ثقب أسود فائق الكتلة

📅 آخر تحديث: ٢٥ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٥ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 17 صور
الموسوعة الحرة

أول صورة مباشرة لثقب أسود فائق الكتلة، تم العثور عليه في النواة المجرية لمسييه 87. [ 1 ] [ 2 ]

الثقب الأسود فائق الكتلة ( SMBH أو SBH أحيانًا ) هو أكبر أنواع الثقوب السوداء ، حيث تبلغ كتلته مئات الآلاف، أو ملايين إلى مليارات، أضعاف كتلة الشمس ( M☉ ) . تُصنف الثقوب السوداء ضمن فئة الأجرام السماوية التي خضعت لانهيار جاذبي ، تاركةً وراءها مناطق كروية الشكل في الفضاء لا يستطيع أي شيء، حتى الضوء ، الإفلات منها . تشير الأدلة الرصدية إلى أن كل مجرة ​​كبيرة تقريبًا تحتوي على ثقب أسود فائق الكتلة في مركزها . [ 3 ] [ 4 ] على سبيل المثال، تحتوي مجرة ​​درب التبانة على ثقب أسود فائق الكتلة في مركزها ، وهو ما يتوافق مع مصدر الراديو Sagittarius A* . [ 5 ] [ 6 ] يُعد تراكم الغاز بين النجوم على الثقوب السوداء فائقة الكتلة العملية المسؤولة عن تغذية النوى المجرية النشطة (AGNs) والكوازارات . [ 7 ]

تم تصوير ثقبين أسودين فائقين الكتلة بشكل مباشر بواسطة تلسكوب أفق الحدث ؛ وهما القوس أ*، في مركز مجرة ​​درب التبانة، والثقب الأسود في مركز مجرة ​​مسييه 87 ، وهي مجرة ​​إهليلجية عملاقة . [ 8 ] [ 9 ]

وصف

تُعرَّف الثقوب السوداء فائقة الكتلة تقليديًا بأنها ثقوب سوداء تزيد كتلتها عن 100,000 (تتراوح كتل الثقوب السوداء فائقة الكتلة بين 10 و5 أضعاف كتلة الشمس ( M☉ )، بينما تصل كتلة بعضها إلى عدة مليارات من M☉ . [ 10 ] تتميز الثقوب السوداء فائقة الكتلة بخصائص فيزيائية تميزها بوضوح عن الثقوب السوداء ذات الكتل الأقل. أولًا، تكون قوى المد والجزر بالقرب من أفق الحدث أضعف بكثير بالنسبة للثقوب السوداء فائقة الكتلة. تتناسب قوة المد والجزر المؤثرة على جسم عند أفق حدث ثقب أسود عكسيًا مع مربع كتلة الثقب الأسود: [ 11 ] يتعرض شخص يقف عند أفق حدث ثقب أسود كتلته 10 ملايين M☉ لقوة مد وجزر بين رأسه وقدميه تعادل تقريبًا قوة المد والجزر التي يتعرض لها شخص على سطح الأرض. على عكس الثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية ، لا يتعرض المرء لقوة مد وجزر كبيرة إلا عند التوغل عميقًا جدًا داخل أفق حدث الثقب الأسود. [ 12 ]  

من غير البديهي إلى حد ما أن تكون كثافة الثقب الأسود فائق الكتلة (المعرفة بأنها كتلة الثقب الأسود مقسومة على الحجم داخل نصف قطر شوارزشيلد الخاص به ) أقل من كثافة الماء . [ 13 ] وذلك لأن نصف قطر شوارزشيلد (رs{\displaystyle r_{\text{s}}}تتناسب الكثافة طرديًا مع كتلة الجسم. وبما أن حجم الجسم الكروي (مثل أفق حدث الثقب الأسود غير الدوار) يتناسب طرديًا مع مكعب نصف قطره، فإن كثافة الثقب الأسود تتناسب عكسيًا مع مربع كتلته، وبالتالي فإن الثقوب السوداء ذات الكتلة الأكبر لها كثافة متوسطة أقل . [ 14 ]

يُقارب نصف قطر شوارزشيلد لأفق حدث ثقب أسود فائق الكتلة غير دوّار وغير مشحون، تبلغ كتلته حوالي مليار كتلة شمسية ، نصف المحور الأكبر لمدار أورانوس ، أي ما يُعادل 19 وحدة فلكية تقريبًا . [ 15 ] [ 16 ] يُشير بعض علماء الفلك إلى الثقوب السوداء التي تزيد كتلتها عن 5 مليارات كتلة شمسية باسم الثقوب السوداء فائقة الكتلة ( UMBHs أو UBHs )، [ 17 ] إلا أن هذا المصطلح ليس شائع الاستخدام. ومن الأمثلة المحتملة الثقوب السوداء الموجودة في مراكز المجرات TON 618 و NGC 6166 و ESO 444-46 و NGC 4889 ، [ 18 ] والتي تُعدّ من بين أضخم الثقوب السوداء المعروفة.  

أشارت بعض الدراسات إلى أن أقصى كتلة طبيعية يمكن أن يصل إليها ثقب أسود، مع كونه جسمًا لامعًا يمتص المادة (يحتوي على قرص تراكمي)، تبلغ عادةً حوالي 50 مليار كتلة شمسية . [ 19 ] [ 20 ] ومع ذلك، أشارت دراسة أجريت عام 2020 إلى إمكانية وجود ثقوب سوداء أكبر حجمًا، تُعرف باسم الثقوب السوداء الضخمة للغاية ( SLABs )، بكتل تتجاوز 100 مليار كتلة شمسية ، وذلك استنادًا إلى النماذج المستخدمة؛ وتصنف بعض الدراسات الثقب الأسود الموجود في قلب فينيكس أ ضمن هذه الفئة. [ 21 ] [ 22 ]  

تاريخ البحث

بدأت قصة اكتشاف الثقوب السوداء فائقة الكتلة مع تحقيق مارتن شميدت في المصدر الراديوي 3C 273 عام 1963. في البداية، اعتُقد أنه نجم، لكن طيفه كان محيرًا. تبين لاحقًا أنه خطوط انبعاث الهيدروجين التي انزاحت نحو الأحمر ، مما يشير إلى أن الجسم كان يبتعد عن الأرض. [ 23 ] أظهر قانون هابل أن الجسم يقع على بعد مليارات السنين الضوئية ، وبالتالي لا بد أنه يُصدر طاقة تعادل طاقة مئات المجرات. يشير معدل تغيرات ضوء المصدر، الذي أُطلق عليه اسم جسم شبه نجمي أو كوازار، إلى أن المنطقة المُصدرة يبلغ قطرها فرسخًا فلكيًا واحدًا أو أقل. تم تحديد أربعة مصادر من هذا النوع بحلول عام 1964. [ 24 ]

في عام 1963، اقترح فريد هويل و دبليو إيه فاولر وجود نجوم فائقة الكتلة تحرق الهيدروجين كتفسير للأبعاد المدمجة والطاقة العالية المنبعثة من الكوازارات. وستكون كتلة هذه النجوم حوالي10 5 –10⁹ كتلة شمسية .  مع ذلك، لاحظ ريتشارد فاينمان أن النجوم التي تتجاوز كتلة حرجة معينة تكون غير مستقرة ديناميكيًا، وستنهار لتشكل ثقبًا أسود، على الأقل إذا كانت غير دوارة. [ 25 ] ثم اقترح فاولر أن هذه النجوم فائقة الكتلة ستمر بسلسلة من الانهيارات والتذبذبات الانفجارية، مما يفسر نمط الطاقة المنبعثة. بنى أبينزيلر وفريك (1972) نماذج لهذا السلوك، لكنهما وجدا أن النجم الناتج سيظل ينهار، وخلصا إلى أن النجم غير الدوار0.75 × 10 6 M ☉  SMS "لا يمكنها الهروب من الانهيار إلى ثقب أسود عن طريق حرق الهيدروجين من خلال دورة CNO ". [ 26 ]

قدّم إدوين إي. سالبيتر وياكوف زيلدوفيتش في عام 1964 اقتراحًا مفاده أن سقوط المادة على جسم مضغوط ضخم من شأنه أن يفسر خصائص الكوازارات. ويتطلب ذلك كتلة تبلغ حوالي10 8 M ☉  لمطابقة ناتج هذه الأجسام. لاحظ دونالد ليندن-بيل في عام 1969 أن الغاز المتساقط سيشكل قرصًا مسطحًا يلتف حلزونيًا إلى " حلق شوارزشيلد " المركزي. وأشار إلى أن الناتج المنخفض نسبيًا للنوى المجرية القريبة يشير إلى أنها كوازارات قديمة غير نشطة. [ 27 ] في غضون ذلك، في عام 1967، اقترح مارتن رايل ومالكولم لونجير أن جميع مصادر الانبعاثات الراديوية خارج المجرة تقريبًا يمكن تفسيرها بنموذج تُقذف فيه الجسيمات من المجرات بسرعات نسبية ، أي أنها تتحرك بسرعة قريبة من سرعة الضوء . [ 28 ] ثم اقترح مارتن رايل ومالكولم لونجير وبيتر شوير في عام 1973 أن النواة المركزية المدمجة يمكن أن تكون مصدر الطاقة الأصلي لهذه النفاثات النسبية . [ 27 ]

لاحظ آرثر إم. وولف وجيفري بوربيدج في عام 1970 أن التشتت الكبير في سرعة النجوم في المنطقة النووية للمجرات الإهليلجية لا يمكن تفسيره إلا بتركيز كتلة كبير في النواة؛ أكبر مما يمكن تفسيره بالنجوم العادية. وقد أظهرا أن هذا السلوك يمكن تفسيره بوجود ثقب أسود هائل تصل كتلته إلى10 10 M ☉  ، أو عدد كبير من الثقوب السوداء الأصغر ذات الكتل الأقل10 3 M ☉  . [ 29 ] تم العثور على دليل ديناميكي على وجود جسم مظلم ضخم في قلب المجرة الإهليلجية النشطة ميسييه 87 في عام 1978، وقُدِّر حجمه مبدئيًا بـ5 × 10 9 M ☉  . [ 30 ] وسرعان ما تبع ذلك اكتشاف سلوك مماثل في مجرات أخرى، بما في ذلك مجرة ​​أندروميدا في عام 1984 ومجرة سومبريرو في عام 1988. [ 3 ]

افترض دونالد ليندن-بيل ومارتن ريس في عام 1971 أن مركز مجرة ​​درب التبانة يحتوي على ثقب أسود هائل. [ 31 ] اكتُشف القوس أ* وسُمّي في 13 و15 فبراير 1974، على يد الفلكيين بروس باليك وروبرت براون باستخدام مقياس التداخل غرين بانك التابع للمرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي . [ 32 ] اكتشفا مصدرًا راديويًا يُصدر إشعاعًا سنكروترونيًا ؛ ووجدا أنه كثيف وغير متحرك بسبب جاذبيته. كان هذا، بالتالي، أول مؤشر على وجود ثقب أسود فائق الكتلة في مركز مجرة ​​درب التبانة.

وفّر تلسكوب هابل الفضائي ، الذي أُطلق عام 1990، الدقة اللازمة لإجراء رصد أكثر دقة لنوى المجرات. وفي عام 1994، استُخدم مطياف الأجسام الخافتة على متن هابل لرصد مجرة ​​مسييه 87، حيث وُجد أن غازًا متأينًا يدور حول الجزء المركزي من النواة بسرعة ±500  كم/ث. وأشارت البيانات إلى وجود كتلة مركزة من(2.4 ± 0.7 ) × 10⁹ م☉  تقع ضمنيبلغ طوله 0.25 بوصة ، مما يوفر دليلاً قوياً على وجود ثقب أسود فائق الكتلة. [ 33 ]

باستخدام مصفوفة الخط الأساسي الطويل جدًا لرصد مجرة ​​مسييه 106 ، تمكن ميوشي وآخرون (1995) من إثبات أن الانبعاث من مازر H2O في هذه المجرة جاء من قرص غازي في النواة يدور حول كتلة مركزة من3.6 × 10⁷ كتلة شمسية ،  والتي حُدِّد نصف قطرها بـ 0.13 فرسخ  فلكي. أشار بحثهم الرائد إلى أن سربًا من الثقوب السوداء ذات كتلة شمسية ضمن نصف قطر صغير كهذا لن يصمد طويلًا دون أن يتعرض للتصادمات، مما يجعل الثقب الأسود فائق الكتلة المرشح الوحيد الممكن. [ 34 ] تزامن هذا الاكتشاف، الذي قدّم أول تأكيد لوجود الثقوب السوداء فائقة الكتلة، مع اكتشاف [ 35 ] خط انبعاث Kα للحديد المتأين والمتسع للغاية (6.4 كيلو إلكترون فولت) من المجرة MCG-6-30-15. كان هذا الاتساع ناتجًا عن الانزياح الأحمر التثاقلي للضوء أثناء خروجه من مسافة تتراوح بين 3 و10 أضعاف نصف قطر شوارزشيلد من الثقب الأسود.

في 10 أبريل/نيسان 2019، نشر فريق عمل تلسكوب أفق الحدث أول صورة على مستوى الأفق لثقب أسود في مركز مجرة ​​مسييه 87. [ 2 ] وفي مارس/آذار 2020، اقترح علماء الفلك أن حلقات فرعية إضافية تُشكّل حلقة الفوتونات ، مقترحين بذلك طريقةً لتحسين رصد هذه المؤشرات في أول صورة للثقب الأسود. [ 36 ] [ 37 ] وفي عام 2020، مُنحت جائزة نوبل في الفيزياء مناصفةً لأندريا غيز وراينهارد غينزل "لاكتشافهما جسمًا فائق الكتلة مضغوطًا في مركز مجرتنا" [ 38 ] . واعتُبر هذا أول تأكيد قاطع على أن القوس أ* هو بالفعل ثقب أسود فائق الكتلة.

