초대질량 블랙홀 문서 원본 보기

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{{다른 뜻|Supermassive Black Hole||영국 밴드 뮤즈의 노래}}

[[파일:Black hole - Messier 87.jpg|섬네일|upright=1.5|[[메시에 87]]의 은하핵에서 발견된 초대질량 블랙홀의 첫 번째 직접적인 이미지.<ref name="NYT-20190410">{{뉴스 인용|last=Overbye |first=Dennis |author-link=Dennis Overbye |title=Black Hole Picture Revealed for the First Time – Astronomers at last have captured an image of the darkest entities in the cosmos – Comments |url=https://www.nytimes.com/2019/04/10/science/black-hole-picture.html?comments#permid=31473598 |date=April 10, 2019 |work=[[The New York Times]] |access-date=April 10, 2019 }}</ref><ref name="APJL-20190410">{{저널 인용|author=The Event Horizon Telescope Collaboration |title=First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole |date=April 10, 2019 |journal=[[The Astrophysical Journal Letters]] |volume=875 |pages=L1 |number=1 |doi=10.3847/2041-8213/ab0ec7 |arxiv=1906.11238 |author-link=Event Horizon Telescope |doi-access=free |bibcode=2019ApJ...875L...1E }}</ref> 이 조망은 [[제트|은하 제트]] 중 하나를 다소 위에서 내려다 본 것이다.<ref>{{저널 인용|last1=The Event Horizon Telescope Collaboration |last2=Akiyama |first2=Kazunori |last3=Alberdi |first3=Antxon |last4=Alef |first4=Walter |last5=Asada |first5=Keiichi |last6=Azulay |first6=Rebecca |last7=Baczko |first7=Anne-Kathrin |last8=Ball |first8=David |last9=Baloković |first9=Mislav |last10=Barrett |first10=John |last11=Bintley |first11=Dan |last12=Blackburn |first12=Lindy |last13=Boland |first13=Wilfred |last14=Bouman |first14=Katherine L. |last15=Bower |first15=Geoffrey C. |date=2019-04-10 |title=First M87 Event Horizon Telescope Results. V. Physical Origin of the Asymmetric Ring |journal=The Astrophysical Journal |volume=875 |issue=1 |page=See especially Fig. 5 |doi=10.3847/2041-8213/ab0f43 |arxiv=1906.11242 |bibcode=2019ApJ...875L...5E |issn=2041-8213|hdl=10150/633753 |s2cid=145894922 |hdl-access=free |doi-access=free }}</ref> 한 [[강착원반]]이 아니고, [[마이크로파]] 범위 (1.3mm)의 [[싱크로트론 복사]]를 보여준다. 이 빛은 제트기 바닥의 [[플라즈마]] 소용돌이에 잡힌 [[전자]]들에 의해 방출되었다.<ref>{{인용|title=The Real Science of the EHT Black Hole |url=https://www.youtube.com/watch?v=GOhOlLa4teg&list=PLsPUh22kYmNBl4h0i4mI5zDflExXJMo_x |access-date=2023-08-10 |language=en}}. t = 8min</ref> 이 파장의 복사는 [[강착원반]]의 방출을 지배하는 것으로 생각되는 [[w:Black-body radiation|열적]] 특징을 드러내지 않는다. 싱크로트론 복사는 고리를 생성하는 블랙홀의 [[광자구]]와 상호작용한 후에 표시된다. 어두운 중앙의 특징은 [[사건의 지평선]]과 지구 사이에 [[경로]]가 존재하지 않는 영역을 나타낸다. 광자구의 가장자리는 [[상대론적 분사출|도플러 분사출]]로 인해 밝기의 비대칭을 보여준다. 이 이미지는 2019년에 [[w:Event Horizon Telescope|사건 지평선 망원경]] 협업을 통해 공개되었다.]]
'''초대질량 블랙홀'''(supermassive black hole SMBH 또는 '''SBH'''){{efn|name=sbh}}은 [[블랙홀]] 중 가장 큰 유형으로, [[질량]]이 [[태양]]의 질량({{태양질량}})의 수십만 또는 수백만에서 수십억 [[크기 정도|배]]에 달하는 블랙홀이다. 블랙홀은 [[중력 붕괴]]를 겪은 [[천체]]의 일종으로, [[빛]]은 물론 그 어떤 것도 빠져나갈 수 없는 [[타원면]] 우주 영역을 남긴다. 관측적 증거에 의하면 거의 모든 대형 [[은하]]의 중심에는 초대질량 블랙홀이 있다.<ref name=Kormendy1995>{{인용| title=Inward Bound—The Search For Supermassive Black Holes In Galactic Nuclei | last1=Kormendy | first1=John | last2=Richstone | first2=Douglas | journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics | volume=33 | year=1995 | page=581 | doi=10.1146/annurev.aa.33.090195.003053 | bibcode=1995ARA&A..33..581K }}</ref><ref>{{저널 인용|last1=Kormendy |first1=John |last2=Ho |first2=Luis |title=Coevolution (Or Not) of Supermassive Black Holes and Host Galaxies |journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |date=2013 |volume=51 |issue=1 |pages=511–653 |doi=10.1146/annurev-astro-082708-101811 |bibcode=2013ARA&A..51..511K|arxiv=1304.7762 |s2cid=118172025 }}</ref> 예를 들어, [[우리 은하]]의 중심에는 [[전파원]] [[궁수자리 A*]]에 해당하는 한 [[초대질량 블랙홀]]이 있다.<ref>{{저널 인용|last1=Ghez |first1=A. |last2=Klein |first2=B. |last3=Morris |first3=M. |last4=Becklin |first4=E |title=High Proper-Motion Stars in the Vicinity of Sagittarius A*: Evidence for a Supermassive Black Hole at the Center of Our Galaxy |journal=The Astrophysical Journal |date=1998 |volume=509 |issue=2 |pages=678–686 |doi=10.1086/306528 |bibcode=1998ApJ...509..678G|arxiv=astro-ph/9807210 |s2cid=18243528 }}</ref><ref>
{{저널 인용
|last=Schödel |first=R.
|display-authors=etal
|date=2002
|title=A star in a 15.2-year orbit around the supermassive black hole at the centre of the Milky Way
|journal=Nature
|volume=419 |issue=6908 |pages=694–696
|doi=10.1038/nature01121
|pmid=12384690
|arxiv = astro-ph/0210426 |bibcode = 2002Natur.419..694S |s2cid=4302128
}}</ref> 초대질량 블랙홀에의 [[성간 가스]]의 [[강착]]은 [[활동은하핵|활동 은하핵]]들(AGNs)과 [[퀘이사]]들을 위해 동력을 공급하는 과정이다.<ref>{{서적 인용|last1=Frank|first1=Juhan|last2=King|first2=Andrew|last3=Raine|first3=Derek J.|date=January 2002|chapter=Accretion Power in Astrophysics: Third Edition|bibcode=2002apa..book.....F|title=Accretion Power in Astrophysics|isbn=0521620538|place= Cambridge, UK|publisher= Cambridge University Press}}</ref>

거대 [[타원 은하]] [[메시에 87]]에 있는 블랙홀과 [[은하중심|우리 은하의 중심]]([[궁수자리 A*]])에 있는 블랙홀 두 개의 초대질량 블랙홀들이 [[w:Event Horizon Telescope|사건 지평선 망원경(Event Horizon Telescope)]]으로 직접적으로 이미지화되었다.<ref name="NYT-20220512">{{뉴스 인용|last=Overbye |first=Dennis |authorlink=Dennis Overbye |title=Has the Milky Way's Black Hole Come to Light? - The Event Horizon Telescope reaches again for a glimpse of the "unseeable." |url=https://www.nytimes.com/2022/05/12/science/black-hole-photo.html |date=12 May 2022 |work=[[The New York Times]] |accessdate=12 May 2022 }}</ref><ref>{{웹 인용|last=updated |first=Robert Lea last |date=2022-05-11 |title=Sagittarius A*: The Milky Way's supermassive black hole |url=https://www.space.com/sagittarius-a |access-date=2023-10-29 |website=Space.com |language=en}}</ref>

== 설명 ==
초대질량 블랙홀들은 고전적으로 [[질량]]이 100,000 (10<sup>5</sup>) [[태양질량]]({{태양질량}})이상인 [[블랙홀]]로 정의된다; 일부는 수십억 {{태양질량}}의 질량을 가지고 있다.<ref>{{웹 인용|title=Black Hole {{!}} COSMOS|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/B/Black+Hole|access-date=2020-08-29|website=astronomy.swin.edu.au}}</ref> 초대질량 블랙홀은 질량이 낮은 분류들과와명확하게 구별되는 물리적 특성을 가지고 있다. 첫째, [[사건 지평선]] 부근의 [[조석력]]은 초대질량 블랙홀의 경우 상당히 더 약하다. 블랙홀의 사건 지평선에 있는 물체에 가해지는 조석력은 블랙홀 질량의 제곱에 반비례한다;<ref name="Kutner2003">{{인용|last1=Kutner|first1=Marc L.|title=Astronomy: A Physical Perspective|url=https://books.google.com/books?id=2QVmiMW0O0MC&pg=PA149|page=149|year=2003|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0521529273}}</ref> 천만 {{태양질량}} 블랙홀의 사건 지평선에 있는 사람은 지구 표면에 있는 사람과 머리와 발 사이에 거의 같은 조석력을 경험한다. [[항성질량 블랙홀]]과는 달리, 사람은 블랙홀의 사건 지평선 깊숙한 곳까지 [[국수효과|상당한 조석력]]을 경험하지 못한다.<ref name="NASAspaceMath">{{인용|title=Problem 138: The Intense Gravity of a Black Hole|url=https://spacemath.gsfc.nasa.gov/blackholes.html|work=Space Math @ NASA: Mathematics Problems about Black Holes|publisher=NASA|access-date=December 4, 2018}}</ref>

사건 지평선 내 SMBH의 평균 [[밀도]](블랙홀의 질량을 슈바르츠실트 반경 내 공간의 부피로 나눈 값으로 정의된)가 [[물]]의 밀도보다 작을 수 있다는 점은 다소 직관적이지 않다.<ref name="CMS1999">{{저널 인용|last1=Celotti |first1=A. |last2=Miller |first2=J.C. |last3=Sciama |first3=D.W. |title= Astrophysical evidence for the existence of black holes |date=1999|pages=A3–A21|issue=12A |journal=Class. Quantum Grav. |volume=16 |arxiv=astro-ph/9912186 |doi = 10.1088/0264-9381/16/12A/301|url=https://cds.cern.ch/record/411555 |type=Submitted manuscript |bibcode=1999CQGra..16A...3C |s2cid=17677758 }}</ref> 이것은 [[슈바르츠실트 반경]](<math>r_\text{s}</math>)이 질량에 [[정비례]]하기 때문이다. 한 구형 천체(비회전 블랙홀의 사건 지평선 같은)의 부피는 반경의 세제곱에 정비례하고, 블랙홀의 밀도는 질량의 제곱에 반비례하므로 따라서 질량이 더 큰 블랙홀은 [[밀도|평균 밀도]]가 더 낮다.<ref name="Ehsan2015">{{인용| title=Exploring The Invisible Universe: From Black Holes To Superstrings | first1=Baaquie Belal | last1=Ehsan | first2=Willeboordse Frederick | last2=Hans | publisher=World Scientific | year=2015 | isbn=978-9814618694 | page=200 | url=https://books.google.com/books?id=1Ri3CgAAQBAJ&pg=PA200 | bibcode=2015eiub.book.....B }}</ref>

약 10억 {{태양질량}}의 회전하지 않고 충전되지 않은 초대질량 블랙홀의 사건 지평선의 슈바르츠실트 반경은 약 19[[AU]]인 [[천왕성]] 궤도의 [[긴반지름|긴반지름축]]과 비슷하다.<ref>{{웹 인용|title=Uranus Fact Sheet|url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/uranusfact.html|access-date=2020-08-29|website=nssdc.gsfc.nasa.gov}}</ref><ref name=fabio>{{웹 인용|title=Black Hole Calculator – Fabio Pacucci (Harvard University & SAO)|url=https://www.fabiopacucci.com/resources/black-hole-calculator/|access-date=2020-08-29|website=Fabio Pacucci}}</ref>.

일부 천문학자들은 50억 {{태양질량}}이상의 블랙홀을 '극초대질량 블랙홀'(UMBH 또는 UBH)라고 부르지만,<ref name=natarajan>{{저널 인용|arxiv=0808.2813|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13864.x |title=Is there an upper limit to black hole masses? |year=2009 |last1=Natarajan |first1=Priyamvada |last2=Treister |first2=Ezequiel |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=393 |issue=3 |pages=838–845 |bibcode=2009MNRAS.393..838N |s2cid=6568320 }}</ref> 그 용어는 광범위하게 사용되지는 않는다. 가능한 예들로는 [[w:List of most massive black holes|가장 거대한 블랙홀]]들로 알려진 [[TON 618]], [[NGC 6166]], [[ESO 444-46]] 및 [[NGC 4889]]의 중심부에 있는 블랙홀들이 포함된다.<ref>{{웹 인용|title=Massive Black Holes Dwell in Most Galaxies, According to Hubble Census |url=http://hubblesite.org/contents/news-releases/1997/news-1997-01 |access-date=2022-08-21 |website=HubbleSite.org |language=en}}</ref>

일부 연구에 따르면 블랙홀이 발광성 강착([[강착원반]]들이 특징인)이면서 도달할 수 있는 최대 자연 질량은 일반적으로 약 500억 {{태양질량}}정도이다.<ref name=king>{{저널 인용|last=King|first=Andrew|date=2016|title=How big can a black hole grow?|bibcode=2016MNRAS.456L.109K|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=456|issue=1|pages=L109–L112|doi=10.1093/mnrasl/slv186|arxiv=1511.08502|s2cid=40147275}}</ref><ref>{{저널 인용|last1=Inayoshi|first1=Kohei|last2=Haiman|first2=Zoltán|date=2016-09-12|title=Is There a Maximum Mass for Black Holes in Galactic Nuclei?|bibcode= 2016ApJ...828..110I |arxiv=1601.02611|journal=The Astrophysical Journal|volume=828|issue=2|pages=110|doi=10.3847/0004-637X/828/2/110|s2cid=118702101 |doi-access=free }}</ref> 그러나, 2020년에 발표된 한 연구에서는 사용된 모형에 따라 질량이 1000억 {{태양질량}}이상인 '놀랄만 하게 큰 블랙홀'(SLAB)이라고 불리는 더 큰 블랙홀이 존재할 수 있다; 일부 추정치는 [[봉황자리 은하단]]의 중심부에 있는 블랙홀을 이 범주에 넣는다.<ref>{{웹 인용|last=September 2020|first=Charles Q. Choi 18|title='Stupendously large' black holes could grow to truly monstrous sizes|url=https://www.space.com/black-holes-can-reach-stupendously-large-sizes.html|access-date=2021-03-10|website=Space.com|date=September 18, 2020|language=en}}</ref><ref name="carr">{{저널 인용| title=Constraints on Stupendously Large Black Holes | display-authors=1 | last1=Carr | first1=Bernard | last2=Kühnel | first2=Florian | last3=Visinelli | first3=Luca | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume= 501 | issue=2 | pages=2029–2043 | date=February 2021 | doi=10.1093/mnras/staa3651 | arxiv=2008.08077 | bibcode=2021MNRAS.501.2029C }}</ref>

