超大质量黑洞（英语：Supermassive black hole，简称SMBH或SBH）是一种的黑洞类型，其质量介于数十万倍至100 亿倍的太阳质量之间。黑洞是一类经历了引力坍缩的天文物体，留下了球形空间区域，没有任何东西可以逃脱，甚至光也不能逃脱。目前认为在所有星系的中心，都会有一个或数个超大质量黑洞的存在。银河系的中心就有一个超大质量的黑洞，对应于人马座A*的位置。

德国天文学家莱因哈德·根泽尔（Reinhard Genzel）和美国天文学家安德里亚·格兹（Andrea Ghez），他们因独立发现了银心存在一个超大质量致密天体而获得2020年的诺贝尔物理学奖；同年获得该奖项的还有英国理论物理学家罗杰·彭洛斯（Roger Pen-rose），他证明了黑洞形成是广义相对论的有力预测。2023年3月，理论家杰里米施尼特曼宣布，在哈勃空间望远镜的帮助下进行的直接测量，已证实了银河系之外的100多个超大质量黑洞的存在。

超大质量黑洞的形成尚有争议，一种观点认为由恒星的大小开始，以缓慢的吸积来形成，或者气云萎缩成数十万太阳质量以上的星体，该星体在没有形成超新星的情况下萎缩成黑洞，或者是正在核缩的高密度星团，在大爆炸的瞬间从外压制造了太初黑洞。另一种观点认为原初的种子黑洞不断地通过合并和气体吸积演化成超大质量黑洞。星际气体聚集到超大质量黑洞上的过程就是活跃星系核和类星体的能量来源。

超大质量黑洞是最大的黑洞类型，其质量介于数十万倍至100 亿倍的太阳质量之间。黑洞质量越小，平均密度越大。如质量为1.4×108M⊙的黑洞，平均密度与水相同；而质量为3.0×105M⊙的黑洞，平均密度仅为2.0×10-22 kg/m3。质量为3.0×105M⊙的黑洞，史瓦西半径为8.9×108 m。

质量范围为M≳1011M⊙的超大黑洞，被称为超巨型黑洞（stupendously large 黑色 holes，SLABs）。

形成超大黑洞的机制目前还没有统一定论，最明显的是以缓慢的吸积（由恒星的大小开始）来形成。另一个方法涉及气云萎缩成数十万太阳质量以上的相对论星体。该星体会因其核心产生正负电子对所造成的径向扰动而开始出现不稳定状态，并会直接在没有形成超新星的情况下萎缩成黑洞。第三个方法涉及了正在核坍缩的高密度星团，它那负热容会促使核心的分散速度成为相对论速度。最后是在大爆炸的瞬间从外压制造太初黑洞。可形成这种超大质量黑洞要具备一定的条件，形成超大质量黑洞的问题在于如何将足够的物质加入在足够细小的体积内。要做到这个情况，差不多要将物质内所有的角动量移走。向外移走角动量的过程就是限制黑洞膨胀的因素，并会导致形成吸积盘。

暗物质晕合并模型的建立为星系中心的黑洞形成和演化提供了背景，原初的种子黑洞不断地通过合并和气体吸积演化成超大质量黑洞。

种子黑洞的来源，一种大家较为接受和主流的种子黑洞模型为形成于零金属丰度气体中的第一代恒星演化后期的产物。第一代恒星被认为产生在红移z～20-50处大于宇宙金斯质量的塌缩晕里面。这些晕的质量大于，位于宇宙密度扰动的峰值处，里面的冷却过程主要是氢分子冷却（Tvir \u003e103K）。氢原子的冷却只有在更大的（M ≥108M⊙）维里化温度更高（Tvir \u003e 104K）的晕里面才有效。质量大于Mmin的晕中，氢分子的冷却时标足够短，这样气体才能冷却并聚集在晕的中心形成自引力体主导的区域，接下来恒星才会形成。由于原初气体的金属丰度很低，星风质量损失少，原初气体分子云塌缩的数值模拟显示第一代恒星（星族Ⅲ恒星）包含很多M \u003e 100M⊙的大质量恒星。其中原初气体云中形成的大于260M⊙的主序星，最后爆炸会因为恒星中心区的光致电离不稳定性而得到抑制。整个恒星燃烧的能量，最后会因为光致电离消耗大部分而不能成功爆炸，导致恒星进一步塌缩，形成黑洞。在恒星中心区域形成的黑洞，其质量估计包含了原初恒星质量的一半。