تشكيل

تصور فني لثقب أسود فائق الكتلة محاط بقرص تراكمي ويصدر نفاثة نسبية .

لا يزال أصل الثقوب السوداء فائقة الكتلة مجالًا بحثيًا نشطًا. ويتفق علماء الفيزياء الفلكية على أن الثقوب السوداء تنمو عن طريق تراكم المادة والاندماج مع ثقوب سوداء أخرى. [ 39 ] [ 40 ] توجد عدة فرضيات حول آليات تكوين الكتل الأولية للثقوب السوداء فائقة الكتلة، أو ما يُعرف بـ"بذورها". وبغض النظر عن مسار التكوين المحدد لبذرة الثقب الأسود، فإنه إذا توفرت كتلة كافية في محيطها، يُمكن أن تتراكم المادة لتصبح ثقبًا أسود متوسط ​​الكتلة ، وربما ثقبًا أسود فائق الكتلة إذا استمر معدل التراكم. [ 41 ]

يصعب تفسير وجود الثقوب السوداء فائقة الكتلة البعيدة والمبكرة، مثل J0313–1806 [ 42 ] و ULAS J1342+0928 [ 43 ] ، بعد فترة وجيزة من الانفجار العظيم. ويفترض البعض أنها قد تكون ناتجة عن انهيار مباشر للمادة المظلمة مع تفاعل ذاتي. [ 44 ] [ 45 ] [ 46 ] وقد حددت دراسة نُشرت في 6 أغسطس 2025 الثقب الأسود فائق الكتلة CAPERS-LRD-z9 باعتباره أبعد ثقب أسود فائق الكتلة عند الانزياح الأحمر z = 9.288 ± 0.003، والذي وُجد عندما كان عمر الكون 3% من عمره الحالي. [ 47 ]

النجوم الأولى

قد تكون البذور الأولية عبارة عن ثقوب سوداء بكتلة عشرات أو ربما مئات من كتلة الشمس ، تخلفها انفجارات النجوم الضخمة وتنمو بتراكم المادة. ويفترض نموذج آخر وجود عنقود نجمي كثيف يخضع لانهيار نووي، حيث تدفع السعة الحرارية السالبة للنظام تشتت السرعة في النواة إلى سرعات نسبية . [ 48 ] [ 49 ] 

قبل ظهور النجوم الأولى، كان من الممكن أن تنهار سحب غازية ضخمة لتشكل " شبه نجم "، والذي بدوره كان ينهار ليتحول إلى ثقب أسود بكتلة تقارب 20 ضعف كتلة الشمس . [ 41 ] وربما تكون هذه النجوم قد تشكلت أيضًا بفعل هالات المادة المظلمة التي تجذب كميات هائلة من الغاز بفعل الجاذبية، مما ينتج عنه نجوم فائقة الكتلة بكتلة تصل إلى عشرات الآلاف من أضعاف كتلة الشمس . [ 50 ] [ 51 ] يصبح "شبه النجم" غير مستقر تجاه الاضطرابات الشعاعية نتيجةً لإنتاج أزواج الإلكترون-بوزيترون في نواته، وقد ينهار مباشرةً ليتحول إلى ثقب أسود دون انفجار مستعر أعظم (والذي كان سيقذف معظم كتلته، مانعًا الثقب الأسود من النمو بالسرعة نفسها). وتقترح نظرية صدرت عام 2018 أن بذور الثقوب السوداء فائقة الكتلة تشكلت في بدايات الكون، كل منها ناتج عن انهيار نجم فائق الكتلة بكتلة تقارب 100,000 ضعف كتلة الشمس . [ 52 ]   

الانهيار المباشر والثقوب السوداء البدائية

يمكن لسحب الغاز الكبيرة الخالية من المعادن، ذات الانزياح الأحمر العالي، [ 53 ] عند تعرضها لتدفق مكثف من فوتونات ليمان-فيرنر ، [ 54 ] أن تتجنب التبريد والتفتت، فتنهار كجسم واحد بفعل جاذبيتها الذاتية . [ 55 ] [ 56 ] يصل لب الجسم المنهار إلى قيم عالية للغاية لكثافة المادة، تصل إلى حواليتبلغ كثافته 10⁷ غ  /سم³ ، مما يُحفز عدم استقرار نسبي عام . [ 57 ] وبالتالي، ينهار الجسم مباشرةً ليتحول إلى ثقب أسود، دون المرور بالمرحلة الوسيطة لنجم أو شبه نجم. تبلغ الكتلة النموذجية لهذه الأجسام حوالي 100,000 كتلة شمسية ، وتُسمى ثقوبًا سوداء ناتجة عن الانهيار المباشر . [ 58 ] 

أظهرت محاكاة حاسوبية أجريت عام 2022 أن أولى الثقوب السوداء فائقة الكتلة يمكن أن تنشأ في تجمعات غازية مضطربة نادرة، تُسمى الهالات البدائية، والتي تغذت بتيارات قوية بشكل غير عادي من الغاز البارد. وكانت النتيجة الرئيسية للمحاكاة هي أن التدفقات الباردة كبحت تكوين النجوم في الهالة المضطربة حتى تمكنت جاذبية الهالة في النهاية من التغلب على الاضطراب وتكوين ثقبين أسودين ناتجين عن انهيار مباشر بكتلة 31,000 و 40,000 كتلة شمسية . وبالتالي، يمكن أن يكون ميلاد أولى الثقوب السوداء فائقة الكتلة نتيجة لتكوين البنية الكونية القياسية. [ 59 ] [ 60 ]  

تصور الفنان للتدفق الهائل المنبعث من الكوازار SDSS J1106+1939 [ 61 ]
رسم توضيحي للفنان لمجرة مع نفاثات من ثقب أسود فائق الكتلة [ 62 ]

ربما تكونت الثقوب السوداء البدائية قد تشكلت مباشرةً بفعل الضغط الخارجي في اللحظات الأولى التي أعقبت الانفجار العظيم. وبالتالي، فإن هذه الثقوب السوداء ستحظى بوقت أطول من أي نموذج آخر من النماذج المذكورة أعلاه لتراكم المادة، مما يتيح لها الوقت الكافي للوصول إلى أحجام هائلة. وقد دُرست عملية تشكل الثقوب السوداء من موت النجوم الأولى على نطاق واسع، وتم تأكيدها من خلال الملاحظات. أما النماذج الأخرى لتشكل الثقوب السوداء المذكورة أعلاه فهي نماذج نظرية.

يتطلب تكوين ثقب أسود فائق الكتلة حجمًا صغيرًا نسبيًا من مادة عالية الكثافة ذات زخم زاوي منخفض . عادةً، تتضمن عملية التراكم نقل كمية كبيرة من الزخم الزاوي الأولي إلى الخارج، ويبدو أن هذا هو العامل المحدد لنمو الثقب الأسود. يُعد هذا عنصرًا أساسيًا في نظرية أقراص التراكم . يُعتبر تراكم الغاز الطريقة الأكثر فعالية والأكثر وضوحًا لنمو الثقوب السوداء. يُعتقد أن معظم نمو كتلة الثقوب السوداء فائقة الكتلة يحدث من خلال فترات من تراكم الغاز السريع، والتي يمكن رصدها على شكل نوى مجرية نشطة أو كوازارات.

تكشف الملاحظات أن الكوازارات كانت أكثر تواتراً بكثير عندما كان الكون أصغر سناً، مما يشير إلى أن الثقوب السوداء فائقة الكتلة تشكلت ونمت في وقت مبكر. ومن أهم العوامل التي تحد من نظريات تشكل الثقوب السوداء فائقة الكتلة رصد الكوازارات البعيدة الساطعة، مما يدل على أن ثقوباً سوداء فائقة الكتلة تبلغ كتلتها مليارات من كتلة الشمس كانت قد تشكلت بالفعل عندما كان عمر الكون أقل من مليار سنة. وهذا يشير إلى أن الثقوب السوداء فائقة الكتلة نشأت في وقت مبكر جداً من الكون، داخل المجرات الضخمة الأولى. [ 63 ] 

تصور فني للنجوم المولودة في رياح من ثقوب سوداء فائقة الكتلة. [ 64 ]

الحد الأقصى للكتلة

هناك حد أقصى طبيعي لحجم الثقوب السوداء فائقة الكتلة. يبدو أن للثقوب السوداء فائقة الكتلة في أي كوازار أو نواة مجرية نشطة حدًا أقصى نظريًا يبلغ حوالي 50 مليار كتلة شمسية وفقًا للمعايير النموذجية، حيث أن أي قيمة أعلى من ذلك تُبطئ النمو بشكل كبير (يبدأ التباطؤ عادةً عند حوالي 10 مليارات كتلة شمسية ) وتؤدي إلى اندماج قرص التراكم غير المستقر المحيط بالثقب الأسود لتكوين نجوم تدور حوله. [ 19 ] [ 65 ] [ 66 ] [ 67 ] خلصت دراسة إلى أن نصف قطر المدار الدائري المستقر الداخلي (ISCO) للثقوب السوداء فائقة الكتلة التي تتجاوز كتلتها هذا الحد يتجاوز نصف قطر الجاذبية الذاتية ، مما يجعل تكوين القرص غير ممكن. [ 19 ]  

تم تحديد حد أعلى أكبر يبلغ حوالي 270 مليار كتلة شمسية كحد أقصى مطلق لكتلة ثقب أسود فائق الكتلة متراكم في الحالات القصوى، على سبيل المثال، دورانه الأمامي الأقصى بمعامل دوران لا بُعدي a = 1، [ 22 ] [ 19 ] على الرغم من أن الحد الأقصى لمعامل دوران الثقب الأسود أقل قليلاً عند a = 0.9982. [ 68 ] عند الكتل التي تقل قليلاً عن هذا الحد، من المرجح أن يكون لمعان قرص مجرة ​​حقلية أقل من حد إيدنجتون وغير كافٍ لتحفيز التغذية الراجعة الكامنة وراء علاقة الكتلة-سيجما ، لذلك يمكن للثقوب السوداء فائقة الكتلة القريبة من هذا الحد أن تتطور فوق هذا الحد. [ 22 ] 

لوحظ أن الثقوب السوداء القريبة من هذا الحدّ من المرجح أن تكون نادرة للغاية، إذ يتطلب ذلك أن يكون قرص التراكم في اتجاه دوران شبه دائم، لأن الثقب الأسود ينمو، ويكون تأثير تباطؤ الدوران الناتج عن التراكم الرجعي أكبر من تأثير تسارع الدوران الناتج عن التراكم الأمامي، وذلك بسبب مداره الدائري المستقر الداخلي (ISCO) وبالتالي ذراعه الرافعة. [ 19 ] وهذا يتطلب أن يكون دوران الثقب مرتبطًا بشكل دائم باتجاه ثابت للجهد المتحكم في تدفق الغاز داخل المجرة المضيفة للثقب الأسود، وبالتالي يميل إلى إنتاج محور دوران، ومن ثم اتجاه نفاثات النوى المجرية النشطة (AGN)، يكون محاذيًا للمجرة. ولا تدعم الملاحظات الحالية هذا الارتباط. [ 19 ]

يفترض أن ما يُسمى بـ"التراكم الفوضوي" ينطوي على أحداث صغيرة متعددة، عشوائية في زمانها واتجاهها، ما لم تكن خاضعة لسيطرة جهد واسع النطاق. [ 19 ] وهذا من شأنه أن يؤدي إحصائيًا إلى تباطؤ دوران التراكم، نظرًا لأن الأحداث الرجعية لها أذرع عزم أكبر من الأحداث التقدمية، وتحدث بنفس التواتر تقريبًا. [ 19 ] وهناك أيضًا تفاعلات أخرى مع الثقوب السوداء فائقة الكتلة الكبيرة تميل إلى تقليل دورانها، بما في ذلك على وجه الخصوص عمليات الاندماج مع ثقوب سوداء أخرى، والتي يمكن أن تقلل الدوران إحصائيًا. [ 19 ] تشير كل هذه الاعتبارات إلى أن الثقوب السوداء فائقة الكتلة عادةً ما تتجاوز الحد النظري الحرج للكتلة عند قيم معتدلة لمعاملات دورانها، بحيث5 × 10 10 م ☉  في جميع الحالات باستثناء الحالات النادرة. [ 19 ]

على الرغم من أن الثقوب السوداء فائقة الكتلة الحديثة داخل الكوازارات ونوى المجرات لا يمكنها أن تنمو إلى ما يزيد عن حوالي(5–27) × 10 10 M ☉  عبر قرص التراكم، ونظرًا للعمر الحالي للكون ، فمن المتوقع أن تستمر بعض هذه الثقوب السوداء العملاقة في الكون في النمو لتصل إلى كتل هائلة ربما10 14 M ☉  أثناء انهيار التجمعات المجرية العملاقة في المستقبل البعيد للغاية للكون. [ 69 ]

النشاط والتطور المجري

يُعتقد أن جاذبية الثقوب السوداء فائقة الكتلة في مركز العديد من المجرات تُغذي الأجسام النشطة مثل مجرات سيفرت والكوازارات. تاريخيًا، وُجدت علاقات تناسبية بين كتلة الثقب الأسود المركزي وخصائص المجرة المضيفة. من المعروف الآن أن العلاقة بين كتلة الثقب الأسود المركزي وكتلة انتفاخ المجرة المضيفة ترتبط بشكل خاص ببنية المجرة ، حيث يُعدّ هذا النوع من البنية مؤشرًا على تاريخ تكوين المجرة وتجمعها المتميز. [ 70 ] [ 71 ] [ 72 ] بالإضافة إلى كتلة انتفاخ المجرة المضيفة، توجد علاقة تناسبية بين كتلة الثقب الأسود فائق الكتلة وتركيز النجوم داخل هذا الانتفاخ. [ 73 ] [ 74 ]

ثمة علاقة تجريبية أخرى معروفة بين كتلة الثقب الأسود فائق الكتلة وتشتت سرعة النجوم.σ{\displaystyle \sigma } of the bulge,[75] known as the M–sigma relation. Recent observations show that the M–sigma relation steepens at high black hole masses, a behavior that can be understood in terms of the Virial theorem.[76]

Furthermore, the environment immediately surrounding the supermassive black hole in fainter galaxies is frequently populated by a nuclear star cluster. The co-existence of these two types of central massive objects was quantified in 2009,[77] with a mathematical mass scaling relation between the supermassive black hole and the nuclear star cluster subsequently discovered in 2016.[78] This relation has important implications for understanding the co-evolution of galactic nuclei and for predicting rates of extreme mass ratio inspiral (EMRI) events.

