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编译：遠山真理
校译：酥油饼
审阅：牧夫天文校对组 涂天宇
编排：张一帆
后台：李子琦 胡永葳
原文链接：
https://www.asj.or.jp/jp/activities/geppou/item/115-3_168.pdf
译者注：
随着詹姆斯·韦布空间望远镜（以下略称JWST）的升空与成功部署，天文学新时代的幕布已经在我们眼前缓缓拉开。JWST对第一年科学项目的申报在2020年底就已经完成，最终挑选出的286个观测项目包括了从太阳系到系外行星到星系到黑洞等几乎是天文学观测所有领域的前沿课题，本文将会介绍其中的项目之一——探究超大质量黑洞与星系共同演化的起源。本文主要译自日文天文月报2022年3月刊JWST科学特辑，原文作者为目前在北京大学从事博士后工作的尾上匡房（Onoue Masafusa）研究员。译者也是项目合作成员之一，本文对原文有保留大意基础上的一些增删和改编。
1.前言
近年来围绕着黑洞的大新闻有如雨后春笋，如黑洞合并产生的引力波事件，事件视界望远镜（EHT）观测到的黑洞阴影，以及斩获了2020年诺贝尔物理学奖的对银河系中心大质量黑洞的观测，可以说我们正处在一个观测黑洞的黄金年代。
尽管如此，我们对于银河系中心的大质量黑洞（推测约有100万太阳质量）的起源及其早期成长的情况仍然知之甚少。人们已经发现在宇宙学红移6-7（宇宙年龄7-9亿年）的早期宇宙中存在着10亿太阳质量的巨大黑洞，它们在观测中表现为类星体。在如此年轻的宇宙中存在着如此庞然大物是一个令人震惊的事情。而关于这些大质量黑洞的种子究竟是经历了什么样的过程而形成的，人们通过多种理论进行了预测，初始质量从10到100万太阳质量不等，然而至今并未达成一致意见。
另一方面，对于近邻星系的观测表明星系核区的质量与中心黑洞的质量呈现出很强的正相关性（图1）。要知道星系核区的质量往往是中心黑洞质量的近1000倍（相当于一头大型野牛和一只鸡的质量比），差距如此悬殊的两者究竟是如何建立起联系的？这就是我们称之为黑洞-星系共同演化问题中的一个重要未解之谜。再回到黑洞初始质量的问题，星系和黑洞究竟是谁先成长起来的，是黑洞把物质拉过来形成了星系（先有黑洞），还是星系的一部分塌缩形成了黑洞（先有星系），纵观宇宙历史到底是先有鸡还是先有蛋？我们对此也尚不知晓答案。
SC/SSP是目前世界上独一无二的在可见光波段并重广度与深度的巡天项目。因为类星体是非常稀有的天体（平均每33亿立方光年每星等才有一个），所以广域的深空巡天对寻找类星体至关重要。迄今为止发现的红移在5.8以上的类星体已经超过了100个（图2），但是往往都非常明亮（图2黑点，绝对星等多亮于-24等）。而本项目申请观测的12颗类星体选自HSC-SSP已经完成的650平方度巡天，绝对星等均暗于-24等。
图1.星系中心黑洞质量（y轴）与星系核区质量（x轴，两者单位均为太阳质量）有着近1000倍的差距，却有着很强的正相关性。图中每一个数据点都是对一个临近星系的观测结果（图片来源：Kormendy, J., & Ho, L. C., 2013, ARA&A, 51, 511）
2.使用JWST观测高红移类星体
