研究背景

在詹姆斯·韦伯空间望远镜（JWST）正式开启科学观测后，一类此前没有被充分认识的高红移致密天体逐渐进入天文学家的视野。它们非常遥远、形态非常致密，在 JWST 的图像中看起来就像一个小小的红色点，因此被称为 Little Red Dots（LRDs），即“小红点”。它们存在宽发射线，却呈现出许多与普通活动星系核（AGN）不同的性质：光学连续谱明显偏红，整体呈现特殊的“V”型光谱能量分布； X 射线却非常暗弱，绝大多数LRD的连续谱没有光变特征；在部分LRD中，天文学家还发现了异常强烈的巴耳末断裂，提示富气体环境。

“小红点”之所以备受关注，是因为它们并不只是一些特殊的遥远天体。它们具有较高的空间数密度，而且部分 LRD 根据单历元宽发射线推断出的黑洞质量相当大。如果这些质量估计接近真实情况，那么它们对于理解宇宙早期星系演化以及超大质量黑洞的形成具有重要意义。因此，一个重要的问题是，在宇宙早期，这些黑洞为什么质量可以这么大？

图1：JWST 发现的神秘“小红点”。图源：NASA, ESA, CSA, STScI, Dale Kocevski (Colby College)/ Robert Lea (created with Canva)。

研究动机：LRD是快速增长质量的超大质量黑洞？

黑洞要增加质量，需要不断吸积周围的气体。因此，一个自然的可能性是，在某些阶段，黑洞周围存在非常充足的气体供应，使吸积率远高于通常的爱丁顿吸积率。如果 LRD 确实处于极端快速吸积状态，那么它们可能正好对应于早期超大质量黑洞快速成长的一个关键阶段。

LRD 的物理本质究竟是什么，仍然没有一个标准答案。已有研究提出过很多不同解释，例如：有模型认为中心黑洞被大量致密气体包裹，形成类似“黑洞星”的结构；也有模型认为普通 AGN 的宽线区存在大量致密气体，从而改变我们看到的连续谱和发射线；还有研究认为，吸积盘外部的自引力区域以及恒星活动可能参与产生 LRD 的部分光学和紫外辐射。

然而，哪些物理过程真正发生在LRD中？

图2：SS 433系统，有一个快速“进食”的恒星级黑洞和一颗恒星组成的双星系统。图源：ESO。

研究思路：以银河系SS 433为参照

探究一个未知天体的物理本质，一个很有效的途径是通过宇宙中已经被研究得很充分的“近邻实验室”进行探究。 对于极端且持续超爱丁顿吸积来说，银河系中目前唯一一个已知的天体是SS 433。SS 433 是一个著名的银河系微类星体，其中心是一个恒星级黑洞，质量约为数个太阳质量。根据已有研究，它处于非常极端的超爱丁顿吸积状态；同时，我们的视线相对于其轨道轴的倾角约为 78°，也就是说，我们基本是在接近盘面方向上观测它。

根据经典的吸积盘理论，假设吸积过程释放的引力能主要以黑体辐射冷却。考虑一个以极高吸积率吸积的黑洞，其内区应该非常炽热，黑体辐射温度可达约千万开尔文，会产生大量紫外以及 X 射线辐射。然而，SS 433 的中心辐射（非喷流），从我们的方向看起来却非常“软”。它的可见光和紫外辐射可以近似用数万开尔文的黑体辐射描述，而且在更短波长的紫外波段甚至难以直接探测到。这一矛盾很可能与它在超高吸积率下形成的几何结构有关。

当黑洞以极高的吸积率吸积时，吸积盘内区会受到强烈辐射压，同时产生显著的光子“囚禁”和径移效应。因此，黑洞附近的吸积盘不再是标准薄盘，而会“鼓起来”，形成一个几何厚度的内区吸积盘，也就是 SLIM 盘。在这一结构下，从侧面看，膨胀的SLIM盘就像一堵墙，把内部的高温区域挡住了。与此同时，内区巨大辐射压会驱动气体外流，进一步遮蔽内部。于是，对于接近盘面的观测者来说，看到的是比较冷的外区辐射；但沿着中心黑洞的两极方向，高能辐射仍然可以逃逸。这就是几何自遮蔽效应与各向异性辐射。SS 433 周围的 W50 星云提供了非常有力的证据。

如果 SS 433 的吸积物理过程可以发生在数倍太阳质量的黑洞周围，那么同样的吸积物理机制应当也会发生在超大质量黑洞中。本研究的核心思想便是把 SS 433 极端高吸积率 的物理图像，放大到超大质量黑洞尺度。

图3：从 SS 433 到LRD，跨越巨大黑洞质量尺度下的同一种极端吸积过程。图源：原文图1。

主要模型：一个内区“鼓起来”的黑洞吸积盘

本研究以SS 433为参照，考虑极端超爱丁顿吸积率吸积的超大质量黑洞系统。从外向内，大致可以分成两个区域：外区是标准薄盘，而在内区，吸积盘逐渐变厚，形成一个“鼓起来”的内区。

在这一图像下，不同的观测倾角会看到完全不同的辐射特征。  从低倾角观测：如果沿接近黑洞两极的方向观测，那么我们可以直接看到来自中心区域的高温辐射。在该模型的框架中，这样的系统可能对应Little Blue Dots （LBD），也就是“小蓝点”。然而， LBD 不一定只是从不同角度观测的LRD，模型允许两种情况：一种是同类极端超爱丁顿吸积的黑洞从较低倾角观测；另一种是吸积率相对较低，使吸积盘没有那么膨胀。