An AGN is now considered to be a galactic core hosting a massive black hole that is accreting matter and displays a sufficiently strong luminosity.

Mergers and recoiled SMBHs

The interaction of a pair of SMBH-hosting galaxies can lead to merger events. Dynamical friction on the hosted SMBH objects causes them to sink toward the center of the merged mass, eventually forming a pair with a separation of under a kiloparsec. The interaction of this pair with surrounding stars and gas will then gradually bring the SMBH together as a gravitationally bound binary system with a separation of ten parsecs or less. Once the pair draw as close as 0.001 parsecs, gravitational radiation will cause them to merge. By the time this happens, the resulting galaxy will have long since relaxed from the merger event, with the initial starburst activity and AGN having faded away.[79]

Candidate SMBHs suspected to be recoiled or ejected black holes

يمكن أن تُعطي موجات الجاذبية الناتجة عن هذا الاندماج الثقب الأسود فائق الكتلة الناتج دفعة سرعة تصل إلى عدة آلاف من الكيلومترات في الثانية، مما يدفعه بعيدًا عن مركز المجرة، وربما حتى يقذفه خارجها. تُسمى هذه الظاهرة بالارتداد الجاذبي. [ 80 ] أما الطريقة الأخرى الممكنة لقذف الثقب الأسود فهي سيناريو المقلاع الكلاسيكي، والذي يُسمى أيضًا بالارتداد المقلاعي. في هذا السيناريو، يتشكل أولًا ثقب أسود ثنائي طويل الأمد من خلال اندماج مجرتين. ثم يظهر ثقب أسود فائق الكتلة ثالث في اندماج ثانٍ، ويغوص في مركز المجرة. نتيجةً للتفاعل الثلاثي، يُقذف أحد الثقوب السوداء فائقة الكتلة، وعادةً ما يكون الأخف وزنًا. وبسبب قانون حفظ الزخم الخطي، يُقذف الثقبان الأسودان الآخران في الاتجاه المعاكس كنظام ثنائي. يمكن قذف جميع الثقوب السوداء فائقة الكتلة في هذا السيناريو. [ 81 ] يُسمى الثقب الأسود المقذوف بالثقب الأسود الهارب. [ 82 ]

توجد طرق مختلفة للكشف عن الثقوب السوداء المرتدة. غالباً ما يُنظر إلى انزياح الكوازار/النواة المجرية النشطة عن مركز المجرة [ 83 ] أو الطبيعة الثنائية الطيفية للكوازار/النواة المجرية النشطة كدليل على وجود ثقب أسود مرتد. [ 84 ]

تشمل الثقوب السوداء المرشحة للارتداد NGC 3718 ، [ 85 ] وSDSS1133 ، [ 86 ] و3C 186 ، [ 87 ] و E1821+643، [ 88 ] و SDSSJ0927+2943 . [ 84 ] أما الثقوب السوداء المرشحة للهروب فهي HE0450–2958 ، [ 83 ] و CID-42، [ 89 ] بالإضافة إلى الأجسام المحيطة بمسار RCP 28. [ 90 ] قد تُحفز الثقوب السوداء الهائلة الهاربة تكوّن النجوم في أعقابها. [ 82 ] فُسِّرَت سمة خطية بالقرب من المجرة القزمة RCP 28 على أنها أثر تكوّن النجوم لثقب أسود مرشح للهروب. [ 90 ] [ 91 ] [ 92 ] ولكن تبيّن لاحقًا أن هذه السمة على الأرجح مجرة ​​جانبية بدون انتفاخ. [ 93 ] [ 94 ] ومع ذلك، وجدت دراسة باستخدام مطيافية تلسكوب جيمس ويب الفضائي مزيدًا من الأدلة على أن هذا الجسم ناتج عن ثقب أسود هارب. [ 95 ]

إشعاع هوكينج

إشعاع هوكينغ هو إشعاع الجسم الأسود الذي يُتوقع أن ينبعث من الثقوب السوداء ، نتيجةً لتأثيرات الكم بالقرب من أفق الحدث. يُقلل هذا الإشعاع من كتلة وطاقة الثقوب السوداء، مما يؤدي إلى انكماشها واختفائها في نهاية المطاف. إذا تبخرت الثقوب السوداء عبر إشعاع هوكينغ ، فسينتج ثقب أسود هائل الحجم وغير دوار وغير مشحون بكتلة سيتبخر 1 × 10 11 مول من الشمس في غضون حوالي2.1 × 10^ 10 سنة  . [ 96 ] [ 16 ] تشكلت الثقوب السوداء خلال الانهيار المتوقع للتجمعات المجرية العملاقة في المستقبل البعيد مع  سيتبخر 1 × 10 14 م من الشمس خلال فترة زمنية تصل إلى2.1 × 10^ 109  سنة . [ 69 ] [ 16 ]

شهادة

قياسات دوبلر

محاكاة لمنظر جانبي لثقب أسود ذي حلقة حلقية شفافة من المادة المتأينة، وفقًا لنموذج مقترح [ 97 ] لـ Sgr A* . تُظهر هذه الصورة نتيجة انحناء الضوء من خلف الثقب الأسود، كما تُظهر عدم التناظر الناتج عن تأثير دوبلر بسبب السرعة المدارية العالية للغاية للمادة في الحلقة.

يُعدّ تأثير دوبلر من أفضل الأدلة على وجود الثقوب السوداء ، حيث ينزاح ضوء المادة القريبة التي تدور حولها نحو الأحمر عند ابتعادها، ونحو الأزرق عند اقترابها. بالنسبة للمادة القريبة جدًا من الثقب الأسود، يجب أن تكون سرعتها المدارية مُقاربة لسرعة الضوء، لذا ستظهر المادة المبتعدة خافتة جدًا مقارنةً بالمادة المتقدمة، مما يعني أن الأنظمة ذات الأقراص والحلقات المتناظرة جوهريًا ستكتسب مظهرًا بصريًا غير متناظر للغاية. وقد أُخذ هذا التأثير في الحسبان في الصور الحديثة المُولّدة بالحاسوب، مثل المثال المعروض هنا، استنادًا إلى نموذج معقول [ 97 ] للثقب الأسود فائق الكتلة في Sgr A* في مركز مجرة ​​درب التبانة. مع ذلك، لا تزال دقة تقنية التلسكوبات المتاحة حاليًا غير كافية لتأكيد هذه التوقعات بشكل مباشر.

ما رُصد بالفعل بشكل مباشر في العديد من الأنظمة هو انخفاض سرعات المادة غير النسبية التي تدور على مسافات أبعد مما يُفترض أنها ثقوب سوداء. وقد كشفت قياسات دوبلر المباشرة لميزرات الماء المحيطة بنوى المجرات القريبة عن حركة كبلرية فائقة السرعة ، لا يمكن أن تحدث إلا بوجود تركيز عالٍ من المادة في المركز. حاليًا، الأجسام الوحيدة المعروفة القادرة على حشر كمية كافية من المادة في مثل هذه المساحة الصغيرة هي الثقوب السوداء، أو الأجسام التي ستتطور إلى ثقوب سوداء خلال فترات زمنية قصيرة جدًا من الناحية الفيزيائية الفلكية. بالنسبة للمجرات النشطة الأبعد، يمكن استخدام عرض الخطوط الطيفية العريضة لاستكشاف الغاز الذي يدور بالقرب من أفق الحدث. وتستخدم تقنية رسم خرائط الصدى تغير هذه الخطوط لقياس كتلة الثقب الأسود، وربما دورانه، الذي يُغذي المجرات النشطة.

في مجرة ​​درب التبانة

المدارات المستنتجة لستة نجوم حول مرشح الثقب الأسود فائق الكتلة Sagittarius A* في مركز مجرة ​​درب التبانة [ 98 ]

تشير الأدلة إلى أن مجرة ​​درب التبانة تحتوي على ثقب أسود فائق الكتلة في مركزها، على بعد 26000 سنة ضوئية من النظام الشمسي ، في منطقة تسمى القوس أ* [ 99 ] لأن:

  • يتبع النجم S2 مدارًا إهليلجيًا بفترة 15.2 سنة ونقطة حضيض ( أقرب مسافة) تبلغ 17 ساعة ضوئية (1.8 × 10 13  متر أو 120 وحدة فلكية) من مركز الجسم المركزي. [ 6 ]
  • انطلاقًا من حركة النجم S2، يمكن تقدير كتلة الجسم بـ 4.0 مليون كتلة شمسية ، [ 100 ] أو حوالي 7.96 × 10 36  كجم .
  • يجب ألا يتجاوز نصف قطر الجسم المركزي 17 ساعة ضوئية، وإلا سيصطدم به النجم S2. وتشير رصدات النجم S14 [ 101 ] إلى أن نصف قطره لا يتجاوز 6.25 ساعة ضوئية، أي ما يقارب قطر مدار أورانوس .
  • لا يوجد جسم فلكي معروف ، باستثناء الثقب الأسود، يمكنه احتواء 4.0 مليون كتلة شمسية في هذا الحجم من الفضاء. [ 101 ] 

تُظهر عمليات الرصد بالأشعة تحت الحمراء لنشاط التوهج الساطع بالقرب من القوس أ* حركة مدارية للبلازما بفترة زمنية قدرها45 ± 15  دقيقة عند مسافة فاصلة تتراوح بين ستة إلى عشرة أضعاف نصف قطر الجاذبية للثقب الأسود فائق الكتلة المرشح. يتوافق هذا الانبعاث مع مدار دائري لبقعة ساخنة مستقطبة على قرص تراكمي في مجال مغناطيسي قوي. تدور المادة المشعة بسرعة 30% من سرعة الضوء خارج المدار الدائري المستقر الأقرب . [ 102 ]

في الخامس من يناير/كانون الثاني 2015، أعلنت وكالة ناسا رصدها توهجًا للأشعة السينية أشد سطوعًا بـ 400 مرة من المعتاد، وهو رقم قياسي، من نجم القوس أ*. ويرجح علماء الفلك أن يكون هذا الحدث غير المألوف ناتجًا عن تفكك كويكب سقط في الثقب الأسود، أو عن تشابك خطوط المجال المغناطيسي داخل الغاز المتدفق إلى القوس أ*. [ 103 ]

الكشف عن توهج أشعة سينية ساطع بشكل غير عادي من القوس أ*، وهو ثقب أسود فائق الكتلة في مركز مجرة ​​درب التبانة [ 103 ]
صورة لبرج القوس أ* بواسطة تلسكوب أفق الحدث

خارج مجرة ​​درب التبانة

تصور فني لثقب أسود فائق الكتلة يمزق نجمًا. في الأسفل: ثقب أسود فائق الكتلة يلتهم نجمًا في مجرة ​​RX J1242−11 – الأشعة السينية (يسار) والضوء المرئي (يمين). [ 104 ]

لا توجد أدلة ديناميكية قاطعة على وجود ثقوب سوداء فائقة الكتلة إلا في عدد قليل من المجرات؛ [ 105 ] وتشمل هذه المجرات مجرة ​​درب التبانة، ومجرتي المجموعة المحلية M31 و M32 ، وبعض المجرات خارج المجموعة المحلية، مثل NGC 4395. في هذه المجرات، يرتفع متوسط ​​الجذر التربيعي للسرعات (أو rms) للنجوم أو الغاز بشكل متناسب عكسيًا مع المسافة (1/ r) بالقرب من المركز، مما يشير إلى وجود كتلة نقطية مركزية. أما في جميع المجرات الأخرى التي رُصدت حتى الآن، فإن متوسط ​​الجذر التربيعي للسرعات يكون ثابتًا، أو حتى متناقصًا، باتجاه المركز، مما يجعل من المستحيل الجزم بوجود ثقب أسود فائق الكتلة. [ 105 ]

مع ذلك، من المقبول عمومًا أن مركز كل مجرة ​​تقريبًا يحتوي على ثقب أسود فائق الكتلة. [ 106 ] ويعود سبب هذا الافتراض إلى علاقة الكتلة-سيجما ، وهي علاقة وثيقة (ذات تشتت منخفض) بين كتلة الثقب في حوالي عشر مجرات تم رصدها بشكل مؤكد، وتشتت سرعة النجوم في انتفاخات تلك المجرات. [ 107 ] هذه العلاقة، على الرغم من أنها تستند إلى عدد قليل من المجرات، توحي لكثير من علماء الفلك بوجود صلة قوية بين تكوين الثقب الأسود والمجرة نفسها. [ 106 ]

في 28 مارس/آذار 2011، رُصد ثقب أسود فائق الكتلة وهو يمزق نجمًا متوسط ​​الحجم. [ 108 ] يُعدّ هذا التفسير الوحيد المرجح لرصد الإشعاع المفاجئ للأشعة السينية في ذلك اليوم، ولرصدات النطاق العريض اللاحقة. [ 109 ] [ 110 ] كان المصدر في السابق نواة مجرية غير نشطة، ومن دراسة الانفجار، يُقدّر أن النواة المجرية هي ثقب أسود فائق الكتلة بكتلة تُقارب مليون كتلة شمسية . يُفترض أن هذا الحدث النادر هو تدفق نسبي (انبعاث المادة في نفاثة بسرعة تُقارب جزءًا كبيرًا من سرعة الضوء) من نجم تمزق بفعل قوى المد والجزر الناتجة عن الثقب الأسود فائق الكتلة. من المتوقع أن تكون نسبة كبيرة من كتلة المادة تُعادل كتلة شمسية قد تراكمت على الثقب الأسود فائق الكتلة. ستُمكّن الملاحظات اللاحقة طويلة الأمد من تأكيد هذا الافتراض إذا ما انخفض انبعاث النفاثة بالمعدل المتوقع لتراكم الكتلة على الثقب الأسود فائق الكتلة. 