那么JWST将会如何帮助我们回答上述问题呢？在JWST第一年的观测计划中有许多注目于高红移（宇宙学红移≳6，光到达我们需要128亿年）类星体的项目，这些项目都有着若干共通的科学目标。其中最为瞩目的是希望能观测到这些类星体的宿主星系。我们知道类星体是正在吸积周围物质并发出极强光芒的超大质量黑洞，这些光芒往往远比其宿主星系发出的光强烈，使我们无法看清宿主星系的情况。在红移≲2（光到达地球需要100亿年）的宇宙，我们尚可使用哈勃望远镜或是地面望远镜的高分辨率图像，在图像处理过程中减去中心的类星体后就能看到宿主星系并测量其质量。但是这种方法在红移＞2的宇宙就很难使用了，人们在直接测定这些类星体的宿主星系的质量和恒星组成上遇到了瓶颈。而JWST在近红外波段具有的高分辨率和高感度为观测这些类星体宿主星系的性质与研究黑洞-星系共同演化的起源提供了强力手段。
除此之外，JWST还可以帮助我们研究类星体周围的星系密集度，我们想知道类星体是在“大城市”（密集的星系团），还是在“小乡村”（周围星系较少）里长大的。我们曾在地面望远镜上也尝试过观测，但由于费用昂贵以及对各候补星系的选择手法不同，以至于至今没有定论。而JWST的近红外相机（NIRCam）可以捕捉到红移≳6的类星体的巴耳末系发射线。如果说我们能在红移≳10的类星体周围发现其他星系，那将会是早期大质量黑洞生活于像原始星系团那样的高密度环境中的一个强力佐证。
JWST 的0.6 - 28.5 微米宽广波长覆盖范围（相比之下，地面光学望远镜的波长覆盖范围一般在0.3-1微米）以及搭载的多种观测器材（近红外相机NIRCam，近红外光谱仪NIRSpec，中红外探测器MIRI，精细导星感测器/近红外成像器与无缝摄谱仪FGS/NIRISS）为类星体研究带来了诸多可能，比如研究类星体宽窄发射线区域的物理化学性质，从中心核发出的星系尺度的喷流，或是寻找在紫外与光学波段很难发现的被尘埃掩盖的类星体。
3.昴星团望远镜中的遥远类星体与JWST
JWST的一般观测（GO）项目分为小型（≤ 25小时），中型（>25小时，≤75小时）和大型（>75小时）项目，本项目为中型项目，题为“Full Census of Super Massive Black Holes and Host Galaxies at z＝6”（红移=6时期的超大质量黑洞与宿主星系的全面普查）。提案的观测将会使用NIRSpec和 NIRCam两个装置对红移～6时期已知最暗的12颗类星体进行分光与摄像，以勾勒出早期宇宙大质量黑洞与宿主星系共同演化的图像。观测组以原文笔者为带头人，共45人，包含昴星团望远镜主焦点相机战略框架（HSC/SSP）项目组的合作研究者，以及原文笔者曾经所属MPIA（马克斯普朗克学会天文研究所）的欧美观测学家与理论学家。本研究提案的类星体都是在昴星团望远镜的HSC广域巡天项目中发现的。
图2左：至今为止已经发现的红移在5.8以上的类星体的红移（x轴）与静止系下紫外1.45纳米绝对星等（y轴）分布，蓝点为HSC-SSP发现的类星体。本JWST项目将会观测其中展示为星标的12颗。图2右：其中三颗类星体的HSC-SSP图像，即使是类星体这样的超高能天体，发出的光线在宇宙中穿行100多亿年后也已经是强弩之末，甚至让人难以将其从背景中区分出来，但却是为我们带来早期宇宙信息的珍贵信使。
