在宇宙马蹄铁引力透镜中心揭示一个360亿倍太阳质量的黑洞

标题：Unveiling a 36 billion solar mass black hole at the centre of the Cosmic Horseshoe gravitational lens

期刊：Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

作者：Carlos R Melo-Carneiro; Thomas E Collett; Lindsay J Oldham; Wolfgang Enzi; Cristina Furlanetto; et al

出版日期：2025-08-07

网址：https://doi.org/10.1093/mnras/staf1036

超大质量黑洞(SMBHs)与宿主星系的共同演化是现代天体物理学的核心研究领域之一，其中黑洞质量与星系动力学特性的关系(MBH–σe关系)尤为重要。引力透镜现象，特别是径向弧(radi arcs)的观测，为研究遥远星系中心的黑洞提供了独特机会，因为这些弧形结构对中心质量分布极为敏感。宇宙马蹄铁(Cosmic Horseshoe)作为一个特殊的引力透镜系统，其主透镜星系位于红移z=2.38处，而透镜星系本身则为我们提供了研究大质量椭圆星系内部结构的窗口。近年来，随着观测技术的进步，天文学家已能通过建模引力透镜径向图像来测量休眠SMBH的质量，如Nightingale等人(2023)对Abell 1201 BCG的研究。同时，椭圆星系(ETGs)的恒星质量-光度比和暗物质晕特性已成为理解星系形成与演化的重要线索，多数研究表明其暗物质晕内部斜率与NFW剖面(γDM=1)基本一致。未来空间任务如Euclid预计将在未来五年内发现数十万个引力透镜系统，这将极大拓展我们对SMBH质量范围和红移分布的认识。

尽管已有诸多研究，但在MBH–σe关系的高质端仍存在显著不确定性，这可能源于大质量星系及其SMBHs的独特演化机制，导致关系斜率显著变陡，或是SMBH与宿主星系共同演化过程的解耦。要解决这一难题，关键在于通过直接测量方法填充MBH–σe关系的高质端数据。然而，单独使用动力学或引力透镜方法都面临固有局限：动力学方法存在质量-各向异性退化问题，而引力透镜方法则受质量片退化影响。虽然复合透镜系统(如宇宙马蹄铁，包含不同红移的两个源)的联合建模有助于缓解这些退化问题，但如何精确测量超大质量黑洞(尤其是数十亿太阳质量级别)仍具挑战性。此外，尽管多数研究表明椭圆星系的暗物质晕符合NFW剖面，但当引入质量-浓度关系时，部分模型显示出略陡的暗物质斜率(γDM>1)，这引发了关于星系形成过程中重子物理如何影响暗物质分布的讨论。因此，开发能够同时利用引力透镜和恒星动力学数据的自洽模型，对理解最大质量黑洞的形成机制及其与宿主星系的共同演化至关重要。

该研究是由Carlos R. Melo-Carneiro、Thomas E. Collett、Lindsay J. Oldham、Wolfgang Enzi、Cristina Furlanetto、Ana L. Chies-Santos和Tian Li组成的国际研究团队进行的，他们来自巴西联邦南里奥格兰德大学和英国朴茨茅斯大学；该团队通过结合引力透镜效应和恒星动力学的自洽模型分析，成功证实并测量了位于"宇宙马蹄铁"引力透镜系统中心的一个质量高达360亿倍太阳质量的超大质量黑洞。

图1. 使用F814W、F606W和F475W滤光片创建的“宇宙马蹄铁”哈勃太空望远镜/WFC3彩色合成图像。该系统由主透镜星系（zl = 0.44）；著名的“宇宙马蹄铁”爱因斯坦环（zs2 = 2.381）；以及径向弧及其反像（zs1 = 1.961）组成，后两者均被突出显示。插图显示了径向弧。该图的方向是上北下南，左东右西。

图2. 恒星动力学的基准模型。上排图显示了观测到的均方根速度（vrms）运动学图（左图）、中位数运动学模型（中图）和归一化残差（右图）。下排图展示了径向运动学轮廓（黑色圆点），以及中位数模型及其1σ可信区域。上排图中的黑色圆点标记了Voronoi分箱的中心点。

图3. F475W滤光片下对“宇宙马蹄铁”的拟合结果。从左到右，各图分别显示了扣除透镜星系光后的图像、最高似然的EPL模型，以及重建的源星系s2（红移z = 2.381）。为了提高透镜建模的效率，我们在被透镜的源周围应用了一个掩膜，并且只对掩膜区域内的像素进行建模，如中间图所示。所有图像的单位均为电子/秒。