دراسات فردية

صورة التقطها تلسكوب هابل الفضائي للنفث النسبي الذي يبلغ طوله 4400 سنة ضوئية من مجرة ​​مسييه 87، وهو عبارة عن مادة يتم قذفها بواسطةثقب أسود فائق الكتلة كتلته 6.5 × 10⁹ كتلة شمسية في مركز المجرة 

تحتوي مجرة ​​أندروميدا القريبة، التي تبعد 2.5 مليون سنة ضوئية، على1.4 +0.65 −0.45 × 10⁸ (140 مليون) كتلة شمسية ، ثقب أسود مركزي، أكبر بكثير من ثقب مجرة ​​درب التبانة. [ 111 ] يبدو أن أكبر ثقب أسود فائق الكتلة في جوار مجرة ​​درب التبانة هو ثقب مسييه 87 (أي M87*)، بكتلة تبلغ (6.5 ± 0.7) × 10⁹ (حوالي 6.5 مليار) كتلة شمسية على  بُعد 48.92 مليون سنة ضوئية. [112 ] تحتوي المجرة الإهليلجية العملاقة NGC 4889 ، التي تقع على بُعد 336 مليون سنة ضوئية في كوكبة شعر برنيس ، على ثقب أسود تبلغ كتلته ( 6.5 ± 0.7) × 10⁹ (حوالي 6.5 مليار) كتلة شمسية على بُعد 48.92 مليون سنة ضوئية. [ 112 ]2.1 +3.5 −1.3 × 10 10 (21 مليار) مليون ☉ . [ 113 ] 

يمكن تقدير كتل الثقوب السوداء في الكوازارات عبر طرق غير مباشرة تخضع لعدم يقين كبير. يُعد الكوازار TON 618 مثالًا على جسم ذي ثقب أسود ضخم للغاية، تُقدر كتلته بـ4.07 × 10¹⁰ (40.7 مليار) كتلة شمسية . [ 114 ] انزياحه نحو الأحمر هو 2.219. ومن الأمثلة الأخرى على الكوازارات ذات الكتل الكبيرة المقدرة للثقوب السوداء ، الكوازار فائق اللمعان APM 08279+5255 ، بكتلة مقدرة تبلغ 1 × 10¹⁰ ( 10 مليارات) كتلة شمسية ، [ 115 ] والكوازار SMSS J215728.21-360215.1 ، بكتلة (3.4 ± 0.6) × 10 10 (34 مليار) كتلة شمسية ، أو ما يقرب من 10000 ضعف كتلة الثقب الأسود في مركز مجرة ​​درب التبانة. [ 116 ] 

يبدو أن بعض المجرات، مثل المجرة 4C +37.11 ، تحتوي على ثقبين أسودين فائقَي الكتلة في مركزها، مُشكِّلةً نظامًا ثنائيًا . وإذا ما اصطدما، فسيُنتج ذلك موجات جاذبية قوية . [ 117 ] ويُعتقد أن الثقوب السوداء الثنائية فائقة الكتلة هي نتيجة شائعة لاندماج المجرات . [ 118 ] ويحتوي الزوج الثنائي في OJ 287 ، على بُعد 3.5 مليار سنة ضوئية، على أضخم ثقب أسود في زوج، بكتلة تُقدَّر بـ 18.348 مليار كتلة شمسية . [ 119 ] [ 120 ] وفي عام 2011، تم اكتشاف ثقب أسود فائق الكتلة في المجرة القزمة Henize 2-10 ، التي لا تحتوي على انتفاخ. ولا تزال الآثار الدقيقة لهذا الاكتشاف على تكوين الثقوب السوداء غير معروفة، ولكنها قد تُشير إلى أن الثقوب السوداء قد تكونت قبل الانتفاخات. [ 121 ] 

تتسارع سحابة غازية كتلتها أضعاف كتلة الأرض باتجاه ثقب أسود فائق الكتلة في مركز مجرة ​​درب التبانة.

في عام 2012، أفاد علماء الفلك بوجود كتلة ضخمة غير عادية تبلغ حوالي 17 مليار كتلة شمسية للثقب الأسود في المجرة العدسية المدمجة NGC 1277 ، التي تقع على بُعد 240 مليون سنة ضوئية في كوكبة برساوس . تبلغ كتلة الثقب الأسود حوالي 59% من كتلة انتفاخ هذه المجرة العدسية (14% من إجمالي الكتلة النجمية للمجرة). [ 122 ] اقترح تحليل مُعاد في عام 2013 كتلة أقل بكثير تتراوح بين 2 و5 مليارات كتلة شمسية ، [ 123 ] وهي قيمة تم تأكيدها لاحقًا بواسطة قياسات البصريات التكيفية ونماذج ديناميكية مستقلة، مع ذلك، حتى هذه القيمة تضع الثقب الأسود أعلى بعشرة أضعاف تقريبًا مما تتوقعه علاقات القياس القياسية بين الثقب الأسود والمجرة المضيفة. [ 124 ] وقد تم التعرف على NGC 1277 منذ ذلك الحين كنموذج أولي لفئة من " المجرات المتبقية " المدمجة، والتي يبدو أن العديد منها يحتوي على ثقوب سوداء مركزية فائقة الكتلة بشكل مماثل. [ 125 ]  

في 28 فبراير 2013، أعلن علماء الفلك عن استخدام القمر الصناعي NuSTAR لقياس دوران ثقب أسود فائق الكتلة بدقة لأول مرة، في المجرة NGC 1365 ، حيث أفادوا بأن أفق الحدث كان يدور بسرعة تقارب سرعة الضوء. [ 126 ] [ 127 ]

في سبتمبر/أيلول 2014، أظهرت بيانات من تلسكوبات أشعة سينية مختلفة أن المجرة القزمة فائقة الصغر والكثافة والصغر M60-UCD1 تضم في مركزها ثقبًا أسودًا كتلته 20 مليون كتلة شمسية، ما يمثل أكثر من 10% من إجمالي كتلة المجرة. ويُعد هذا الاكتشاف مفاجئًا للغاية، إذ أن كتلة هذا الثقب الأسود تفوق كتلة الثقب الأسود في مجرتنا درب التبانة بخمسة أضعاف، على الرغم من أن كتلة المجرة لا تتجاوز 500 جزء من كتلة درب التبانة.

تفتقر بعض المجرات إلى أي ثقوب سوداء فائقة الكتلة في مراكزها. ورغم أن معظم المجرات التي لا تحتوي على ثقوب سوداء فائقة الكتلة هي مجرات قزمة صغيرة جدًا، إلا أن اكتشافًا واحدًا لا يزال غامضًا: لم يُعثر على ثقب أسود فائق الكتلة نشط في المجرة الإهليلجية العملاقة من نوع cD، A2261-BCG، على الأقل.تبلغ كتلة مجرة ​​A2261-BGC حوالي 10 ^10 كتلة شمسية ،  على الرغم من كونها واحدة من أكبر المجرات المعروفة؛ إذ يزيد حجمها عن ستة أضعاف حجم مجرة ​​درب التبانة، وكتلتها عن ألف ضعف كتلتها. ومع ذلك، فقد أعطت العديد من الدراسات قيمًا كبيرة جدًا لكتلة ثقب أسود مركزي محتمل داخلها، تصل إلى حوالي 10^10 كتلة شمسية.6.5 +10.9 −4.1 × 10 10 M ☉  أو أقل من(6–11) × 10⁹ كتلة شمسية . بما  أن الثقب الأسود فائق الكتلة لا يُرى إلا أثناء تراكم المادة عليه، فإنه قد يكون شبه غير مرئي، باستثناء تأثيره على مدارات النجوم. وهذا يعني أن مجرة ​​A2261-BGC إما تحتوي على ثقب أسود مركزي يتراكم عليه المادة بمعدل منخفض، أو أن كتلته أقل بكثير من ذلك.10 10 م ☉  . [ 128 ]

في ديسمبر 2017، أعلن علماء الفلك عن اكتشاف أبعد كوازار معروف حتى ذلك الحين، وهو ULAS J1342+0928 ، الذي يحتوي على أبعد ثقب أسود فائق الكتلة، عند انزياح أحمر مُبلغ عنه قدره z = 7.54، متجاوزًا بذلك الانزياح الأحمر البالغ 7 للكوازار الأبعد المعروف سابقًا ULAS J1120+0641 . [ 129 ] [ 130 ] [ 131 ]

ثقب أسود فائق الكتلة وثقب أسود أصغر في مجرة ​​OJ 287
مقارنات بين الثقوب السوداء الكبيرة والصغيرة في مجرة ​​OJ 287 والنظام الشمسي
توهجات قرص الثقب الأسود في المجرة OJ 287 (1:22؛ رسوم متحركة؛ 28 أبريل 2020)
يُعدّ الثقب الأسود الهائل NeVe 1، الذي تبلغ كتلته 7 مليارات كتلة شمسية ، مسؤولاً عن ثوران عنقود أوفيوشوس المجري العملاق ، وهو أقوى ثوران تم رصده على الإطلاق. (من: مرصد تشاندرا للأشعة السينية)

في فبراير 2020، أعلن علماء الفلك عن اكتشاف ثوران عنقود أوفيوشس المجري العملاق ، وهو الحدث الأكثر طاقة في الكون الذي تم رصده منذ الانفجار العظيم . [ 132 ] [ 133 ] [ 134 ] وقد حدث هذا الثوران في عنقود أوفيوشس ضمن مجرة ​​NeVe 1 ، نتيجة تراكم ما يقرب من 270 مليون كتلة شمسية من المادة بواسطة ثقب أسود فائق الكتلة مركزي تبلغ كتلته 7 مليارات كتلة شمسية . [ 135 ] استمر الثوران لحوالي 100 مليون سنة، وأطلق طاقة تفوق طاقة أقوى انفجار أشعة غاما معروف بـ 5.7 مليون مرة. أطلق الثوران موجات صدمية ونفاثات من الجسيمات عالية الطاقة اخترقت الوسط بين المجرات ، مُحدثةً تجويفًا يبلغ عرضه حوالي 1.5 مليون سنة ضوئية، أي عشرة أضعاف قطر مجرة ​​درب التبانة. [ 136 ] [ 132 ] [ 133 ] [ 134 ] 

في فبراير 2021، نشر علماء الفلك، لأول مرة، صورة عالية الدقة للغاية لـ 25000 ثقب أسود فائق الكتلة نشط، تغطي أربعة بالمائة من نصف الكرة السماوية الشمالي ، استنادًا إلى أطوال موجية راديوية منخفضة للغاية ، كما تم رصدها بواسطة مصفوفة التردد المنخفض (LOFAR) في أوروبا. [ 137 ]

في أغسطس 2025، تم الإبلاغ عن وجود ثقب أسود فائق الكتلة في النجم CAPERS-LRD-z9 ذي النقطة الحمراء الصغيرة، والذي قُدِّرت كتلته الأساسية بـ3.8 +27.8 −3.35 × 10 7 (38 مليون) M ☉ . [ 138 ] يمثل هذا ثقبًا أسودًا هائلاً مؤكدًا في وقت مبكر جدًا من تاريخ الكون (انزياح أحمر قدره 9.288، بعد 500 مليون سنة فقط من الانفجار العظيم). 

