超大質量ブラックホール

超大質量ブラックホール（SMBHまたはSBHと呼ばれることもある）^[a]は、ブラックホールの中で最も大きなタイプであり、その質量は太陽の質量（M _☉ ）の数十万倍、または数百万倍から数十億倍のオーダーである。ブラックホールは、重力崩壊を起こした天体の一種であり、光を含め、何ものも逃げることのできない球状の空間領域を残す。観測的証拠は、ほぼすべての大きな銀河の中心に超大質量ブラックホールがあることを示している。^{[5] [6]}たとえば、天の川銀河の中心には超大質量ブラックホールがあり、これは電波源であるいて座A*に対応している。^{[7] [8]超大質量ブラックホールへの}星間ガスの降着は、活動銀河核（AGN）とクエーサーのエネルギー源となるプロセスである。^[9]

イベント・ホライズン・テレスコープによって直接撮影された超大質量ブラックホールは2つある。巨大楕円銀河メシエ87のブラックホールと天の川銀河の中心にあるブラックホール（いて座A*）である。^{[10] [11]}

超大質量ブラックホールは、古典的には質量が10万（超大質量ブラックホールは、太陽質量の 10 ⁵倍( M _☉ ) にも達します。中には数十億M _{☉の質量を持つものもあります。} ^{[12]超大質量ブラックホールは、低質量の分類とは明らかに異なる物理的特性を持っています。第一に、}事象の地平線付近の潮汐力は、超大質量ブラックホールでは大幅に弱くなります。ブラックホールの事象の地平線にある物体にかかる潮汐力は、ブラックホールの質量の 2 乗に反比例します。 ^[13] 1000 万 M _☉のブラックホールの事象の地平線にいる人は、地球の表面にいる人とほぼ同じくらいの潮汐力を頭と足の間に感じます。恒星質量ブラックホールとは異なり、ブラックホールの事象の地平線のかなり深いところまで来ない限り、大きな潮汐力は感じられません。 ^[14]

SMBH の事象の地平線内 (ブラックホールの質量をシュワルツシルト半径内の空間の体積で割った値として定義) の平均密度は、水の密度よりも小さくなる可能性があることは、いくぶん直感に反するかもしれません。^[15]これは、シュワルツシルト半径 ( ) がその質量に正比例するためです。球状の物体 (回転しないブラックホールの事象の地平線など) の体積は半径の 3 乗に正比例するため、ブラックホールの密度は質量の 2 乗に反比例し、したがって質量の大きいブラックホールほど平均密度は低くなります。^[16]${\displaystyle r_{\text{s}}}$

回転も電荷も持たない超大質量ブラックホールの事象の地平線のシュワルツシルト半径は約10億M☉で _、これは天王星の軌道の長半径約19AUに匹敵する。 [ 17 ^{] [18]}

天文学者の中には、50億M☉_を超えるブラックホールを 超大質量ブラックホール（UMBHまたはUBH）と呼ぶ人もいますが^{[19] 、この用語は広く使われているわけではありません。可能性のある例としては、} TON 618、NGC 6166、ESO 444-46、NGC 4889の中心にあるブラックホールが挙げられます^[20] 。これらは、知られている中で最も大質量のブラックホールの1つです。

いくつかの研究では、ブラックホールが明るい降着物（降着円盤を特徴とする）である間に到達できる最大の自然質量は、通常約500億 M _☉のオーダーであると示唆されています。^{[21] [22]しかし、2020年の研究では、使用されたモデルに基づいて、1000億}M _☉を超える質量を持つ、 途方もなく大きなブラックホール（SLAB）と呼ばれるさらに大きなブラックホールが存在する可能性があることが示唆されました。いくつかの研究では、フェニックスAの中心にあるブラックホールをこのカテゴリに位置付けています。^{[23] [24]}

