写在前面的话：
这篇文章是《天文文献阅读》课程最后的一次作业，作业要求全英写4页的论文，论文格式要符合天文期刊的格式要求。老师给的模板是PRB期刊文章要求的格式。
有次开组会时，老师在组会上便讲了一些科研写论文的心得。老师说：因为刚开始写论文的时候，最关键的是如何流畅的写出自己想表达的内容，因为我们从小学习的就是中文，最好先用中文写一遍。感觉自己想表达的东西都写出来时，再考虑把文章译成英文。
刚好借助简书，用这篇文章来梳理一下自己的思路。
介绍：
现在一般认为，几乎所有的大质量的星系（）中央都有一个超大质量的黑洞(Supermassive Black Holes)存在。如，长期对银河系中心的恒星运动观测表明，在银河系的中心纯在这一个质量为4百万倍太阳质量的黑洞。对新视界望远镜对M87的成像观测表明，M87星系中心有一颗质量为6.5亿倍太阳质量的黑洞存在。对X-ray双星系统的研究，以及2015年第一次接收到引力波信号都表明，这些系统中存在一颗或者多个质量为几到10倍太阳质量的黑洞，也称为恒星级质量黑洞(Stellar-mass Black Holes)。对于恒星级黑洞的形成，在理论上有着很完美的解释：是大质量恒星（10个太阳质量及以上）塌缩后的产物。然而，对于超大质量黑洞是如何形成？超大质量黑洞如何跟宿主星系相互作用？在研究星系的形成和演化时，仍是最基本的问题。
一般认为，超大质量黑洞与其宿主星系之间存在着共同演化。在观测上，超大质量黑洞质量与宿主星系的恒星速度弥散有着很强的相关性，是上面想法一个强有力的证据。如果，超大质量黑洞与宿主星系存在着共同演化，这暗示着在演化早期，存在超大质量黑洞的种子黑洞(Black Holes seeds)。
对于种子黑洞的形成机制，目前主流的解释有两种。一种理论认为：种子黑洞来自于第一代大质量恒星的塌缩(Population 3 star，星族3)，在大质量恒星塌缩后形成的遗迹中，轻种子黑洞(light Black Holes seeds )通过断断续续的超爱丁顿吸积率过程会增长到超大质量黑洞(
)。但是这种过程可能要持续几亿年。
ULAS J1342+0928，红移z=7.54，，是目前已知红移最高的类星体。在宇宙大爆炸(Big Bang) 700Myr后，发现这么高红移的类星体，且黑洞质量如此之大，一直困扰着天文学家几十年。
这些如此重的黑洞在宇宙早期是如何形成的？
根据黑洞增长模型， ，如果该黑洞的种子黑洞一直处于爱丁顿吸积率状态，即使种子黑洞在红移z=40处，也需要质量在1000个太阳质量以上。这明显跟模型对早期黑洞的形成机制相悖，所以我们不得不对黑洞的增长模型做出新的思考。另一种解释认为，种子黑洞应该来自于更重的小黑洞(massive Black Holes seeds)，这种类型的黑洞由早期气体云团的直接塌缩或者来自于致密大质量恒星团的碰撞形成。如果根据这种黑洞增长机制，对于观测已知的高红移超大质量黑洞，其种子黑洞(
)可以在短时标、低于爱丁顿吸积率以下，增长到
。图1给出了种子黑洞的形成与演化(来自Mar Mezcua et al. 2019)。
在现有的天文观测设备条件下，直接探测如此高红移的黑洞的种子黑洞(宇宙早期的种子黑洞)是极具挑战性的。已经有许多对红移高于5的类星体的研究，即使在最深的X-ray观测中也没有探测到有AGN信号的存在。无论怎样，我们对高红移的黑洞的认知仅限于极高亮度的类星体和块头极大的黑洞。
根据宇宙学演化模型，在宇宙极早期形成的种子黑洞，有一部分没有参与跟其他黑洞的融合，或者吸积过程不是很强烈，这些种子黑洞没有增长为超大质量黑洞。在局地宇宙中，这些种子黑洞应该藏匿在矮星系中。
另外一种寻找早期宇宙中的种子黑洞的替代方法就是在近邻宇宙矮星系中寻找。一般认为，矮星系是没有明显的吸积与并合过程，因此没有明显的增长，与早期宇宙中原始的星系很像。模拟结果表明，如果种子黑洞是来自于星族3类型的恒星塌缩，在今天的矮星系中应该有很大一部分星系中有轻BHs(100-1oooM_{sun})；如果种子黑洞是来自于气体团的直接塌缩，有一小部分的矮星系中存在重BHs()*。因此，如果通过对矮星系中得到这两类黑洞的占比，是我们理解早期宇宙中种子黑洞如何增长为超大质量黑洞的关键。图2给出了light seeds 和 heavy seeds 的占比(来自 Volonteri et al. (2008b) and van Wassenhove et al. (2010))。
