**초대질량 블랙홀**(supermassive black hole SMBH 또는 **SBH**)은 블랙홀 중 가장 큰 유형으로, 질량이 태양의 질량의 수십만 또는 수백만에서 수십억 배에 달하는 블랙홀이다. 블랙홀은 중력 붕괴를 겪은 천체의 일종으로, 빛은 물론 그 어떤 것도 빠져나갈 수 없는 타원면 우주 영역을 남긴다. 관측적 증거에 의하면 거의 모든 대형 은하의 중심에는 초대질량 블랙홀이 있다.

거대 타원 은하 메시에 87에 있는 블랙홀과 우리 은하의 중심(궁수자리 A*)에 있는 블랙홀 두 개의 초대질량 블랙홀들이 사건 지평선 망원경(Event Horizon Telescope)으로 직접적으로 이미지화되었다.

## 설명
초대질량 블랙홀들은 고전적으로 질량이 100,000 (10) 태양질량이상인 블랙홀로 정의된다; 일부는 수십억 의 질량을 가지고 있다.

사건 지평선 내 SMBH의 평균 밀도(블랙홀의 질량을 슈바르츠실트 반경 내 공간의 부피로 나눈 값으로 정의된)가 물의 밀도보다 작을 수 있다는 점은 다소 직관적이지 않다.

약 10억 의 회전하지 않고 충전되지 않은 초대질량 블랙홀의 사건 지평선의 슈바르츠실트 반경은 약 19AU인 천왕성 궤도의 긴반지름축과 비슷하다..

일부 천문학자들은 50억 이상의 블랙홀을 '극초대질량 블랙홀'(UMBH 또는 UBH)라고 부르지만, 그 용어는 광범위하게 사용되지는 않는다. 가능한 예들로는 가장 거대한 블랙홀들로 알려진 TON 618, NGC 6166, ESO 444-46 및 NGC 4889의 중심부에 있는 블랙홀들이 포함된다.

일부 연구에 따르면 블랙홀이 발광성 강착(강착원반들이 특징인)이면서 도달할 수 있는 최대 자연 질량은 일반적으로 약 500억 정도이다.

## 연구의 역사
초대질량 블랙홀이 발견된 이야기는 1963년 마르턴 스밋이 3C 273의 전파원을 조사하면서 시작되었다. 처음에는 이것이 별이라고 생각되었지만, 그 스펙트럼은 의아한 것으로 판명되었다. 그것은 적색편이 된 수소 방출선으로 확인되었는데, 이는 그 천체가 지구에서 멀어지고 있음을 나타낸다.

1963년에, 프레드 호일과 W. A. 파울러는 퀘이사의 컴팩트항 크기와 높은 에너지 출력에 대한 설명으로 수소 연소의 초대질량 별(supermassive star SMS)의 존재를 제안했다. 이들은 질량이 약 10

에드윈 E. 살피터

아서 울프

도널드 린든 벨에 의하여 미국 국립 전파 천문대의 그린 뱅크 간섭계(Green Bank Interferometer)를 사용하여 발견되었다. 그들은 싱크로트론 복사을 방출하는 전파원을 발견했다; 그것은 중력 때문에 밀도가 높고 움직이지 않는 것으로 밝혀졌다. 따라서, 이것은 우리은하 중심에 초대질량 블랙홀이 존재한다는 최초의 징후였다.

1990년에 발사된 허블 우주 망원경은 은하핵을 보다 정밀하게 관측하는 데 필요한 해상도를 제공했다. 1994년 허블의 미약 천체 분광기(Faint Object Spectrograph)를 사용하여 메시에 87을 관측한 결과, 이온화된 가스가 ±500km/s의 속도로 핵의 중심부를 공전하는 것을 발견했다. 이 데이터는 (2.4±0.7)×10 초대질량 블랙홀을 처음으로 확인한 이 관측과 함께 MCG-6-30-15 은하로부터의 매우 확장된 이온화 된 철 Kα 방출선(6.4 keV)이 발견되었다. 이 확장은 빛이 블랙홀로부터 3~10 슈바르츠실트 반경에서 빠져나오면서 빛의 중력 적색편이가 일어났기 때문이다.