超大質量ブラックホールの発見の物語は、 1963年にマールテン・シュミットが電波源3C 273を調査したことから始まった。当初これは恒星であると考えられていたが、スペクトルは不可解であった。それは赤方偏移した水素の輝線であると判定され、この物体が地球から遠ざかっていることを示していた。^[25]ハッブルの法則によれば、この物体は数十億光年離れたところにあり、数百の銀河に相当するエネルギーを放射しているに違いない。準恒星物体、またはクエーサーと呼ばれるこの物体の光の変化率から、放射領域の直径は1パーセク以下であることが示唆された。1964年までに4つのそのような物体が特定されていた。^[26]

1963年、フレッド・ホイルとWAファウラーは、クエーサーのコンパクトなサイズと高エネルギー出力を説明するために、水素燃焼超大質量星（SMS）の存在を提唱した。これらの質量は約10 ⁵ –10 ⁹  M _☉。しかし、リチャード・ファインマンは、ある臨界質量以上の星は力学的に不安定で、少なくとも回転していない場合はブラックホールに崩壊すると指摘した。 ^[27]その後、ファウラーは、これらの超大質量星は一連の崩壊と爆発の振動を起こし、エネルギー出力パターンを説明すると提案した。アペンツェラーとフリッケ（1972）はこの行動のモデルを構築したが、結果として生じる星はやはり崩壊することを発見し、回転していない星はブラックホールに崩壊すると結論付けた。0.75 × 10 ⁶  M _☉ SMSは「 CNOサイクルを通じて水素を燃焼させることでブラックホールへの崩壊を免れることはできない」。^[28]

エドウィン・E・サルペターとヤコフ・ゼルドビッチは1964年に、質量の大きいコンパクト天体に物質が落下することでクエーサーの性質を説明できるという提案をした。10 ⁸  M _{☉ という}値が、これらの天体の出力に一致すると報告されている。ドナルド・リンデン・ベルは1969 年に、落下するガスが平らな円盤を形成し、それが中央の「シュバルツシルト・スロート」に螺旋状に流れ込むことを指摘した。彼は、近くの銀河核の出力が比較的低いことから、これらは古くて活動していないクエーサーである可能性が高いと指摘した。^[29]一方、1967 年にマーティン・ライルとマルコム・ロングエアは、銀河系外電波放射のほぼすべての発生源は、粒子が銀河から相対論的速度で放出される、つまり光速に近い速度で動いているというモデルで説明できると示唆した。^{[30]マーティン・ライル、マルコム・ロングエア、ピーター・シューアーは 1973 年に、コンパクトな中心核がこれらの}相対論的ジェットの元のエネルギー源である可能性があると提案した。^[29]

アーサー・M・ウルフとジェフリー・バービッジは1970年に、楕円銀河の核領域における星の大きな速度分散は、核における大きな質量集中によってのみ説明できると指摘した。この質量集中は、通常の星では説明できないほど大きい。彼らは、この振る舞いは、最大で10 ¹⁰  M _☉、またはそれ以下の質量を持つ多数の小さなブラックホール10 ³  M _☉。^{[31] 1978年に活動楕円銀河}メシエ87の中心核に大質量暗黒天体の存在を示す力学的証拠が発見され、当初は5 × 10 ⁹  M _☉。^{[32]その後すぐに、1984年の}アンドロメダ銀河や1988年のソンブレロ銀河など、他の銀河でも同様の現象が発見されました。^[5]

ドナルド・リンデン・ベルとマーティン・リースは1971年に天の川銀河の中心には巨大なブラックホールがあるという仮説を立てた。^[33]いて座A*は1974年2月13日と15日に、天文学者のブルース・バリックとロバート・ブラウンによってアメリカ国立電波天文台のグリーンバンク干渉計で発見され命名された。^{[34]彼らは}シンクロトロン放射を放出する電波源を発見した。それは重力のために密度が高く動かないことが判明した。したがって、これは天の川銀河の中心に超大質量ブラックホールが存在するという最初の兆候であった。

1990年に打ち上げられたハッブル宇宙望遠鏡は、銀河核のより精密な観測に必要な解像度を提供しました。1994年にハッブルの微弱天体分光器を使用してメシエ87を観測したところ、イオン化したガスが±500 km/sの速度で核の中心部を周回していることがわかりました。データは、（2.4 ± 0.7）× 10 ⁹  M _☉は、0.25インチの幅があり、超大質量ブラックホールの強力な証拠を示しています。^[35]