第二类种子黑洞可能由原初气体直接塌缩形成质量约为104M⊙-106M⊙的种子黑洞。原初星系因为贫金属的特性，在维里化温度Tvir \u003e104 K的晕中的气体分子氢的形成会被抑制，冷却机制只有氢原子冷却。在这样的晕中，因为冷却机制的问题，气体云很难分裂成块而形成恒星，最终在星系中心形成很大的气体盘。在某些角动量较小的晕中，没有塌缩的气体云形成的气体盘，通过棒中棒结构转移角动量，最后形成一个很厚的自引力束缚盘。数值模拟显示，气体通过盘里面的超声速湍流扰动可以损失掉90%的角动量。这样的自引力束缚盘最终会在原初星系中心形成一个104M⊙-106M⊙的种子黑洞。

上面过程中气体的聚集过程可能会因为其聚集过程的速度和效率不同而具有不同的结果。这些聚集的气体最后还可能会形成一个超大质量恒星，其质量可能超过5×104M⊙。因为气体聚集很快，超大质量恒星的散逸层物质还没有达到热平衡，而内部因为氢燃烧很快导致超新星爆炸，但是因为周围的物质太密集，不会形成超新星，最终通过中微子释放热量而塌缩成一个只有几个太阳质量的黑洞。这样一个恒星质量的黑洞周围包裹着致密的靠辐射压支撑的气体云的天体，内部一直在吸积着周围的物质，可以叫它类恒星系统（Quasi-Stars）、中心黑洞可以在较长时间保持超亚瑟·埃丁顿吸积率吸积周围物质，因此在很短的时标内，成为一个～104M⊙的种子黑洞。

晕之间的合并有助于单个黑洞质量的增长，例如导致晕中心黑洞的快速合并。通过比较近邻黑洞质量密度与QSOs（Quasi Stellar Objects）积分光度得到黑洞平均吸积辐射效率为10%，这表明了黑洞质量增长是吸积主导的。然而，合并在早期可能较重要。此外，对黑洞质量吸积的辐射效率所作的期望值存在着不确定性，这限制了确切地定出由合并而造成黑洞质量增长的比例。例如，如果对于最大转动Kerr黑洞，典型的辐射效率为40%，那么合并显然能主导黑洞的增长。要使合并成为单个黑洞质量增长的主要方式，则恒星质量大小的种子黑洞必须出现在大部分的小晕中。

晕合并是否必然导致黑洞合并，这仍然没有解决。在星系合并期间，黑洞经动力学摩擦沉入星系中心并在一个秒差距的尺度内形成双黑洞。双黑洞通过抛出低角动量的恒星而继续收缩。在球状星系里，这个过程是无效的，因为“Loss Cone”必定要通过两体弛豫来补充。双黑洞因此似乎停止合并，即使在哈勃空间望远镜时间内也不能合并。

下面详细讨论星系中心双黑洞轨道的演化。考虑一个双黑洞系统，其中两个黑洞的质量分别为m1和m2，半长轴为a(t)，存在于一个各向同性分布一维恒星核球背景中。由星系合并而在新形成的星系中心的双黑洞系统，其演化分为三个阶段：第一个阶段，双黑洞之间的距离由于和他们各自周围的恒星相互作用而减小，这个阶段在距离为时截止。第二阶段，在动力学黏滞和抛射恒星相互作用下，双黑洞距离减小，使得动力学黏滞不有效，进而只能通过三体作用抛恒星作用，随着周围的恒星被抛射掉，这个时标会变得很长。其时标可能会超过宇宙年龄，这是所谓的Final Parsec问题（FPP）。解决这个问题可以有两个途径，一个是考虑双黑洞所在的合并星系物质非球对称分布，二是考虑双黑洞周围的气体吸积盘，通过气体吸积盘转移双黑洞的轨道角动量，使双黑洞轨道半径有效的减小。第三个阶段是双黑洞通过引力辐射损失角动量最终合并的过程。

天文学家发现英仙座星系团小型星系NGC 1277中也包含着一个超大质量黑洞。NGC 1277距离地球2.5亿光年，处于它的中心处黑洞质量竟然达到太阳质量的170亿倍。占了整个星系质量的59%。银心的黑洞（人马座A*）的质量只有太阳质量的400万倍，比起NGC 1277的黑洞来，相差数千倍。

NGC 1277是目前已发现的两个最大黑洞之一；另一个则是OJ 287。OJ 287是一个类星体，位于离我们约35亿光年的巨蟹座内。其质量竟达太阳的180亿倍，被认为是现在已发现的最大黑洞。颇为有趣的是，还有一颗质量是太阳质量1亿倍的黑洞在一个周期为12年、半径为10光周（即光在一星期中通过的距离）的轨道上环绕它运行，构成了一个奇特的黑洞双星系统。

