个帮助物质流入黑洞的漩涡。 这股气流中的高摩擦力最终为黑洞提供能量，通常会将吸积盘加热到五万度。 在这个过程中发出的辐射强度使类星体看起来如此明亮，以至于它们比银河系中的所有恒星都要亮。
几十年来，类星体中的其他组成部分已经为人所知，例如所谓的“宽发射线区”（BLR），即电离气体云以每秒数千公里的速度围绕中心黑洞运行的区域。 来自吸积盘的强烈而高能的辐射刺激了 BLR 中气体的发射，这在光谱中以谱线的形式可见。 然而，由于多普勒效应，它们被高轨道速度强烈加宽，因此给了 BLR 这个名字。
一种测量黑洞质量的新方法
现在，Felix Bosco 和他的同事测量了宝瓶座类星体 J2123-0050 的 BLR 中光学上最亮的氢 (Ha) 光谱线。 它的光芒源于宇宙只有 2.9 亿年的历史。 他们使用光谱天文学的方法确定了 BLR 中辐射源到吸积盘中心的假定距离，即潜在超大质量黑洞的位置。 同时，Ha 线提供氢气的径向速度，即指向地球的速度分量。 正如太阳的质量决定了太阳系中行星的轨道速度一样，如果气体分布可以在空间上得到解析，那么类星体中心黑洞的质量也可以从这些数据中精确推导出来。
光谱天文测量信号来源的示意图。 如果电离气体处于静止状态，我们将测量整个 BLR 光谱线的相同波长。 然而，气体云围绕黑洞运行。 从侧面看，它们从一侧向我们走来，而在另一侧再次移开。 结果，光谱信号在一侧出现向较短波长蓝移。 另一方面，它向更长的波长红移。 测量波长的这种差异取决于沿 BLR 的位置，从而产生上述光谱测量信号。 由此，研究人员可以确定观测到的 BLR 云与类星体中心的最大距离以及那里的主导速度。 图片来源：图形部门/Bosco/MPIA
然而，即使对于今天的大型望远镜，BLR 的范围也太小了。 “然而，通过分离收集到的光中的光谱和空间信息，以及通过对测量数据进行统计建模，我们可以得出距吸积盘中心远小于一个图像像素的距离，”Felix Bosco 解释道。 观察的持续时间决定了测量的精度。
对于 J2123-0050，天文学家计算出的黑洞质量最多为 1.8 亿个太阳质量。 MPIA 的“黑洞和吸积机制”工作组的共同作者兼负责人 Jörg-Uwe Pott 说：“精确的质量测定根本不是这些第一次观测的主要目标。” “相反，我们想证明光谱天体测量方法原则上可以使用今天已经可用的 8 米望远镜检测中央类星体质量的运动学特征。” 因此，光谱天文学可能是研究人员用来确定黑洞质量的工具的宝贵补充。 Joe Hennawi 补充说：“随着显着增加的灵敏度 詹姆斯韦伯太空望远镜 （JWST）和目前正在建造的超大望远镜（主镜直径为 39 米的 ELT），我们很快就能确定最高红移处的类星体质量。” Jörg-Uwe Pott 还领导了海德堡对 ELT 的第一台近红外相机 MICADO 的贡献，他补充说：“现在发表的可行性研究帮助我们定义和准备我们计划的 ELT 研究计划。”
光谱天文学对经典方法的宝贵补充
在附近类星体中测量 BLR 的替代方法之一是一种广泛使用的方法：“混响映射”（RM）。 它利用吸积盘中任何亮度波动所需的光传输时间来激发周围的气体以增加辐射。 由此，天文学家估计了 BLR 的平均范围。 除了有时在假设中存在相当大的不确定性之外，在调查最大质量和最遥远的黑洞时，与光谱测量法相比，这种方法具有决定性的缺点。 BLR 的直径与中心黑洞的质量相关。 因此，对于早期宇宙中的大质量黑洞，吸积盘和 BLR 之间的信号延迟变得非常大。 数年的必要系列测量变得不切实际。
此外，随着黑洞质量和类星体光度的增加，亮度波动和可测量性趋于降低。 因此，RM 方法很少适用于发光类星体。 因此，它不适合在大的宇宙距离上测量类星体。
美国夏威夷双子座北望远镜圆顶的照片。 这台望远镜的主镜直径为 8.1 米，还有一颗激光导星，与自适应光学一起，有助于最大限度地减少大气对观测的影响。 Gemini North 被用于光谱测量可行性研究。 图片来源：双子座天文台
然而，RM 可作为校准其他间接方法的基础，这些方法首先为附近的类星体建立，然后扩展到更远、具有大质量黑洞的发光类星体。 这些间接方法的质量随着 RM 方法。 在这里，光谱天文学也可以帮助在更广泛的基础上确定大质量黑洞的质量。 例如，评估来自 J2123-0050 的数据表明，BLR 的大小与类星体光度之间的相关性最初是用 RM 方法建立的，适用于相当近的、微弱的类星体，实际上似乎也适用于发光类星体。 然而，这里需要进一步的测量。
BLR 也可以在附近的活动星系中进行干涉测量，例如使用 GRAVITY 仪器 超大望远镜 干涉仪（VLTI）。 然而，光谱天文学的巨大优势在于，只需要一次高度灵敏的观察。 此外，它既不需要干涉测量法所要求的技术上非常复杂的几个望远镜的耦合，也不需要像 RM 那样在数月和数年内进行长系列的测量。 例如，在由激光导星和自适应光学系统组成的校正系统支持下，使用夏威夷 8 米级双子座北望远镜进行 XNUMX 小时曝光时间的单系列观测，足以满足领导的研究小组的需求。通过菲利克斯博斯科。
打开探索早期宇宙的新大门
研究人员对下一代大型光学望远镜如 ESO的 ELT。 将放大的光收集表面与增加五倍的图像清晰度相结合，可以在 ELT 上进行几分钟的观察。 Felix Bosco 解释说：“我们将使用 ELT 在一个晚上对不同距离的众多类星体进行天体测量，让我们能够直接观察黑洞质量的宇宙演化。” 通过成功的天体测量可行性研究，作者为探索早期宇宙打开了一扇新的大门。
参考文献：
“使用光谱天文学在空间上解析?100 µas 类星体宽线区域的运动学。 二、 Felix Bosco、Joseph F. Hennawi、Jonathan Stern 和 Jörg-Uwe Pott 于 2.3 年 22 月 2021 日对 z = XNUMX”处的发光类星体进行的首次尝试性探测， 天体物理学杂志.
DOI：10.3847/1538-4357/ac106a
“使用光谱天文学在空间上解决类星体宽线区域的运动学问题”，作者：Jonathan Stern、Joseph F. Hennawi 和 Jörg-Uwe Pott，30 年 2015 月 XNUMX 日， 天体物理学杂志.
DOI: 10.1088/0004-637X/804/1/57