超長基線干渉計を使ってメシエ106を観測したところ、三好ら（1995）は、この銀河のH ₂ Oメーザーからの放射が、中心核のガス円盤から来ていることを実証することができた。このガス円盤は、3.6 × 10 ⁷  M _{☉ で}、半径は0.13パーセクに制限されていました。彼らの画期的な研究では、これほど小さな半径内にある太陽質量のブラックホールの群れは衝突せずに長く存続できないため、超大質量ブラックホールが唯一の候補となることが指摘されました。^[36]超大質量ブラックホールの最初の確認となったこの観測に伴い、銀河MCG-6-30-15からの非常に広がった電離鉄Kα輝線（6.4 keV）が発見されました^[37]。この広がりは、ブラックホールからわずか3～10シュワルツシルト半径から脱出した光の重力赤方偏移によるものでした。

2019年4月10日、イベント・ホライズン・テレスコープ共同研究チームは、メシエ87銀河の中心にあるブラックホールの地平線規模の最初の画像を公開した。 ^[2] 2020年3月、天文学者は追加のサブリングが光子リングを形成するはずであると示唆し、最初のブラックホール画像でこれらの特徴をよりよく検出する方法を提案した。^{[38] [39]}

超大質量ブラックホールの起源は、現在も活発な研究分野である。天体物理学者は、ブラックホールは物質の集積や他のブラックホールとの合体によって成長できることに同意している。 ^{[40] [41]}超大質量ブラックホールの起源、つまり「種」の形成メカニズムと初期質量については、いくつかの仮説がある。ブラックホールの種の特定の形成経路とは関係なく、近くに十分な質量があれば、集積率が持続すれば、中質量ブラックホール、場合によっては超大質量ブラックホールに集積する可能性がある。^[42]

J0313–1806 ^[43]やULAS J1342 + 0928 ^[44]などの遠方にある初期の超大質量ブラックホールは、ビッグバンの直後に発生したため、説明が難しい。自己相互作用を伴う暗黒物質の直接的な崩壊から生じたのではないかと仮説を立てる者もいる。^{[45] [46] [47]}少数の情報源は、これらの超大質量ブラックホールはビッグバンの前に形成されており、宇宙はビッグバンではなくビッグバウンスの結果である証拠である可能性があると主張している。 ^{[48] [49]}

_{初期の原始的な種は、質量数数十、あるいは数百}M☉のブラックホールである可能性があり、 これは大質量星の爆発によって残され、物質の集積によって成長します。別のモデルでは、システムの負の熱容量によってコアの速度分散が相対論的な速度まで加速され、高密度の恒星団のコアが崩壊します。^{[50] [51]}

最初の星が誕生する前に、大きなガス雲が崩壊して「準星」となり、それがさらに_{約20 M☉}のブラックホールに崩壊する 可能性がある。^[42]これらの星は、暗黒物質ハローが重力によって大量のガスを引き寄せて形成された可能性もあり、それが数万 M☉の超大質量星_を生み出す。^{[52] [53]}「準星」は、中心核で電子陽電子対が生成されるため、放射状の摂動に対して不安定になり、超新星爆発を起こさずに直接ブラックホールに崩壊する可能性がある（超新星爆発では、その質量のほとんどが放出され、ブラックホールがそれほど速く成長できなくなる）。

より最近の理論では、SMBHの種子は、宇宙のごく初期に、_質量が約100,000 M☉の 超大質量星の崩壊によって形成されたと提唱されている。^[54]

金属を含まないガスの大きな高赤方偏移雲^[55]は、十分に強いライマン・ウェルナー光子の照射を受けると^[56]、冷却と断片化を回避し、自己重力により単一の物体として崩壊する。^{[57] [58]}崩壊する物体の中心核は、約100万分の1のオーダーの極めて大きな物質密度に達する。10 ⁷  g/cm ^{3 に}達し、一般相対論的不安定性を引き起こします。^[59]つまり、天体は星や準星の中間段階を経ることなく、直接ブラックホールに崩壊します。これらの天体の典型的な質量は約100,000  M _☉で、直接崩壊ブラックホールと呼ばれています。^[60]