2019년 4월 10일에, 사건 지평선 망원경{Event Horizon Telescope} 협업은 메시에 87은하 중심에 있는 블랙홀의 첫 번째 수평선 축척 이미지를 공개했다.

## 형성
초대질량 블랙홀의 기원은 여전히 활발한 연구 분야이다. 천체물리학자들은 블랙홀이 물질의 강착과 다른 블랙홀과의 병합을 통해 성장할 수 있다는 데 동의한다. 초대질량 블랙홀의 조상들, 즉 "씨앗들"의 형성 메커니즘과 초기 질량에 대한 몇 가지 가설들이 있다. 블랙홀 씨앗의 특정 형성 채널과는 별개로, 근처에 충분한 질량이 주어지면, 그것은 축적되어 중간 질량 블랙홀이 될 수 있으며, 축적 속도가 지속되면 또한 SMBH가 될 수도 있다.

QSO J0313–1806

### 첫 번째 별
초기의 조상 항성의 씨앗들은 대질량의 별듷의 폭발로 남겨진 수십 또는 수백 의 블랙홀들일 수 있으며, 물질의 강착에 의해 성장한다. 또 다른 모형은 시스템의 음의 열용량이 중심부 내에서 속도 분산을 상대론적 속도로 유도하여 중심부 붕괴를 겪는 한 조밀한 성단을 포함한다.

최초의 별 이전에, 큰 가스 구름은 "쿼시 별"로 붕괴되어 약 20의 블랙홀로 붕괴될 수 있다. "쿼시 별"은 핵에서 전자-양전자 쌍생성으로 인해 방사형 섭동에 불안정해지고 어떤 초신성 폭발 없이 블랙홀로 직접 붕괴할 수 있다 .

보다 최근의 이론에 따르면 SMBH 씨앗은 각각 질량이 약 100,000인 초대질량 별의 붕괴로 인해 초기 우주에서 형성되었다고 한다.

### 직접 붕괴 및 원시 블랙홀
금속이 없는 가스의 크고 높은 적색편이 구름은,

마지막으로, 원시 블랙홀들(PBHs)은 대폭발(빅뱅) 후 첫 순간에 외부 압력으로부터 직접 생성되었을 수 있다. 이러한 블랙홀은 위의 어떤 강착하기 위한 모형들보다 더 많은 시간이 축적되어 초대질량 크기에 도달할 수 있는 충분한 시간을 가졌을 것이다. 최초의 별들의 죽음으로 인한 블랙홀들의 형성은 광범위하게 연구되어 왔으며 또한 관측을 통해 확증되었다. 위에 나열된 다른 블랙홀 형성 모형은 이론적인 것이다.

초대질량 블랙홀이 형성되려면 각운동량이 작은 어떤 비교적 작은 부피의 고밀도 물질이 필요하다. 일반적으로, 각착의 과정에는 커다란 각운동량의 초기 부여를 바깥으로 운반하는 과정이 포함되며, 이것이 블랙홀 성장의 제한 요인으로 보인다. 이것이 바로 강착원반 이론의 한 주요 구성 요소이다. 가스 강착은 블랙홀이 성장하는 가장 효율적이면서도 가장 눈에 띄는 방식이다. 초대질량 블랙홀의 질량 성장의 대부분은 활동은하핵 또는 퀘이사로 관측되는 빠른 가스 강착 에피소드들을 통해 발생하는 것으로 생각된다. 관측들은 우주가 더 젊었을 때 퀘이사가 훨씬 더 빈번하다는 것을 드러내 보이며, 이는 초대질량 블랙홀이 초기에 형성되고 또한 성장했음을 나타낸다. 초대질량 블랙홀 형성 이론의 한 주요 제약 요인은 멀리 떨어진 발광 퀘이사들의 관측으로, 이는 우주가 10억 년이 채 되지 않았을 때 수십억 의 초대질량 블랙홀들이 이미 형성되었음을 나타낸다. 이것은 초대질량 블랙홀들이 우주 초기에 최초의 거대 은하들 내부에서 발생했음을 시사한다.