那么我们为什么要关注这些暗弱的类星体呢？我们已经能使用地面望远镜通过近红外分光手段来测算明亮类星体的质量，但是这些明亮的类星体只是整个大家族的冰山一角。我们看到的只是那些质量最大的，活动性最强的极端类星体。由此得到的结果显然会对我们理解整个类星体家族产生误导。就好像一些学校总会把他们最优秀的学生宣传得风光无限，但实际上大部分学生并非如此（译者言）。我们也曾尝试过使用地面8米级的望远镜来对这些近红外视星等只有23-24等的HSC类星体的黑洞质量进行测定，但是因为地面近红外波段受大气吸收影响严重，要对这些高红移类星体进行近红外分光观测是不可能的。因而，在地球大气外的JWST是观测这些遥远暗弱的类星体的最佳选择（之所以必须要在近红外波段观测是因为红移6以上的类星体受耿恩-彼得森槽的影响，在光学波段是几乎没有光子能到达地球的，有兴趣的读者可以查阅相关词条：Gunn-Peterson trough，cosmic reionization）。以及类星体本身暗弱就意味着我们更有可能观测到它的宿主星系。
4.1基于NIRSpec的黑洞质量测定
测算超大黑洞质量的方法主要有两种，其一是通过绕转黑洞的恒星轨道，比如我们的银河系中心的黑洞质量就是通过这种方法测算出来的，但是这种方法无法用于远方的黑洞，因为我们无法观测到其周围的恒星。类星体作为处于吸积过程中的黑洞提供给了我们另一种测算黑洞质量的方式：通过发射线的展宽。类星体发出的光子会将周围的原子和分子激发至激发态，而当它们回落到基态时就会产生发射线，比如著名的莱曼系和巴耳末系就是氢原子发出的典型谱线。而这些原子和分子的运动会受到黑洞引力的影响而相对于我们会有不同的径向速度，这就会导致它们的发射线变宽，而人们由发射线的宽度就可以反推出黑洞的质量。
图3. 巴耳末系谱线，从右到左波长从红到蓝，六根谱线分别是Hα，Hβ，Hγ，Hδ，Hε，和Hζ，正常情况下这些谱线只会占据一个特定的波长，比如Hα是在656.3纳米，但在黑洞引力的影响下这些谱线会变宽，比如Hα就可能会占据650～660纳米。（图片来源：维基百科巴耳末系）
JWST上搭载的NIRSpec就可以观测到这些高红移类星体在静止系400‒ 730纳米（红移后在近红外）的光谱，这其中就包含了上述可以用来测算黑洞质量的巴耳末系谱线。NIRSpec的观测基本原理如图所示，首先NIRSpec可以覆盖3×3角分的天区（图4左一），它的接收器前有250000个微型的快门排成阵列（图4左二，实际情况要比这些网格密集得多），每一个快门都可以单独开闭，一般来说我们会使打开的快门组成一些长条形（图4右二，合理选择这些长条的宽度和长度是一门技术活，因为我们一方面希望能获得尽可能多的来自我们目标天体的光子，另一方面又希望避免其他天体的影响），开始曝光后目标天体的光子就会透过这些长条型的缝隙然后再经过分光计色散成光谱（图4右一，前一步我们开了三条缝所以这里就会有三条光谱，本研究每次摄谱的目标只有一个天体，所以只需要开一条缝就可以了）。
图4. NIRSpec摄谱的基本原理，用快门组成缝隙后接收光子并分光。（图片来源：维基百科NIRSpec）
4.2基于NIRCam的宿主星系质量测定
NIRCam的摄像可以在两个不同的波长同时进行，而滤波片就像是装在老式电话机上的转盘拨号盘，当需要用到的时候就会转到相应的位置。这些滤波片允许透过的波长范围如图5所示
图5. NIRCam可装载的滤波片波长覆盖范围从0.5微米到5微米，大体可以分为极宽带（第一行2种），宽带（第二行8种），中带（第三行12种）和窄带（第四行7种），中间灰色的粗线划分了NIRCam两个相机各自的波长覆盖范围。