2022年のコンピューターシミュレーションでは、最初の超大質量ブラックホールは、異常に強い冷たいガスの流れによって供給された、原始ハローと呼ばれるまれな乱流ガス塊で発生する可能性があることが示されました。重要なシミュレーション結果は、冷たい流れが乱流ハローでの星形成を抑制し、最終的にハローの重力が乱流を克服して、31,000  M _☉と40,000  M _☉の2つの直接崩壊ブラックホールを形成したというものでした。したがって、最初のSMBHの誕生は、ほぼ20年間考えられていたこととは反対に、標準的な宇宙構造形成の結果である可能性があります。^{[61] [62]}

原始ブラックホール(PBH) は、ビッグバン直後に外部圧力によって直接生成された可能性があります。これらのブラックホールは、上記のどのモデルよりも集積に時間がかかり、超大質量サイズに達するのに十分な時間があります。最初の星の死によるブラックホールの形成は、広範囲に研究され、観測によって裏付けられています。上記のブラックホール形成の他のモデルは理論上のものです。

超大質量ブラックホールの形成には、角運動量の小さい高密度物質の比較的小さな体積が必要である。通常、降着のプロセスでは、最初に大量の角運動量を外側に輸送する必要があり、これがブラックホールの成長を制限する要因であると思われる。これは、降着円盤の理論の主要な構成要素である。ガスの降着は、ブラックホールが成長する最も効率的で最も顕著な方法である。超大質量ブラックホールの質量増加の大部分は、活動銀河核またはクエーサーとして観測可能な急速なガス降着のエピソードを通じて発生すると考えられている。

観測により、宇宙が若かったころにはクエーサーの出現頻度がはるかに高かったことが明らかになっており、これは超大質量ブラックホールが早期に形成され成長したことを示しています。超大質量ブラックホール形成の理論に対する主な制約要因は、遠方の明るいクエーサーの観測であり、これは、数十億 M _☉の超大質量ブラックホールが、宇宙が 10 億年未満であったときにすでに形成されていたことを示しています。これは、超大質量ブラックホールが宇宙の非常に初期、最初の巨大な銀河の内部で発生したことを示唆しています。^{[引用が必要]}

超大質量ブラックホールがどれだけ大きくなるかには、自然な上限がある。クエーサーや活動銀河核（AGN）の超大質量ブラックホールは、典型的なパラメータでは、物理的には約500億 M☉_という理論上の上限があるようで、これを超えると成長が極端に遅くなり（減速は100億 M☉あたりから始まる傾向がある_）、ブラックホールを取り囲む不安定な降着円盤が合体してブラックホールを周回する恒星になる。^{[21] [66] [67] [68]}ある研究では、この上限を超えるSMBH質量の最も内側の安定円軌道（ISCO）の半径が自己重力半径を超え、ディスク形成が不可能になると結論付けられた。^[21]

約 2700 億M _☉というより大きな上限は、 極端な場合の集積 SMBH の絶対最大質量限界として表され、例えば、無次元スピンパラメータa = 1での最大順行スピンがこれに該当します^{[24] [21]。}ただし、ブラックホールのスピンパラメータの上限は、 a = 0.9982 と、わずかに低くなっています^[69]。この限界よりわずかに低い質量では、フィールド銀河のディスク輝度はエディントン限界を下回り、 M–シグマ関係の基礎となるフィードバックをトリガーするほど強くない可能性が高いため、限界に近い SMBH は、この限界を超えて進化することができます。^[24]

この限界に近いブラックホールは、むしろさらに稀である可能性が高いことが指摘されている。なぜなら、ブラックホールは成長し、逆行性降着のスピンダウン効果は、そのISCO、したがってそのレバーアームにより、順行性降着によるスピンアップ効果よりも大きいため、降着円盤がほぼ永久に順行性である必要があるからである。^[21]これは、ブラックホールのスピンが、ブラックホールのホスト銀河内で、潜在的な制御ガス流の固定方向と永久に相関している必要があり、したがって、同様に銀河と一直線になるスピン軸、したがってAGNジェット方向を生成する傾向があることを必要とする。現在の観測では、この相関は支持されていない。^[21]