انظر أيضاً

ملحوظات

مراجع

  1. ↑ أوفرباي، دينيس (10 أبريل 2019). "الكشف عن صورة الثقب الأسود لأول مرة - تمكن علماء الفلك أخيرًا من التقاط صورة لأكثر الأجرام ظلمة في الكون - تعليقات" . صحيفة نيويورك تايمز . تم الاطلاع عليه بتاريخ 10 أبريل 2019 .
  2. ١ ٢ تعاون تلسكوب أفق الحدث (١٠ أبريل ٢٠١٩). "النتائج الأولى لتلسكوب أفق الحدث M87. الجزء الأول: ظل الثقب الأسود فائق الكتلة" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . ٨٧٥ (١): L١. arXiv : ١٩٠٦.١١٢٣٨ . Bibcode : ٢٠١٩ApJ...٨٧٥L...١E . doi : ١٠.٣٨٤٧/٢٠٤١-٨٢١٣/ab٠ec٧ .
  3. 1 2 كورميندي، جون؛ ريتشستون، دوغلاس (1995)، "الحدود الداخلية - البحث عن الثقوب السوداء فائقة الكتلة في نوى المجرات"، المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية ، 33 : 581، Bibcode : 1995ARA & A..33..581K ، doi : 10.1146/annurev.aa.33.090195.003053
  4. ↑ كورميندي، جون؛ هو، لويس (2013). "التطور المشترك (أو عدمه) للثقوب السوداء فائقة الكتلة والمجرات المضيفة". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 51 (1): 511-653 . arXiv : 1304.7762 . Bibcode : 2013ARA & A..51..511K . doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101811 . S2CID 118172025 . 
  5. ↑ غيز، أ.؛ كلاين، ب.؛ موريس، م.؛ بيكلين، إ. (1998). "نجوم ذات حركة ذاتية عالية في جوار القوس أ*: دليل على وجود ثقب أسود فائق الكتلة في مركز مجرتنا". المجلة الفيزيائية الفلكية . 509 (2): 678-686 . arXiv : astro-ph/9807210 . Bibcode : 1998ApJ...509..678G . doi : 10.1086/306528 . S2CID 18243528 . 
  6. 1 2 شودل، ر.؛ وآخرون (2002). "نجم يدور في مدار مدته 15.2 سنة حول الثقب الأسود فائق الكتلة في مركز مجرة ​​درب التبانة". مجلة نيتشر . 419 (6908): 694-696 . arXiv : astro-ph/0210426 . Bibcode : 2002Natur.419..694S . doi : 10.1038/nature01121 . PMID 12384690. S2CID 4302128 .   
  7. ↑ فرانك، يوهان؛ كينغ، أندرو؛ راين، ديريك جيه. (يناير 2002). "قوة التراكم في الفيزياء الفلكية: الطبعة الثالثة". قوة التراكم في الفيزياء الفلكية . كامبريدج، المملكة المتحدة: مطبعة جامعة كامبريدج. رمز Bibcode : 2002apa..book.....F . ISBN 0-521-62053-8.
  8. ↑ أوفرباي، دينيس (12 مايو 2022). "هل ظهر الثقب الأسود لمجرة درب التبانة إلى النور؟ - تلسكوب أفق الحدث يحاول مرة أخرى إلقاء نظرة على "ما لا يُرى"." . صحيفة نيويورك تايمز . تم الاطلاع عليه بتاريخ 12 مايو 2022. "
  9. ↑ ليا، روبرت (11 مايو 2022). "القوس أ*: الثقب الأسود فائق الكتلة في مجرة ​​درب التبانة" . Space.com . تم الاطلاع عليه بتاريخ 29 أكتوبر 2023 .
  10. ↑ "الثقب الأسود | COSMOS" . astronomy.swin.edu.au . تم الاطلاع عليه بتاريخ 29 أغسطس 2020 .
  11. ↑ كوتنر، مارك ل. (2003)، علم الفلك: منظور فيزيائي ، مطبعة جامعة كامبريدج، ص 149، ISBN  978-0-521-52927-3
  12. ↑ "المسألة 138: الجاذبية الشديدة للثقب الأسود" ، الرياضيات الفضائية في ناسا: مسائل رياضية حول الثقوب السوداء ، ناسا ، تم الاطلاع عليه في 4 ديسمبر 2018
  13. ↑ سيلوتي، أ.؛ ميلر، ج. س.؛ سياما، د. و. (1999). "أدلة فيزيائية فلكية على وجود الثقوب السوداء" . فيزياء الكم الكلاسيكية . 16 (12أ): أ3– أ21. arXiv : astro-ph/9912186 . Bibcode : 1999CQGra..16A...3C . doi : 10.1088/0264-9381/16/12أ/301 . S2CID 17677758 . 
  14. ↑ إحسان، باقية بلال؛ هانز، ويليبوردس فريدريك (2015)، استكشاف الكون الخفي: من الثقوب السوداء إلى الأوتار الفائقة ، وورلد ساينتيفيك، ص 200، رمز Bibcode : 2015eiub.book.....B ، ISBN  978-981-4618-69-4
  15. ↑ "صحيفة حقائق أورانوس" . nssdc.gsfc.nasa.gov . تم الاطلاع عليها بتاريخ 29 أغسطس 2020 .
  16. 1 2 3 "حاسبة الثقب الأسود - فابيو باتشي (جامعة هارفارد ومرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية)" . فابيو باتشي . تم الاطلاع عليه بتاريخ 29 أغسطس 2020 .
  17. ↑ ناتاراجان، بريامفادا؛ تريستر، إيزيكيل (2009). "هل يوجد حد أقصى لكتل ​​الثقوب السوداء؟" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 393 (3): 838-845 . arXiv : 0808.2813 . Bibcode : 2009MNRAS.393..838N . doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13864.x . S2CID 6568320 . 
  18. ↑ "توجد ثقوب سوداء هائلة في معظم المجرات، وفقًا لإحصاءات هابل" . HubbleSite.org . تم الاطلاع عليه بتاريخ 21 أغسطس 2022 .
  19. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 كينغ، أندرو (2016). "ما هو أقصى حجم يمكن أن يصل إليه الثقب الأسود؟" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 456 (1): L109– L112. arXiv : 1511.08502 . Bibcode : 2016MNRAS.456L.109K . doi : 10.1093/mnrasl/slv186 . S2CID 40147275 . 
  20. ↑ إينايوشي، كوهي؛ هايمان، زولتان (12 سبتمبر/أيلول 2016). "هل توجد كتلة قصوى للثقوب السوداء في نوى المجرات؟" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 828 (2): 110. arXiv : 1601.02611 . Bibcode : 2016ApJ...828..110I . doi : 10.3847/0004-637X/828/2/110 . S2CID 118702101 . 
  21. ↑ سبتمبر 2020، تشارلز كيو تشوي 18 (18 سبتمبر 2020). ""قد تنمو الثقوب السوداء الضخمة للغاية إلى أحجام هائلة حقًا" . Space.com . تم الاطلاع عليه بتاريخ 10 مارس 2021 .{{cite web}}: صيانة CS1: الأسماء الرقمية: قائمة المؤلفين ( رابط )
  22. 1 2 3 كار، برنارد؛ وآخرون . (فبراير 2021). "قيود على الثقوب السوداء الضخمة للغاية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 501 (2): 2029-2043 . arXiv : 2008.08077 . Bibcode : 2021MNRAS.501.2029C . doi : 10.1093/mnras/staa3651 . 
  23. ↑ شميدت، مارتن (1965)، روبنسون، إيفور؛ شيلد، ألفريد؛ شوكينغ، إي إل (محررون)، 3C 273: جسم شبيه بالنجم ذو انزياح أحمر كبير ، مصادر شبه نجمية وانهيار جاذبي: وقائع ندوة تكساس الأولى حول الفيزياء الفلكية النسبية ، مصادر شبه نجمية وانهيار جاذبي ، شيكاغو: مطبعة جامعة شيكاغو، ص 455، Bibcode : 1965qssg.conf..455S 
  24. ↑ غرينشتاين، جيسي ل.؛ شميدت، مارتن (1 يوليو 1964)، "مصادر الراديو شبه النجمية 3C 48 و3C 273" ، المجلة الفيزيائية الفلكية ، 140 : 1، Bibcode : 1964ApJ...140....1G ، doi : 10.1086/147889 ، S2CID 123147304 
  25. ↑ فاينمان، ريتشارد (2018)، محاضرات فاينمان حول الجاذبية ، مطبعة سي آر سي، ص 12، رقم ISBN  978-0-429-98248-4
  26. ↑ أبينزيلر، آي.؛ فريكه، ك. (أبريل 1972)، "حسابات النموذج الهيدروديناميكي للنجوم فائقة الكتلة 1. انهيار نجم غير دوار كتلته 0.75×10⁶ كتلة شمسية " ، علم الفلك والفيزياء الفلكية ، 18 : 10، رمز Bibcode : 1972A & A....18...10A
  27. 1 2 لانغ، كينيث ر. (2013)، الصيغ الفيزيائية الفلكية: المكان والزمان والمادة وعلم الكونيات ، مكتبة علم الفلك والفيزياء الفلكية ( الطبعة الثالثة)، سبرينغر، ص 217، ISBN   978-3-662-21639-2
  28. ↑ رايل، مارتن، السير؛ لونغ إير، م.س. (1967)، "طريقة محتملة لدراسة تطور المجرات الراديوية" ، الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية ، 136 (2): 123، رمز Bibcode : 1967MNRAS.136..123R ، doi : 10.1093/mnras/136.2.123{{cite journal}}: صيانة CS1: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين ( رابط )
  29. ↑ وولف، أ.م.؛ بوربيدج، ج.ر. (أغسطس 1970)، "الثقوب السوداء في المجرات الإهليلجية"، المجلة الفيزيائية الفلكية ، 161 : 419، رمز Bibcode : 1970ApJ...161..419W ، doi : 10.1086/150549
  30. ↑ سارجنت، دبليو إل دبليو؛ وآخرون (1 مايو 1978)، "دليل ديناميكي على وجود تركيز كتلة مركزي في مجرة ​​M87" ، المجلة الفيزيائية الفلكية، الجزء 1 ، 221 : 731-744 ، Bibcode : 1978ApJ...221..731S ، doi : 10.1086/156077 
  31. ↑ شودل، ر.؛ جينزل، ر. (2006)، ألفارو، إميليو خافيير؛ بيريز، إنريكي؛ فرانكو، خوسيه (محررون)، كيف تعمل المجرة؟: ثلاثية مجرية مع دون كوكس ورون رينولدز ، مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء، المجلد 315، سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا، ص 201، ISBN   978-1-4020-2620-1
  32. ↑ فولفيو ميليا (2007)، الثقب الأسود الهائل في المجرة ، مطبعة جامعة برينستون، ص 2، ISBN  978-0-691-13129-0
  33. ↑ هارمز، ريتشارد جيه؛ وآخرون (نوفمبر 1994)، "مطيافية HST FOS لـ M87: دليل على وجود قرص من الغاز المتأين حول ثقب أسود هائل" ، مجلة الفيزياء الفلكية، الجزء 2 ، 435 (1): L35– L38، Bibcode : 1994ApJ...435L..35H ، doi : 10.1086/187588 
  34. ↑ ميوشي، ماكوتو؛ وآخرون (يناير 1995)، "دليل على وجود ثقب أسود من سرعات الدوران العالية في منطقة دون البارسيك من NGC4258"، Nature ، 373 (6510): 127-129 ، Bibcode : 1995Natur.373..127M ، doi : 10.1038/373127a0 ، S2CID 4336316  
  35. ↑ تاناكا، ي.؛ ناندرا، ك.؛ فابيان، أ.س. (1995)، "انبعاثات منزاحة نحو الأحمر بفعل الجاذبية تشير إلى وجود قرص تراكمي وثقب أسود هائل في المجرة النشطة MCG-6-30-15"، مجلة نيتشر ، 375 (6533): 659-661 ، رمز Bibcode : 1995Natur.375..659T ، doi : 10.1038/375659a0 ، S2CID 4348405 
  36. ↑ أوفرباي، دينيس (28 مارس 2020)، "رؤى لا متناهية كانت مختبئة في حلقات أول صورة للثقب الأسود" ، صحيفة نيويورك تايمز ، تم الاطلاع عليه في 29 مارس 2020
  37. ↑ جونسون، مايكل د.؛ وآخرون (18 مارس 2020)، "بصمات تداخلية عالمية لحلقة الفوتونات لثقب أسود" ، مجلة ساينس أدفانسز ، 6 (12، eaaz1310) eaaz1310، arXiv : 1907.04329 ، Bibcode : 2020SciA....6.1310J ، doi : 10.1126/sciadv.aaz1310 ، PMC 7080443 ، PMID 32206723   
  38. ↑ "بيان صحفي: جائزة نوبل في الفيزياء 2020" . NobelPrize.org . تم الاطلاع عليه في 13 يوليو 2025 .
  39. ↑ كولير، أندريا؛ أوسترايكر، جيريميا ب.؛ ناتاراجان، بريامفادا؛ لاكنر، كلير ن.؛ سين، رينيو (1 فبراير 2015). "فهم تجميع كتلة الثقوب السوداء عبر التراكم والاندماج في المراحل المتأخرة في المحاكاة الكونية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 799 (2): 178. arXiv : 1307.3684 . Bibcode : 2015ApJ...799..178K . doi : 10.1088/0004-637X/799/2/178 . S2CID 118497238 . 
  40. ↑ باكوتشي، فابيو؛ لوب، أبراهام (1 يونيو 2020). "فصل التراكم والاندماج في النمو الكوني للثقوب السوداء باستخدام رصد الأشعة السينية وموجات الجاذبية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 895 (2): 95. arXiv : 2004.07246 . Bibcode : 2020ApJ...895...95P . doi : 10.3847/1538-4357/ab886e . S2CID 215786268 . 
  41. 1 2 بيغلمان، إم سي؛ وآخرون (يونيو 2006). "تكوين الثقوب السوداء فائقة الكتلة عن طريق الانهيار المباشر في هالات ما قبل المجرة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 370 (1): 289-298 . arXiv : astro-ph/0602363 . Bibcode : 2006MNRAS.370..289B . doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10467.x . S2CID 14545390 .  