美国《科学新闻》（Science News）杂志网站在2021年12月20日的报道中，梳理了2021年度令人惊奇的六大科学纪录，其中天文学家发现的迄今最古老的巨大黑洞（即红移为7.642的类星体J0313-1806中心质量为16亿倍太阳质量的黑洞）名列榜首。

2023年7月6日，研究人员使用詹姆斯·韦伯空间望远镜太空望远镜发现了迄今为止最遥远的活跃超大质量黑洞。这个星系CEERS 1019在大爆炸后仅存在了5.7亿年多一些，它的黑洞质量小于早期宇宙中尚未发现的任何其他黑洞。不仅如此，它们还轻而易举地“抖出”了另外两个同样位于较小一侧的黑洞，它们存在于此次大爆炸后的10亿年和11亿年。韦布还确定了宇宙诞生4.7亿年至6.75亿年前存在的11个星系。证据由韦伯宇宙演化早期发布科学（CEERS）调查提供，由德克萨斯大学奥斯汀分校的史蒂文芬克尔斯坦领导。该程序结合了韦伯高度详细的近红外和中红外图像以及称为光谱的数据，所有这些都用于做出这些发现。

美国航空航天局网站2020年3月3日报道，利用NASA的钱德拉X射线天文台（Chandra）和ESA的X射线多镜面“牛顿”（XMM-艾萨克·牛顿）的观测数据，同时结合澳大利亚的默奇森宽场阵列（MWA）和印度的巨型米波射电望远镜（GMRT）地基射电望远镜观测数据，发现了由距地球约3.9亿光年的超大质量黑洞引发的巨大爆炸事件，这是迄今为止观测到的宇宙中规模最大的爆炸事件，是此前观测到的最大规模爆炸的5倍。相关论文发表在Astrophysical Journal上。

星系团是宇宙中规模最大的结构，通过引力将数量众多的星系﹑暗物质以及热气体等结合在一起。此次爆炸发生在距地球3.9亿光年的蛇夫座星系团，其中心存在一个规模巨大的星系，星系中心是一颗超大质量黑洞。尽管黑洞引力巨大，但是也会以射流或射束的形式释放大量的物质和能量，并与黑洞周围的物质发生猛烈撞击。研究认为蛇夫座星系团中心的黑洞就是此次巨大爆炸事件的起源。

美国航空航天局网站2020年1月7日报道，基于钱德拉X射线天文台的观测数据，发现M87星系星系中的超大质量黑洞M87*正在向外高速喷射粒子，其速度高达光速的99%。研究论文发表在Astrophysical JournalLetters上。

阿尔伯特·爱因斯坦在1915年提出了相对论。广义相对论的爱因斯坦场方程的一个非常重要的解是由卡尔·史瓦西在1916年得到的，适用于一个总质量为M、远离其他引力质量的球对称质量分布的邻域。在此情况下，度规张量元不再为常数，而是坐标的函数。史瓦西线元的形式为

其中，球极坐标t，r，θ和φ都是由一个惯性系，即一个相对于质量M作自由落体的参照系中的观测者测到的。如果令dr=dθ=dφ=0，固有时间间隔dτ满足dτ2=ds2/c2，由在质量M的引力场中静止的钟测出。从上述方程的右边第一项看到，和在（自由下落的）惯性系中一个同样的钟的间隔值dt相比，dτ缩短了，满足，叫作质量M的史瓦西半径。考虑一个速度为v的粒子沿径向方向靠近质量M。它感受到的向内加速度为

积分之后，假设在r=∞时v=0，得到半径r处的速度为，将粒子的运动路径反过来，看到v是r处的逃逸速度。因此史瓦西半径的意思是说这一半径处的逃逸速度v=c，所以没有粒子，甚至光子能够从这一半径之内逃出。这样它看起来像一个黑洞。在史瓦西半径处光的频率变为零（即引力红移为无限大）。史瓦西半径表示为：，式中c代表光速常数，史瓦西半径是对应于没有自旋的黑洞的事件视界大小。

令M为30万倍太阳质量，即M=3×105×（1.99×1030 kg）= 6.0×1035 kg，则

这样的星体的平均密度为：

首先是斯蒂芬·霍金( Hawking)提出了黑洞面积定理。质量为M的非旋转黑洞的视界是一个球面，它的表面积为，任何落入黑洞的物质都会增加它的质量，也就是增加它的面积。如果两个质量为M的施瓦西黑洞合并，质量为2M的黑洞的面积是64πG2M2，这比原来合并的两个黑洞的总面积2×16πG2M2要大。这在黑洞是旋转且带电的普遍情况下也是正确的。事实上，在1971年，斯蒂芬·霍金从非常普遍的假设出发，证明了在任何过程中，宇宙中黑洞视界的总面积A必须增加:。