いわゆる「カオス的集積」は、このように大規模なポテンシャルによって制御されない限り、時間と方向が本質的にランダムな複数の小規模イベントを伴うはずである。^[21]これは、統計的には集積をスピンダウンに導く。これは、逆行イベントは順行イベントよりも大きなレバーアームを持ち、ほぼ同じ頻度で発生するためである。^[21]また、他のブラックホールとの合体など、スピンを減少させる傾向がある大きなSMBHとの相互作用もある。^[21]これらのすべての考慮事項から、SMBHは通常、スピンパラメータの適度な値で臨界理論質量限界を超えるため、まれな場合を 除いて5 × 1010M☉で^ある。 _[ ^21]

クエーサーや銀河核内の現代のUMBHは、約（5–27）× 10 ¹⁰  M _☉の質量が降着円盤を通過し、現在の宇宙の年齢を考慮すると、宇宙のこれらのモンスターブラックホールのいくつかは、おそらく 宇宙の極めて遠い未来における超銀河団の崩壊時に10 ¹⁴ M _☉^{となる。 [70]}

多くの銀河の中心にある超大質量ブラックホールの重力は、セイファート銀河やクエーサーなどの活動的な天体にエネルギーを与えていると考えられており、中心ブラックホールの質量とホスト銀河の質量の関係は銀河の種類によって異なります。^{[71] [72]}超大質量ブラックホールの大きさと銀河バルジの恒星速度分散 の間の経験的な相関関係^[73]は、M-シグマ関係と呼ばれています。 ${\displaystyle \sigma}$

AGN は現在、物質を集積し、十分に強い光度を示す巨大なブラックホールを宿す銀河核であると考えられています。たとえば、天の川銀河の核領域は、この条件を満たすのに十分な光度がありません。AGN の統一モデルは、AGN 分類の広範囲の観測特性を、少数の物理パラメータのみを使用して説明できるという概念です。最初のモデルでは、これらの値は、降着円盤のトーラスの視線に対する角度とソースの光度で構成されていました。AGN は、出力のほとんどが光学的に厚い降着円盤を通過する電磁放射の形である放射モード AGN と、相対論的ジェットがディスクに対して垂直に発生するジェット モードの 2 つの主要なグループに分けられます。^[74]

SMBH をホストする 2 つの銀河の相互作用は、合体イベントにつながる可能性があります。ホストされた SMBH オブジェクトの動的摩擦により、それらは合体した質量の中心に向かって沈み、最終的に 1 キロパーセク未満の距離でペアを形成します。このペアと周囲の星やガスとの相互作用により、SMBH は徐々に10 パーセク以下の距離で重力で結びついた連星系になります。ペアが 0.001 パーセクまで近づくと、重力放射によって合体します。これが起こる頃には、結果として生じた銀河は合体イベントの影響をかなり前から緩和しており、初期のスターバースト活動と AGN は消え去っています。^[75]

この合体による重力波は、結果として生じる SMBH に最大数千 km/s の速度ブーストを与え、銀河中心から遠ざけ、場合によっては銀河から放出することさえあります。この現象は重力反動と呼ばれます。^[76]ブラックホールを放出するもう 1 つの方法は、古典的なスリングショット シナリオ、またはスリングショット反動とも呼ばれるものです。このシナリオでは、最初に 2 つの銀河の合体によって長寿命の連星ブラックホールが形成されます。3 番目の SMBH は 2 回目の合体で生成され、銀河の中心に沈みます。3体相互作用により、SMBH の 1 つ (通常は最も軽いもの) が放出されます。線形運動量保存則により、他の 2 つの SMBH は連星として反対方向に推進されます。このシナリオでは、すべての SMBH を放出できます。^[77]放出されたブラックホールは暴走ブラックホールと呼ばれます。^[78]