== 연구의 역사 ==
초대질량 블랙홀이 발견된 이야기는 1963년 [[마르턴 스밋]]이 [[3C 273]]의 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.<ref name=Schmidt1965>{{콘퍼런스 인용| title=3C 273: A Star-like Object with Large Red-Shift | last1=Schmidt | first1=Maarten | conference=Quasi-Stellar Sources and Gravitational Collapse: Proceedings of the 1st Texas Symposium on Relativistic Astrophysics | journal=Quasi-Stellar Sources and Gravitational Collapse |location=Chicago |publisher=University of Chicago Press| editor1-first=Ivor | editor1-last=Robinson | editor2-first=Alfred | editor2-last=Schild | editor3-first=E.L. | editor3-last=Schucking | year=1965 | page=455 | bibcode=1965qssg.conf..455S |mode=cs2}}</ref> [[허블-르메트르 법칙]]은 그 천체가 수십억 광년 떨어진 곳에 있음을 보여주었고, 따라서 수백 개의 은하들에 해당하는 에너지를 방출하고 있어야 한다. [[퀘이사|준 항성체]] 또는 퀘이사라고 불리는 그 광원의 빛 변화율은 방출 영역의 직경이 1[[파섹]] 이하임을 시사했다. 1964년까지 이러한 광원들 네 개가 확인되었다.<ref name=Greenstein1964>{{저널 인용| title=The Quasi-Stellar Radio Sources 3C 48 and 3C 273 | last1=Greenstein | first1=Jesse L. | last2=Schmidt | first2=Maarten | journal=Astrophysical Journal | volume=140 | page=1 | date=July 1, 1964 | doi=10.1086/147889 | bibcode=1964ApJ...140....1G | s2cid=123147304 |mode=cs2| doi-access=free }}</ref>

1963년에, [[프레드 호일]]과 [[윌리엄 앨프리드 파울러|W. A. 파울러]]는 퀘이사의 컴팩트항 크기와 높은 에너지 출력에 대한 설명으로 수소 연소의 [[초대질량 별]](supermassive star SMS)의 존재를 제안했다. 이들은 질량이 약 10<sup>5</sup>~10<sup>9</sup>{{태양질량}}일 것이다. 그러나, [[리처드 파인만]]은 특정 임계 질량 이상의 별은 동적으로 불안정하며 또한, 적어도 자전하지 않는다면, 블랙홀로 붕괴할 것이라고 지적했다.<ref name=Feynman2018>{{서적 인용| title=Feynman Lectures on Gravitation | first1=Richard | last1=Feynman | publisher=CRC Press | year=2018 | isbn=978-0429982484 | page=12 | url=https://books.google.com/books?id=AEtnDwAAQBAJ&pg=PT12 |mode=cs2}}</ref> 파울러는 그런 다음 이러한 초대질량 별이 일련의 붕괴 및 폭발 진동들을 겪게되고, 그래서 그 에너지 출력 패턴을 설명하는 것이라고 제안했다. 아펜젤러<sub>Appenzeller</sub>와 프리케<sub>Fricke</sub>(1972)는 이러한 행동에 대한 모형을 만들었지만, 그 결과 별이 여전히 붕괴를 겪을 것이라는 사실을 발견하고, 회전하지 않는 0.75×10<sup>6</sup>{{태양질량}} SMS는 "[[CNO 순환]]을 통해 수소를 연소시킴으로써 블랙홀로의 붕괴를 피할 수는 없다"는 결론을 내렸다.<ref name=Appenzeller1972>{{저널 인용| title=Hydrodynamic Model Calculations for Supermassive Stars I. The Collapse of a Nonrotating 0.75×10<sup>6</sup>{{solar mass}} Star | last1=Appenzeller | first1=I. | last2=Fricke | first2=K. | journal=Astronomy and Astrophysics | volume=18 | page=10 | date=April 1972 | bibcode=1972A&A....18...10A |mode=cs2}}</ref>

[[w:Edwin E. Salpeter|에드윈 E. 살피터<sub>Edwin E. Salpeter</sub>]]과 [[야코프 젤도비치]]는 1964년에 대질량 컴팩트 천체에 물질이 떨어짐이 퀘이사의 특성을 설명할 수 있다고 제안했다. 이러한 물체의 출력과 일치하려면 약 10<sup>8</sup>{{태양질량}}의 질량이 필요할 것이다. [[w:Donald Lynden-Bell|도널드 린든-벨<sub>Donald Lynden-Bell</sub>]]은 1969년에 떨어지는 가스가 중앙의 "[[슈바르츠실트 반지름|슈바르츠실트 목구멍]]"속으로 나선형으로 나가는 한 평평한 원반을 형성할 것이라는 점에 주목했다. 그는 인근 은하핵들의 상대적으로 낮은 출력은 이것들이 오래된 비활성 퀘이사들라는 것을 암시한다고 지적했다.<ref name=Lang2013>{{서적 인용| title=Astrophysical Formulae: Space, Time, Matter and Cosmology | series=Astronomy and Astrophysics Library | first1=Kenneth R. | last1=Lang | edition=3 | publisher=Springer | year=2013 | isbn=978-3662216392 | page=217 | url=https://books.google.com/books?id=Nq_1CAAAQBAJ&pg=PA217 |mode=cs2}}</ref> 한편 1967년 [[마틴 라일]]과 [[w:Malcolm Longair|말콤 롱에어<sub>Malcolm Longair</sub>]]는 거의 모든 은하계외 전파 방출원이 은하에서 입자들이 [[특수 상대성이론|상대론적 속도]]로 방출되는 모형, 즉 [[광속]]에 가깝게 움직이는 모형에 의해 설명될 수 있다고 제안했다.<ref name=Ryle1967>{{저널 인용| title=A possible method for investigating the evolution of radio galaxies | last1=Ryle | first1=Martin, Sir | last2=Longair | first2=M. S. | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=136 | issue=2 | page=123 | year=1967 | doi=10.1093/mnras/136.2.123 | bibcode=1967MNRAS.136..123R | doi-access= |mode=cs2}}</ref> 마틴 라일, 말콤 롱에어 및 피터 쇼이어<sub>Peter Scheuer</sub>는 1973년에 컴팩트한 중심핵이 이러한 [[제트 (천문학)|상대론적 제트]]의 원래 에너지원이 될 수 있다고 제안했다.<ref name=Lang2013/>

[[w:Arthur M. Wolfe|아서 울프<sub>Arthur M. Wolfe</sub>]]와 [[w:Geoffrey Burbidge|제프리 버비지<sub>Geoffrey Burbidge</sub>]]는 1970년에 [[타원 은하]]의 핵 영역에 있는 별의 큰 속도 분산은 핵의 큰 대질량 농축에 의해서만 설명될 수 있다; 일반 별들에 의해 설명될 수 있는 것보다 더 크다고 지적했다. 그들은 그 거동이 최대 10<sup>10</sup>{{태양질량}}의 대질량 블랙홀 또는 10<sup>3</sup>{{태양질량}}이하의 질량을 가진 많은 수의 작은 블랙홀로 설명될 수 있음을 보여주었다.<ref name=Wolfe1970>{{저널 인용| title=Black Holes in Elliptical Galaxies | last1=Wolfe | first1=A. M. | last2=Burbidge | first2=G. R. | journal=Astrophysical Journal | volume=161 | page=419 | date=August 1970 | doi=10.1086/150549 | bibcode=1970ApJ...161..419W |mode=cs2| doi-access= }}</ref> 대질량 암흑 천체에 대한 역학적 증거는 1978년 [[활동은하핵|활동]] 타원은하 [[메시에 87]]의 중심부에서 발견되었으며, 처음에는 5×10<sup>9</sup>{{태양질량}}으로 추정되었다.<ref name=Sargent1978>{{저널 인용| title=Dynamical evidence for a central mass concentration in the galaxy M87 | last1=Sargent | first1=W. L. W. | last2=Young | first2=P. J. | last3=Boksenberg | first3=A. | last4=Shortridge | first4=K. | last5=Lynds | first5=C. R. | last6=Hartwick | first6=F. D. A. | display-authors=1 | journal=Astrophysical Journal, Part 1 | volume=221 | date=May 1, 1978 | pages=731–744 | doi=10.1086/156077 | bibcode=1978ApJ...221..731S |mode=cs2| doi-access=free }}</ref> 1984년 [[안드로메다 은하]]와 1988년 [[솜브레로 은하]]를 포함하여 다른 은들에서 유사한 거동이 곧 이어 발견되었다.<ref name=Kormendy1995/>

도널드 린든 벨<sub>Donald Lynden-Bell</sub>과 [[마틴 리스]]는 1971년 은하계 중심에 거대한 블랙홀이 있을 것이라고 가정했다.<ref name="Schödel2006">{{서적 인용| title=How does the Galaxy work?: A Galactic Tertulia with Don Cox and Ron Reynolds | last1=Schödel | first1=R. | last2=Genzel | first2=R. | volume=315 | series=Astrophysics and Space Science Library | editor1-first=Emilio Javier | editor1-last=Alfaro | editor2-first=Enrique | editor2-last=Perez | editor3-first=José | editor3-last=Franco | publisher=Springer Science & Business Media | year=2006 | isbn=978-1402026201 | page=201 | url=https://books.google.com/books?id=Hk9UZsgBfM4C&pg=PA201 |mode=cs2}}</ref> 궁수자리 A*는 1974년 2월 13일과 15일에 천문학자 브루스 발릭<sub>Bruce Balick</sub>과 로버트 브라운<sub>Robert Brown</sub>에 의하여 [[미국 국립 전파 천문대]]의 [[w:Green Bank Interferometer|그린 뱅크 간섭계(Green Bank Interferometer)]]를 사용하여 발견되었다.<ref>{{서적 인용| author=Fulvio Melia | title=The Galactic Supermassive Black Hole | url=https://archive.org/details/galacticsupermas0000meli | publisher=Princeton University Press | date=2007 | isbn =978-0-691-13129-0 |page=[https://archive.org/details/galacticsupermas0000meli/page/n21 2] |mode=cs2}}</ref> 그들은 [[싱크로트론 복사]]을 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 망원경]]은 은하핵을 보다 정밀하게 관측하는 데 필요한 해상도를 제공했다. 1994년 허블의 [[w:Faint Object Spectrograph|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<sup>9</sup>{{태양질량}}의 농축된 질량이 0.25인치 범위 내에 놓여 있음을 나타내었고, 이는 초대질량 블랙홀의 강력한 증거를 제공했다.<ref name=Harms1994>{{저널 인용| title=HST FOS spectroscopy of M87: Evidence for a disk of ionized gas around a massive black hole | last1=Harms | first1=Richard J. | last2=Ford | first2=Holland C. | last3=Tsvetanov | first3=Zlatan I. | last4=Hartig | first4=George F. | last5=Dressel | first5=Linda L. | last6=Kriss | first6=Gerard A. | last7=Bohlin | first7=Ralph | last8=Davidsen | first8=Arthur F. | last9=Margon | first9=Bruce | last10=Kochhar | first10=Ajay K. | display-authors=1 | journal=Astrophysical Journal, Part 2 | volume=435 | issue=1 | pages=L35–L38 | date=November 1994 | doi=10.1086/187588 | bibcode=1994ApJ...435L..35H |mode=cs2| doi-access=free }}</ref> [[메시에 106]]을 관측하기 위해 [[초장 기선 어레이]]를 사용하여 미요시<sub>Miyoshi</sub> 등(1995)은 이 은하의 H<sub>2</sub>O [[메이저]]에서 나오는 방출이 반경 0.13파섹으로 제한된 3.6×10<sup>7</sup>{{태양질량}}의 농축 질량을 공전하는 핵에서 가스 원반으로부터 나온다는 것을 증명할 수 있었다. 그들의 획기적인 연구는이 작은 반경 내의 한무리의 태양 질량 블랙홀들이 충돌을 겪지 않고는 오래 살아남지 못할 것이며, 초대질량 블랙홀이 유일한 후보가 된다는 것을 지적했다.<ref name=Miyoshi1995>{{저널 인용| title=Evidence for a black hole from high rotation velocities in a sub-parsec region of NGC4258 | url=https://archive.org/details/sim_nature-uk_1995-01-12_373_6510/page/n69 | last1=Miyoshi | first1=Makoto | last2=Moran | first2=James | last3=Herrnstein | first3=James | last4=Greenhill | first4=Lincoln | last5=Nakai | first5=Naomasa | last6=Diamond | first6=Philip | last7=Inoue | first7=Makoto | display-authors=1 | journal=Nature  | volume=373 | issue=6510 | pages=127–129 | date=January 1995 | doi=10.1038/373127a0 | bibcode=1995Natur.373..127M | s2cid=4336316 |mode=cs2}}</ref> 초대질량 블랙홀을 처음으로 확인한 이 관측과 함께 MCG-6-30-15 은하로부터의 매우 확장된 이온화 된 철 Kα 방출선(6.4 keV)이 발견되었다.<ref>{{저널 인용|  title=Gravitationally redshifted emission implying an accretion disk and massive black hole in the active galaxy MCG-6-30-15 |journal= Nature |date=1995 | volume=375 | issue=6533 | pages=659–661 |last1=Tanaka |first1=Y. | last2=Nandra| first2=K. | last3=Fabian| first3=A. C. |doi= 10.1038/375659a0 | bibcode=1995Natur.375..659T |s2cid= 4348405 |mode=cs2}}</ref> 이 확장은 빛이 블랙홀로부터 3~10 슈바르츠실트 반경에서 빠져나오면서 빛의 중력 적색편이가 일어났기 때문이다.