图4. 基准模型参数的二维后验分布。仅显示了与超大质量黑洞（SMBH）质量表现出强简并性的参数。右上角的插图展示了SMBH质量与“宇宙马蹄铁”环内爱因斯坦质量之间的协方差。等高线分别代表1σ和2σ的可信区间。

图5. 基准模型下的最高似然透镜模型。各图从左上到右下依次显示了观测图像、透镜源模型、归一化残差和源重建图像。所有图像的单位均为电子/秒。

图6. 模型M2参数的二维后验分布，该模型与基准模型的不同之处在于假设了广义NFW（gNFW）晕。图中仅显示了暗物质内密度斜率、超大质量黑洞（SMBH）质量和爱因斯坦质量。棕色虚线表示基准模型的后验中位数，用于对比。等高线分别代表1σ和2σ的可信区间。

图7. M3模型的各向异性分布。实线表示恒星的轨道各向异性分布，灰色区域代表1σ可信区间。棕色的点表示基准模型M1推断出的恒定各向异性值及其相应的误差棒。水平虚线对应于各向同性的情况。

图8. 模型M4参数的二维后验分布，该模型与基准模型的不同之处在于引入了梯度变化的质量-光度比。图中仅显示了三个质量-光度比、超大质量黑洞（SMBH）质量以及爱因斯坦质量。棕色虚线表示基准模型的后验中位数，用于对比。等高线分别代表1σ和2σ的可信区间。右上角的插图显示了基准模型（棕色）和模型M4（黑色）的投影径向恒星质量-光度比分布，阴影区域为1σ置信水平。

图9. 质量构型M14的模型结果，该模型与基准模型的不同之处在于未包含超大质量黑洞（SMBH）。上排图从左到右分别为：最高似然透镜模型、归一化残差和源重建图像。下排图从左到右分别为：中位数动力学模型、归一化残差以及包含中位数模型的径向运动学轮廓。所有上方图像的单位均为电子/秒。

图10. 黑洞质量（MBH）与宿主星系有效速度弥散之间的关系。黑色实线代表den Bosch (2016)给出的关系，虚线和点线分别表示1σ和3σ的弥散范围。宇宙马蹄铁主透镜星系中心的超大质量黑洞（UMBH）用星号标记，其测量质量为log10(MBH/M) = 10.56+0.07−0.08 ± (0.12)sys。图中还显示了其他显著偏离MBH–σe关系的超大质量黑洞：NGC 4889和NGC 3842 (McConnell et al. 2011)，NGC 1601 (Thomas et al. 2016)，Holm 15A (Mehrgan et al. 2019)，以及Abell 1201 (Nightingale et al. 2023)。这些系统通常是星系团最亮星系（BCGs），除Abell 1201 (z = 0.169)外，其余都是邻近星系。宇宙马蹄铁系统位于zl = 0.44处，是迄今为止测量到的最巨大黑洞之一，并且比主MBH–σe关系高出约1.5σ。黑洞质量数据来自den Bosch (2016)。

图11. 三种模型的面密度分布剖面——基准模型（上图），以及另外两个采用gNFW轮廓的模型：M2（中图）和M9（下图）。M2模型与基准模型相似，但将暗物质内密度斜率设为自由参数；而M9模型则同时包含了可变的质量-光度比和可变的各向异性分布。蓝色线条代表恒星成分，紫色线条代表暗物质成分，黑色线条代表总面密度（暗物质+恒星+黑洞）。阴影区域表示各成分的1σ可信区间。水平虚线分别表示有效半径和爱因斯坦半径。

温水说人话

科学家们发现了一个超级巨大的黑洞，它的质量相当于360亿个太阳那么重！这个黑洞位于一个叫"宇宙马蹄铁"的特殊星系中心。你可以把宇宙马蹄铁想象成一个天然的宇宙放大镜——当后面的光线经过这个星系时，会被它的巨大引力弯曲，形成一个马蹄铁形状的亮环，就像透过玻璃球看后面的灯光会变形一样。科学家们通过研究这个"马蹄铁"的形状和中心星系里恒星的运动方式，计算出了这个超级黑洞的重量。这个发现很特别，因为这么重的黑洞很少见，它帮助我们了解黑洞和星系是如何一起成长的。就像树木的年轮记录了它的年龄一样，研究这样的超级黑洞能告诉我们宇宙早期发生了什么有趣的事情！