反跳ブラックホールを検出する方法はいくつかある。多くの場合、クエーサー/AGNが銀河の中心からずれていること^[79]や、クエーサー/AGNの分光的な連星性は、反跳ブラックホールの証拠として見られる。^[80]

反動ブラックホールの候補としては、 NGC 3718、^[81] SDSS1133、^[82] 3C 186、^[83] E1821+643 ^[84]、SDSSJ0927+2943 ^[80]などがある。暴走ブラックホールの候補としては、HE0450–2958、^[79] CID-42 ^[85]、RCP 28の周囲の天体などがある。 ^[86]暴走超大質量ブラックホールは、その航跡で星形成を引き起こす可能性がある。^[78]矮小銀河RCP 28の近くの線状の特徴は、暴走ブラックホールの候補による星形成の航跡であると解釈された。^{[86] [87] [88]}

ホーキング放射は、事象の地平線付近の量子効果によりブラックホールから放出されると予測される黒体放射である。この放射はブラックホールの質量とエネルギーを減少させ、ブラックホールを縮小させ、最終的には消滅させる。ブラックホールがホーキング放射によって蒸発すると、質量が1 × 10 ¹¹  M _☉は約2.1 × 10 ¹⁰⁰ 年。^{[89] [18]}ブラックホールは、遠い将来に予測される超銀河団の崩壊時に形成され、 1 × 10 ¹⁴  M _{☉ は}最大で2.1 × 10 ¹⁰⁹ 年。^{[70] [18]}

ブラックホールの存在を示す最も優れた証拠の1つは、ドップラー効果です。ドップラー効果では、近くの軌道を回る物質から発せられる光は、後退するときには赤方偏移し、前進するときには青方偏移します。ブラックホールに非常に近い物質の場合、軌道速度は光速に匹敵するはずなので、後退する物質は前進する物質に比べて非常に暗く見えます。つまり、本質的に対称的なディスクとリングを持つシステムは、非常に非対称な外観になります。この効果は、天の川銀河の中心にあるいて座A*の超大質量ブラックホールの妥当なモデル^[90]に基づいて、ここで示した例のような現代のコンピューター生成画像では考慮されています。しかし、現在利用可能な望遠鏡技術によって提供される解像度は、そのような予測を直接確認するにはまだ不十分です。

すでに多くのシステムで直接観測されているのは、ブラックホールと推定されるものからさらに外側を周回する物質の非相対論的速度が低いことである。近くの銀河の核を取り囲む水メーザーの直接ドップラー測定により、中心部に物質が集中している場合にのみ可能な、非常に速いケプラー運動が明らかになった。現在、これほど小さな空間に十分な物質を詰め込むことができる唯一の既知の物体は、ブラックホール、または天体物理学的に短い時間スケールでブラックホールに進化するものである。さらに遠くの活動銀河の場合、幅広いスペクトル線の幅を使用して、事象の地平線近くを周回するガスを調べることができる。残響マッピングの技術では、これらの線の変動を使用して、活動銀河のエネルギー源であるブラックホールの質量とおそらくはスピンを測定する。

証拠によれば、天の川銀河の中心には、太陽系から26,000光年離れたいて座A*と呼ばれる領域に超大質量ブラックホールがあることを示しています^[92]。その理由は 次のとおりです。

• S2星は、周期15 .2年、近点（最短距離）17光時間の楕円軌道を描いて公転しています（中心天体の中心から1.8 × 1013m（120AU）の距離にある。^[  93 ^]
• _{恒星S2の運動から、}その質量は400万 M☉と推定される^[94]、つまり約7.96 × 10 ³⁶  kg。
• 中心天体の半径は17光時間未満でなければならない。さもないとS2が衝突してしまうからである。星S14の観測^{[95]によると、半径は6.25光時間以下であり、}天王星の軌道の直径とほぼ同じである。
• ブラックホール以外の 既知の天体では、この体積の空間に400万M☉_{を収容することはできません。} ^[95]