  42. ↑ هاريسون تاسوف (19 يناير 2021). "باحثون يكتشفون أقدم ثقب أسود فائق الكتلة وكوازار في الكون" . phys.org . إن وجود ثقب أسود بهذه الكتلة الهائلة في وقت مبكر من تاريخ الكون يُشكك في نظريات تكوين الثقوب السوداء. وكما يوضح المؤلف الرئيسي [فيج] وانغ، وهو الآن زميل في برنامج هابل التابع لناسا في جامعة أريزونا: "لا يمكن للثقوب السوداء التي نشأت من النجوم الضخمة الأولى أن تنمو إلى هذا الحجم في غضون بضع مئات من ملايين السنين فقط".
  43. ^ لانداو ، إليزابيث. بانيادوس ، إدواردو (6 ديسمبر 2017). "تم العثور على: الثقب الأسود الأكثر بعدًا" . ناسا . تم الاسترجاع في 6 ديسمبر 2017 .قال دانيال ستيرن، المؤلف المشارك للدراسة من مختبر الدفع النفاث التابع لناسا في باسادينا، كاليفورنيا: "لقد نما هذا الثقب الأسود بشكل أكبر بكثير مما توقعنا في غضون 690 مليون سنة فقط بعد الانفجار العظيم، مما يتحدى نظرياتنا حول كيفية تشكل الثقوب السوداء".
  44. ↑ بالبيرغ، شموئيل؛ شابيرو، ستيوارت ل. (2002). "الانهيار الحراري الجاذبي لهالات المادة المظلمة ذاتية التفاعل وأصل الثقوب السوداء الهائلة" . رسائل المراجعة الفيزيائية . 88 (10) 101301. arXiv : astro-ph/0111176 . Bibcode : 2002PhRvL..88j1301B . doi : 10.1103/PhysRevLett.88.101301 . PMID 11909338. S2CID 20557031 .  
  45. ↑ بولاك، جيسون؛ سبيرجل، ديفيد ن.؛ شتاينهارت، بول ج. (2015). "ثقوب سوداء فائقة الكتلة من مادة مظلمة ذاتية التفاعل بقوة فائقة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 804 (2): 131. arXiv : 1501.00017 . Bibcode : 2015ApJ...804..131P . doi : 10.1088/0004-637X/804/2/131 . S2CID 15916893 . 
  46. ↑ فينغ، و.-إكس.؛ يو، هـ.-ب.؛ تشونغ، ي.-م. (2021). "تلقيح الثقوب السوداء فائقة الكتلة بالمادة المظلمة ذاتية التفاعل: سيناريو موحد مع الباريونات" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 914 (2): L26. arXiv : 2010.15132 . Bibcode : 2021ApJ...914L..26F . doi : 10.3847/2041-8213/ac04b0 . S2CID 225103030 . 
  47. ^ تايلور ، أنتوني ج. كوكوريف، فاسيلي؛ كوسيفسكي، ديل د.؛ أكينز، هوليس B .؛ كولين، فيرغوس. ديكنسون، مارك؛ فينكلستين، ستيفن L.؛ أرابال هارو، بابلو؛ بروم، فولكر. جيافاليسكو، ماورو؛ إينايوشي، كوهي؛ جونو، ستيفاني؛ ليونج، جين سي كيه؛ بيريز غونزاليس، بابلو ج.؛ سومرفيل، راشيل س.؛ ترامب ، جوناثان ر. (6 أغسطس 2025). "CAPERS-LRD-z9: نقطة حمراء صغيرة مغطاة بالغاز تستضيف نواة مجرية نشطة واسعة النطاق عند z = 9.288" . رسائل مجلة الفيزياء الفلكية . 989 (1): ل7. أرخايف : 2505.04609v4 . بيب كود : 2025ApJ...989L...7T . دوى : 10.3847/2041-8213/ade789 .
  48. ↑ سبيتزر، ل. (1987). التطور الديناميكي للتجمعات الكروية . مطبعة جامعة برينستون. ISBN 978-0-691-08309-4.
  49. ↑ بوكهولت، تي سي إن؛ شلايشر، دي آر جي؛ فيلهاور، إم؛ كليسن، آر إس؛ رينوسو، بي؛ ستوتز، إيه إم؛ هامرلي، إل. (1 مايو 2018). "تكوين الثقوب السوداء الأولية الضخمة عبر التصادمات والتراكم" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 476 (1): 366-380 . arXiv : 1801.05841 . Bibcode : 2018MNRAS.476..366B . doi : 10.1093/mnras/sty208 . S2CID 55411455 . 
  50. ↑ سابلاكوغلو، ياسمين (29 سبتمبر 2017). "التركيز على كيفية تشكل الثقوب السوداء فائقة الكتلة" . مجلة ساينتفك أمريكان . تم الاطلاع عليه في 8 أبريل 2019 .
  51. ↑ جونسون-جوه، مارا (20 نوفمبر 2017). "تكوين الثقوب السوداء فائقة الكتلة في الكون المبكر" . علم الفلك . تم الاطلاع عليه في 8 أبريل 2019 .
  52. ↑ باشوف، جاي إم. (2018). "نجم فائق الكتلة" . أكسس ساينس . doi : 10.1036/1097-8542.669400 .
  53. ^ يو بن. فيرارا، أندريا؛ سالفاتيرا، روبن؛ شو، ييدونغ؛ تشين ، زويلي (1 مايو 2014). "العصر القصير لتكوين الثقب الأسود بالانهيار المباشر" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 440 (2): 1263– 1273. أرخايف : 1402.5675 . بيب كود : 2014MNRAS.440.1263Y . دوى : 10.1093/mnras/stu351 . S2CID 119275449 . 
  54. ↑ سوغيمورا، كازويوكي؛ أوموكاي، كازويوكي؛ إينوي، أكيو ك. (1 نوفمبر 2014). "شدة الإشعاع الحرجة لتكوين الثقوب السوداء بالانهيار المباشر: اعتمادها على شكل طيف الإشعاع" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 445 (1): 544-553 . arXiv : 1407.4039 . Bibcode : 2014MNRAS.445..544S . doi : 10.1093/mnras/stu1778 . S2CID 119257740 . 
  55. ↑ بروم، فولكر؛ لوب، أبراهام (1 أكتوبر 2003). "تكوين أول ثقوب سوداء فائقة الكتلة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 596 (1): 34-46 . arXiv : astro-ph/0212400 . Bibcode : 2003ApJ...596...34B . doi : 10.1086/377529 . S2CID 14419385 . 
  56. ↑ سيجل، إيثان. ""الثقوب السوداء ذات الانهيار المباشر قد تفسر الكوازارات الغامضة في كوننا" . فوربس . تاريخ الاطلاع: 28 أغسطس 2020 .
  57. ↑ مونتيرو، بيدرو جيه؛ جانكا، هانز-توماس؛ مولر، إيوالد (1 أبريل 2012). "الانهيار النسبي وانفجار النجوم فائقة الكتلة الدوارة مع تأثيرات نووية حرارية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 749 (1): 37. arXiv : 1108.3090 . Bibcode : 2012ApJ...749...37M . doi : 10.1088/0004-637X/749/1/37 . S2CID 119098587 . 
  58. ↑ حبوزيت، ميلاني؛ فولونتيري، مارتا ؛ لطيف، محمد؛ دوبوا، يوهان؛ بيراني، سيباستيان (1 نوفمبر 2016). "حول الكثافة العددية لبذور الثقوب السوداء الناتجة عن "الانهيار المباشر"" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 463 (1): 529-540 . arXiv : 1601.00557 . Bibcode : 2016MNRAS.463..529H . doi : 10.1093/mnras/stw1924 . S2CID 118409029 . 
  59. ↑ " الكشف عن أصل أول الثقوب السوداء فائقة الكتلة" . مجلة نيتشر . 6 يوليو 2022. doi : 10.1038/d41586-022-01560-y . PMID 35794378. تُظهر عمليات المحاكاة الحاسوبية الحديثة أن أول الثقوب السوداء فائقة الكتلة قد وُلدت في خزانات غاز نادرة ومضطربة في الكون البدائي دون الحاجة إلى بيئات غريبة مُعدّلة بدقة - على عكس ما كان يُعتقد طوال عقدين تقريبًا. 
  60. ↑ «علماء يكتشفون كيف تشكلت أولى الكوازارات في الكون» . phys.org . مقدمة من جامعة بورتسموث. 6 يوليو 2022. تم الاطلاع عليها في 2 أغسطس 2022 .
  61. ↑ «اكتشاف أكبر انفجار لثقب أسود» . بيان صحفي صادر عن المرصد الأوروبي الجنوبي . تم الاطلاع عليه بتاريخ 28 نوفمبر 2012 .
  62. ↑ "رسم توضيحي لفنان لمجرة مع نفاثات من ثقب أسود فائق الكتلة" . تلسكوب هابل الفضائي . تم الاطلاع عليه بتاريخ 27 نوفمبر 2018 .
  63. ↑ سميث، آرون؛ بروم، فولكر (2019). "الثقوب السوداء فائقة الكتلة في الكون المبكر". الفيزياء المعاصرة . 60 (2): 111-126 . arXiv : 1904.12890 . doi : 10.1080/00107514.2019.1615715 .
  64. ↑ "نجوم تولد في رياح من ثقوب سوداء فائقة الكتلة - تلسكوب VLT التابع للمرصد الأوروبي الجنوبي يرصد نوعًا جديدًا تمامًا من تكوين النجوم" . www.eso.org . تاريخ الاطلاع: 27 مارس 2017 .
  65. ↑ تروسبر، خايمي (5 مايو 2014). "هل هناك حد لحجم الثقوب السوداء؟" . futurism.com . تم الاطلاع عليه بتاريخ 27 نوفمبر 2018 .
  66. ↑ كليري، دانيال (21 ديسمبر 2015). "الحد الأقصى لحجم الثقوب السوداء مذهل" . sciencemag.org . تم الاطلاع عليه في 27 نوفمبر 2018 .
  67. ↑ «تشير الأبحاث إلى أن الثقوب السوداء قد تنمو لتصل إلى حجم 50 مليار شمس قبل أن يتحول غذاؤها إلى نجوم» . جامعة ليستر. مؤرشف من الأصل في 25 أكتوبر 2021. تم الاطلاع عليه في 27 نوفمبر 2018 .
  68. ↑ كوفاتش، زولتان؛ جيرجيلي، لازلوا؛ بيرمان، بيتر ل. (2011). "أقصى دوران وكفاءة تحويل طاقة في نظام تكافلي من ثقب أسود وقرص ونفث" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 416 ( 2 ): 991-1009 . arXiv : 1007.4279 . Bibcode : 2011MNRAS.416..991K . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19099.x . S2CID 119255235 . 
  69. 1 2 فراوتشي، س. (1982). "الإنتروبيا في كون متوسع". مجلة ساينس . 217 (4560): 593-599 . Bibcode : 1982Sci...217..593F . doi : 10.1126/science.217.4560.593 . PMID 17817517. S2CID 27717447. ص 596: الجدول 1 وقسم "انحلال الثقب الأسود" والجملة السابقة في تلك الصفحة: " بما أننا افترضنا حدًا أقصى لقوة الربط التثاقلي - على سبيل المثال، التجمعات المجرية العملاقة - فإن تكوين الثقوب السوداء ينتهي في النهاية في نموذجنا، بكتل تصل إلى  10 14 مليون كتلة شمسية  ... النطاق الزمني اللازم للثقوب السوداء لإشعاع جميع نطاقات طاقتها ... إلى10106 سنوات  للثقوب السوداء التي يصل حجمها إلى10 14 م ☉ 
  70. ↑ سافورغنان، جوليا أ.د.؛ غراهام، أليستر و .؛ ماركوني، أليساندرو؛ ساني، إليونورا (2016). "الثقوب السوداء فائقة الكتلة وأجرامها الكروية المضيفة. الجزء الثاني: التسلسل الأحمر والأزرق في مخطط M BH -M *,sph " . مجلة الفيزياء الفلكية . 817 (1): 21. arXiv : 1511.07437 . Bibcode : 2016ApJ...817...21S . doi : 10.3847/0004-637X/817/1/21 . S2CID 55698824 . 
  71. ↑ ساهو، نانديني؛ غراهام، أليستر دبليو؛ ديفيس، بنجامين إل. (2019). "علاقات قياس كتلة الثقب الأسود للمجرات المبكرة. الجزء الأول: M BH -M *,sph و M BH -M *,gal " . مجلة الفيزياء الفلكية . 876 (2): 155. arXiv : 1903.04738 . Bibcode : 2019ApJ...876..155S . doi : 10.3847/1538-4357/ab0f32 . S2CID 209877088 . 
  72. ↑ غراهام، أ. و. (2023). "إعادة ترتيب تسلسل هابل والعلاقة التربيعية بين كتلة الثقب الأسود وكتلة النجوم الكروية للمجرات الإهليلجية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 522 (3): 3588-3601 . arXiv : 2305.03242 . Bibcode : 2023MNRAS.522.3588G . doi : 10.1093/mnras/stad1124 .
  73. ↑ غراهام، أ. و.؛ إروين، ب.؛ كاون، ن.؛ تروخيو، إ. (2001). "علاقة بين تركيز ضوء المجرة وكتلة الثقب الأسود فائق الكتلة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 563 (1): L11– L14. arXiv : astro-ph/0111075 . Bibcode : 2001ApJ...563L..11G . doi : 10.1086/338500 .
  74. ↑ غراهام، أ. و. (2007). "علاقة لوغاريتمية تربيعية للتنبؤ بكتل الثقوب السوداء فائقة الكتلة من مؤشر سيرسيك لانتفاخ المجرة المضيفة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 655 (1): 77-87 . arXiv : astro-ph/0111152 . Bibcode : 2007ApJ...655...77G . doi : 10.1086/509758 .
  75. ↑ غولتكين ك وآخرون (2009). "علاقات M-σ وML في انتفاخات المجرات، وتحديدات تشتتها الجوهري". المجلة الفيزيائية الفلكية . 698 (1): 198-221 . arXiv : 0903.4897 . Bibcode : 2009ApJ ...698..198G . doi : 10.1088/0004-637X/698/1/198 . S2CID 18610229 .  