### 최대 질량 한계
초대질량 블랙홀이 얼마나 크게 성장할 수 있는지에 대한 한 자연적 상한선이 있다. 퀘이사 또는 활동성 은하핵(AGN)에 있는 초대질량 블랙홀((SMBH))의 한 이론적 상한은 일반적인 매개변수에 대해 물리적으로 약 500억 인 것으로 보이는데, 그 이상인 모든 것들은 성장이 서행으로 느려지고(감속은 100억 정도에서 시작되는 경향이 있음) 블랙홀을 둘러싼 불안정한 강착원반을 그 궤도를 도는 별들로 융합하기 때문이다.

약 2,700억 의 어떤 더 큰 상한선은 극단적인 경우에 강착되는 SMBH의 절대 최대 질량 한계로 나타났는데, 예를 들어 무차원 스핀 매개변수가 a=1인 그것의 최대 순행 스핀이며,

퀘이사 및 은하핵 내의 현대의 극초대질량 블랙홀(UMBH)은 강착원반을 통하고 또한 현재 우주의 나이를 고려할 때, 약 (5-27)×10

## 활동과 은하계의 진화
많은 은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀의 중력은 세이퍼트 은하와 퀘이사와 같은 활성 천체에 동력을 공급하는 것으로 생각되며, 중앙 블랙홀의 질량과 호스트 은하의 질량 사이의 관계는 은하 유형에 따라 다르다. 초대질량 블랙홀의 크기와
한 은하 팽대부의 성간 속도 분산 는 M-시그마 관계라고 불린다.

한 AGN(활동은하핵)은 이제 물질을 강착하고 충분히 강한 광도를 나타내는 거대한 블랙홀을 호스팅하는 은하핵으로 간주된다. 예를 들어, 우리 은하의 핵 영역은 이 조건을 충족시키기에 충분한 광도가 부족하다. AGN의 통합 모형은 소수의 물리적 매개변수만으로 AGN 분류에서 관찰되는 광범위한 특성을 설명할 수 있다는 개념이다. 초기 모형의 경우, 이러한 값은 가시선에 대한 성운 원환의 각도와 광원의 광도로 구성되었다. AGN은 대부분의 출력이 광학적으로 두꺼운 강착원반을 통해 전자기복사의 형태인 복사 모드 AGN, 그리고 원반에 수직으로 상대론적 제트가 발생하는 제트 모드 두 가지 주요 그룹으로 나눌 수 있다..

### 병합 및 반동 SMBH
한 쌍의 SMBH를 호스팅하는 은하들의 상호작용은 병합 사건으로 이어질 수 있다. 호스팅된 SMBH 천체들에의 동적 마찰은 그것들이 병합된 질량의 중심을 향해 가라앉게 하여, 결국 1킬로파섹 미만의 이격 거리를 가진 한 쌍을 형성한다. 이 쌍이 주변 별들 및 가스와 상호 작용하여 그런 다음 SMBH가 10파섹 이하의 이격 거리를 가진 한 중력적으로 결합된(gravitationally bound)된 쌍성계로 서서히 합쳐지게 한다. 일단 그 쌍이 0.001파섹까지 가까워지면, 중력 복사는 그것들을
병합시킨다. 이 일이 일어날 때 쯤이면, 그 결과적 은하는 초기 폭발적 항성생성과 AGN이 사라져 합병 사건에서 벗어나 이완된 지 오래되었을 것이다.
이 병합에서 발생하는 중력파는 결과물인 SMBH에 최대 수천 km/s의 속도 향상을 제공하여 은하 중심에서 멀어지고 심지어 은하에서 방출될 수도 있다. 이 현상을 중력 반동이라고 불린다. 방출된 블랙홀은 폭주 블랙홀이라고 불린다.