2019년 4월 10일에, [[w:Event Horizon Telescope|사건 지평선 망원경{Event Horizon Telescope}]] 협업은 메시에 87은하 중심에 있는 블랙홀의 첫 번째 수평선 축척 이미지를 공개했다.<ref name="APJL-20190410"/> 2020년 3월에, 천문학자들은 첫 번째 블랙홀 이미지에서 이러한 신호를 더 잘 감지할 수 있는 방법을 제안하면서 추가의 서브링들이 [[광자구|광자링]]을 형성해야 한다고 시사했다.<ref name="NYT-20200328">{{뉴스 인용|last=Overbye |first=Dennis |author-link=Dennis Overbye |title=Infinite Visions Were Hiding in the First Black Hole Image's Rings |url=https://www.nytimes.com/2020/03/28/science/black-hole-rings.html |date=28 March 2020 |work=[[The New York Times]] |access-date=29 March 2020 |mode=cs2}}</ref><ref name="SA-20200318">{{저널 인용|last=Johnson |first=Michael D. |display-authors=etal |title=Universal interferometric signatures of a black hole's photon ring |date=18 March 2020 |journal=[[Science Advances]] |volume=6 |issue=12, eaaz1310 |doi=10.1126/sciadv.aaz1310 |doi-access=free |page=eaaz1310 |pmid=32206723 |pmc=7080443 |arxiv=1907.04329 |bibcode=2020SciA....6.1310J |mode=cs2}}</ref>

== 형성 ==
[[파일:Artist impression of a supermassive black hole at the centre of a galaxy.jpg|왼쪽|섬네일|[[강착원반]]으로 둘러싸여 있고 [[상대론적 제트]]를 방출하는 초대질량 블랙홀에 대한 예술가의 구상]]
초대질량 블랙홀의 기원은 여전히 활발한 연구 분야이다. 천체물리학자들은 블랙홀이 물질의 [[강착]]과 다른 블랙홀과의 [[w:Black hole merger|병합]]을 통해 성장할 수 있다는 데 동의한다.<ref>{{저널 인용|last1=Kulier|first1=Andrea|last2=Ostriker|first2=Jeremiah P.|last3=Natarajan|first3=Priyamvada|last4=Lackner|first4=Claire N.|last5=Cen|first5=Renyue|date=2015-02-01|title=Understanding Black Hole Mass Assembly via Accretion and Mergers at Late Times in Cosmological Simulations|bibcode=2015ApJ...799..178K|journal=The Astrophysical Journal|volume=799|issue=2|pages=178|doi=10.1088/0004-637X/799/2/178|arxiv=1307.3684|s2cid=118497238}}</ref><ref>{{저널 인용|last1=Pacucci|first1=Fabio|last2=Loeb|first2=Abraham|date=2020-06-01|title=Separating Accretion and Mergers in the Cosmic Growth of Black Holes with X-Ray and Gravitational-wave Observations|bibcode=2020ApJ...895...95P|journal=The Astrophysical Journal|volume=895|issue=2|pages=95|doi=10.3847/1538-4357/ab886e|arxiv=2004.07246|s2cid=215786268 |doi-access=free }}</ref> 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 블랙홀]]이 될 수 있으며, 축적 속도가 지속되면 또한 SMBH가 될 수도 있다.<ref name="formation" />

[[w:J0313-1806|QSO J0313–1806]]<ref>{{웹 인용|title=Researchers discover the earliest supermassive black hole and quasar in the universe|author=Harrison Tasoff|website=[[phys.org]]|date=January 19, 2021|url=https://phys.org/news/2021-01-earliest-supermassive-black-hole-quasar.html|quote=The presence of such a massive black hole so early in the universe's history challenges theories of black hole formation. As lead author [Feige] Wang, now a NASA Hubble fellow at the University of Arizona, explains: 'Black holes created by the very first massive stars could not have grown this large in only a few hundred million years.'}}</ref> 및 [[w:ULAS J1342+0928|ULAS J1342+0928]]<ref name="NASA-20171206 quote">{{웹 인용|last1=Landau |first1=Elizabeth |last2=Bañados |first2=Eduardo |title=Found: Most Distant Black Hole |url=https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=7017 |date=December 6, 2017 |work=[[NASA]] |access-date=December 6, 2017 | quote='This black hole grew far larger than we expected in only 690 million years after the Big Bang, which challenges our theories about how black holes form,' said study co-author Daniel Stern of NASA's Jet Propulsion Laboratory in Pasadena, California.}}</ref>과 같은 원거리의 초기 초대질량 블랙홀들은 대폭발(빅뱅) 직후라서 설명하기 어렵다. 어떤 사람들은 그것들이 자기 상호작용을 가진 암흑 물질의 직접 붕괴에서 비롯된 것이라고 가정한다.<ref>{{저널 인용| title=Gravothermal Collapse of Self-Interacting Dark Matter Halos and the Origin of Massive Black Holes |journal=Physical Review Letters|date=2002 | volume=88 | page=101301 |last1= Balberg |first1= Shmuel | last2= Shapiro | first2= Stuart L. |issue=10|doi=10.1103/PhysRevLett.88.101301|arxiv=astro-ph/0111176 |pmid=11909338| bibcode=2002PhRvL..88j1301B|s2cid=20557031|url=https://cds.cern.ch/record/526111}}</ref><ref>{{저널 인용| title=Supermassive Black Holes from Ultra-Strongly Self-Interacting Dark Matter |journal=The Astrophysical Journal |date=2015 | volume=804 | page=131 |last1= Pollack |first1= Jason | last2= Spergel | first2= David N. | last3= Steinhardt | first3= Paul J.|issue=2|doi=10.1088/0004-637X/804/2/131 | arxiv=1501.00017|bibcode=2015ApJ...804..131P |s2cid=15916893 }}</ref><ref>{{저널 인용| title=Seeding Supermassive Black Holes with Self-interacting Dark Matter: A Unified Scenario with Baryons |journal=The Astrophysical Journal Letters |date=2021 | volume=914 | page=L26 |last1= Feng |first1= W.-X. | last2= Yu | first2= H.-B. | last3= Zhong | first3= Y.-M. |issue=2|doi=10.3847/2041-8213/ac04b0 | arxiv=2010.15132|bibcode=2021ApJ...914L..26F |s2cid=225103030 |doi-access=free }}</ref> 소수의 출처들은 이러한 초대질량 블랙홀이 대폭발 이전에 형성되어, 우주가 대폭발 대신에, [[빅 바운스]]의 결과라는 증거 일 수 있다고 주장한다.<ref name=News_com-AU_2017-12-07a>{{웹 인용|url=http://www.news.com.au/technology/science/space/black-hole-at-the-dawn-of-time-challenges-our-understanding-of-how-the-universe-was-formed/news-story/3279356705a47d45416ae2e6ead41175|title=Black hole at the dawn of time challenges our understanding of how the universe was formed|author=Seidel, Jamie |date=December 7, 2017|access-date=December 9, 2017|publisher=News Corp Australia |quote=It had reached its size just 690 million years after the point beyond which there is nothing. The most dominant scientific theory of recent years describes that point as the Big Bang—a spontaneous eruption of reality as we know it out of a quantum singularity. But another idea has recently been gaining weight: that the universe goes through periodic expansions and contractions—resulting in a 'Big Bounce'. And the existence of early black holes has been predicted to be a key telltale as to whether or not the idea may be valid. This one is very big. To get to its size—800 million times more mass than our Sun—it must have swallowed a lot of stuff. ... As far as we understand it, the universe simply wasn't old enough at that time to generate such a monster.}}</ref><ref name=YouMagazine2017-12-08a>{{웹 인용|url=http://www.youmagazine.gr/2017/12/23256-mia-mavri-trypa-arhaioteri-apo-to-sympan-video/|title=A Black Hole that is more ancient than the Universe|date=December 8, 2017|access-date=December 9, 2017|publisher=You Magazine (Greece) |language=el |quote=This new theory that accepts that the Universe is going through periodic expansions and contractions is called 'Big Bounce'}}</ref>

=== 첫 번째 별 ===
{{본문|en:Population III stars|쿼시 별|암흑물질성}}
초기의 조상 항성의 씨앗들은 대질량의 별들의 폭발로 남겨진 수십 또는 수백 {{태양질량}}의 블랙홀들일 수 있으며, 물질의 강착에 의해 성장한다. 또 다른 모형은 시스템의 음의 열용량이 중심부 내에서 [[속도 분산]]을 [[상대성이론|상대론적]] 속도로 유도하여 중심부 붕괴를 겪는 한 조밀한 성단을 포함한다.<ref>{{서적 인용|last=Spitzer |first=L. |author-link= Lyman Spitzer|publisher=Princeton University Press |date=1987 |title=Dynamical Evolution of Globular Clusters |url=https://archive.org/details/dynamicalevoluti0000spit |isbn=978-0-691-08309-4}}</ref><ref>{{저널 인용|last1=Boekholt|first1=T. C. N.|last2=Schleicher|first2=D. R. G.|last3=Fellhauer|first3=M.|last4=Klessen|first4=R. S.|last5=Reinoso|first5=B.|last6=Stutz|first6=A. M.|last7=Haemmerlé|first7=L.|date=2018-05-01|title=Formation of massive seed black holes via collisions and accretion|bibcode=2018MNRAS.476..366B|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=476|issue=1|pages=366–380|doi=10.1093/mnras/sty208|arxiv=1801.05841|s2cid=55411455}}</ref>

최초의 별 이전에, 큰 가스 구름은 "[[쿼시 별]]"로 붕괴되어 약 20{{태양질량}}의 블랙홀로 붕괴될 수 있다.<ref name="formation">{{저널 인용|last=Begelman|first=M. C.|display-authors=etal|date=Jun 2006|title=Formation of supermassive black holes by direct collapse in pre-galactic haloed|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=370|issue=1|pages=289–298|arxiv=astro-ph/0602363|bibcode=2006MNRAS.370..289B|doi=10.1111/j.1365-2966.2006.10467.x|s2cid=14545390}}</ref> 이 별들은 또한 중력에 의해 엄청난 양의 가스를 끌어 당기는 [[암흑 물질 헤일로]]에 의해 형성되었을 수 있으며, 이는 수만 {{태양질량}}의 [[w:Population III stars|초대질량 별]]들을 생성할 것이다.<ref name="zeroing in">{{웹 인용|url=https://www.scientificamerican.com/article/zeroing-in-on-how-supermassive-black-holes-formed1/|title=Zeroing In on How Supermassive Black Holes Formed|last=Saplakoglu |first=Yasemin |work=Scientific American|date=September 29, 2017|access-date=April 8, 2019}}</ref><ref name="cooking up">{{웹 인용|url=http://www.astronomy.com/news/2017/11/cooking-up-supermassive-black-holes|title=Cooking up supermassive black holes in the early universe|last=Johnson-Goh |first=Mara |website=Astronomy|date=November 20, 2017|access-date=April 8, 2019}}</ref> "쿼시 별"은 핵에서 전자-양전자 쌍생성으로 인해 방사형 섭동에 불안정해지고 어떤 [[초신성]] 폭발 없이 블랙홀로 직접 붕괴할 수 있다 (대부분의 질량을 방출하여, 블랙홀이 빠르게 성장하는 것을 방지한다).

보다 최근의 이론에 따르면 SMBH 씨앗은 각각 질량이 약 100,000{{태양질량}}인 [[w:Population III stars|초대질량 별]]의 붕괴로 인해 초기 우주에서 형성되었다고 한다.<ref name="Supermassive star">{{저널 인용|url=https://www.accessscience.com/content/supermassive-star/669400|title=Supermassive star|journal=Access Science |year=2018 |doi=10.1036/1097-8542.669400 |last1=Pasachoff |first1=Jay M. }}</ref>

=== 직접 붕괴 및 원시 블랙홀 ===
금속이 없는 가스의 크고 높은 적색편이 구름은,<ref>{{저널 인용|last1=Yue|first1=Bin|last2=Ferrara|first2=Andrea|last3=Salvaterra|first3=Ruben|last4=Xu|first4=Yidong|last5=Chen|first5=Xuelei|date=2014-05-01|title=The brief era of direct collapse black hole formation|bibcode=2014MNRAS.440.1263Y|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=440|issue=2|pages=1263–1273|doi=10.1093/mnras/stu351|arxiv=1402.5675|s2cid=119275449}}</ref> 충분히 강렬한 [[w:Lyman–Werner photons|라이먼-베르너 광자(Lyman–Werner photons}]]의 플럭스에 의해 조사되면,<ref>{{저널 인용|last1=Sugimura|first1=Kazuyuki|last2=Omukai|first2=Kazuyuki|last3=Inoue|first3=Akio K.|date=2014-11-01|title=The critical radiation intensity for direct collapse black hole formation: dependence on the radiation spectral shape|bibcode=2014MNRAS.445..544S|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=445|issue=1|pages=544–553|doi=10.1093/mnras/stu1778|arxiv=1407.4039|s2cid=119257740}}</ref> 냉각화 및 조각화를 피할 수 있으므로 [[w:Self-gravitation|자가 중력(self-gravitation)]]으로 인해 한 단일 천체로 붕괴된다.<ref>{{저널 인용|last1=Bromm|first1=Volker|last2=Loeb|first2=Abraham|date=2003-10-01|title=Formation of the First Supermassive Black Holes|bibcode=2003ApJ...596...34B|journal=The Astrophysical Journal|volume=596|issue=1|pages=34–46|doi=10.1086/377529|arxiv=astro-ph/0212400|s2cid=14419385}}</ref><ref>{{웹 인용|last=Siegel|first=Ethan|title='Direct Collapse' Black Holes May Explain Our Universe's Mysterious Quasars|url=https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2017/12/26/direct-collapse-black-holes-may-explain-our-universes-mysterious-quasars/|access-date=2020-08-28|website=Forbes}}</ref> 붕괴하는 천체의 중심부는 약 10<sup>7</sup>g/cm<sup>3</sup> 정도의 매우 큰 물질 밀도 값에 도달하고, 그래서 어떤 일반 상대론적 불안정성을 유발한다.<ref>{{저널 인용|last1=Montero|first1=Pedro J.|last2=Janka|first2=Hans-Thomas|last3=Müller|first3=Ewald|date=2012-04-01|title=Relativistic Collapse and Explosion of Rotating Supermassive Stars with Thermonuclear Effects|bibcode=2012ApJ...749...37M|journal=The Astrophysical Journal|volume=749|issue=1|pages=37|doi=10.1088/0004-637X/749/1/37|arxiv=1108.3090|s2cid=119098587}}</ref> 따라서, 그 천체는 별 또는 콰시 별의 중간 단계를 거치지 않고 블랙홀로 직접 붕괴한다. 이러한 천체는 일반적으로 약 100,000{{태양질량}}의 질량을 가지며 [[w:Direct collapse black hole|직접 붕괴 블랙홀{Direct collapse black hole}]]로 명명된다.<ref>{{저널 인용|last1=Habouzit|first1=Mélanie|last2=Volonteri|first2=Marta|last3=Latif|first3=Muhammad|last4=Dubois|first4=Yohan|last5=Peirani|first5=Sébastien|date=2016-11-01|title=On the number density of 'direct collapse' black hole seeds|bibcode=2016MNRAS.463..529H|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=463|issue=1|pages=529–540|doi=10.1093/mnras/stw1924|arxiv=1601.00557|s2cid=118409029}}</ref> 한 2022년 컴퓨터 시뮬레이션에 따르면 최초의 초대질량 블랙홀은 비정상적으로 강한 차가운 가스의 흐름에 의해 공급되는 원시 헤일로라고 불리는 드문 난류 가스 덩어리들에서 발생할 수 있음을 보여주었다. 주요 시뮬레이션 결과는 차가운 흐름들이 난류성 헤일로에서 별 형성을 억제하다가 마침내 헤일로의 중력이 난류를 극복하고 31,000{{태양질량}}와 40,000{{태양질량}}의 두 개의 직접 붕괴 블랙홀을 형성할 수 있을 때까지 난류성 헤일로 속에서의 별의 형성을 억제했다는 것이다. 따라서 최초의 SMBH의 탄생은 거의 20년 동안 생각했던 것과는 달리 표준 우주 구조 형성의 결과일 수 있다.<ref>{{저널 인용|title=Revealing the origin of the first supermassive black holes |journal=Nature |date=6 July 2022 |doi=10.1038/d41586-022-01560-y |pmid=35794378 |quote=State-of-the-art computer simulations show that the first supermassive black holes were born in rare, turbulent reservoirs of gas in the primordial Universe without the need for finely tuned, exotic environments — contrary to what has been thought for almost two decades.}}</ref><ref>{{웹 인용|title=Scientists discover how first quasars in universe formed |url=https://phys.org/news/2022-07-scientists-quasars-universe.html |website=phys.org |publisher=Provided by University of Portsmouth |access-date=2 August 2022 |date=6 July 2022}}</ref>