  76. ↑ غراهام، أ. و. (2023). "استحضار نظرية فيريال لفهم تأثير عمليات الاندماج (الجافة) على علاقة الكتلة العظمى بالكثافة-σ" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 518 (4): 6293-6304 . arXiv : 2211.02187 . Bibcode : 2023MNRAS.518.6293G . doi : 10.1093/mnras/stac3173 .
  77. ↑ غراهام، أ. و.؛ سبيتيلر، ل. ر. (2009). " تحديد كمية التعايش بين الثقوب السوداء الضخمة والتجمعات النجمية النووية الكثيفة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 397 (4): 2148-2156 . arXiv : 0907.5250 . Bibcode : 2009MNRAS.397.2148G . doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15118.x .
  78. ↑ غراهام، أ. و. (2016). "علاقات قياس الثقوب السوداء والتجمعات النووية: M bh ∝ M nc 2.7±0.7 ". وقائع الاتحاد الفلكي الدولي . 312 : 269-276 . arXiv : 1412.5715 . Bibcode : 2016IAUS..312..269G . doi : 10.1017/S1743921315008017 .
  79. ↑ تريمل، م.؛ وآخرون (أبريل 2018). "الرقص على أنغام تشانغا: تنبؤ متسق ذاتيًا لفترات زمنية متقاربة لتكوين أزواج الثقوب السوداء فائقة الكتلة بعد اندماج المجرات" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 475 (4): 4967-4977 . arXiv : 1708.07126 . Bibcode : 2018MNRAS.475.4967T . doi : 10.1093/mnras/ sty139 . 
  80. ↑ كوموسا، س. (2012). "الثقوب السوداء المرتدة: البصمات الكهرومغناطيسية، والمرشحون، والآثار الفيزيائية الفلكية" . التقدم في علم الفلك . 2012 364973. arXiv : 1202.1977 . Bibcode : 2012AdAst2012E..14K . doi : 10.1155/2012/364973 . 364973.
  81. ↑ ساسلو، ويليام سي؛ فالتونين، موري جيه؛ آرسيث، سفير جيه (1 يونيو 1974). "المقلاع الجاذبي وبنية مصادر الراديو خارج المجرة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 190 : 253-270 . Bibcode : 1974ApJ...190..253S . doi : 10.1086/152870 . ISSN 0004-637X . 
  82. 1 2 دي لا فوينتي ماركوس، ر.؛ دي لا فوينتي ماركوس، س. (أبريل 2008). "اليد الخفية: تكوين النجوم بفعل الثقوب السوداء الهاربة" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 677 (1): L47. Bibcode : 2008ApJ...677L..47D . doi : 10.1086/587962 . S2CID 250885688 . 
  83. 1 2 ماجان، بيير؛ ليتاوي، جيرالدين؛ كوربان، فريدريك؛ جابلونكا، باسكال؛ جانكه، كنود؛ ميلان، جورج؛ ويسوتزكي، لوتز (1 سبتمبر 2005). "اكتشاف كوازار ساطع بدون مجرة ​​مضيفة ضخمة" . مجلة نيتشر . 437 (7057): 381-384 . arXiv : astro-ph/0509433 . Bibcode : 2005Natur.437..381M . doi : 10.1038/ nature04013 . ISSN 0028-0836 . PMID 16163349. S2CID 4303895 .   
  84. 1 2 كوموسا، س.؛ تشو، هـ.؛ لو، هـ. (1 مايو 2008). "ثقب أسود فائق الكتلة مرتد في الكوازار SDSS J092712.65+294344.0؟" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 678 (2): L81. arXiv : 0804.4585 . Bibcode : 2008ApJ...678L..81K . doi : 10.1086/588656 . ISSN 0004-637X . S2CID 6860884 .  
  85. ↑ ماركاكيس، ك.؛ ديركس، ج.؛ إيكارت، أ.؛ نيشياما، س.؛ بريتزن، س.؛ غارسيا-مارين، م.؛ هوروبين، م.؛ موكسلو، ت.؛ زينسوس، ج. أ. (1 أغسطس/آب 2015). "رصد سوبارو وإي-ميرلين للمجرة NGC 3718: هل هي يوميات ارتداد ثقب أسود فائق الكتلة؟" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 580 : A11. arXiv : 1504.03691 . Bibcode : 2015A & A...580A..11M . doi : 10.1051/0004-6361/201425077 . ISSN 0004-6361 . S2CID 56022608 .  
  86. ↑ كوس، مايكل؛ بليتشا، لورا؛ موشوتزكي، ريتشارد؛ هونغ، تشاو لينغ؛ فيلو، سيلفان؛ تراختنبروت، بيني؛ شاوينسكي، كيفن؛ ستيرن، دانيال؛ سميث، ناثان؛ لي، يانشيا؛ مان، أليسون؛ فيليبينكو، أليكسي ف.؛ ماورهان، جون س.؛ ستانيك، كريس؛ ساندرز، ديفيد (1 نوفمبر 2014). "SDSS1133: ظاهرة عابرة مستمرة بشكل غير عادي في مجرة ​​قزمة قريبة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 445 (1): 515-527 . arXiv : 1401.6798 . Bibcode : 2014MNRAS.445..515K . doi : 10.1093/mnras/stu1673 . ISSN 0035-8711 . 
  87. ↑ تشيابيرج، م.؛ إيلي، ج. س.؛ ماير، إ. ت.؛ جورجانوبولوس، م.؛ مارينوتشي، أ.؛ بيانكي، س.؛ تريمبلاي، ج. ر.؛ هيلبرت، ب.؛ كوتيلا، ج. ب.؛ كابيتي، أ.؛ باوم، س. أ.؛ ماتشيتو، ف. د.؛ مايلي، ج.؛ أوديا، س. ب.؛ بيرلمان، إ. س. (1 أبريل 2017). "الحالة المحيرة للكوازار 3C 186 ذي الموجات الراديوية القوية: هل هو ثقب أسود يرتد موجات الجاذبية في مصدر راديوي شاب؟" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 600 : A57. arXiv : 1611.05501 . Bibcode : 2017A & A...600A..57C . doi : 10.1051/0004-6361/201629522 . ISSN 0004-6361 . S2CID 27351189 .  
  88. ↑ جادهاف، ياشاشري؛ روبنسون، أندرو؛ ألميدا، تريانا؛ كوران، راشيل؛ ماركوني، أليساندرو (1 أكتوبر 2021). "الكوازار E1821+643 ذو الإزاحة المكانية: دليل جديد على الارتداد الجاذبي" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 507 (1): 484-495 . arXiv : 2107.14711 . Bibcode : 2021MNRAS.507..484J . doi : 10.1093/mnras/stab2176 . ISSN 0035-8711 . 
  89. ^ سيفانو، ف. إلفيس، م.؛ لانزويسي، ج.؛ جانكي، ك.؛ زاموراني، ج.؛ بليتشا، ل.؛ بونجيورنو، أ. بروسا، م.؛ كوماستري، أ. هاو، ه.؛ ليوثود، أ.؛ لوب، أ. ماينيري، V.؛ بيكونشيلي، E.؛ سالفاتو، م. (1 يوليو 2010). “ثقب أسود هارب في الكون: موجة الجاذبية أم ارتداد المقلاع؟” . مجلة الفيزياء الفلكية . 717 (1): 209– 222. أرخايف : 1003.0020 . بيب كود : 2010ApJ...717..209C . دوى : 10.1088/0004-637X/717/1/209 . ISSN 0004-637X . S2CID 20466072 .  
  90. 1 2 فان دوكوم، بيتر؛ باشا، عماد؛ بوزو، ماريا لويزا؛ لاماسا، ستيفاني؛ شين، زيلي؛ كيم، مايكل أ.؛ أبراهام، روبرتو؛ كونروي، تشارلي؛ دانيلي، شاني؛ ميترا، كوستاف؛ ناغاي، دايسوكي؛ ناتاراجان، بريامفادا؛ رومانوفسكي، آرون ج.؛ تريمبلاي، غرانت؛ أوري، سي. ميغان؛ فان دن بوش، فرانك سي. (مارس 2023). "تم تحديد ثقب أسود فائق الكتلة مرشح للهروب من خلال الصدمات وتكوين النجوم في أعقابه" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 946 (2): L50. arXiv : 2302.04888 . Bibcode : 2023ApJ...946L..50V . doi : 10.3847/2041-8213/acba86 . S2CID 256808376 . 
  91. ↑ جابيلج، جور (22 فبراير 2023). "هل اكتشف العلماء ثقبًا أسودًا هائلاً مارقًا؟" .
  92. ↑ غروسمان، ليزا (10 مارس 2023). "تم رصد ثقب أسود هارب يفر من مجرة ​​بعيدة" .
  93. ↑ سانشيز ألميدا، خورخي؛ مونتيس، ميريا؛ تروخيو، إغناسيو (1 مايو 2023). "أثر ثقب أسود فائق الكتلة أم مجرة ​​جانبية عديمة الانتفاخ؟" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 673 : L9. arXiv : 2304.12344 . Bibcode : 2023A & A...673L...9S . doi : 10.1051/0004-6361/202346430 . ISSN 0004-6361 . 
  94. ↑ مونتيس، ميريا؛ سانشيز ألميدا، خورخي؛ تروخيو، إغناسيو (1 يونيو 2024). "صور تلسكوب هابل الفضائي العميقة تدعم تفسير المجرة الجانبية عديمة الانتفاخ للأثر النجمي المفترض الناتج عن ثقب أسود فائق الكتلة هارب" . ملاحظات بحثية للجمعية الفلكية الأمريكية . 8 (6): 150. arXiv : 2406.00102 . Bibcode : 2024RNAAS...8..150M . doi : 10.3847/2515-5172/ad530b . ISSN 2515-5172 . 
  95. ↑ فان دوكوم، بيتر؛ جينينغز، كونور؛ باشا، عماد؛ كونروي، تشارلي؛ كاول، إيش؛ أبراهام، روبرتو؛ دانيلي، شاني؛ رومانوفسكي، آرون جيه؛ تريمبلاي، غرانت (2026). "تأكيد تلسكوب جيمس ويب الفضائي على وجود ثقب أسود فائق الكتلة هارب عبر موجة الصدمة فوق الصوتية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 998 (1): L27. arXiv : 2512.04166 . Bibcode : 2026ApJ...998L..27V . doi : 10.3847/2041-8213/ae3d0e .
  96. ↑ بيج، دون ن. (1976). "معدلات انبعاث الجسيمات من ثقب أسود: جسيمات عديمة الكتلة من ثقب غير مشحون وغير دوار". مجلة Physical Review D. 13 ( 2): 198-206 . Bibcode : 1976PhRvD..13..198P . doi : 10.1103/PhysRevD.13.198 .انظر على وجه الخصوص إلى المعادلة (27).
  97. 1 2 ستراوب، أو.؛ ​​فينسنت، إف. إتش.؛ أبراموفيتش، إم. إيه.؛ جورجولون، إي.؛ بومارد، تي. (2012). "نمذجة صورة ظلية الثقب الأسود في Sgr A* باستخدام حلقات أيونية" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 543 : A83. arXiv : 1203.2618 . doi : 10.1051/0004-6361/201219209 .
  98. ↑ إيزنهاور، ف.؛ وآخرون (2005). "SINFONI في مركز المجرة: النجوم الفتية والتوهجات تحت الحمراء في الشهر الضوئي المركزي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 628 (1): 246-259 . arXiv : astro-ph/0502129 . Bibcode : 2005ApJ...628..246E . doi : 10.1086/430667 . S2CID 122485461 .  
  99. ↑ هندرسون، مارك (9 ديسمبر 2008). "علماء الفلك يؤكدون وجود ثقب أسود في قلب مجرة ​​درب التبانة" . صحيفة التايمز . لندن . تم الاطلاع عليه في 17 مايو 2009 .
  100. ↑ تعاون تلسكوب أفق الحدث؛ وآخرون (2022). "النتائج الأولى لتلسكوب أفق الحدث ساجيتاريوس أ*. الجزء الأول: ظل الثقب الأسود فائق الكتلة في مركز مجرة ​​درب التبانة" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 930 (2): L12. arXiv : 2311.08680 . Bibcode : 2022ApJ...930L..12E . doi : 10.3847/2041-8213/ac6674 . hdl : 10261/278882 . S2CID 248744791 .  
  101. 1 2 غيز، أ.م .؛ سليم، س.؛ هورنشتاين، س.د.؛ تانر، أ.؛ لو، ج.ر.؛ موريس، م.؛ بيكلين، إ.إ.؛ دوشين، ج. (مايو 2005). "المدارات النجمية حول الثقب الأسود في مركز المجرة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 620 (2): 744-757 . arXiv : astro-ph/0306130 . Bibcode : 2005ApJ...620..744G . doi : 10.1086/427175 . S2CID 8656531 . 
  102. ↑ تعاون الجاذبية وآخرون (أكتوبر 2018). "الكشف عن حركات مدارية بالقرب من آخر مدار دائري مستقر للثقب الأسود الهائل SgrA*". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 618 : 15. arXiv : 1810.12641 . Bibcode : 2018A & A...618L..10G . doi : 10.1051/0004-6361/201834294 . S2CID 53613305. L10.  
  103. 1 2 تشو، فيليسيا؛ أندرسون، جانيت؛ واتزكي، ميغان (5 يناير 2015). "الإصدار 15-001 - رصد مرصد تشاندرا التابع لناسا انفجارًا قياسيًا من الثقب الأسود في مجرة ​​درب التبانة" . ناسا . تم الاطلاع عليه في 6 يناير 2015 .
  104. ↑ "Chandra :: ألبوم الصور :: RX J1242-11 :: 18 فبراير 2004" . chandra.harvard.edu .   
  105. 1 2 ميريت، ديفيد (2013). ديناميكيات وتطور النوى المجرية . برينستون، نيوجيرسي: مطبعة جامعة برينستون. ص 23. ISBN  978-0-691-15860-0.
  106. 1 2 كينغ، أندرو (15 سبتمبر 2003). "الثقوب السوداء، وتكوين المجرات، وعلاقة كتلة الثقوب السوداء بـ σ". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 596 (1): L27– L29. arXiv : astro-ph/0308342 . Bibcode : 2003ApJ...596L..27K . doi : 10.1086/379143 . S2CID 9507887 . 