반동 블랙홀들을 감지하는 방법에는 여러 가지가 있다. 종종 은하 중심에서 퀘이사/AGN의 변위

반동 블랙홀 후보들은 NGC 3718,

### 호킹 복사
호킹 복사는 사건 지평선 근처의 양자 효과로 인해 블랙홀이 방출할 것으로 예상되는 한 흑체 복사이다. 이 복사는 블랙홀의 질량과 에너지를 감소시켜 블랙홀을 수축시키고 궁극적으로 사라지게 한다. 만약 블랙홀이 호킹 복사를 통해 증발한다면, 질량이 1×10

## 증거

### 도플러 측정
블랙홀의 존재에 대한 가장 좋은 증거 중 일부는 근처 궤도를 도는 물질의 빛이 후퇴할 때는 적색편이, 전진할 때는 청색편이가 되는 도플러 효과에 의해 제공된다. 블랙홀에 매우 가까운 물질의 경우 공전 속도가 빛의 속도와 비슷해야 하므로 후퇴하는 물질은 전진하는 물질에 비해 매우 희미하게 나타나며, 이는 본질적으로 대칭적인 원반과 고리를 가진 시스템은 매우 비대칭적인 시각적 외관을 갖게 된다는 것을 의미한다. 이 효과는 은하수 중심에 있는 궁수자리 A*의 초대질량 블랙홀에 대한 그럴듯한 모형을 기반으로 여기에 제시된 예와 같은 최신 컴퓨터 생성 이미지에서 허용되었다. 그러나 현재 사용가능한 망원경 기술이 제공하는 해상도는 이러한 예측을 직접 확인하기에는 아직 충분하지 않다.

이미 많은 시스템에서 직접 관측된 것은 블랙홀로 추정되는 것에서 더 멀리 떨어진 궤도를 도는 물질의 낮은 비상대론적 속도이다. 인근 은하의 핵들을 둘러싸고 있는 물(H2O) 메이저를 직접 도플러로 측정한 결과, 중심부에 물질이 고도로 집중되어 있을 때만 가능한 매우 빠른 케플러 운동이 밝혀졌다. 현재 이렇게 작은 공간에 충분한 물질을 채울 수 있는 유일한 천체는 블랙홀 또는 천체물리학적으로 짧은 시간 내에 블랙홀로 진화할 천체뿐이다. 더 멀리 떨어진 활동 은하의 경우, 넓은 스펙트럼 선의 폭을 사용하여 사건 지평선 근처를 공전하는 가스를 조사할 수 있다. 반향 매핑{Reverberation mapping} 기술은 이러한 선의 변동성을 이용해 활동 은하를 움직이는 블랙홀의 질량과 스핀을 측정한다.

### 우리 은하에서
천문학자들은 우리 은하 역시 중심부, 태양계로부터 26,000 광년 떨어진 궁수자리 A*라고 불리는 영역에 초대질량 블랙홀을 가지고 있다고

막스 플랑크 지구외부 물리 연구소와 UCLA 은하중심연구단(UCLA Galactic Center Group)의 데이터를 기반으로 궁수자리 A*가 초대질량 블랙홀이 위치한 곳

증거에 따르면 우리 은하의 중심에는 태양계에서 26,000광년 떨어진 궁수자리 A*

궁수자리 A* 근처의 밝은 플레어 활동에 대한 적외선 관측은 후보 SMBH의 중력 반경의 6~10배 간격으로 45±15 분 주기로 플라즈마의 궤도 운동을 보여준다. 이 방출은 강한 자기장 속에서 강착원반의 편광된 "핫스팟"이 원형 궤도를 도는 것과 일치한다. 복사 물질은 가장 안쪽의 안정적인 원형 궤도(innermost stable circular orbit) 바로 밖에서 광속의 30%로 공전하고 있다.