{{multiple image
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| image1            = Artist’s impression of the huge outflow ejected from the quasar SDSS J1106+1939.jpg
| image2            = Artist’s illustration of galaxy with jets from a supermassive black hole.jpg
| caption1          = 퀘이사 [[w:SDSS J1106+1939|SDSS J1106+1939]]에서 방출된 거대한 유출에 대한 예술가의 인상<ref>{{뉴스 인용|title=Biggest Black Hole Blast Discovered|url=http://www.eso.org/public/news/eso1247/|access-date=November 28, 2012|newspaper=ESO Press Release}}</ref>
| caption2          = 초대질량 블랙홀에서 제트가 나오는 은하를 그린 예술가의 삽화<ref>{{웹 인용| title=Artist's illustration of galaxy with jets from a supermassive black hole | url=https://www.spacetelescope.org/images/heic1511a/ | website=Hubble Space Telescope | access-date=November 27, 2018}}</ref>
}}
마지막으로, [[원시 블랙홀]]들(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 [[각운동량]]이 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 {{태양질량}}의 초대질량 블랙홀들이 이미 형성되었음을 나타낸다. 이것은 초대질량 블랙홀들이 우주 초기에 최초의 거대 은하들 내부에서 발생했음을 시사한다.{{출처|날짜=2024-01-21}}
[[파일:Artist’s impression of stars born in winds from supermassive black holes.jpg|왼쪽|섬네일|초대질량 블랙홀의 바람을 타고 태어난 별에 대한 예술가의 인상.<ref>{{웹 인용|title=Stars Born in Winds from Supermassive Black Holes – ESO's VLT spots brand-new type of star formation|url=https://www.eso.org/public/news/eso1710/|website=www.eso.org|access-date=March 27, 2017}}</ref>]]

=== 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 {{태양질량}}인 것으로 보이는데, 그 이상인 모든 것들은 성장이 서행으로 느려지고(감속은 100억 {{태양질량}} 정도에서 시작되는 경향이 있음) 블랙홀을 둘러싼 불안정한 강착원반을 그 궤도를 도는 별들로 융합하기 때문이다.<ref name=king/><ref>{{웹 인용| url=https://futurism.com/is-there-a-size-limit-to-how-large-a-black-hole-can-become | title=Is There a Limit to How Large Black Holes Can Become? | first1=Jaime | last1=Trosper | date=May 5, 2014 | website=futurism.com | access-date=November 27, 2018}}</ref><ref>{{웹 인용| url=https://www.science.org/content/article/limit-how-big-black-holes-can-grow-astonishing | title=Limit to how big black holes can grow is astonishing | first1=Daniel | last1=Clery | date=December 21, 2015 | website=sciencemag.org | access-date=November 27, 2018}}</ref><ref>{{웹 인용| url=https://www2.le.ac.uk/offices/press/press-releases/2015/december/black-holes-could-grow-as-large-as-50-billion-suns-before-their-food-crumbles-into-stars-research-shows | title=Black holes could grow as large as 50 billion suns before their food crumbles into stars, research shows | publisher=University of Leicester | access-date=November 27, 2018 | archive-date=October 25, 2021 | archive-url=https://web.archive.org/web/20211025005826/https://www2.le.ac.uk/offices/press/press-releases/2015/december/black-holes-could-grow-as-large-as-50-billion-suns-before-their-food-crumbles-into-stars-research-shows | url-status=dead }}</ref> 한 연구는 이 한계를 초과하는 SMBH 질량의 [[w:Innermost stable circular orbit|가장 안쪽의 안정된 원형 궤도]](innermost stable circular orbit ISCO)의 반경은 [[w:Self-gravitation|자가 중력(self-gravity)]] 반경을 초과하여, 원반 형성이 더 이상 불가능하개  만든다는 결론을 내렸다.<ref name=king/>

약 2,700억 {{태양질량}}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,<ref name=carr/><ref name=king/> 하지만 블랙홀의 스핀 매개변수의 최대 한계는 a=9982에서는 아주 약간 낮디.<ref name=koviacs>{{저널 인용|arxiv=1007.4279|doi=10.1111/j.1365-2966.2011.19099.x |title=Maximal spin and energy conversion efficiency in a symbiotic system of black hole, disc and jet |year=2011 |last1=Kovács |first1=Zoltán |last2=Gergely |first2=Lászlóá. |last3=Biermann |first3=Peter L. |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=416 |issue=2 |pages=991–1009 |bibcode=2011MNRAS.416..991K |s2cid=119255235 }}</ref> 그 한계 바로 아래의 질량에서, 한 필드 은하의 원반 광도는 [[에딩턴 한계]]보다 낮을 가능성이 있으며 또한 [[M-시그마 관계]]를 기본으로  하는 피드백을 유발할만큼 강하지 않으므로, 한계에 가까운 SMBH들은 이것 이상으로 진화할 수 있다.<ref name=carr/> 그러나, 이 한계에 가까운 블랙홀은 오히려 더 희귀할 가능성이 있는데, 그 이유는 블랙홀이 성장하고 ISCO(가장 안쪽의 안정된 원형 궤도)와 따라서 그 지렛대 팔로 인해서 역행성 강착의 스핀다운 효과가 순행성 강착에 의한 스핀업보다 더 크기 때문에 강착원반이 거의 영구적으로 순행해야만 한다는 사실이 주목된다.<ref name=king/> 이것은 결국 블랙홀 스핀이 블랙홀의 호스트 은하 내에서 가스 흐름을 제어하는 잠재적인 방향의 고정된 방향과 영구적으로 상관 관계가 있기를 요구하므로, 또한 이것은 따라서 스핀축과 은하와 유사하게 정렬되는 AGN 제트 방향을 생성하는경향을 나타낼 것이다. 그러나 현재의 관측은 이 상관 관계를 뒷받침하지 않는다.<ref name=king/> 소위 '혼돈적 강착'은 아마도. 만일 이런 방식으로 대규모 포텐셜에 의해 제어되지 않는다면, 본질적으로 시간과 방향이 무작위인 여러 소규모 사건들을 포함해야 할 것다.<ref name=king/> 이것은 역행 사건들이 순행보다 더 큰 지렛대 팔들을 가지고 거의 자주 발생하기 때문에 통계적으로 스핀다운으로 이어질 것이다.<ref name=king/> 또한 스핀을 통계적으로 감소시킬 수 있는, 다른 블랙홀과의 병합을 포함하여 스핀을 감소시키는 경향이있는 대형 SMBH들과의 다른 상호작용도 있다.<ref name=king/> 이러한 모든 고려 사항들은 SMBH들이 일반적으로 스핀 매개변수들의 적당한 값에서 임계 이론적 질량 한계를 초과하여, 드문 경우를 제외하고는 모두 5 × 10<sup>10</sup>{{태양질량}}이된다는 것을 시사한다.<ref name=king/>

퀘이사 및 은하핵 내의 현대의 극초대질량 블랙홀(UMBH)은 강착원반을 통하고 또한 현재 [[우주의 나이]]를 고려할 때, 약 (5-27)×10<sup>10</sup>{{태양질량}}이상으로 성장할 수 없지만, 우주의 이러한 괴물 블랙홀들 중 일부는 우주의 [[제11천년기 이후|극히 먼 미래]]에 [[은하]]의 [[초은하단]]이 붕괴되는 동안에는 아마도 10<sup>14</sup>{{태양질량}}의 엄청나게 커다란 질량까지 계속 성장할 것으로 예측된다.<ref name=frautschi/>

== 활동과 은하계의 진화 ==
{{본문|활동은하핵|은하 형성과 진화}}
많은 은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀의 중력은 [[세이퍼트 은하]]와 퀘이사와 같은 활성 천체에 동력을 공급하는 것으로 생각되며, 중앙 블랙홀의 질량과 호스트 은하의 질량 사이의 관계는 [[은하의 형태분류|은하 유형]]에 따라 다르다.<ref>{{저널 인용|  title=Supermassive Black Holes and Their Host Spheroids. II. The Red and Blue Sequence in the M<sub>BH</sub>-M<sub>*,sph</sub> Diagram |journal=Astrophysical Journal|date=2016 | volume=817 | page=21 |last1=Savorgnan |first1=Giulia A.D. | last2=Graham| first2=Alister W. | last3=Marconi| first3=Alessandro | last4=Sani| first4=Eleonora |issue=1|doi=10.3847/0004-637X/817/1/21|arxiv=1511.07437| bibcode=2016ApJ...817...21S|s2cid=55698824 |doi-access=free }}</ref><ref>{{저널 인용| title=Black Hole Mass Scaling Relations for Early-type Galaxies. I. M<sub>BH</sub>-M<sub>*,sph</sub> and M<sub>BH</sub>-M<sub>*,gal</sub> |journal=Astrophysical Journal|date=2019 | volume=876 | page=155 |last1=Sahu |first1=Nandini | last2=Graham| first2=Alister W. | last3=Davis| first3=Benjamin L. |issue=2|doi=10.3847/1538-4357/ab0f32|arxiv=1903.04738| bibcode=2019ApJ...876..155S|s2cid=209877088 |doi-access=free }}</ref>  초대질량 블랙홀의 크기와
한 은하 [[은하팽대부|팽대부]]의 성간 [[속도 분산]] <math>\sigma</math><ref name="gnuk09">{{저널 인용|author=Gultekin K |display-authors=etal |date=2009 |bibcode=2009ApJ...698..198G |title=The M—σ and M-L Relations in Galactic Bulges, and Determinations of Their Intrinsic Scatter |journal=The Astrophysical Journal |volume=698 |issue=1 |pages=198–221 |doi=10.1088/0004-637X/698/1/198|arxiv = 0903.4897 |s2cid=18610229 }}</ref>는 [[M-시그마 관계]]라고 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.<ref name=Netzer2015>{{저널 인용| title=Revisiting the Unified Model of Active Galactic Nuclei | last1=Netzer | first1=Hagai | journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics | volume=53 | pages=365–408 | date=August 2015 | doi=10.1146/annurev-astro-082214-122302 | bibcode=2015ARA&A..53..365N | arxiv=1505.00811 | s2cid=119181735 }}</ref>.
=== 병합 및 반동 SMBH ===
한 쌍의 SMBH를 호스팅하는 은하들의 [[상호작용은하|상호작용]]은 [[은하 병합|병합]] 사건으로 이어질 수 있다. 호스팅된 SMBH 천체들에의 [[운동 마찰력|동적 마찰]]은 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 [[w:Gravitational binding energy|중력적으로 결합된(gravitationally bound)]]된 쌍성계로 서서히 합쳐지게 한다. 일단 그 쌍이 0.001파섹까지 가까워지면, [[중력파|중력 복사]]는 그것들을
병합시킨다. 이 일이 일어날 때 쯤이면,  그 결과적 은하는 초기 [[폭발적 항성생성]]과 AGN이 사라져 합병 사건에서 벗어나 [[완화 시간|이완]]된 지 오래되었을 것이다.<ref>{{저널 인용| title=Dancing to CHANGA: a self-consistent prediction for close SMBH pair formation time-scales following galaxy mergers | display-authors=1 | last1=Tremmel | first1=M. | last2=Governato | first2=F. | last3=Volonteri | first3=M. | last4=Quinn | first4=T. R. | last5=Pontzen | first5=A. | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=475 | issue=4 | pages=4967–4977 | date=April 2018 | doi=10.1093/mnras/sty139 | arxiv=1708.07126 | bibcode=2018MNRAS.475.4967T }}</ref>
[[파일:Runaway Black Holes.jpg|섬네일|반동 또는 방출된 블랙홀로 의심되는 후보 SMBH]]
이 병합에서 발생하는 [[중력파]]는 결과물인 SMBH에 최대 수천 km/s의 속도 향상을 제공하여 은하 중심에서 멀어지고 심지어 은하에서 방출될 수도 있다. 이 현상을 중력 반동이라고 불린다.<ref>{{저널 인용| title=Recoiling Black Holes: Electromagnetic Signatures, Candidates, and Astrophysical Implications | last=Komossa | first=S. | journal=Advances in Astronomy | volume=2012 | id=364973 | date=2012 | page=364973 | doi=10.1155/2012/364973 | arxiv=1202.1977 | bibcode=2012AdAst2012E..14K | doi-access=free }}</ref> 블랙홀을 방출하는 또 다른 가능한 방법은 새총 반동이라고도 하는 고전적인 새총 시나리오이다. 이 시나리오에서는 먼저 두 은하의 병합을 통해 수명이 긴 쌍체 블랙홀이 형성된다. 두 번째 병합에서 세 번째 SMBH가 도입되어 은하 중심부로 가라앉는다. [[삼체 문제|삼체 상호작용]]으로 인해, 일반적으로 가장 가벼운 SMBH 중 하나가 방출된다. 선형 운동량 보존으로 인해 다른 두 SMBH는 쌍체로 반대 방향으로 추진된다. 이 시나리오에서는 모든 SMBH가 방출될 수 있다.<ref>{{저널 인용|last1=Saslaw |first1=William C. |last2=Valtonen |first2=Mauri J. |last3=Aarseth |first3=Sverre J. |date=1974-06-01 |title=The Gravitational Slingshot and the Structure of Extragalactic Radio Sources |journal=The Astrophysical Journal |volume=190 |pages=253–270 |doi=10.1086/152870 |bibcode=1974ApJ...190..253S |issn=0004-637X|doi-access=free }}</ref> 방출된 블랙홀은 폭주 블랙홀이라고 불린다.<ref name="invisible"/>