从高倾角观测：如果沿接近吸积盘盘面的方向观测，膨胀的内盘会遮挡住中心区域。于是，中心区域产生的高温紫外和 X 射线辐射无法沿我们的视线直接逃逸出来，我们主要看到是外区温度更低的区域。模型计算发现，高倾角方向能够看到的最大有效温度大约只有 5000–8000 K。于是一个内部温度极高的黑洞吸积系统，从侧面看起来却可以像一个温度只有几千开尔文的“红色天体”。这正好对应了 LRD 红色光学连续谱的一个核心特征。

巴耳末断裂又是怎么来的？在吸积盘的外区，气体温度只有数千开尔文，大量氢原子没有被完全电离。其中一些氢原子可以通过特定能级结构，对波长短于约 3646 Å 的光产生明显吸收。于是，在这个波长附近，气体对光的“透明程度”发生快速变化。蓝一点的光子更容易被吸收，而稍长波长的光子能够更多地逃逸。于是，在光谱中会形成明显的“断裂”，也就是 LRD 中的巴耳末断裂。该研究进行的吸积盘辐射转移显示，这种断裂可以自然产生于厚吸积盘的外部光球层，而且在高倾角下尤其明显。

“各向异性辐射”为宽发射线的形成提供了条件。虽然从侧面看，膨胀的内盘遮住了中心的紫外线和 X 射线，但这些高能辐射可以沿着盘的极轴方向逃逸。位于中心黑洞周围的宽线区（BLR）云团便可以接收到这些电离辐射，产生宽发射线。这与 SS 433 的 W50 星云非常相似，我们看不见的高能辐射，可以通过周围被照亮的气体推断其性质。

图4：在接近盘面观测时，不同黑洞吸积系统预期的黑体辐射温度。在超大质量黑洞的情形下，温度维持在数千开尔文。图源：原文图2。

观测预言

该研究提出了一系列可以进一步检验的观测预言：

• 发射线可能比光学连续谱的光变信号更明显。LRD 的红色光学连续谱主要来自吸积盘的外区，这个区域的尺度非常大。因此，与“一闪一闪亮晶晶”的类星体这类超大质量黑洞吸积系统相比，LRD的变化会很慢，显得更为“安静”。对于文章中所考虑的典型模型参数，光学连续谱的热时标可以达到数十年量级。但宽发射线受到中心电离辐射的照射，如果中心区域发生变化，BLR 可以在光传播时间尺度上作出响应。在典型模型参数下，BLR 的光传播时标大约是数百天。因此，如果长期监测一个 LRD，很可能先发现发射线在变化，而不是看到明显的光学连续谱变化。

• 小蓝点应该比小红点光变幅度更大。如果 LRD 与 LBD 确实来自相似的超大质量黑洞吸积系统，那么在低倾角或者较低吸积率情况下，我们能够直接看到更靠近黑洞的内盘。内盘的尺度更小、变化也更快，因此模型预言LBD 的光度变化应该比 LRD 更明显。

• 巴耳末断裂越强，发射线可能越宽。在这一模型中，巴耳末断裂和宽发射线宽度都与观测倾角有关。当观测方向越来越接近吸积盘平面时，中心高温区域被遮挡得越来越厉害，巴耳末断裂增强；同时，如果 BLR 具有近似盘状的开普勒运动，那么接近盘面方向观测时，气体运动速度沿视线方向的投影也会更大，于是宽发射线会更宽。因此，模型预言巴耳末断裂越强的 LRD，其宽发射线的宽度也应该越大。

• LRD 可能比我们看到的更亮。因为从高倾角方向观测时，吸积盘把中心高能辐射挡住了。所以我们根据直接看到的光谱推断出的总光度，很可能只是整个系统真实辐射的一部分。一个实际上处在极端超爱丁顿吸积状态的黑洞，在高倾角观测者眼中可能表现出亚爱丁顿吸积的光度。与此同时，高倾角还可能导致单历元黑洞质量估计出现系统偏差。这意味着，如果这一图像是正确的，在研究 LRD 的黑洞质量和吸积率时，必须考虑几何方向的效应。

• LRD或有速度较慢的“重子化”喷流，可以产生射电辐射。距离地球数十亿光年处的LRD的射电辐射可以被现有射电望远镜等探测到。

未来，JWST 的多历元、高精度观测，以及更深入的光谱和偏振观测，将为检验以及区分LRD不同的物理模型提供关键机会。如果本研究提出的框架得到更多观测证据的支持，那么我们所看到的 LRD，可能就不再是早期宇宙中一种奇特到无法理解的新天体，而是一个我们已经在 SS 433 中看到过的物理过程，在早期宇宙中以超大质量尺度重新上演。同时，SS 433也可能成为我们理解宇宙早期超大质量黑洞如何快速增长的重要途径。

图5：不同观测倾角下的模型预测光谱。图源：原文图4。

研究论文

该研究工作以“Little Red Dots as Supermassive Counterparts of SS 433: A Hyper-Eddington Accretion Framework”为题，被国际天体物理学术期刊 The Astrophysical Journal 接收发表。论文第一作者为厦门大学天文系博士生周淑英，通讯作者为厦门大学天文系孙谋远教授。合作者来自国内外多家机构，包括剑桥大学、上海天文台、北京大学、中国科学技术大学、云南天文台和厦门大学。该研究得到国家重点研发计划和国家自然科学基金的资助。

预印本arXiv：https://arxiv.org/abs/2606.21105v2