いて座A*付近の明るいフレア活動の赤外線観測では、周期が45 ± 15分で、候補となる超巨大ブラックホールの重力半径の6～10倍の距離から放射される。この放射は、強い磁場内の降着円盤上の偏極した「ホットスポット」の円軌道と一致している。放射物質は、最も内側の安定した円軌道のすぐ外側を光速の30%で周回している。^[96]

2015年1月5日、NASAは、いて座A*から、通常の400倍の明るさの記録破りのX線フレアを観測したと報告した。天文学者によると、この異常現象は、ブラックホールに落ち込む小惑星の破壊、またはいて座A*に流入するガス内の磁力線の絡み合いによって引き起こされた可能性がある。^[97]

超大質量ブラックホールの明確な力学的証拠は、一握りの銀河にのみ存在する。^[99]これらには、天の川銀河、局部銀河群M31とM32 、および局部銀河群外のNGC 4395などのいくつかの銀河が含まれる。これらの銀河では、星やガスの実効速度は中心付近で1/ rに比例して上昇し、中心点質量を示している。これまでに観測された他のすべての銀河では、実効速度は中心に向かって平坦、または低下しており、超大質量ブラックホールが存在すると確実に述べることは不可能である。^[99]

それでも、ほぼすべての銀河の中心には超大質量ブラックホールが存在することは広く認められている。^[100]この仮定の理由は、M-シグマ関係、つまり、確実に検出された約10個の銀河のブラックホールの質量と、それらの銀河のバルジ内の星の速度分散との間に密接な（低分散の）関係があるためである。^[101]この相関関係は、ほんの一握りの銀河に基づいているが、多くの天文学者に、ブラックホールの形成と銀河自体の間に強いつながりがあることを示唆している。^[100]

2011年3月28日、超大質量ブラックホールが中型の恒星を引き裂くのが観測された。^[102]これが、その日の突然のX線放射の観測とそれに続く広帯域観測の唯一の説明である。^{[103] [104]}その発生源は以前は活動していなかった銀河核であり、爆発の研究から、銀河核は百万 M _{☉のオーダーの質量を持つSMBHであると推定されている。このまれな現象は、SMBHによって}潮汐破壊された恒星からの相対論的な流出（光速のかなりの部分でジェット状に放出される物質）であると想定されている。太陽質量のかなりの部分に相当する物質がSMBHに集積していると予想される。その後の長期観測により、ジェットからの放出がSMBHへの質量集積の予測速度で減衰するかどうかで、この仮説を確認することができるだろう。

250万光年離れた近くのアンドロメダ銀河には、1.4+0.65
−0.45× 10 ⁸ (1億4000万)  M _{☉ の}中心ブラックホールで、天の川銀河のブラックホールよりもかなり大きい。 ^[105]天の川銀河付近で最大の超大質量ブラックホールは、質量が（6.5 ± 0.7）× 10 ⁹（約65億）  M _☉の距離は4892万光年です。 ^[106]かみのけ座にある3億3600万光年の距離にある超巨大楕円銀河NGC 4889には、2.1+3.5
−1.3× 10 ¹⁰（210億）  M _☉ . ^[107]

クエーサーのブラックホールの質量は、かなりの不確実性を伴う間接的な方法で推定することができます。クエーサーTON 618は、非常に大きなブラックホールを持つ天体の例であり、その質量は4.07 × 10 ¹⁰ (407億)  M _☉。^[108]赤方偏移は2.219。推定ブラックホール質量が大きいクエーサーの他の例としては、推定質量が1 × 10 ¹⁰ (100億)  M _☉、^[109]および質量 1 × 10 10 (100億) M ☉ のクエーサーSMSS J215728.21-360215.1は、(3.4 ± 0.6) × 10 ¹⁰ (340億)  M _☉、つまり天の川銀河中心のブラックホールの質量の約10,000倍である。^[110]