반동 블랙홀들을 감지하는 방법에는 여러 가지가 있다. 종종 은하 중심에서 퀘이사/AGN의 변위<ref name=":0">{{저널 인용|last1=Magain |first1=Pierre |last2=Letawe |first2=Géraldine |last3=Courbin |first3=Frédéric |last4=Jablonka |first4=Pascale |last5=Jahnke |first5=Knud |last6=Meylan |first6=Georges |last7=Wisotzki |first7=Lutz |date=2005-09-01 |title=Discovery of a bright quasar without a massive host galaxy |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005Natur.437..381M |journal=Nature |volume=437 |issue=7057 |pages=381–384 |doi=10.1038/nature04013 |pmid=16163349 |arxiv=astro-ph/0509433 |bibcode=2005Natur.437..381M |s2cid=4303895 |issn=0028-0836}}</ref> 또는 퀘이사의 [[쌍성|분광학적 쌍성]] 특성/AGN은 반동 블랙홀의 증거로 간주된다.<ref name=":1">{{저널 인용|last1=Komossa |first1=S. |last2=Zhou |first2=H. |last3=Lu |first3=H. |date=2008-05-01 |title=A Recoiling Supermassive Black Hole in the Quasar SDSS J092712.65+294344.0? |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...678L..81K |journal=The Astrophysical Journal |volume=678 |issue=2 |pages=L81 |doi=10.1086/588656 |arxiv=0804.4585 |bibcode=2008ApJ...678L..81K |s2cid=6860884 |issn=0004-637X}}</ref>

반동 블랙홀 후보들은 [[w:NGC 3718|NGC 3718]],<ref>{{저널 인용|last1=Markakis |first1=K. |last2=Dierkes |first2=J. |last3=Eckart |first3=A. |last4=Nishiyama |first4=S. |last5=Britzen |first5=S. |last6=García-Marín |first6=M. |last7=Horrobin |first7=M. |last8=Muxlow |first8=T. |last9=Zensus |first9=J. A. |date=2015-08-01 |title=Subaru and e-Merlin observations of NGC 3718. Diaries of a supermassive black hole recoil? |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015A&A...580A..11M |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=580 |pages=A11 |doi=10.1051/0004-6361/201425077 |arxiv=1504.03691 |bibcode=2015A&A...580A..11M |s2cid=56022608 |issn=0004-6361}}</ref> [[w:SDSS1133|SDSS1133]],<ref>{{저널 인용|last1=Koss |first1=Michael |last2=Blecha |first2=Laura |last3=Mushotzky |first3=Richard |last4=Hung |first4=Chao Ling |last5=Veilleux |first5=Sylvain |last6=Trakhtenbrot |first6=Benny |last7=Schawinski |first7=Kevin |last8=Stern |first8=Daniel |last9=Smith |first9=Nathan |last10=Li |first10=Yanxia |last11=Man |first11=Allison |last12=Filippenko |first12=Alexei V. |last13=Mauerhan |first13=Jon C. |last14=Stanek |first14=Kris |last15=Sanders |first15=David |date=2014-11-01 |title=SDSS1133: an unusually persistent transient in a nearby dwarf galaxy |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014MNRAS.445..515K |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=445 |issue=1 |pages=515–527 |doi=10.1093/mnras/stu1673 |arxiv=1401.6798 |bibcode=2014MNRAS.445..515K |issn=0035-8711}}</ref> [[3C 186]],<ref>{{저널 인용|last1=Chiaberge |first1=M. |last2=Ely |first2=J. C. |last3=Meyer |first3=E. T. |last4=Georganopoulos |first4=M. |last5=Marinucci |first5=A. |last6=Bianchi |first6=S. |last7=Tremblay |first7=G. R. |last8=Hilbert |first8=B. |last9=Kotyla |first9=J. P. |last10=Capetti |first10=A. |last11=Baum |first11=S. A. |last12=Macchetto |first12=F. D. |last13=Miley |first13=G. |last14=O'Dea |first14=C. P. |last15=Perlman |first15=E. S. |date=2017-04-01 |title=The puzzling case of the radio-loud QSO 3C 186: a gravitational wave recoiling black hole in a young radio source? |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017A&A...600A..57C |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=600 |pages=A57 |doi=10.1051/0004-6361/201629522 |arxiv=1611.05501 |bibcode=2017A&A...600A..57C |s2cid=27351189 |issn=0004-6361}}</ref> [[E1821 + 643]]<ref>{{저널 인용|last1=Jadhav |first1=Yashashree |last2=Robinson |first2=Andrew |last3=Almeyda |first3=Triana |last4=Curran |first4=Rachel |last5=Marconi |first5=Alessandro |date=2021-10-01 |title=The spatially offset quasar E1821+643: new evidence for gravitational recoil |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2021MNRAS.507..484J |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=507 |issue=1 |pages=484–495 |doi=10.1093/mnras/stab2176 |arxiv=2107.14711 |bibcode=2021MNRAS.507..484J |issn=0035-8711}}</ref> 및 [[w:SDSSJ0927+2943|SDSS J0927+2943]]들을 포함한다.<ref name=":1" /> 폭주 블랙홀 후보들은 [[HE0450-2958]],<ref name=":0" /> [[w:CID-42|CID-42]]<ref>{{저널 인용|last1=Civano |first1=F. |last2=Elvis |first2=M. |last3=Lanzuisi |first3=G. |last4=Jahnke |first4=K. |last5=Zamorani |first5=G. |last6=Blecha |first6=L. |last7=Bongiorno |first7=A. |last8=Brusa |first8=M. |last9=Comastri |first9=A. |last10=Hao |first10=H. |last11=Leauthaud |first11=A. |last12=Loeb |first12=A. |last13=Mainieri |first13=V. |last14=Piconcelli |first14=E. |last15=Salvato |first15=M. |date=2010-07-01 |title=A Runaway Black Hole in COSMOS: Gravitational Wave or Slingshot Recoil? |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...717..209C |journal=The Astrophysical Journal |volume=717 |issue=1 |pages=209–222 |doi=10.1088/0004-637X/717/1/209 |arxiv=1003.0020 |bibcode=2010ApJ...717..209C |s2cid=20466072 |issn=0004-637X}}</ref> 및 [[CP 28]] 주변의 천체들이다.<ref name="candidate">{{저널 인용|last1=van Dokkum |first1=Pieter |last2=Pasha |first2=Imad |last3=Buzzo |first3=Maria Luisa |last4=LaMassa |first4=Stephanie |last5=Shen |first5=Zili |last6=Keim |first6=Michael A. |last7=Abraham |first7=Roberto |last8=Conroy |first8=Charlie |last9=Danieli |first9=Shany |last10=Mitra |first10=Kaustav |last11=Nagai |first11=Daisuke |last12=Natarajan |first12=Priyamvada |last13=Romanowsky |first13=Aaron J. |last14=Tremblay |first14=Grant |last15=Urry |first15=C. Megan |date=March 2023 |title=A candidate runaway supermassive black hole identified by shocks and star formation in its wake |journal=[[The Astrophysical Journal Letters]] |volume= 946|issue= 2|pages= L50|arxiv=2302.04888 |bibcode=2023ApJ...946L..50V |doi= 10.3847/2041-8213/acba86|last16=van den Bosch |first16=Frank C.|s2cid=256808376 |doi-access=free }}</ref> 폭주 초대질량 블랙홀은 그 여파로 별 형성을 유발할 수 있다.<ref name="invisible">{{저널 인용|last1=de la Fuente Marcos |first1=R. |last2=de la Fuente Marcos |first2=C. |date=April 2008 |title=The Invisible Hand: Star Formation Triggered by Runaway Black Holes |journal=[[The Astrophysical Journal Letters]] |volume=677 |issue=1 |pages=L47 |arxiv= |bibcode=2008ApJ...677L..47D |doi=10.1086/587962|s2cid=250885688 |doi-access=free }}</ref> 왜소은하 [[RCP 28]] 근처의 선형적 특징은 후보 폭주 블랙홀의 별 형성 여파로 해석되었다.<ref name="candidate" /><ref name="rogue">{{웹 인용|last=Japelj |first=Jure |date=February 22, 2023 |title=Have Scientists Found a Rogue Supermassive Black Hole? |url=https://skyandtelescope.org/astronomy-news/have-scientists-found-rogue-supermassive-black-hole/}}</ref><ref name="runaway">{{웹 인용|last=Grossman |first=Lisa |date=March 10, 2023 |title=A runaway black hole has been spotted fleeing a distant galaxy |url=https://www.sciencenews.org/article/runaway-black-hole-galaxy-hubble}}</ref>

=== 호킹 복사 ===
{{본문|호킹 복사}}
호킹 복사는 사건 지평선 근처의 양자 효과로 인해 [[블랙홀]]이 방출할 것으로 예상되는 한 [[흑체 복사]]이다. 이 복사는 블랙홀의 질량과 에너지를 감소시켜 블랙홀을 수축시키고 궁극적으로 사라지게 한다. 만약 블랙홀이 [[호킹 복사]]를 통해 증발한다면, 질량이 1×10<sup>11</sup>{{태양질량}}인 회전하지 않고 대전되지 않은 엄청나게 큰 블랙홀은 약 2.1×10<sup>100</sup>년 안에 증발할 것이다.<ref name=page>{{저널 인용| doi = 10.1103/PhysRevD.13.198 | volume=13 | title=Particle emission rates from a black hole: Massless particles from an uncharged, nonrotating hole | year=1976 | journal=Physical Review D | pages=198–206 | last1 = Page | first1 = Don N. | issue=2 | bibcode=1976PhRvD..13..198P}}. See in particular equation (27).</ref><ref name=fabio/> 먼 미래에 1×10<sup>14</sup>{{태양질량}}의 은하의 초은하단이 붕괴하는 동안 형성된 블랙홀은 최대 2.1×10<sup>19</sup>년의 시간 척도에 걸쳐 증발할 것으로 예측된다.<ref name=frautschi>{{저널 인용| last1 = Frautschi | first1 = S | year = 1982 | title = Entropy in an expanding universe | journal = Science | volume = 217 | issue = 4560| pages = 593–599 | doi = 10.1126/science.217.4560.593 | pmid = 17817517 | bibcode = 1982Sci...217..593F | s2cid = 27717447 |quote= p. 596: table 1 and section "black hole decay" and previous sentence on that page: "Since we have assumed a maximum scale of gravitational binding – for instance, superclusters of galaxies – black hole formation eventually comes to an end in our model, with masses of up to {{val|e=14|u={{solar mass}}}} ... the timescale for black holes to radiate away all their energy ranges ... to {{val|e=106|u=years}} for black holes of up to {{val|e=14|u={{solar mass}}}}}}</ref><ref name=fabio/>

== 증거 ==
=== 도플러 측정 ===
[[파일:ionringBlackhole.jpeg|섬네일|제안된 모형<ref name="ReferenceA"/>에 따라 이온화된 물질로 이루어진 투명한 원환체의 고리를 가진 블랙홀의 측면을 시뮬레이션한 결과이다. 이 이미지는 블랙홀 뒤에서 빛이 휘어진 결과를 보여 주며, 고리 안의 물질이 매우 빠른 궤도 속도로 인해 [[도플러 효과]]로 인해 발생하는 비대칭성을 보여준다다.]]

블랙홀의 존재에 대한 가장 좋은 증거 중 일부는 근처 궤도를 도는 물질의 빛이 후퇴할 때는 적색편이, 전진할 때는 청색편이가 되는 [[도플러 효과]]에 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 모형<ref name="ReferenceA">{{저널 인용| last1 = Straub | first1 = O. | last2 = Vincent | first2 = F. H. | last3 = Abramowicz | first3 = M. A. | last4 = Gourgoulhon | first4 = E. | last5 = Paumard | first5 = T. | year = 2012 | title = Modelling the black hole silhouette in Sgr A* with ion tori | journal = Astronomy & Astrophysics | volume = 543 | page = A83 | doi = 10.1051/0004-6361/201219209 | doi-access = free | arxiv = 1203.2618 }}</ref>을 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 [[핵]]들을 둘러싸고 있는 물(H2O) [[메이저]]를 직접 도플러로 측정한 결과, 중심부에 물질이 고도로 집중되어 있을 때만 가능한 매우 빠른 [[케플러의 행성운동법칙|케플러 운동]]이 밝혀졌다. 현재 이렇게 작은 공간에 충분한 물질을 채울 수 있는 유일한 천체는 블랙홀 또는 천체물리학적으로 짧은 시간 내에 블랙홀로 진화할 천체뿐이다. 더 멀리 떨어진 [[활동은하핵|활동 은하]]의 경우, 넓은 스펙트럼 선의 폭을 사용하여 사건 지평선 근처를 공전하는 가스를 조사할 수 있다. [[w:Reverberation mapping|반향 매핑{Reverberation mapping}]] 기술은 이러한 선의 변동성을 이용해 활동 은하를 움직이는 블랙홀의 질량과 스핀을 측정한다.

=== 우리 은하에서 ===
[[파일:Galactic centre orbits.svg|섬네일|우리 은하의 중심부에 있는 초대질량 블랙홀 후보 궁수자리 A* 주위를 도는 것으로 추정되는 여섯 별의 궤도.<ref>{{저널 인용| last1 = Eisenhauer|first1=F. | display-authors = etal   | date = 2005 | title = SINFONI in the Galactic Center: Young Stars and Infrared Flares in the Central Light-Month | journal = The Astrophysical Journal | volume = 628 | issue = 1   | pages = 246–259 | doi=10.1086/430667|arxiv = astro-ph/0502129 |bibcode = 2005ApJ...628..246E |s2cid=122485461 }}</ref>]]

<!-- 
천문학자들은 우리 은하 역시 중심부, [[태양계]]로부터 26,000 광년 떨어진 궁수자리 A*라고 불리는 영역에 초대질량 블랙홀을 가지고 있다고<ref name="Henderson">{{뉴스 인용|url=http://www.timesonline.co.uk/tol/news/uk/science/article5316001.ece|제목=Astronomers confirm black hole at the heart of the Milky Way|last=Henderson|first=Mark|date= 2008년 12월 9일 |publisher= Times Online|accessdate=2009-05-17|location=London}}</ref> 다음과 같은 이유로 확신했다.

*별 [[S2 (항성)|S2]]는 15.2년의 주기로 [[타원 궤도]]를 따라 움직이고 근점 거리(가장 가까운 거리)가 궤도의 중심 천체의 중심으로부터 17 [[광시 (단위)|광시]](1.8×10^13 m 또는 120 AU)이다.<ref>{{저널 인용 |first=R. |last=Schödel |author2=et al.  |date= 2002년 10월 17일 |제목=A star in a 15.2-year orbit around the supermassive black hole at the centre of the Milky Way |journal=Nature |volume=419 |issue=  6908|pages=694–696 | doi= 10.1038/nature01121 |arxiv=astro-ph/0210426 |pmid=12384690|bibcode = 2002Natur.419..694S }}
</ref>

*S2의 운동으로부터 천체의 질량을 측정할 수 있는데, 그 값이 태양 질량의 410만 배(약 8.2×10^36 kg)이다.<ref name="Ghez08">{{저널 인용
 | author = Ghez, A. M.
 |author2=et al.
  | 제목 = Measuring Distance and Properties of the Milky Way's Central Supermassive Black Hole with Stellar Orbits
 | journal = Astrophysical Journal
 | year = December 2008
 | volume = 689 | issue = 2 | pages = 1044–1062
 | arxiv=0808.2870
 | bibcode = 2008ApJ...689.1044G
 | doi = 10.1086/592738
}}</ref><ref>{{웹 인용 |url=http://www.skyandtelescope.com/news/27621359.html |제목=Milky Way's Central Monster Measured |확인날짜=2014-08-27 |보존url=https://web.archive.org/web/20131214063258/http://www.skyandtelescope.com/news/27621359.html |보존날짜=2013-12-14 |url-status=dead }}</ref>

*중심 천체의 반지름은 17 광시보다 작아야 한다. 그렇지 않으면 S2는 중심 천체와 충돌하게 될 것이기 때문이다. 사실, 최근의 관측<ref>{{저널 인용 |last=Ghez |first=A. M. |authorlink=Andrea Ghez |author2=Salim, S. |author3=Hornstein, S. D. |author4=Tanner, A. |author5=Lu, J. R. |author6=Morris, M. |author7=Becklin, E. E. |author8= Duchêne, G.  |제목=Stellar Orbits around the Galactic Center Black Hole |journal=The Astrophysical Journal |volume=620 |issue=2 |pages=744–757 |date=May 2005  |arxiv=astro-ph/0306130 |doi=10.1086/427175|bibcode = 2005ApJ...620..744G }}</ref>은 천체의 반지름이 거의 [[천왕성]]의 궤도 지름 정도인 6.25 광시보다 크지 않음을 보여준다. 그러나, 탈출속도가 빛의 속도와 일치하는 슈바르츠실트 반지름에 대한 방정식을 쓰면 고작 약 41 광초 밖에 산출되지 않는다.