目前为止已经有几百个有IMBH吸积活动的矮星系候选源(M_{BH})，通过对这些候选源的统计研究表明，种子黑洞更偏向于来自气体云团的直接塌缩过程。支持这一结论是气体直接塌缩形成的种子黑洞，在矮星系中（低质量端）有着很好的
关系。
本文主要介绍对于IMBH的观测研究。第一章介绍如何在局地宇宙中寻找中等质量黑洞。第二章给出结论。
寻找中等质量黑洞
中等质量黑洞()，是超大质量黑洞与恒星质量黑洞缺失的link。已经有很多研究来确定IMBHs的存在。NGC4395是第一个被证认存在AGN的矮星系(Filippenko & Sargent 1989)；在矮星爆星系Henize 2-10中通过多波段证认有一个
黑洞(Reines)；在高速运动致密的云团HVCC CO-0.40-0.22中可能存在一个
黑洞。在今天近邻宇宙矮星系(
)中寻找IMBH，研究它们的特征，对理解矮星系和种子黑洞的形成很重要。
动力学寻找(Dynamical Searches)
通过测量恒星或者气体的速度来寻找黑洞，是最有说服力的方法。如通过对银河系中心恒星运动的近20年观测，我们知道在银河系中心有一个质量为的黑洞存在。对M87星系的气体成像研究，其星系中央有一颗质量为
的黑洞。然而，目前而言，通过动力学方法搜索黑洞，尤其是搜索近邻矮星系中的黑洞，有着很大的局限性。当矮星系距离超过Local Group，其中心的中等质量黑洞的引力效应将不可分。表1给出含有中等质量黑洞的矮星系候选源。所以目前根据黑洞的吸积效应（AGN特征）来研究更远的矮星系。
多波段选择有AGN特征的矮星系
如果一个星系含有一个大质量、有吸积活动的黑洞()，并且吸积率高于
，则称其为活动星系核(AGN)。AGN在全电磁波段都有辐射。如果一个星系有着明显的AGN特征，一般认为其星系中心有一个大质量的黑洞存在。
光学波段
NGC4395是第一个被发现有AGN特征的矮星系。
NGC4395是一个晚型的矮螺旋星系，星系恒星质量为并且有着明显的AGN特征，有高电离的窄发射线和宽巴尔末线，而且有致密的射电喷流结构和X-ray的变化。其中心黑洞质量为
，
，满足
关系。
射电和X-ray选择
Reine(et al. 2011)发现在矮星爆星系Henize 2-1o中存在一个大质量的黑洞(2\times10^6M_{sun})。Henize 2-10在光学波段被归类为恒星形成星系，然而通过VLA和Chandra(钱德拉望远镜)观测，星系中心处有致密的射电源和X-ray发射线，这些观测证据强力的表明该星系中心有一个大质量的黑洞存在。在随后的VLBI观测中，探测到一个角秒尺度、非热射电核，更近一步证明了上述的结论。Henize 2-10是一个低光度核区、爱丁顿吸积率很低、有明显的恒星形成区域、没有吸积盘、没有光学核球区的矮星爆星系。
近红外寻找
AGN中心黑洞的吸积过程会辐射出高能的光子，这些光子传播到尘埃时，会在红外波段有再辐射过程。因为红外波段的光子在传播过程中仅受到星系尺度的较小影响，因此红外观测是观测高红移处遮蔽或者未遮蔽AGN更加有效的手段。近红外选源依赖于源的颜色特征，因此，用红外颜色来选矮星系中有AGN的源更有挑战性。Sartori(et al. 2015)在利用WISE颜色选源时，通过Mid-IR颜色选取了189个候选源，但是只有4个源落在BPT图的AGN区域。因此在矮星系中，恒星形成过程在红外波段的辐射会更加明显污染AGN活动的红外特征，仅靠单一的WISE颜色标准在矮星系中选取AGN候选源是具有很大的挑战性的。
总结
最近几十年，我们一直在努力给出AGN在矮星系中的特征。为了更好的种子黑洞的形成机制，我们需要更多能被认证有AGN活动的源。然而，自从第一个IMBH在NGC4395中认证，到目前为止含有AGN特征的矮星系仍然屈指可数。Reines(et al. 2013)给出151个矮星系有宽或窄线光谱特征。在目前天文望远镜的能力下，通过观测恒星或气体的运动特征，仍局限于本星系群以内。更远的源可以通过多波段的光谱特征，但是利用红外颜色选源仍需要找出更好的选源标准。希望下一代的天文望远镜能在多波段上给出更多的观测证据。