接着，雅各布·贝肯斯坦(J.Bekenstein)大胆地推测出黑洞的表面积很可能就是黑洞的“”。这一猜测刚一提出就遭到霍金等人的反对，他们认为，贝肯斯坦曲解了面积定理。因为如果黑洞有熵，从热力学角度来看，黑洞也应该有温度，有温度就会有热辐射，而黑洞是一个只进不出的天体，不可能有热辐射。因此，斯蒂芬·霍金等人在1973年发表文章，否认黑洞具有真正的热性质。但一年以后，霍金的态度来了个一百八十度的大转弯，他不仅承认黑洞的表面积是熵，黑洞具有温度，而且用弯曲时空量子场论证明了黑洞有热辐射，这也就是著名的霍金辐射。

在星系形成的等级结构模型中，亚星系的结构先形成，之后再不断地通过合并形成越来越大的星系。伴随着星系的合并，星系中心的大质量黑洞也不断经历合并。在富气体星系的合并过程中，气体落入星系的中心，可能触发恒星的形成和黑洞的吸积。黑洞不断通过合并和气体吸积，从小到大形成现在观测到的在不同红移处的超大质量黑洞，因此，在星系的演化过程中，不同红移处必然存在很多大质量黑洞双体系统，甚至三体系统。双黑洞轨道的进动可能对星系核的形态产生影响，导致比较特殊的星系形态，它们可能是星系中心存在双黑洞的间接证据。

超大质量黑洞与其他相对较低质量的黑洞相比，其平均密度很低，甚至比空气的密度还要低。这是因为史瓦西半径是与其质量成正比，而密度则是与体积成反比。由于球体（如非旋转黑洞的视界）的体积是与半径的立方成正比，而质量差不多以直线增长，体积的增长率则会更大。故此，密度会随黑洞半径的增长而减少。在视界附近的潮汐力会明显的较弱。

例如，M为3倍太阳质量，即M=3×（1.99×1030 kg）= 6.0×1030 kg，则

，

星系中心超大质量黑洞质量测量方法主要分为直接和间接两类，直接方法包括测量黑洞视界大小、黑洞周围恒星或空气动力学，间接方法通过与黑洞质量有关的一些观测量以及理论模型获取（如黑洞吸积盘谱拟合等）。

在黑洞直接测量中，第一个比较可靠的测量应该是银河系中心黑洞，其距离地球约8.3 kpc，地面望远镜即可以分辨部分星系中心的恒星，并测量它们的运动轨迹。对银河系中心数十颗恒星位置进行连续近20年的跟踪观测，发现这些恒星都绕着某个共同的‘点’绕转，且速度远大于星系中其他恒星，根据恒星质量和运动轨迹，可以得到中心天体的质量约为430万倍太阳质量。在中心极小的体积内（有一颗S2的恒星近心点距中心只有120 AU，其中AU为太阳到地球之间平均距离），有如此巨大的质量，除了黑洞目前还没有其他更令人信服的解释。人们一直渴望获得更直接的黑洞证据，对于一些活动性比较弱的超大质量黑洞来说，其吸积盘是光学薄的径移主导吸积流（ADAF），其辐射主要在亚毫米波段。在计算了超大质量黑洞周围等离子体的辐射后发现，在毫米波段或亚毫米波段利用甚长基线干涉测量方法，基本可以分辨出部分近邻星系中心超大质量黑洞视界尺度（特别是银心黑洞）。随着诸多毫米波望远镜的建成，一个虚拟的接近地球直径大小的望远镜逐步形成，其分辨率达到了20微角秒，该分辨率几乎接近了银河系中心超大质量黑洞的视界尺度（约为10个微角秒），因此人们把这一望远镜阵列称为“视界望远镜”（Event 地平线 Tele-scope）。除了银河系中心黑洞，M87星系中心的超大质量黑洞质量比银河系中心黑洞质量大了近1500倍，但距离远了近2000倍，因此该黑洞在天空平面投影大小与银河系中心黑洞的投影大小相似。2019年4月10日，视界望远镜合作组公布了人类首张黑洞照片，这次公布的对象为M87星系中心黑洞，此次公布的黑洞照片除了直接帮助我们确认了黑洞的存在，亮环特征与理论预言几乎完全一致，因此也再一次证实了爱因斯坦的广义相对论的正确性。通过黑洞亮环大小测量得到M87星系星系中心黑洞质量为（6.5±0.7）×109M⊙，这与通过恒星速度弥散测得的黑洞质量非常吻合。

