大爆炸后4.7亿年的一个黑洞被称出了质量

在宇宙年龄还不到10亿年时，由数十亿倍太阳质量的黑洞驱动的类星体就已经存在。它们如何在如此短的时间内长得如此巨大，是天文学的未解之谜之一。大视场巡天已经发现了数百个这样的庞然大物，但都只是其中最明亮的那些。

詹姆斯·韦布空间望远镜改变了这一局面。它能够看到暗弱得多的活动星系核——即中心黑洞正在吸积物质的星系——方法是捕捉宽发射线：黑洞附近的气体轨道运动极快，使其谱线——即每种元素发出的特定颜色——被抹宽。这类天体中有许多是致密、看上去非常红的源，被昵称为“小红点”（Little Red Dots），其本质至今仍有争议。

不走捷径的搜寻

日本东京早稻田大学牵头的Xingyao Cai、Akio K. Inoue、Masafusa Onoue及其同事，系统检查了DAWN JWST档案库中的公开光谱：共1,247个源，其距离可靠，红移介于6到10.3之间——红移记作z，衡量宇宙膨胀把它们的光拉伸了多少：红移越高，光源就越远，我们看到的也就越是久远的过去。他们没有按颜色或大小进行预先筛选。对每条光谱，他们都检验：带有一条宽氢谱线的模型是否比不带宽线的模型拟合得更好。共有66个候选体通过了检验。

其中最遥远的是MoM-BL-z10，在“海市蜃楼还是奇迹”（Mirage or Miracle）观测项目中被观测到，红移z = 9.9837——当时宇宙只有4.7亿岁。

它的宽氢β线发出时是蓝绿色的可见光，到达我们这里时被拉伸了约十一倍（1 + z），进入红外波段，落在5.35微米处，刚好超出韦布标准处理流程5.3微米的截止波长。只是因为该档案库的数据处理恢复了这段额外的光谱，它才得以被看见。

MoM-BL-z10在七个滤光片下的韦布图像（上）及其光谱，右侧为拟合的宽氢β线。——图1，Cai 等（2026），arXiv:2610.28735，CC BY 4.0。

称量黑洞

这条宽线的探测信噪比为3.87，刚刚超过作者事先设定的阈值3。朝我们运动的气体发出的光向一侧偏移，远离我们的气体发出的光则向另一侧偏移（多普勒效应），因此谱线的宽度可以换算为一个速度分布范围：每秒3,480公里（不确定度很大：−950，+2,040）。氖和氧等其他谱线的比值，将该天体归入活动星系核，而非普通的恒星形成星系。

把气体速度与源的亮度（它决定了发光区域的大小）结合起来，就能得到**“维里”质量**——这是在红移10处的首个此类估计：

• 采用类星体常用的标准公式，质量约为3,600万个太阳质量（3.6 × 10⁷，大约介于1,900万到9,400万之间），吸积速率为其理论最大速率（即爱丁顿极限——超过这一上限，落入物质发出的光就会把气体推开，使黑洞挨饿）的11%；
• 采用针对“小红点”提出的公式，并假设它以最大速率吸积，质量约为210万个太阳质量——小17倍。

该天体看起来很致密，颜色也符合“小红点”的预期，但作者表示，以现有数据还不能将其归为“小红点”。

太重，太早

团队回溯了这样一个黑洞可能的成长历程，起点设在红移25，远早于我们看到它的那4.7亿年。从一颗轻种子——质量为10到100个太阳质量的恒星的遗骸——出发，要长到3,600万个太阳质量，平均吸积速率需达到爱丁顿极限的约两倍。而一颗质量为1万到10万个太阳质量的重种子，或许诞生于气体云的直接坍缩，只要以极限速率吸积就能达到。按其观测到的11%的速率，它永远不可能长这么大：它过去一定吃得更快。

可能的成长历程：黄色星标（标准质量）所在的位置，轻种子需要超爱丁顿吸积，而重种子则足以达到。——图5，Cai 等（2026），arXiv:2610.28735，CC BY 4.0。

即便是较低的那个质量，也很难由以极限速率成长的恒星种子达到。

处在韦布能力的边缘

MoM-BL-z10如今是已知最遥远的宽线活动星系核，超过了红移z = 9.29的CAPERS-LRD-z9。此前红移10附近的两个候选体UHZ1和GN-z11，从未显示出可靠探测到的宽线。由于这里的氢谱线恰好位于韦布光谱仪的最边缘，作者推测，红移10可能已接近用这种方法寻找暗弱黑洞的实际极限。一项规模更大、附带完整星表的搜寻正在准备之中。