*우주에서 이 정도 크기에 410만 태양 질량을 가질 수 있는 천체는 블랙홀 이외에 밝혀지지 않았다.

[[막스 플랑크 지구외부 물리 연구소]]와 [[UCLA 은하중심연구단]](UCLA Galactic Center Group)<ref>[http://www.astro.ucla.edu/~ghezgroup/gc/ UCLA Galactic Center Group<!-- Bot generated title -]</ref>은 [[유럽 남방 천문대|ESO]]의 [[거대망원경]](VLT)<ref>{{웹 인용 |url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2002/pr-17-02.html |제목=ESO - 2002 |확인날짜=2010년 4월 25일 |보존url=https://web.archive.org/web/20051025013223/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2002/pr-17-02.html |보존날짜=2005년 10월 25일 |url-status=dead }}</ref>과 [[켁 망원경]]<ref>{{웹 인용 |url=http://www.keckobservatory.org/news/old_pages/andreaghez.html |제목=&#124; W. M. Keck Observatory |publisher=Keckobservatory.org |accessdate=2013-07-14 |보존url=https://web.archive.org/web/20120301030647/http://www.keckobservatory.org/news/old_pages/andreaghez.html |보존날짜=2012-03-01 |url-status=dead }}</ref>의 데이터를 기반으로 궁수자리 A*가 초대질량 블랙홀이 위치한 곳<ref name="Henderson" />이라는 것에 대한 지금까지 가장 강력한 증거를 발표했다.-->

증거에 따르면 [[우리 은하]]의 중심에는 태양계에서 26,000[[광년]] 떨어진 [[궁수자리 A*]]<ref name="Henderson">{{뉴스 인용|url=https://www.thetimes.co.uk/article/astronomers-confirm-black-hole-at-the-heart-of-the-milky-way-m0vtxv52v26|title=Astronomers confirm black hole at the heart of the Milky Way|last=Henderson|first=Mark|date=December 9, 2008 |work=The Times |access-date=May 17, 2009|location=London}}</ref>라는 영역에 초대질량 블랙홀이 있으니 왜냐하면:

* 별 [[S2]]는 주기가 15.2년이고 중심 천체 중심에서 17[[광시]](1.8×10<sup>13</sup>m 또는 120AU)의 근심(가장 가까운 거리)을 가진 [[타원 궤도]]를 따른다.<ref>{{저널 인용|first=R. |last=Schödel |display-authors=etal  |date=October 17, 2002 |title=A star in a 15.2-year orbit around the supermassive black hole at the centre of the Milky Way |journal=Nature |volume=419 |issue=  6908|pages=694–696 | doi= 10.1038/nature01121 |arxiv=astro-ph/0210426 |pmid=12384690|bibcode = 2002Natur.419..694S |s2cid=4302128 }}
</ref>
* 별 S2의 움직임에서 물체의 질량은 4.0 백만 {{태양질량}},<ref name="eht_1">{{저널 인용| doi=10.3847/2041-8213/ac6674 | title=First Sagittarius A* Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole in the Center of the Milky Way | year=2022 | last1=Event Horizon Telescope Collaboration | last2=Akiyama | first2=Kazunori | last3=Alberdi | first3=Antxon | last4=Alef | first4=Walter | last5=Algaba | first5=Juan Carlos | last6=Anantua | first6=Richard | last7=Asada | first7=Keiichi | last8=Azulay | first8=Rebecca | last9=Bach | first9=Uwe | last10=Baczko | first10=Anne-Kathrin | last11=Ball | first11=David | last12=Baloković | first12=Mislav | last13=Barrett | first13=John | last14=Bauböck | first14=Michi | last15=Benson | first15=Bradford A. | last16=Bintley | first16=Dan | last17=Blackburn | first17=Lindy | last18=Blundell | first18=Raymond | last19=Bouman | first19=Katherine L. | last20=Bower | first20=Geoffrey C. | last21=Boyce | first21=Hope | last22=Bremer | first22=Michael | last23=Brinkerink | first23=Christiaan D. | last24=Brissenden | first24=Roger | last25=Britzen | first25=Silke | last26=Broderick | first26=Avery E. | last27=Broguiere | first27=Dominique | last28=Bronzwaer | first28=Thomas | last29=Bustamante | first29=Sandra | last30=Byun | first30=Do-Young | journal=The Astrophysical Journal Letters | volume=930 | issue=2 | pages=L12 | bibcode=2022ApJ...930L..12E | s2cid=248744791 | display-authors=1 | doi-access=free | hdl=10261/278882 | hdl-access=free }}</ref> 또는 약 7.96×10<sup>36</sup>kg으로 추정할 수 있다.
* 중심 천체의 반경은 17[[광시]] 미만이어야 한다. 그렇지 않으면 S2가 충돌 할 수 있기 때문이다. 별 S14의 관측<ref name=Ghez_et_al_2005>{{저널 인용|last1=Ghez |first1=A. M. |author1-link=Andrea Ghez |last2=Salim |first2=S. |last3=Hornstein |first3=S. D. |last4=Tanner |first4=A. |last5=Lu |first5=J. R. |last6=Morris |first6=M. |last7=Becklin |first7=E. E. |last8= Duchêne |first8=G.  |title=Stellar Orbits around the Galactic Center Black Hole |journal=The Astrophysical Journal |volume=620 |issue=2 |pages=744–757 |date=May 2005  |arxiv=astro-ph/0306130 |doi=10.1086/427175|bibcode = 2005ApJ...620..744G |s2cid=8656531 }}</ref>은 반경이 [[천왕성]]의 궤도 직경에 해당하는 6.25[[광시]]를 넘지 않음을 나타낸다.
* 블랙홀을 제외한 어떤 [[천체]]도 이 정도의 공간에 4.0백만 {{태양질량}}을 포함할 수 없다.<ref name=Ghez_et_al_2005/>

궁수자리 A* 근처의 밝은 플레어 활동에 대한 적외선 관측은 후보 SMBH의 중력 반경의 6~10배 간격으로 45±15 분 [[주기]]로 플라즈마의 궤도 운동을 보여준다. 이 방출은 강한 자기장 속에서 강착원반의 편광된 "핫스팟"이 원형 궤도를 도는 것과 일치한다. 복사 물질은 [[w:Innermost stable circular orbit|가장 안쪽의 안정적인 원형 궤도(innermost stable circular orbit)]] 바로 밖에서 광속의 30%로 공전하고 있다.<ref name=Gravity2018>{{저널 인용| title=Detection of orbital motions near the last stable circular orbit of the massive black hole SgrA* | last1=Gravity Collaboration | last2=Abuter | first2=R. | last3=Amorim | first3=A. | last4=Bauböck | first4=M. | last5=Berger | first5=J. P. | last6=Bonnet | first6=H. | last7=Brandner | first7=W. | last8=Clénet | first8=Y. | last9=Coudé Du Foresto | first9=V. | last10=de Zeeuw | first10=P. T. | last11=Deen | first11=C. | last12=Dexter | first12=J. | last13=Duvert | first13=G. | last14=Eckart | first14=A. | last15=Eisenhauer | first15=F. | last16=Förster Schreiber | first16=N. M. | last17=Garcia | first17=P. | last18=Gao | first18=F. | last19=Gendron | first19=E. | last20=Genzel | first20=R. | last21=Gillessen | first21=S. | last22=Guajardo | first22=P. | last23=Habibi | first23=M. | last24=Haubois | first24=X. | last25=Henning | first25=Th. | last26=Hippler | first26=S. | last27=Horrobin | first27=M. | last28=Huber | first28=A. | last29=Jiménez-Rosales | first29=A. | last30=Jocou | first30=L. | last31=Kervella | first31=P. | last32=Lacour | first32=S. | last33=Lapeyrère | first33=V. | last34=Lazareff | first34=B. | last35=Le Bouquin | first35=J.-B. | last36=Léna | first36=P. | last37=Lippa | first37=M. | last38=Ott | first38=T. | last39=Panduro | first39=J. | last40=Paumard | first40=T. | last41=Perraut | first41=K. | last42=Perrin | first42=G. | last43=Pfuhl | first43=O. | last44=Plewa | first44=P. M. | last45=Rabien | first45=S. | last46=Rodríguez-Coira | first46=G. | last47=Rousset | first47=G. | last48=Sternberg | first48=A. | last49=Straub | first49=O. | last50=Straubmeier | first50=C. | last51=Sturm | first51=E. | last52=Tacconi | first52=L. J. | last53=Vincent | first53=F. | last54=von Fellenberg | first54=S. | last55=Waisberg | first55=I. | last56=Widmann | first56=F. | last57=Wieprecht | first57=E. | last58=Wiezorrek | first58=E. | last59=Woillez | first59=J. | last60=Yazici | first60=S. | display-authors=1 | journal=Astronomy & Astrophysics | volume=618 | id=L10 | pages=15 | date=October 2018 | doi=10.1051/0004-6361/201834294 | bibcode=2018A&A...618L..10G | arxiv=1810.12641 | s2cid=53613305 }}</ref>

2015년 1월 5일, NASA는 궁수자리 A*에서 평소보다 400배 더 밝은 엑스선 플레어를 관측하여 기록 갱신을 했다고 보고했다. 천문학자들에 따르면 이 이례적인 현상은 [[소행성]]이 블랙홀로 떨어져 나가거나 궁수자리 A*로 유입되는 가스 내의 [[자기장|자기장 선]]들이 얽혀서 발생했을 수 있다고 한다.<ref name="NASA-20150105">{{웹 인용|last1=Chou |first1=Felicia |last2=Anderson |first2=Janet |last3=Watzke |first3=Megan |title=Release 15-001 – NASA's Chandra Detects Record-Breaking Outburst from Milky Way's Black Hole |url=http://www.nasa.gov/press/2015/january/nasa-s-chandra-detects-record-breaking-outburst-from-milky-way-s-black-hole/ |date=January 5, 2015 |publisher=[[NASA]] |access-date=January 6, 2015 }}</ref>
{{multiple image
| align             = center
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| caption1          = 궁수자리 A*, [[우리 은하]] 중심에 있는 초대질량 블랙홀로부터 비정상적으로 밝은 [[엑스선]] 플레어의 감지<ref name="NASA-20150105" />
| image2            = EHT Saggitarius A black hole.tif
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| caption2          = [[w: Event Horizon Telescope|사건 지평선 망원경]]에 의해 이미지화된 궁수자리 A*
| caption_align     = center
}}

=== 우리 은하 밖에서 ===
[[파일:rxj1242 comp.jpg|섬네일|별을 해채시키는 초대질량 블랙홀의 예술가의 인상. 아래: 은하계 [[w:RX J1242-11|RX J1242−11]]에서 별을 삼키는 초대질량 블랙홀 - 엑스선(왼쪽) 및 광학(오른쪽).<ref>{{웹 인용|url=http://chandra.harvard.edu/photo/2004/rxj1242/|title=Chandra :: Photo Album :: RX J1242-11 :: 18 Feb 04|website=chandra.harvard.edu}}</ref>]]

초대질량 블랙홀에 대한 명확한 역학적 증거는 소수의 은하에만 존재한다;<ref name="Merritt">{{서적 인용|last=Merritt|first=David|author-link=David Merritt|title=Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei |url=http://press.princeton.edu/titles/10040.html |date=2013 |publisher=Princeton University Press |location=Princeton, New Jersey |isbn=9780691158600 |page=23}}</ref> 여기에는 우리 은하, [[국부은하군]] [[M31]] 및 [[M32]], 그리고 국부은하군 너머의 [[NGC 4395]]와 같은 몇 개의 은하가 포함된다. 이 은하들에서 별이나 가스의 [[맥스웰-볼츠만 분포|제곱평균제곱근]] (또는 rms) 속도는 중심 근처에서 1/{{var|r}}에 비례하여 상승하고, 이것은 중심점 질량을 나타낸다. 현재까지 관측된 다른 모든 은하에서는 중심을 향해 rms 속도가 평평하거나 심지어 떨어지기 때문에 초대질량 블랙홀이 존재한다고 확실하게 말할 수 없다.<ref name="Merritt"/> 그럼에도 불구하고 거의 모든 은하의 중심에는 초대질량 블랙홀이 포함되어 있다는 것이 일반적으로 받아들여지고 있다.<ref name="King">{{저널 인용
 |last=King|first=Andrew|date=September 15, 2003|title=Black Holes, Galaxy Formation, and the MBH-σ Relation|journal=The Astrophysical Journal Letters |volume=596 |issue=1|pages=L27–L29|arxiv = astro-ph/0308342 |bibcode = 2003ApJ...596L..27K |doi = 10.1086/379143 |s2cid=9507887}}</ref> 이 가정이 성립하는 이유는 [[M-시그마 관계]], 즉 확실한 검출이 가능한 10여 개의 은하에서 블랙홀의 질량과 그 은하의 돌출부에 있는 별들의 속도 분산 사이의 긴밀한 (낮은 분산) 관계 때문이다.<ref name="MSigma">{{저널 인용|bibcode=2000ApJ...539L...9F |last1=Ferrarese| first1=Laura|last2=Merritt| first2=David|author-link2=David Merritt|date=August 10, 2000|title=A Fundamental Relation between Supermassive Black Holes and Their Host Galaxies|journal=The Astrophysical Journal|pages=L9–12|doi=10.1086/312838|issue=1|volume=539|arxiv = astro-ph/0006053 |s2cid=6508110}}</ref> 이 상관 관계는 비록 소수의 은하를 기반으로하지만 많은 천문학자들에게 블랙홀의 형성과 은하 자체 사이의 강력한 연관성을 시사한다.<ref name="King"/>