对银心处一些恒星的开普勒运动的长期监测为银心处存在一个约400万太阳质量黑洞提供了有力的证据（下图)。超大质量黑洞的质量大约是它们宿主星系或星系核球质量的千分之一至千分之五。超大质量黑洞与星系间的紧密相关性预示它们是共同演化的。宇宙中存在超过数以亿计的超大质量黑洞，它们大多蛰伏在正常星系的核心，处于宁静状态，而有一些则通过猛烈吞噬周围的气体物质活跃起来，成为类星体或活动星系核。超大质量黑洞也是星系结构形成中无法回避的力量和存在。

对近邻旋涡星系NGC 4258核心的观测显示，在一个相当简单的几何框架下，该星系包含一个水脉泽斑的分布。发射斑分布在一个穿过星系投影中心的几乎线性的结构上，相对于星系的质心速度而言，中心一侧的特征红移，而另一侧好像呈现为蓝移。这些观测最自然的解释是，脉泽斑位于绕星系中心大质量运动的侧向盘内。从 NGC 4258核心发出的射电喷流也显示出一些x射线源的特征，因此这个星系明显地包含一个活动星系核。据信能产生这些现象的大质量黑洞解释了导出的中央大质量，它同时也能为周围盘中的脉泽斑提供能源。单个脉泽斑的多普勒位移的测量为这个模型提供了证据。

对于稍远的星系来说，目前还无法直接分辨出中心气体的运动，特别是对于活动星系来说，由于其辐射非常强，直接测量中心黑洞附近的气体和恒星动力学变得更加困难。对于活动星系来说，人们找到了一种“反响映射”（reverberation mapping）的方法，活动星系核中发射线主要来自宽线区（Broad Emission 谱线 Region）和窄线区（Narrow Emission Line Region），是由于黑洞周围不同距离的气体在黑洞吸积盘照射下电离激发形成的。如果黑洞吸积盘辐射光度产生变化，则在一定时间后，发射线也会产生光变，由连续谱和发射线光变的时间延迟就可以计算出发射线气体云到中心黑洞的距离，由宽线区云的速度弥散则可以知晓其运动速度，因此可计算出中心黑洞质量。

随着超大质量黑洞质量测量取得重要进展，人们发现星系核球与中心黑洞之间存在着紧密的关系。有文献指出，M31的中心黑洞质量大约是M32的5~10倍，而这两者的核球光度之比约为15，星系总光度之比为70。如果通过星系的质光比将核球光度转换成核球质量，当时得出的黑洞-核球质量比为。有的研究工作采用32个星系样本对这一关系进行了检测，进一步确认了黑洞质量与核球光度之间的线性相关性。真正推动星系与中心黑洞快速发展的是MBH-σ关系的发现。黑洞质量与星系核球之间的关系是理解星系演化和黑洞增长的重要途径，还需要更加深入的研究。MBH-σ关系告诉我们星系中心黑洞与星系应该是共同演化的，或许是共同增长、相互影响的，但该过程还没有被很好的理解。

除了黑洞质量之外，角动量或自旋是黑洞另外一个极其重要参数。近年来黑洞自旋的测量有了部分进展，但测量的源数目依旧有限。对于一些明亮的黑洞天体（比如类星体和高软态黑洞双星等），黑洞吸积率较高，吸积盘为经典的薄盘，吸积盘中的气体沿着近圆轨道向内运动，直到最内稳定圆轨道。可以利用最内稳定圆轨道与黑洞自旋有关的特性来限定黑洞自旋参数，其中最主要的两种方法分别是通过吸积盘上铁发射线轮廓拟合以及吸积盘黑体谱能谱拟合。利用铁线反射谱轮廓来测定黑洞自旋不仅能运用于恒星级黑洞X射线双星，也可以运用于超大质量黑洞的活动星系。该方法不依赖于黑洞质量及距离的测量，仅依赖于黑洞自旋。到目前为止，已经有十余个恒星级黑洞与十余个活动星系中心黑洞利用该方法测定了中心黑洞自旋参数。另外一种办法就是通过拟合黑洞天体中黑体谱成分来限定吸积盘内区温度，从而确定最内稳定圆轨道的大小。这种方法需要同时确定黑洞质量、距离以及吸积盘的转轴倾角等物理量。由于需要精确确定吸积盘的内区温度，这种连续谱拟合方法目前主要应用于测定部分恒星级黑洞自旋（黑体辐射主要在可观测的软X射线波段）。在2015年，LIGO发现恒星级黑洞合并产生的引力波之后，在铃宕（ringdown）阶段引力波波形中也含有双黑洞自旋信息，但目前探测灵敏度还不足以限定合并前两个黑洞的自旋参量，但合并后形成的新黑洞自旋还是可以粗略限定的。未来探测灵敏度提高后，预期可以更好的限定合并前以及合并后黑洞的自旋。