2015년 1월 5일, NASA는 궁수자리 A*에서 평소보다 400배 더 밝은 엑스선 플레어를 관측하여 기록 갱신을 했다고 보고했다. 천문학자들에 따르면 이 이례적인 현상은 소행성이 블랙홀로 떨어져 나가거나 궁수자리 A*로 유입되는 가스 내의 자기장 선들이 얽혀서 발생했을 수 있다고 한다.

### 우리 은하 밖에서
초대질량 블랙홀에 대한 명확한 역학적 증거는 소수의 은하에만 존재한다; 정도인 SMBH로 추정된다. 이 드문 사건은 SMBH에 의해 조석력으로 파괴된 별에서 상대론적 유출(빛의 속도의 상당한 부분으로 제트 형태로 방출되는 물질)로 추정된다. 한 태양 질량의 상당 부분의 물질이 SMBH에강착되었을 것으로 예상된다. 이후 장기 관측을 통해 만일 제트에서 방출되는 물질이 한 SMBH에 질량 강착을 위해 예상되는 속도로 붕괴한다면 이 가정이 확인될 수 있다.

## 개별적 연구
250만 광년 떨어진 인근 안드로메다 은하는 우리 은하보다 훨씬 큰 (1억 4천만) 중심 블랙홀을 포함하고 있다.

퀘이사의 블랙홀 질량은 상당한 불확실성이있는 간접적인 방법을 통해 추정할 수 있다. 그만큼 퀘이사 TON 618 4.07×1010 (407 억) 로 추정되는 매우 큰 블랙홀을 가진 물체의 예이다. 2013년 2월 28일 천문학자들은 NuSTAR 위성을 사용하여 NGC 1365에서 처음으로 초대질량 블랙홀의 스핀을 정확하게 측정하여 사건의 지평선이 거의 빛의 속도로 회전하고 있다고 보고했다.

2014년 9월에, 여러 엑스선 망원경의 데이터에 따르면 매우 작고 밀도가 높은 초밀집왜소은하 M60-UCD1의 중심에는 은하 전체 질량의 10% 이상을 차지하는 2천만 태양 질량 블랙홀이 있다. 그 발견은 매우 놀라운 것으로, 왜냐하면 이 은하가 은하 질량의 5천 분의 1도 안 되는 작은 은하임에도 불구하고 블랙홀의 질량이 은하계의 블랙홀보다 5배나 더 크가 때문이다.

일부 은하에는 중심부에 초대질량 블랙홀이 없다. 초대질량 블랙홀이 없는 대부분의 은하는 매우 작은 왜소은하이지만, 한 가지 발견은 여전히 미스터리로 남아 있다. 초거대 타원형 cD 은하 A2261-BCG는 은하가 우리 은하보다 6배 이상 크고 질량이 천 배 이상 큰 알려진 가장 큰 은하 중 하나이지만 최소 10

2017년 12월에, 천문학자들은 지금까지 알려진 가장 먼 초대질량 블랙홀을 포함하는 가장 먼 퀘이사인 ULAS J1342+0928을 z = 7.54의 적색편이로 감지하여 이전에 알려진 가장 먼 퀘이사 ULAS J1120 + 0641의 적색편이 7을 능가하는 것으로 보고했다.

2020년 2월, 천문학자들은 대폭발(빅뱅) 이후 우주에서 가장 에너지가 넘치는 사건인 오피우추스 초은하단 폭발(Ophiuchus Supercluster eruption)을 발견했다고 발표했다.

2021년 2월 천문학자들은 유럽의 LOFAR 탐지한 초저주파 파장(ultra-low radio wavelengths)을 기반으로 stial hemisphere|북쪽 천구(northern celestial hemisphere}의 4%를 차지하는 25,000개의 활성 초대질량 블랙홀의 초고해상도 이미지를 처음으로 공개했다.