在本研究中，NIRCam将会同时使用F150W和F356W两个滤镜对目标天体进行摄像。我们期待可以在图像上分离类星体与它的宿主星系，具体来说，类星体在图像上呈现的是一个点源的光斑，我们在理论上对于点源的光强分布有很好的描述，因而我们把一个点源的模型从图像上扣除就可以得到类星体宿主星系的图像了。而滤镜的选择则是基于对星系巴耳末跃变（Balmer Break）的考虑。人们发现，当组成星系的恒星主要是年迈的恒星时，星系的光谱就会在400纳米左右有一个跃变，蓝端会明显比红端暗。而400纳米在红移为6时就会在2.8微米，所以当我们使用F150W和F356W滤镜进行拍摄时，如果目标类星体的宿主星系在两个滤镜下一样明亮，就说明宿主星系主要是由年轻恒星组成，而如果F150W的图像明显比F356W的图像暗淡，甚至根本就没有照出图像的话，就说明宿主星系主要是由年迈恒星组成。基于此原理的更详细的模型拟合就能帮助我们推算出宿主星系恒星的质量、尺寸、星族等等的信息。我们用STScI提供的webbPSF工具对宿主星系进行了模拟，结果表明NIRCam 只需曝光一个小时就能推算这些类星体宿主星系的光度。
我们以往采用的是根据气体运动得出的动力学质量来测算高红移类星体宿主星系的质量，其结果非常之大，是100亿到1000亿太阳质量。然而动力学质量的测量往往会受到暗物质的影响，还有星系盘相对于观测者的倾角这一不确定因素，所以使用JWST来进行直接观测是必须的。这些结果也可以和其他一些项目比如JADES中观测的同一时期的其他星系进行比较。
4.3 黑洞与宿主星系的共生起源
综合上述两项观测，我们就能得到12颗暗弱wu类星体的黑洞质量与宿主星系质量的比值了。图6展示了在不同的宇宙学模拟研究中这个比值随着红移的变化，图中的左侧代表当今的宇宙，右侧代表100多亿年前的宇宙。有的研究认为这个比值在早期宇宙更大，也就是说黑洞形成得更早，而有的研究则给出了相反的结论，也有的研究认为这个比值在过去和现在都是一个样，也就是说黑洞和星系一直是共生共荣的。如此不一致的结论是因为这些宇宙学模拟研究并不能够把握单颗类星体演化的细节，只是从宏观的角度上给出了预测，而对这些细节问题的不同假设恰恰造成了结果上的大不相同。对此，本研究提案的12颗类星体将能够检测这个比值是否相对于当今宇宙（红移=0）有所偏离。
图6. 黑洞质量与宿主星系质量比值随红移的演化，图中y轴是这个比值相对于当今宇宙（红移=0）的值，比如0就是说这个比值和当今宇宙一样，而1就是说这个比值比当今宇宙大了10倍，反之-1就是小了10倍。折线表示了5项宇宙学模拟研究对此的预测，观测数据则用灰色点表示，基于ALMA的高红移类星体观测使用动力学质量已经对红移6处的该比值有了一定预测。绝对星等亮于-25等的类星体展示为空心棱形，暗于-25等的展示为实心棱形（可以看到明亮的类星体相比于暗弱的类星体往往具有更高的黑洞-星系质量比）。如果说这个比值偏离了当今宇宙10^(±0.35)倍（蓝色阴影区），那么本项目就能以3 σ的信号强度检测到。
对于红移≲ 2宇宙的观测表明当时的黑洞-星系质量比是当今宇宙的三倍左右，但是这些结果往往受到了光度对目标选择上的干扰（如前文所提到的比喻，你从一所学校嘴里听到的总是他们最优秀的学生！而明亮的类星体总是拥有更大的黑洞-星系质量比），如果考虑到那些更普通的类星体，这个比值在0≤红移≤2之间可能根本就没有变化。ALMA基于动力学质量的推算也表明这个比值可能在红移6‒7也没什么变化，也就是说黑洞和星系在近130亿年前的宇宙可能已经是共生的状态了，要知道那时我们的宇宙才诞生了不过8亿年之久！本项目使用JWST的观测将会为这些暗弱的类星体提供更准确的黑洞质量与星系质量测算，由此我们期待其可以为黑洞-宿主星系的共生问题提供更加可靠的知见。
责任编辑：王雨阳
牧夫新媒体编辑部
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