20 世纪90年代初，德国天文学家莱茵哈德·根舍（ReinharGenzel），使用欧洲南方天文台在智利建造的3.5米口径新技术望远镜，对银河系中心展开深入研究。经过观测，他发现那里的恒星运动得极快，而且它们离银河系中心越近，运动得越快，这个现象表明，在银河系中心处聚集着非常大的质量。不仅如此，这个质量的中心点似乎位置固定，其他物质全都在围着它疯狂地旋转。

继根舍之后，美国天文学家安德莉亚·盖兹（Andrea Ghez）与同事用美国夏威夷的两台10米口径凯克（Keck）望远镜，也对银河系中心展开了观测。银河系中心附近的恒星转得非常快，几年工夫就转完一圈，所以，安德里亚·格兹等人对它们的运动进行跟踪观测，由此绘出了很长一段运动轨迹。距离人马座A*最近的那些恒星，时速高达每小时500万公里。除了追踪它们的运动轨迹外，天文学家还能根据多普勒效应，测量出它们靠近或者远离我们的运动速度。有了这些信息，盖兹与同事就能准确地计算出，这些恒星在三维空间里的运动情况。比如，有一颗恒星，编号二氧化硫，它的轨道偏心率非常大，只需15.5年就能转完一圈，天文学家对它进行跟踪监测，追着它整整转了一圈。还有一颗恒星，编号SO-102，它的轨道周期更短，只有11.5年。这些恒星的高速运动表明，它们肯定在围绕着一个大质量天体旋转。

在这次拍照前，主要有三类代表性证据可以表明黑洞存在：

（1）恒星、气体的运动透露了黑洞的踪迹。黑洞有强引力，对周围的恒星、气体会产生影响，可以通过观测这种影响来反推黑洞的存在。例如，根据对银心区域的28颗恒星长达16年的观测显示，这些恒星在围绕着一个不可见的天体转动，该不可见天体在小于0.002光年的区域内拥有的质量达410万倍太阳质量。鉴于难以找到其他类天体具有这样的性质，天文学家们认为该观测证据证明了银河系中心超大质量黑洞的存在。

（2）根据黑洞吸积物质发出的光来判断黑洞的存在。在黑洞强引力的作用下，周围的气体就会向黑洞下落。由于气体具有一定的角动量，因此在距离黑洞几倍到几万倍事件视界的地方形成一个发光的腰带——吸积盘。以超大质量黑洞为例，如果把黑洞的吸积盘区域比作一个黄豆，普通星系就相当于一个身高5万米的巨人，虽说黄豆般大小的活跃黑洞比巨人般的星系小千万倍，但每秒钟发出的能量却比星系强很多。这种小尺寸、大能量的性质使我们推断它很可能是黑洞。

（3）黑洞成长的过程“看”见黑洞。LIGO探测的五次引力波都对应了恒星级质量黑洞的合并事件，见证了更小的黑洞借助合并成长为更大黑洞的过程。这类引力波的发现，也是我们推断黑洞存在的证据之—。

黑洞照片的解释：图（a）就是人类得到的第一张黑洞照片。这张照片有3个主要特征：一是中心是几乎不发光的区域，称为黑洞的阴影；二是阴影周围有一个比较明亮的亮环；三是该亮环亮度上下不对称。这些特征的物理机制是什么呢?下图中（a）为事件视界望远镜得到的M87星系黑洞的图片，（b）为黑洞吸积的广义相对论磁流体力学数值模拟得到的理论黑洞图片，（c）为理论结果与EHT仪器参数进行卷积后得到的黑洞图片。

首先需要指出，阴影并不对应黑洞视界，而是对应着广义相对论下的光子俘获半径，其大小差不多是不旋转黑洞半径的2.6倍。光子俘获半径的物理意义解释如下：假定向黑洞射出一组平行光，取决于光子的瞄准距离，这些光子的命运也不相同。若瞄准距离小于俘获半径，则光子做一个类似抛物线的运动后会落入黑洞；若瞄准距离大于该半径，则光子绕黑洞做曲线运动后会最终逃离黑洞。因此，处于俘获半径之内的气体发出的辐射会有较大概率落入黑洞无法到达望远镜，导致黑洞阴影。处于俘获半径附近的气体发出的光子，其测地线会围绕黑洞很多圈才到达望远镜。若辐射气体是光学薄的，则该半径处的所有气体都对辐射有贡献，再加上吸积盘的辐射亮度本来也是随着半径减小而增加的，因此辐射看起来就特别亮。这就是我们看到的围绕阴影的亮环的形成原因。