銀河4C +37.11など、一部の銀河は中心に 2 つの超大質量ブラックホールがあり、連星系を形成しているようです。これらが衝突すると、強い重力波が発生します。^{[111]超大質量ブラックホールの連星は、}銀河の合体の一般的な結果であると考えられています。 [112] 35 億光年離れた OJ 287の連星系には、ペアの中で最も質量が大きいブラックホールがあり、その質量は 183 億 4800 万M _☉と推定されています。^{[113] [114] 2011 年には、バルジのない矮小銀河}Henize 2-10で超大質量ブラックホールが発見されました。この発見がブラックホールの形成にどのような影響を与えるかは不明ですが、バルジよりも前にブラックホールが形成されたことを示唆している可能性があります。^[115]

2012年、天文学者は、ペルセウス座の2億2000万光年離れたコンパクトなレンズ状銀河NGC 1277のブラックホールの質量が約170億M☉と異常に大きいと報告した _。推定上のブラックホールの質量は、このレンズ状銀河のバルジの質量の約59%（銀河の恒星質量の14%）である。^[116]別の研究では、このブラックホールは特に大きすぎるわけではなく、20億から50億 M☉の間と推定され、 50億M☉が _最も可能性の高い値であるという全く異なる結論に達した。^{[117] 2013年2月28日、天文学者たちは}NuSTAR衛星を使って初めてNGC 1365の超大質量ブラックホールの回転を正確に測定し、事象の地平線がほぼ光速で回転していると報告した。^{[118] [119]}

2014 年 9 月、さまざまな X 線望遠鏡のデータから、極めて小型で高密度の超コンパクト矮小銀河 M60-UCD1の中心に太陽質量の 2,000 万のブラックホールがあり、銀河全体の質量の 10% 以上を占めていることが明らかになりました。この発見は、銀河の質量が天の川銀河の 5,000 分の 1 未満であるにもかかわらず、ブラックホールの質量が天の川銀河のブラックホールの 5 倍もあるという驚くべき発見です。

銀河の中には、中心に超大質量ブラックホールを持たないものもあります。超大質量ブラックホールを持たない銀河のほとんどは非常に小さな矮小銀河ですが、1つの発見は謎のままです。超巨大楕円cD銀河A2261-BCGには、少なくとも100万光年を超える活動的な超大質量ブラックホールが見つかっていません。10 ¹⁰  M _{☉ で}あるが、この銀河は天の川銀河の6倍以上の大きさと1000倍の質量を持つ、知られている中で最大級の銀河の一つである。それにもかかわらず、いくつかの研究では、A2261-BGCの中心にあるブラックホールの質量として、約6.5+10.9
−4.1× 10 ¹⁰  M _☉または最低(6–11) × 10 ⁹  M _☉。超大質量ブラックホールは集積している間しか見えないため、恒星の軌道への影響を除いて、超大質量ブラックホールはほとんど目に見えない。これは、A2261-BGCの中心ブラックホールが低いレベルで集積しているか、質量がそれよりもかなり低いことを意味している。10 ¹⁰  M _☉ . ^[120]

2017年12月、天文学者らは、当時知られている最遠方のクエーサーULAS J1342+0928が、最遠方の超大質量ブラックホールを含み、赤方偏移z = 7.54であると報告した。これは、これまで知られていた最遠方のクエーサーULAS J1120+0641の赤方偏移7を上回る。^{[121] [122] [123]}

2020年2月、天文学者たちはへびつかい座超銀河団の噴火を発見したと報告した。これはビッグバン以来宇宙で最もエネルギーの高い出来事である。 ^{[124] [125] [126]これは}NeVe 1銀河のへびつかい座銀河団で発生し、中心の超大質量ブラックホールによる約2億7000万 M☉の物質の集積によって引き起こされた。噴火は約1億年続き、知られている最も強力なガンマ線バーストの570万倍のエネルギーを放出した_。噴火により衝撃波と高エネルギー粒子のジェットが放出され、銀河団内媒体を突き破り、幅約150万光年、天の川銀河の直径の10倍の空洞を作り出した。^{[127] [124] [128] [129]}

2021年2月、天文学者たちは、ヨーロッパの低周波アレイ（LOFAR）によって検出された超低周波電波波長に基づいて、北天の半球の4％をカバーする25,000個の活動的な超大質量ブラックホールの非常に高解像度の画像を初めて公開しました。^[130]