2011년 3월 28일에, 초대질량 블랙홀이 중간 크기의 별을 해체시키는 것이 목격되었다.<ref>{{뉴스 인용|url=https://www.smh.com.au/technology/sci-tech/astronomers-catch-first-glimpse-of-star-being-consumed-by-black-hole-20110826-1jd23.html?from=smh_sb|title=Astronomers catch first glimpse of star being consumed by black hole | work=The Sydney Morning Herald | date=August 26, 2011}}</ref> 이것은 그날 갑작스런 엑스선 복사와 후속 광대역 관측에 대한 유일하게 그럴듯한 설명이다.<ref>{{저널 인용| last1=Burrows |first1=D. N. | last2=Kennea |first2=J. A. | last3=Ghisellini |first3=G. | last4=Mangano |first4=V. | display-authors=etal | title=Relativistic jet activity from the tidal disruption of a star by a massive black hole | journal=Nature | volume=476 | issue=7361 | pages=421–424 |date=August 2011 |doi = 10.1038/nature10374 | arxiv=1104.4787 |bibcode = 2011Natur.476..421B | pmid=21866154| s2cid=4369797 }}</ref><ref>{{저널 인용| last1=Zauderer |first1=B. A. | last2=Berger |first2=E. | last3=Soderberg |first3=A. M. |author3-link= Alicia M. Soderberg | last4=Loeb |first4=A. | display-authors=etal | title=Birth of a relativistic outflow in the unusual γ-ray transient Swift J164449.3+573451 | journal=Nature | volume=476 | issue=7361 | pages=425–428 |date=August 2011 |doi = 10.1038/nature10366 | arxiv=1106.3568 |bibcode = 2011Natur.476..425Z | pmid=21866155| s2cid=205226085 }}</ref> 그 근원은 이전에 비활성 은하핵이었고, 또한 폭발에 대한 연구로부터 그 은하핵은 질량이 백만 {{태양질량}} 정도인 SMBH로 추정된다. 이 드문 사건은 SMBH에 의해 [[조석력]]으로 파괴된 별에서 [[특수 상대성이론|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 ==
[[파일:M87 jet.jpg|섬네일|왼쪽|은하 중심에 있는 6.5×10<sup>9</sup>{{태양질량}} 초대질량 블랙홀이 분출하는 물질인 메시에 87의 4,400광년 길이의 [[상대론적 제트]]의 [[허블 우주 망원경]]으로 촬영한 사진]]
250만 광년 떨어진 인근 안드로메다 은하는 우리 은하보다 훨씬 큰 {{val|1.4|0.65|0.45|e=8}} (1억 4천만) {{태양질량}} 중심 블랙홀을 포함하고 있다.<ref name="m31">{{서적 인용| doi=10.1063/5.0027838| chapter=Determine the mass of supermassive black hole in the centre of M31 in different methods| title=International Conference of Numerical Analysis and Applied Mathematics Icnaam 2019| year=2020| last1=Al-Baidhany| first1=Ismaeel A.| last2=Chiad| first2=Sami S.| last3=Jabbar| first3=Wasmaa A.| last4=Al-Kadumi| first4=Ahmed K.| last5=Habubi| first5=Nadir F.| last6=Mansour| first6=Hazim L.| volume=2293| page=050050| s2cid=230970967}}</ref> 은하 근처에서 가장 큰 초대질량 블랙홀은 메시에 87 (즉, M87*), 4892만 광년 거리에서 질량 (6.5 ± 0.7)×10<sup>9</sup> (약 65 억) {{태양질량}}.<ref name="EHT4">{{저널 인용|last1=The Event Horizon Telescope Collaboration |title=First M87 Event Horizon Telescope results. VI. The shadow and mass of the central black hole |journal=The Astrophysical Journal |date=10 April 2019 |volume=875 |issue=1 |pages=L6 |doi=10.3847/2041-8213/ab1141 |arxiv=1906.11243 |bibcode=2019ApJ...875L...6E |s2cid=145969867 |url=https://repository.ubn.ru.nl/bitstream/2066/202545/1/202545.pdf |doi-access=free }}</ref> [[머리털자리]] 별자리에 336만 광년 떨어진 거리에 초거대 타원은하 [[NGC 4889]]는 {{val|2.1|3.5|1.3|e=10}} (210억) {{태양질량}}로 측정된 블랙홀을 포함하고 있다.<ref name=dullo2019>{{저널 인용|last=Dullo|first=B.T.|title=The Most Massive Galaxies with Large Depleted Cores: Structural Parameter Relations and Black Hole Masses|journal=The Astrophysical Journal|date=22 November 2019|volume=886|issue=2|page=80|arxiv=1910.10240|bibcode=2019ApJ...886...80D|doi=10.3847/1538-4357/ab4d4f|s2cid=204838306 |doi-access=free }}</ref>

퀘이사의 블랙홀 질량은 상당한 불확실성이있는 간접적인 방법을 통해 추정할 수 있다. 그만큼 퀘이사 [[TON 618]] 4.07×1010 (407 억) {{태양질량}}로 추정되는 매우 큰 블랙홀을 가진 물체의 예이다.<ref name="shem">{{저널 인용|last1=Shemmer|first1=O.|last2=Netzer|first2=H.|last3=Maiolino|first3=R.|last4=Oliva|first4=E.|last5=Croom|first5=S.|last6=Corbett|first6=E.|last7=di Fabrizio|first7=L.|title=Near-infrared spectroscopy of high-redshift active galactic nuclei: I. A metallicity-accretion rate relationship|journal=The Astrophysical Journal|date=2004|volume=614|issue=2|pages=547–557|arxiv=astro-ph/0406559|bibcode=2004ApJ...614..547S|doi=10.1086/423607|s2cid=119010341}}</ref> 그것의 적색편이는 2.219이다. 블랙홀 질량이 큰 것으로 추정되는 퀘이사의 다른 예로는 질량이 1×10<sup>10</sup> (100억) {{태양질량}}로 추정되는 극발광(hyperlouminoys) 퀘이사 [[w:APM 08279+5255|APM 08279 + 5255]],<ref name="saturni2016">{{저널 인용
 | last1 = Saturni | first1 = F. G.
 | last2 = Trevese | first2 = D.
 | last3 = Vagnetti | first3 = F.
 | last4 = Perna | first4 = M.
 | last5 = Dadina | first5 = M.
 | title = A multi-epoch spectroscopic study of the BAL quasar APM 08279+5255. II. Emission- and absorption-line variability time lags
 | year = 2016
 | journal = [[Astronomy and Astrophysics]]
 | volume = 587
 | pages = A43
 | doi = 10.1051/0004-6361/201527152
 | arxiv = 1512.03195
 | bibcode = 2016A&A...587A..43S
| s2cid = 118548618
 }}</ref> 그리고 질량이 (3.4±0.6)×10<sup>10</sup> (340억) {{태양질량}} 또는 우리 은하 중심 블랙홀 질량의 거의 10,000배에 달하는 질량을 갖는 퀘이사 [[w:SMSS J215728.21-360215.1|SMSS J215728. 21-360215.1]] 등이다.<ref>{{인용|title= thirty-four billion solar mass black hole in SMSS J2157–3602, the most luminous known quasar |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |author=Christopher A Onken |author2=Fuyan Bian |author3=Xiaohui Fan |author4=Feige Wang |author5=Christian Wolf |author6=Jinyi Yang |date=August 2020|volume=496|issue=2|page=2309|doi=10.1093/mnras/staa1635|arxiv=2005.06868|bibcode=2020MNRAS.496.2309O|doi-access=free}}</ref>

[[w:4C +37.11|4C +37.11]]와 같은 일부 은하는, 중앙에 두 개의 초대질량 블랙홀을 갖는 것으로 보이며, [[w:Binary black hole|쌍체 시스템(binary system)]]을 형성한다. 만일 그들이 충돌한다면, 그 사건은 강한 중력파를 생성할 것이다.<ref>{{웹 인용|last=Major|first=Jason|title=Watch what happens when two supermassive black holes collide|date=October 3, 2012|url=http://io9.com/5948688/watch-what-happens-when-two-supermassive-black-holes-collide|publisher=Universe today|access-date=June 4, 2013|archive-date=2015-09-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20150915040305/http://io9.com/5948688/watch-what-happens-when-two-supermassive-black-holes-collide|url-status=}}</ref> 쌍초대질량 블랙홀은 [[은하 병합]]의 일반적인 결과로 여겨진다.<ref>{{웹 인용|first1=D. |last1=Merritt |first2=M. |last2=Milosavljevic |year=2005 |title=Massive Black Hole Binary Evolution |url=http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2005-8/ |access-date=March 3, 2012 |url-status=dead |archive-url=https://web.archive.org/web/20120330074938/http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2005-8/ |archive-date=March 30, 2012 |author1-link=David Merritt }}</ref> 35억 광년 떨어진 [[OJ 287]]속의 쌍블랙홀의 짝은 질량이 183억 4,800만 {{태양질량}}으로 추정되는 가장 거대한 블랙홀을 포함한다.<ref name="newscientist">{{뉴스 인용| url=https://www.newscientist.com/article/dn13166-biggest-black-hole-in-the-cosmos-discovered.html|title= Biggest black hole in the cosmos discovered| date=January 10, 2008| work=New Scientist | first= David| last= Shiga}}</ref><ref name="frostbite">{{저널 인용|arxiv =1208.0906 |last1 = Valtonen |first1 = M. J. |title = On the masses of OJ287 black holes |journal = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume = 427 |issue = 1 |pages = 77–83 |last2 = Ciprini |first2 = S. |last3 = Lehto |first3 = H. J. |year = 2012 |doi = 10.1111/j.1365-2966.2012.21861.x |bibcode = 2012MNRAS.427...77V |s2cid = 118483466 }}</ref> 2011년에, 왜소은하 [[w:Hen 2-10|Henize 2-10]]에서 초대질량 블랙홀이 발견되었는데, 이는 팽대부을 갖지 않는다. 이 발견의 블랙홀 형성에 미치는 정확한 의미는 알려지지 않았지만, 블랙홀이 팽대해지기 전에 형성되었음을 가리킬 수 있다.<ref>{{뉴스 인용|url=http://news.nationalgeographic.com/news/2011/01/110110-dwarf-galaxy-black-holes-universe-science-space/|archive-url=https://web.archive.org/web/20110112152607/http://news.nationalgeographic.com/news/2011/01/110110-dwarf-galaxy-black-holes-universe-science-space/|url-status=dead|archive-date=January 12, 2011|title=Huge Black Hole Found in Dwarf Galaxy|last=Kaufman|first=Rachel|date=January 10, 2011|work=[[National Geographic (magazine)|National Geographic]]|access-date=June 1, 2011}}</ref>

[[파일:A Black Hole’s Dinner is Fast Approaching - Part 2.ogv|섬네일|지구 질량의 몇 배에 달하는 가스 구름이 우리 은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀을 향해 가속하고 있다.]]

2012년에. 천문학자들은 [[페르세우스]] 별자리에서 2억 2천만 광년 떨어진 곳에있는 소형 [[렌즈형은하]] [[NGC 1277]]의 블랙홀에 대해 약 170억 {{태양질량}}의 비정상적으로 큰 질량을 보고했다. 그 추정되는 블랙홀은 이 [[렌즈형은하]]의 팽대부 질량의 약 59%(은하 전체 항성 질량의 14%)를 갖는다.<ref>{{저널 인용| last1 = van den Bosch | first1 = Remco C. E. | last2 = Gebhardt | first2 = Karl | last3 = Gültekin | first3 = Kayhan | last4 = van de Ven | first4 = Glenn | last5 = van der Wel | first5 = Arjen | last6 = Walsh | first6 = Jonelle L. | year = 2012| title = An over-massive black hole in the compact lenticular galaxy NGC 1277 | journal = Nature | volume = 491 | issue = 7426| pages = 729–731 | doi = 10.1038/nature11592 | pmid = 23192149 | arxiv = 1211.6429 | bibcode = 2012Natur.491..729V | s2cid = 205231230 }}</ref> 또 다른 연구에서는 이 블랙홀이 특별히 과대 질량이 아니며, 20억~50억 {{태양질량}}으로 추정되며 50억 {{태양질량}}이 가장 유력한 값이라는 매우 다른 결론에 도달했다.<ref>{{저널 인용|last=Emsellem |first= Eric|date=2013 |title=Is the black hole in NGC 1277 really overmassive? |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=433 |issue=3 |pages= 1862–1870 |doi= 10.1093/mnras/stt840 |arxiv = 1305.3630 |bibcode = 2013MNRAS.433.1862E |s2cid= 54011632}}
</ref> 2013년 2월 28일 천문학자들은 [[NuSTAR]] 위성을 사용하여 [[NGC 1365]]에서 처음으로 초대질량 블랙홀의 스핀을 정확하게 측정하여 사건의 지평선이 거의 빛의 속도로 회전하고 있다고 보고했다.<ref>{{저널 인용| last = Reynolds | first = Christopher | date = 2013 | title = Astrophysics: Black holes in a spin | journal = Nature | volume = 494 | issue = 7438 | pages = 432–433 | doi = 10.1038/494432a |bibcode = 2013Natur.494..432R | pmid=23446411| s2cid = 205076505 | doi-access = free }}</ref><ref>{{웹 인용| last = Prostak | first = Sergio | date = February 28, 2013 | title = Astronomers: Supermassive Black Hole in NGC 1365 Spins at Nearly Light-Speed | url = http://www.sci-news.com/astronomy/article00907.html | website = Sci-News.com | access-date = March 20, 2015 }}</ref>

2014년 9월에, 여러 엑스선 망원경의 데이터에 따르면 매우 작고 밀도가 높은 [[왜소은하#초밀집왜소은하|초밀집왜소은하]] [[w:M60-UCD1|M60-UCD1]]의 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 [[w:A2261-BCG|A2261-BCG]]는 은하가 우리 은하보다 6배 이상 크고 질량이 천 배 이상 큰 알려진 가장 큰 은하 중 하나이지만 최소 10<sup>10</sup>{{태양질량}}의 활성 초대질량 블랙홀을 포함하는 것으로 밝혀지지 않았다. 그럼에도 불구하고 여러 연구에서 A2261-BGC 내부에 있을 수 있는 중심 블랙홀의 질량 값이 매우 커서 {{val|6.5|10.9|4.1|e=10|u=}} {{태양질량}} 또는 (6-11)×10<sup>9</sup> {{태양질량}} 정도로 낮다. 초대질량 블랙홀은 축적되는 동안에만 볼 수 있기 때문에 항성 궤도에 미치는 영향을 제외하고는 초대질량 블랙홀이 거의 보이지 않을 수 있다. 이것은 A2261-BGC의 중심 블랙홀이 낮은 수준에서 축적되고 있거나 질량이 10<sup>10</sup>{{태양질량}}보다 다소 낮다는 것을 의미한다.<ref name=gultekin>{{저널 인용|arxiv=2010.13980|doi=10.3847/1538-4357/abc483 |title=Chandra Observations of Abell 2261 Brightest Cluster Galaxy, a Candidate Host to a Recoiling Black Hole |year=2021 |last1=Gültekin |first1=Kayhan |last2=Burke-Spolaor |first2=Sarah |last3=Lauer |first3=Tod R. |last4=w. Lazio |first4=T. Joseph |last5=Moustakas |first5=Leonidas A. |last6=Ogle |first6=Patrick |last7=Postman |first7=Marc |journal=The Astrophysical Journal |volume=906 |issue=1 |page=48 |bibcode=2021ApJ...906...48G |s2cid=225075966 |doi-access=free }}</ref>