亮环上方和下方不对称是由多普勒效应引起的。亮环下半部分的气体朝着我们运动，导致气体的辐射变强；反之，亮环上半部分的气体离我们远去，故气体的辐射变弱。

详细的计算表明，这里的气体朝向以及远离我们运动，并不是简单的吸积盘的转动导致的，而主要是由黑洞转动控制的喷流或者外流气体的转动导致的。所以，光环的不对称本质上体现的是黑洞的旋转方向。

在银河系的周围，我们还找到了质量更大的黑洞。室女星系团里的巨椭圆星系M87星系，距离我们5350万光年，有一束喷流从它的核心喷涌而出，这让它显得格外与众不同。在可见光波段，我们看到这个喷流一直延伸到星系之外约5000光年，如果用射电望远镜观测的话，我们还能看到喷流产生的射电瓣结构，最远可以伸展到25万光年。

在M87的中心就有一个超大质量黑洞，它的质量高达太阳的65亿倍，我们见到的那个喷流可能就是它产生的。（科学家认为，在与之相对的另一侧也有一束喷流，只是因为它没有正对着我们，所以我们看不到它。）

在所有星系的中心，都可能窝藏着这样一个超大质量黑洞，而且星系的质量越大，黑洞的质量似乎就越大。在距离我们3亿光年的后发星系团里，有一个超巨椭圆星系NGC 4889。据估计，这个星系的质量是太阳质量的8万亿倍，在距离我们3亿光年的范围内，没有一个星系能在质量上超过它。自然地，藏在它中心的那个黑洞也是最大的，其质量大约是太阳质量的210亿倍。

2023年3月，马里兰州格林贝尔特美国航空航天局戈达德太空飞行中心的理论家杰里米施尼特曼宣布，在哈勃空间望远镜的帮助下进行的直接测量，已证实了100多个超大质量黑洞的存在，”新的NASA动画显示了10个超大黑洞，它们占据了其宿主星系的中心舞台，包括银河系人马座A*和星系M87星系，星系NGC 7727、1601+3113矮星系，以及TON 618等。

2021年2月19日，《Science》《Acta Aastrophysi-ca Sinica》刊登了3篇文章，包括中国科学院国家天文台研究人员在内的国际合作团组联合发布了对天鹅座X-1（Cygnus X-1）的最新精确测量结果，对黑洞的距离，质量、自旋及其演化做了最为精确的测量和限制。研究人员发现，此系统包含了1个21 M⊙的黑洞，并且其自旋转速极接近光速。这是目前得到精确测量的黑洞X射线双星系统中质量最大。转动最快的黑洞。

2021年3月24日，曾拍摄首张黑洞照片的事件视界望远镜（Event 地平线 Telescope，EHT）国际合作组织又发布了M87星系中黑洞的偏振图像。在2017年的观测中，EHT记录了超大质量黑洞附近2种偏振模式的毫米辐射，天文学家可以据此重建黑洞周围的线偏振情况。这些偏振图像携带着与同步辐射有关的磁场结构的信息，对解释活动星系核喷流形成机制起到了关键性的作用。

对超大质量黑洞质量的测量，目前通常依赖于黑洞周围恒星或气体云的运动，或者是吸积盘回波的时间延迟，测量条件苛刻且适用范围较窄。2021年8月，《Science》杂志发布的一项研究表明，活动星系核光学辐射闪烁趋于平稳的时标（被称为阻尼时标）和中心超大质量黑洞的质量呈现出明显的相关性。研究人员推测，观测到的光学变化是由吸积盘内区发射的紫外辐射在快速传播的过程中产生的。此项研究为超大质量黑洞提供了一种新的质量测量手段。

北京时间2022年5月12日21时，事件视界望远镜（EHT）发布了银心的超大质量黑洞人马座A*（Sgr A*）的图片，这个黑洞的质量为太阳质量的400万倍，距离地球2.67万光年。

回顾3年前，也就是北京时间2019年4月10日21时（美国东部时间2019年4月10日上午9时），EHT发布了人类历史上的第一张黑洞照片，照片的主角是位于处女座的超大质量黑洞M87星系*，其质量约为65亿倍的太阳质量，距离地球5500万光年。从这些图片中可以直观地看到黑洞周围的真实形态，这是人类历史上的一个重要里程碑。两个黑洞的质量相差了约1500倍，通过对它们进行比较研究，可以帮助科学家更好地理解气体在超大质量黑洞周围的行为、星系演化以及引力理论等多个方面。