  107. ↑ فيراز، لورا؛ ميريت، ديفيد (10 أغسطس/آب 2000). "علاقة أساسية بين الثقوب السوداء فائقة الكتلة ومجراتها المضيفة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 539 (1): L9–12. arXiv : astro-ph/0006053 . Bibcode : 2000ApJ...539L...9F . doi : 10.1086/312838 . S2CID 6508110 . 
  108. ↑ «علماء الفلك يرصدون أول لمحة عن نجم يبتلعه ثقب أسود» . صحيفة سيدني مورنينغ هيرالد . 26 أغسطس 2011.
  109. ↑ بوروز، دي إن؛ كينيا، جيه إيه؛ غيسيليني، جي؛ مانغانو، في؛ وآخرون . (أغسطس 2011) . "نشاط النفاثات النسبية الناتج عن التمزق المدّي لنجم بواسطة ثقب أسود هائل". نيتشر . 476 (7361): 421-424 . arXiv : 1104.4787 . Bibcode : 2011Natur.476..421B . doi : 10.1038 /nature10374 . PMID 21866154. S2CID 4369797 .   
  110. ↑ زاودرير، ب.أ.؛ بيرغر، إ.؛ سودربيرغ، أ.م .؛ لوب، أ.؛ وآخرون . (أغسطس 2011). "نشأة تدفق نسبي في النجم العابر غير العادي لأشعة غاما Swift J164449.3+573451". مجلة نيتشر . 476 (7361): 425-428 . arXiv : 1106.3568 . Bibcode : 2011Natur.476..425Z . doi : 10.1038/nature10366 . PMID : 21866155. S2CID : 205226085 .   
  111. ↑ البيضاني، إسماعيل أ.؛ شياد، سامي س.؛ جبار، واسماء أ.؛ الكادومي، أحمد ك.؛ حبوبي، نادر ف.؛ منصور، حازم ل. (2020). "تحديد كتلة الثقب الأسود فائق الكتلة في مركز مجرة ​​أندروميدا (M31) باستخدام طرق مختلفة". المؤتمر الدولي للتحليل العددي والرياضيات التطبيقية (ICNAAM 2019) . سلسلة مؤتمرات المعهد الأمريكي للفيزياء. المجلد 2293. ص 050050. Bibcode : 2020AIPC.2290e0050A . doi : 10.1063/5.0027838 . S2CID 230970967 .   
  112. ↑ تعاون تلسكوب أفق الحدث (10 أبريل 2019). "النتائج الأولى لتلسكوب أفق الحدث M87. الجزء السادس: ظل وكتلة الثقب الأسود المركزي" (ملف PDF) . المجلة الفيزيائية الفلكية . 875 (1): L6. arXiv : 1906.11243 . Bibcode : 2019ApJ...875L...6E . doi : 10.3847/2041-8213/ab1141 . S2CID 145969867 . 
  113. ↑ دولو، بي تي (22 نوفمبر 2019). "أضخم المجرات ذات النوى المستنفدة الكبيرة: علاقات المعلمات الهيكلية وكتل الثقوب السوداء" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 886 (2): 80. arXiv : 1910.10240 . Bibcode : 2019ApJ...886...80D . doi : 10.3847/1538-4357/ab4d4f . S2CID 204838306 . 
  114. ↑ شيمر، أ.؛ نتزر، هـ.؛ مايولينو، ر.؛ أوليفا، إ.؛ كروم، س.؛ كوربيت، إ.؛ دي فابريزيو، ل. (2004). "مطيافية الأشعة تحت الحمراء القريبة للنوى المجرية النشطة ذات الانزياح الأحمر العالي: الجزء الأول: علاقة بين المعدنية ومعدل التراكم". المجلة الفيزيائية الفلكية . 614 (2): 547-557 . arXiv : astro-ph/0406559 . Bibcode : 2004ApJ...614..547S . doi : 10.1086/423607 . S2CID 119010341 . 
  115. ↑ ساتورني، ف.ج.؛ تريفيس، د.؛ فاجنيتي، ف.؛ بيرنا، م.؛ دادينا، م. (2016). "دراسة طيفية متعددة المراحل للكوازار BAL APM 08279+5255. الجزء الثاني: تأخرات زمنية لتغيرات خطوط الانبعاث والامتصاص". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 587 : A43. arXiv : 1512.03195 . Bibcode : 2016A & A...587A..43S . doi : 10.1051/0004-6361/201527152 . S2CID 118548618 . 
  116. ↑ كريستوفر أ. أونكن؛ فويان بيان؛ شياوهوي فان؛ فيج وانغ؛ كريستيان وولف؛ جيني يانغ (أغسطس 2020)، "ثقب أسود بكتلة 34 مليار كتلة شمسية في SMSS J2157–3602، وهو أكثر الكوازارات المعروفة إضاءةً"، الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية ، 496 (2): 2309، arXiv : 2005.06868 ، Bibcode : 2020MNRAS.496.2309O ، doi : 10.1093/mnras/staa1635
  117. ↑ ماجور، جيسون (3 أكتوبر 2012). "شاهد ما يحدث عند اصطدام ثقبين أسودين فائقَي الكتلة" . io9 . يونيفرس توداي . تم الاطلاع عليه في 4 يونيو 2013 .
  118. ↑ ميريت، د .؛ ميلوسافليفيتش، م. (2005). "تطور الأنظمة الثنائية للثقوب السوداء الضخمة" . مؤرشف من الأصل في 30 مارس 2012. تم الاطلاع عليه في 3 مارس 2012 .
  119. ↑ شيغا، ديفيد (10 يناير 2008). "اكتشاف أكبر ثقب أسود في الكون" . مجلة نيو ساينتست .
  120. ↑ فالتونين، إم جيه؛ سيبريني، إس؛ ليتو، إتش جيه (2012). "حول كتل الثقوب السوداء OJ287" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 427 (1): 77-83 . arXiv : 1208.0906 . Bibcode : 2012MNRAS.427...77V . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21861.x . S2CID 118483466 . 
  121. ↑ كوفمان، راشيل (10 يناير 2011). "اكتشاف ثقب أسود ضخم في مجرة ​​قزمة" . ناشيونال جيوغرافيك . مؤرشف من الأصل في 12 يناير 2011. تم الاطلاع عليه في 1 يونيو 2011 .
  122. ^ فان دن بوش، ريمكو سي. جيبهاردت، كارل؛ غولتكين، كيهان؛ فان دي فين، جلين؛ فان دير ويل، آرجين؛ والش، جونيل L. (2012). “ثقب أسود هائل الحجم في المجرة العدسية المدمجة NGC 1277”. طبيعة . 491 (7426): 729-731 . أرخايف : 1211.6429 . بيب كود : 2012Natur.491..729V . دوى : 10.1038 / طبيعة 11592 . بميد 23192149 . S2CID 205231230 .  
  123. ↑ إمسليم، إريك (2013). "هل الثقب الأسود في NGC 1277 ضخمٌ حقًا؟" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 433 (3): 1862-1870 . arXiv : 1305.3630 . Bibcode : 2013MNRAS.433.1862E . doi : 10.1093/mnras/stt840 . S2CID 54011632 . 
  124. ^ كوميرون، سيباستيان. تروخيو، اجناسيو؛ كابيلاري، ميشيل؛ وآخرون . (2023). “المجرة الضخمة NGC 1277 تعاني من نقص المادة المظلمة”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 675 : ج143. أرخايف : 2303.11360 . دوى : 10.1051/0004-6361/202346291 . 
  125. ↑ {{cite journal |last1=Ferré-Mateu |first1=Anna |last2=Trujillo |first2=Ignacio |last3=Martín-Navarro |first3=Ignacio |display-authors=etal |title=مجرتان جديدتان مؤكدتان من بقايا مجرات ضخمة: كتل حمراء في الكون الحالي |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=467 |issue=2 |pages=1929–1939 |year=2017 |doi=10.1093/mnras/stx171 |arxiv=1701.05197 |bibcode=2017MNRAS.467.1929F}}
  126. ↑ رينولدز، كريستوفر (2013). "الفيزياء الفلكية: الثقوب السوداء في حالة دوران" . مجلة نيتشر . 494 (7438): 432-433 . Bibcode : 2013Natur.494..432R . doi : 10.1038/494432a . PMID: 23446411. S2CID : 205076505 .  
  127. ↑ بروستاك، سيرجيو (28 فبراير 2013). "علماء الفلك: ثقب أسود فائق الكتلة في مجرة ​​NGC 1365 يدور بسرعة تقارب سرعة الضوء" . Sci-News.com . تم الاطلاع عليه في 20 مارس 2015 .
  128. ↑ غولتكين، كيهان؛ بيرك-سبولاور، سارة؛ لاور، تود ر.؛ لاتسيو، ت. جوزيف؛ موستاكاس، ليونيداس أ.؛ أوغل، باتريك؛ بوستمان، مارك (2021). "رصد تشاندرا لمجرة أبيل 2261، ألمع مجرة ​​في العنقود، وهي مرشحة لاستضافة ثقب أسود متراجع" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 906 (1): 48. arXiv : 2010.13980 . Bibcode : 2021ApJ...906...48G . doi : 10.3847/1538-4357/abc483 . S2CID 225075966 . 
  129. ↑ بانادوس، إدواردو؛ وآخرون . (6 ديسمبر/كانون الأول 2017). "ثقب أسود بكتلة 800 مليون كتلة شمسية في كون محايد بشكل ملحوظ عند انزياح أحمر مقداره 7.5". مجلة نيتشر . 553 (7689): 473-476 . arXiv : 1712.01860 . Bibcode : 2018Natur.553..473B . doi : 10.1038/ nature25180 . PMID 29211709. S2CID 205263326 .   
  130. ^ لانداو ، إليزابيث. بانيادوس ، إدواردو (6 ديسمبر 2017). "تم العثور على: الثقب الأسود الأكثر بعدًا" . ناسا . تم الاسترجاع في 6 ديسمبر 2017 .
  131. ↑ تشوي، تشارلز كيو. (6 ديسمبر 2017). "أقدم ثقب أسود عملاق تم اكتشافه على الإطلاق أكبر من الشمس بـ 800 مليون مرة" . Space.com . تم الاطلاع عليه في 6 ديسمبر 2017 .
  132. 1 2 أوفرباي، دينيس (6 مارس 2020). "هذا الثقب الأسود أحدث ثقبًا في الكون - كانت مجموعة مجرات الحواء على ما يرام حتى انفجر فيها الثقب الأسود WISEA J171227.81-232210.7، وهو ثقب أسود تبلغ كتلته مليارات المرات كتلة شمسنا" . صحيفة نيويورك تايمز . تم الاطلاع عليه في 6 مارس 2020 .
  133. 1 2 "أكبر انفجار كوني تم رصده على الإطلاق خلّف فجوة هائلة في الفضاء" . صحيفة الغارديان . 27 فبراير 2020. تم الاطلاع عليه بتاريخ 6 مارس 2020 .
  134. 1 2 "علماء الفلك يرصدون أكبر انفجار في تاريخ الكون" . ساينس ديلي . 27 فبراير 2020. تم الاطلاع عليه في 6 مارس 2020 .
  135. ↑ أرزومانيان، زافين؛ وآخرون (2021). "مجموعة بيانات NANOGrav لمدة 11 عامًا: حدود الثنائيات فائقة الكتلة من الثقوب السوداء في المجرات ضمن نطاق 500 ميجا فرسخ فلكي" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 914 (2): 121. arXiv : 2101.02716 . Bibcode : 2021ApJ...914..121A . doi : 10.3847/1538-4357/abfcd3 . 
  136. ^ جياسينتوتشي، إس. ماركيفيتش، م. جونستون-هوليت، م.؛ ويك، د. وانغ، QHS؛ كلارك، TE (27 فبراير 2020). "اكتشاف أحفورة راديوية عملاقة في مجموعة مجرات الحواء" . مجلة الفيزياء الفلكية . 891 (1): 1. أرخايف : 2002.01291 . بيب كود : 2020ApJ...891....1G . دوى : 10.3847/1538-4357/ab6a9d . ردمك 1538-4357 . S2CID 211020555 .  
  137. ↑ ستار، ميشيل (22 فبراير 2021). "النقاط البيضاء في هذه الصورة ليست نجوماً ولا مجرات. إنها ثقوب سوداء" . ساينس أليرت . تم الاطلاع عليه في 22 فبراير 2021 .
  138. ^ تايلور ، أنتوني ج. كوكوريف، فاسيلي؛ كوسيفسكي، ديل د.؛ أكينز، هوليس B .؛ كولين، فيرغوس. ديكنسون، مارك؛ فينكلستين، ستيفن L.؛ أرابال هارو، بابلو؛ بروم، فولكر؛ جيافاليسكو، ماورو؛ إينايوشي، كوهي؛ جونو، ستيفاني؛ ليونج، جين سي كيه؛ بيريز غونزاليس، بابلو ج.؛ سومرفيل، راشيل س.؛ ترامب، جوناثان ر. أمورين، ريكاردو O.؛ بارو، غييرمو؛ بورجاريلا، دينيس؛ بروكس، ماديسين. كارنال، آدم C.؛ كيسي، كيتلين م؛ تشنغ، ينغجي. تشيشولم، جون؛ تشووروسكي، كاثرين؛ ديفيس، كيلسي. دونان، كالوم T.؛ دنلوب، جيمس S.؛ إليس، ريتشارد س. فرنانديز، فيتال؛ فوجيموتو، سيجي؛ جروجين، نورمان أ. غوبتا، أنش ر.؛ هاثي، نيميش ب. جونغ، إنتاي؛ هيرشمان، ميكايلا. كارتالتيبي، جيهان إس؛ كويكيمور، أنطون م.؛ لارسون، ريبيكا L.؛ ليونج، هو هين؛ ليرينا، ماريو؛ لوكاس، راي أ. ماكليود، ديريك J .؛ مكلور، روس. نابوليتانو، لورينزو؛ بابوفيتش، كيسي؛ ستانتون، توماس م.؛ تريبودي، روبرتا؛ وانغ، شين؛ ويلكنز، ستيفن م. يونغ، لي آرون؛ زافالا، خورخي أ. (10 أغسطس 2025). "CAPERS-LRD-z9: نقطة حمراء صغيرة محاطة بالغاز تضم نواة مجرية نشطة ذات خطوط طيفية عريضة عند الانزياح الأحمر z = 9.288" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 989 (1): L7. arXiv : 2505.04609 . Bibcode : 2025ApJ...989L...7T . doi : 10.3847/2041-8213/ade789 .

للمزيد من القراءة