2017년 12월에, 천문학자들은 지금까지 알려진 가장 먼 초대질량 블랙홀을 포함하는 가장 먼 퀘이사인 [[w:ULAS J1342+0928|ULAS J1342+0928]]을 z = 7.54의 적색편이로 감지하여 이전에 알려진 가장 먼 퀘이사 [[w:ULAS J1120+0641|ULAS J1120 + 0641]]의 적색편이 7을 능가하는 것으로 보고했다.<ref name="NAT-20171206">{{저널 인용|author=Bañados, Eduardo |display-authors=etal |title=An 800-million-solar-mass black hole in a significantly neutral Universe at a redshift of 7.5 |date=December 6, 2017 |journal=[[Nature (journal)|Nature]] |volume=553 |issue=7689 |pages=473–476 |doi=10.1038/nature25180 |pmid=29211709 |arxiv=1712.01860 |bibcode=2018Natur.553..473B |s2cid=205263326 }}</ref><ref name="NASA-20171206">{{웹 인용|last1=Landau |first1=Elizabeth |last2=Bañados |first2=Eduardo |title=Found: Most Distant Black Hole |url=https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=7017 |date=December 6, 2017 |publisher=[[NASA]] |access-date=December 6, 2017 }}</ref><ref name="SPC-20171206">{{웹 인용|last=Choi |first=Charles Q. |title=Oldest Monster Black Hole Ever Found Is 800 Million Times More Massive Than the Sun |url=https://www.space.com/39000-oldest-farthest-monster-black-hole-yet.html |date=December 6, 2017 |work=[[Space.com]] |access-date=December 6, 2017 }}</ref>
{{multiple image
| header            = 초대질량 블랙홀과 더 작은 은하 [[OJ 287]] 안의 블랙홀
| align             = center
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| width             = 
| image1            = SizesCompared-GalaxyOJ287CentralBlackHoles&SolarSystem.jpg
| caption1          = 은하계 OJ 287의 크고 작은 블랙홀과 [[태양계]]와의 비교
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| caption2          = 은하 OJ 287의 블랙홀 원반 플레어<br />[[:파일:BlackHoleDiskFlareInGalaxyOJ287-animation-20200428.webm|(1:22; 애니메이션; 2020년 4월 28일)]]
| width2            = 400
| footer            = 
}}

[[파일:Ophicus Explosion.jpg|섬네일|256 px|초대질량 블랙홀 [[w:NeVe 1]]의 [[w:Ophiuchus Supercluster eruption|오피우추스 초은하단 폭발]]은 지금까지 발견된 것 중 가장 에너지가 높은 폭발이다.<br>''출처: [[찬드라 엑스선 관측선]]'']]

2020년 2월, 천문학자들은 [[대폭발|대폭발(빅뱅)]] 이후 우주에서 가장 에너지가 넘치는 사건인 [[w:Ophiuchus Supercluster eruption|오피우추스 초은하단 폭발(Ophiuchus Supercluster eruption)]]을 발견했다고 발표했다.<ref name="NYT-20200306">{{뉴스 인용|last=Overbye |first=Dennis |author-link=Dennis Overbye |title=This Black Hole Blew a Hole in the Cosmos – The galaxy cluster Ophiuchus was doing just fine until WISEA J171227.81-232210.7 — a black hole several billion times as massive as our sun — burped on it. |url=https://www.nytimes.com/2020/03/06/science/black-hole-cosmos-astrophysics.html |date=March 6, 2020 |work=[[The New York Times]] |access-date=March 6, 2020 }}</ref><ref>{{웹 인용|url=https://www.theguardian.com/science/2020/feb/27/biggest-cosmic-explosion-ever-detected-makes-huge-dent-in-space|title=Biggest cosmic explosion ever detected left huge dent in space|date=February 27, 2020|access-date=March 6, 2020|work=The Guardian}}</ref><ref>{{웹 인용|url=https://www.sciencedaily.com/releases/2020/02/200227114459.htm|title=Astronomers detect biggest explosion in the history of the Universe|date=February 27, 2020|access-date=March 6, 2020|work=Science Daily}}</ref> 오피우추스 초은하단 폭발은 은하계 NeVe 1의 오피우추스 성단에서 발생했으며, 중심 초대질량 블랙홀이 약 2억 7천만 {{태양질량}}의 물질을 축적하여 일어났다. 이 폭발은 약 1억 년 동안 지속되었으며 지금까지 알려진 가장 강력한 [[감마선 폭발]]보다 570만 배 더 많은 에너지를 방출했다. 폭발은 충격파와 고에너지 입자 제트를 방출하여 [[은하단내부매질]]을 뚫고 [[우리 은하]] 지름의 10배인 약 150만 광년 너비의 공동을 만들었다.<ref>{{저널 인용|last1=Giacintucci|first1=S.|last2=Markevitch|first2=M.|last3=Johnston-Hollitt|first3=M.|last4=Wik|first4=D. R.|last5=Wang|first5=Q. H. S.|last6=Clarke|first6=T. E.|date=2020-02-27|title=Discovery of a giant radio fossil in the Ophiuchus galaxy cluster|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=891|issue=1|pages=1|doi=10.3847/1538-4357/ab6a9d|issn=1538-4357|arxiv=2002.01291|bibcode=2020ApJ...891....1G|s2cid=211020555 |doi-access=free }}</ref><ref name="NYT-20200306"/><ref>{{웹 인용|url=https://www.theguardian.com/science/2020/feb/27/biggest-cosmic-explosion-ever-detected-makes-huge-dent-in-space|title=Biggest cosmic explosion ever detected left huge dent in space|date=27 February 2020|accessdate=6 March 2020|work=[[The Guardian]]}}</ref><ref>{{웹 인용|url=https://www.sciencedaily.com/releases/2020/02/200227114459.htm|title=Astronomers detect biggest explosion in the history of the Universe|date=27 February 2020|accessdate=6 March 2020|work=[[Science Daily]]}}</ref>

2021년 2월 천문학자들은 유럽의 [[LOFAR]] 탐지한 [[w:Ultra low frequency|초저주파 파장(ultra-low radio wavelengths)]]을 기반으로 [[w:Northern cele|stial hemisphere|북쪽 천구(northern celestial hemisphere}]]의 4%를 차지하는 25,000개의 활성 초대질량 블랙홀의 초고해상도 이미지를 처음으로 공개했다.<ref name="SA-20210222">{{뉴스 인용|last=Starr |first=Michelle |title=The White Dots in This Image Are Not Stars or Galaxies. They're Black Holes |url=https://www.sciencealert.com/every-white-dot-in-this-image-is-a-black-hole-at-the-heart-of-a-distant-galaxy |date=22 February 2021 |work=[[ScienceAlert]] |accessdate=22 February 2021 }}</ref>

== 같이 보기 ==
* [[w:Black holes in fiction|소설 속 블랙홀(Black holes in fiction}]] – 블랙홀이 등장하는 소설
* [[w:Galactic Center GeV excess|Galactic Center GeV excess(Galactic Center GeV excess]] – 은하 중심에서 나오는 설명할 수 없는 감마선
* [[w:Hypercompact stellar system|하이퍼컴팩트 항성계(Hypercompact stellar system)]] – 초대질량 블랙홀 주변의 성단
* [[w:Spin-flip|스핀 반전(spn-flip)]] – 다른 블랙홀과의 병합으로 인한 스핀 축의 갑작스러운 변화

==노트==
{{Notelist|refs=

{{efn|name=sbh|약어인 [[SBH]]는 일반적으로 [[항성질량 블랙홀]]에 사용된다.}}
}}
== 각주 ==
{{각주}}

== 추가 읽기 ==
* {{서적 인용|last=Fulvio Melia |title=The Edge of Infinity. Supermassive Black Holes in the Universe |url=https://archive.org/details/edgeofinfinitysu00meli |date=2003 |publisher=Cambridge University Press |isbn=978-0-521-81405-8 |ol=22546388M}}
* {{저널 인용|last1=Carr |first1=Bernard |last2=Kühnel |first2=Florian |year=2022 |title=Primordial black holes as dark matter candidates |journal=SciPost Physics Lecture Notes |arxiv=2110.02821 |doi=10.21468/SciPostPhysLectNotes.48 |s2cid=238407875 |doi-access=free }}
* {{저널 인용|last1=Chakraborty |first1=Amlan |last2=Chanda |first2=Prolay K. |last3=Pandey |first3=Kanhaiya Lal |last4=Das |first4=Subinoy |year=2022 |title=Formation and Abundance of Late-forming Primordial Black Holes as Dark Matter |journal=The Astrophysical Journal |volume=932 |issue=2 |page=119 |arxiv=2204.09628 |bibcode=2022ApJ...932..119C |doi=10.3847/1538-4357/ac6ddd |s2cid=248266315 |doi-access=free }}
* {{저널 인용|last1=Ferrarese |first1=Laura |author-link=Laura Ferrarese |last2=Merritt |first2=David |author-link2=David Merritt |name-list-style=amp |date=2002 |title=Supermassive Black Holes |journal=Physics World |volume=15 |issue=1 |pages=41–46 |arxiv=astro-ph/0206222 |bibcode=2002astro.ph..6222F |doi=10.1088/2058-7058/15/6/43 |s2cid=5266031}}
* {{서적 인용|last=Krolik |first=Julian |title=Active Galactic Nuclei |url=https://archive.org/details/activegalacticnu0000krol |date=1999 |publisher=Princeton University Press |isbn=978-0-691-01151-6 |ol=361705M}}
* {{서적 인용|last=Merritt |first=David |title=Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei |date=2013 |publisher=Princeton University Press |isbn=978-0-691-12101-7 |author-link=David Merritt}}
* {{저널 인용|arxiv=1107.3562 |doi=10.1111/j.1365-2966.2011.19461.x |title=A lower limit on the halo mass to form supermassive black holes |date=2011 |last1=Dotan |first1=Calanit |last2=Rossi |first2=Elena M. |last3=Shaviv |first3=Nir J. |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=417 |issue=4 |pages=3035–3046 |bibcode=2011MNRAS.417.3035D |s2cid=54854781 }}
* {{저널 인용|doi=10.1093/mnras/staa3986 |title=On the formation and stability of fermionic dark matter haloes in a cosmological framework |date=2021 |last1=Argüelles |first1=Carlos R. |last2=Díaz |first2=Manuel I. |last3=Krut |first3=Andreas |last4=Yunis |first4=Rafael |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=502 |issue=3 |pages=4227–4246 |doi-access=free |arxiv=2012.11709 }}
* {{저널 인용|arxiv=1604.03936 |doi=10.1093/mnras/stw2505 |title=Light or heavy supermassive black hole seeds: The role of internal rotation in the fate of supermassive stars |date=2017 |last1=Fiacconi |first1=Davide |last2=Rossi |first2=Elena M. |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=464 |issue=2 |pages=2259–2269 }}
* {{저널 인용|doi=10.1186/s40668-018-0023-7 |doi-access=free |title=Observing supermassive black holes in virtual reality |date=2018 |last1=Davelaar |first1=Jordy |last2=Bronzwaer |first2=Thomas |last3=Kok |first3=Daniel |last4=Younsi |first4=Ziri |last5=Mościbrodzka |first5=Monika |last6=Falcke |first6=Heino |journal=Computational Astrophysics and Cosmology |volume=5 |issue=1 |page=1 |bibcode=2018ComAC...5....1D |arxiv=1811.08369 }}

== 외부 링크 ==
<!--{{Spoken Wikipedia|En-Supermassive_black_hole-article.ogg|date=2017-03-20}}
{{Wikinewscat|Supermassive black holes}}-->
* [https://web.archive.org/web/20160706030802/http://hubblesite.org/explore_astronomy/black_holes/home.html Black Holes: Gravity's Relentless Pull] 우주 망원경 과학 연구소에서 제공하는 블랙홀의 물리학 및 천문학에 관한 대화형 멀티미디어 웹 사이트
* [https://chandra.harvard.edu/photo/2002/0157/0157_composite.jpg Images of supermassive black holes]
* [https://apod.nasa.gov/apod/image/0210/mwcentre_eso_big.jpg NASA images of supermassive black holes]
* <!---[http://www.einstein-online.info/en/spotlights/milkyway_bh/index.html--->[https://web.archive.org/web/20160613034320/http://www.einstein-online.info/spotlights/milkyway_bh/?set_language=en The black hole at the heart of the Milky Way]
* [http://www.eso.org/public/videos/eso0846a/ ESO video clip of stars orbiting a galactic black hole]
* [https://web.archive.org/web/20051025013223/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2002/pr-17-02.html Star Orbiting Massive Milky Way Centre Approaches to within 17 Light-Hours] [[ESO]], October 21, 2002
* [http://www.astro.ucla.edu/research/galcenter/ Images, Animations, and New Results from the UCLA Galactic Center Group]
* [https://www.washingtonpost.com/wp-dyn/content/article/2007/10/30/AR2007103002073.html?nav=most_emailed ''Washington Post'' article on Supermassive black holes]
* [https://www.youtube.com/watch?v=uVlcIb-rClI Video (2:46) – Simulation of stars orbiting Milky Way's central massive black hole]
* [https://www.youtube.com/watch?v=uDhDZi9Qxhk Video (2:13) – Simulation reveals supermassive black holes] ([[NASA]], October 2, 2018)
* [https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/news/ultra_black_holes.html From Super to Ultra: Just How Big Can Black Holes Get?] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20190617101304/https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/news/ultra_black_holes.html |date=June 17, 2019 }}
* {{웹 인용|last=September 2020|first=Paul Sutter 29|title=Black holes so big we don't know how they form could be hiding in the universe|url=https://www.space.com/ginormous-black-holes-could-lurk-in-universe.html|access-date=2021-02-06|website=Space.com|date=29 September 2020|language=en}}
* {{웹 인용|url=https://www.eso.org/public/images/eventhorizon-shadows/ |title=Testing general relativity with a supermassive black hole }}
* {{웹 인용|url=https://pweb.cfa.harvard.edu/news/wandering-black-holes |title=Wandering Black Holes &#124; Center for Astrophysics }}
* {{웹 인용|url=https://www.syfy.com/syfy-wire/supermassive-stars-might-be-born-in-the-chaos-around-supermassive-black-holes |title=Supermassive stars might be born in the chaos around supermassive black holes |date=May 10, 2021 }}

{{블랙홀}}
{{우리은하}}
{{Portal bar|물리학|우주 공간|과학}}

[[분류:초대질량 블랙홀| ]]
[[분류:블랙홀]]
[[분류:은하]]