黑洞是广义相对论的基本预测，在天体物理学中很常见，并且存在于广泛的质量范围内。对于恒星级质量黑洞的研究，一般是通过研究吸积盘的X射线光谱性质，从而对黑洞的基本物理参数如质量、自旋等给出限制。除此以外还可以通过引力波信号进行研究。另一类黑洞为超大质量黑洞，质量分布在数百万到数百亿个太阳质量之间，被认为存在于几乎所有星系的中心，包括椭圆星系M87星系的核心和银心。随着事件视界望远镜的建立，EHT通过利用甚长基线干涉测量技术（very-long-baseline interferometry，VLBI），并与世界各地的8个射电天文台进行联合观测，组成地球大小的等效口径的望远镜，其观测区域的分辨率直径达到了40 μas，这使得直接对超大质量黑洞进行成像成为了可能。在所有已知的超大质量黑洞中，M87*和Sgr A*具有最大的角直径，这使得它们成为EHT观测的主要目标。

虽然Sgr A*离我们更近，相比对M87星系*的观测，这一次的拍摄反而更加困难。首先因为银心方向存在着大量的星际介质，遮蔽的影响使数据处理更加复杂。此外，处于黑洞附近的气体以接近光速的速度，围绕黑洞进行圆周运动。由于M87*和Sgr A*两者间存在质量差异，它们的时变尺度也存在类似差异。黑洞M87*附近的气体需要数十天才能完成一次绕转，而对于黑洞Sgr A*，气体绕转黑洞1周只需要几分钟，如此快速的绕转速度导致Sgr A*的图像在一定时间内有着更加丰富的变化。科学家通过提取多次观测的平均值，最终得到了这张异常珍贵的照片。总的来说，对黑洞直接成像是研究黑洞的新方法，此次的照片发布进一步认定了银心存在一个超大质量黑洞。同时，通过黑洞的成像研究，还可以对引力理论起到测试作用，为吸积理论、喷流机制提供更多的研究材料。

2022年4月13日爱德文·哈勃揭示超大质量黑洞的起源，目前的理论预测，超大质量黑洞在剧烈形成恒星的“星爆”星系的尘埃笼罩的核心中诞生，然后排出周围的气体和尘埃，并成为极其明亮的类星体。虽然极其罕见，但这些尘埃星暴星系和发光类星体都在早期宇宙中被发现。哥本哈根大学尼尔斯玻尔研究所的天文学家Seiji Fujimoto的团队认为GNz7q可能是这两类对象之间缺失的一环。

2022年5月，美国航空航天局公布了一段来自2.5亿光年外的英仙座星系团中心黑洞的音频，有网友评论其像“恐怖电影配乐”。

2023年4月5日《自然》杂志上一篇论文称：通过五台望远镜的观测结果揭示了合并星系中的一对超大质量黑洞。星系的形成被认为是分层的，低质量结构首先形成，然后合并形成质量更大的物体。由于几乎所有星系都拥有一个超大质量黑洞，因此这种合并过程的中间阶段应该会产生拥有这些黑洞成对的星系。

2023年4月6日发表在《天体物理学杂志快报》上的一篇论文称：美国天文学家发现了一个“失控”的黑洞，似乎正在逃离其宿主星系，在太空中狂奔，身后拖曳着一些气体和恒星。研究团队指出，如果这一发现获得证实，将是超大质量黑洞可从其宿主星系喷射出来并在星际空间漫游的首个观测证据。研究团队估计，这个黑洞的质量约为太阳质量的2000万倍，正以560万公里/小时的速度脱离其宿主星系。

2023年6月29日，由中国科学院国家天文台等单位科研人员组成的中国脉冲星测时阵列（CPTA）研究团队利用500米口径球面射电望远镜FAST，探测到纳赫兹引力波存在的关键性证据。对频率低至纳赫兹的引力波进行探测，将有助于天文学家理解宇宙结构的起源，探测宇宙中最大质量的天体即超大质量黑洞的增长、演化及合并过程；也有助于物理学家洞察时空的基本物理原理。

2020年10月6日，瑞典皇家科学院宣布，本年度的诺贝尔物理学奖授予三位在黑洞研究领域作出了杰出贡献的科学家，包括：获得奖项一半的英国理论物理学家罗杰·彭洛斯（Roger Pen-rose），他证明了黑洞形成是广义相对论的有力预测；分享奖项另一半的德国天文学家莱因哈德·根泽尔（Reinhard Genzel）和美国天文学家安德里亚·格兹（Andrea Ghez），他们独立发现了银心存在一个超大质量致密天体。