Các nhà vật lý thiên văn tại Đại học Stanford đã sử dụng XMM-Newton của Cơ quan Vũ trụ châu Âu và kính viễn vọng không gian NuSTAR của NASA để quan sát ánh sáng đằng sau một lỗ đen. Đây là lần đầu tiên các nhà khoa học quan sát trực tiếp ánh sáng từ phía sau một lỗ đen và nó có thể nâng tầm hiểu biết của chúng ta về lỗ đen lên một tầm cao mới. Lỗ đen là một trong những thiên thể đáng kinh ngạc nhất trong vũ trụ. Kể từ khi được phát hiện, chúng đã trở thành tâm điểm nghiên cứu của các nhà thiên văn và vật lý. Nhưng những bí mật của nó chúng ta chưa khám phá được nhiều.
Các lỗ đen ở đâu?
Hố đen là một trong những vật thể bí ẩn nhất trong vũ trụ. Ngay từ thế kỷ 18, các nhà khoa học John Mitchell ở Anh và Pierre-Simon de Laplace của Pháp đã đưa ra những dự đoán lý thuyết dựa trên cơ học Newton: có thể có một "ngôi sao tối" vô hình trong vũ trụ, và tỷ lệ khối lượng trên bán kính của nó quá lớn đến mức tốc độ bề mặt của nó vượt quá tốc độ ánh sáng, do đó ánh sáng nó phát ra không thể thoát khỏi bề mặt của nó. Năm 1915, ngay sau khi Einstein công bố thuyết tương đối rộng, nhà vật lý học Đức Karl Schwarzschild đã thu được nghiệm tĩnh Schwarzschild từ phương trình trường hấp dẫn của Einstein. Theo dự đoán lý thuyết của ông, chúng ta không thể biết được một bán kính tới hạn nào đó từ bên ngoài (tức là đường chân trời). Vùng không-thời gian đặc biệt bên trong chân trời sự kiện này sau đó được đặt tên là "lỗ đen". Vì vậy, có thực sự có lỗ đen được dự đoán bởi lý thuyết trong vũ trụ? Hố đen có thể được tìm thấy ở đâu? Nó thực sự là gì? Thuyết tiến hóa sao được thành lập vào thế kỷ 20 cho chúng ta biết rằng những ngôi sao khổng lồ trong vũ trụ có khối lượng lớn hơn 25 lần khối lượng của mặt trời sẽ tạo ra những vụ nổ siêu tân tinh dữ dội trước khi chúng chết, và tàn dư của chúng có khả năng hình thành khối lượng không đổi gấp hàng chục lần khối lượng của mặt trời. Có hàng trăm tỷ ngôi sao trong Dải Ngân hà, nhưng hiện tại, các nhà khoa học mới chỉ tìm thấy hàng chục hố đen sao trong Dải Ngân hà, và một số lượng lớn các hố đen sao vẫn đang chờ chúng ta khám phá. Dải Ngân hà chỉ là một thành viên bình thường của gia đình thiên hà, vẫn còn một số lượng lớn các thiên hà bên ngoài Dải Ngân hà, số lượng lỗ đen trong vũ trụ lớn hơn nhiều so với những gì chúng ta quan sát được cho đến nay. Vậy, có lỗ đen nào nặng hơn lỗ đen sao không? Chúng sẽ xuất hiện ở những thiên hà nào? Nó sẽ ở đâu trong thiên hà? Trước khi trả lời những câu hỏi này, trước tiên chúng ta hãy tìm hiểu các thiên hà và chuẩn tinh Seyfert là gì.
Chúng ta biết rằng các thiên hà là đơn vị cơ bản tạo nên vũ trụ, các ngôi sao và khí là những thành phần chính tạo nên các thiên hà. Năm 1943, nhà thiên văn học người Mỹ Carl Seyfert nhận thấy rằng vùng trung tâm của một số thiên hà đặc biệt sáng. Lần đầu tiên ông chụp ảnh quang phổ của lõi những thiên hà này và nhận thấy rằng trong quang phổ có những vạch phát xạ mạnh và rộng, hoàn toàn khác với quang phổ của sao, sau này được gọi là "thiên hà Seyfert". Năm 1959, nhà thiên văn học người Mỹ Walter đã chỉ ra rằng phải có một trường hấp dẫn mạnh trong vùng lõi, nơi các thiên hà Seyfert này tạo ra các vạch phát xạ rộng và khối lượng vật chất trong vùng này được ước tính là hơn 100 triệu lần khối lượng của mặt trời. Vì vậy, câu hỏi được đặt ra: những chất nào tạo ra lực hấp dẫn mạnh? Vào những năm 1950, công nghệ dò tìm bằng radar được sử dụng trong nghiên cứu thiên văn, góp phần rất lớn vào việc nâng cao khả năng quan sát. Các nhà thiên văn học vô tuyến tại Đại học Cambridge, Vương quốc Anh đã tổng hợp hàng trăm nguồn vô tuyến vũ trụ được phát hiện thành một bảng. Sử dụng kính thiên văn quang học để tìm các đối quang của các nguồn vô tuyến này đã trở thành một nhiệm vụ rất quan trọng vào thời điểm đó. Trong quá trình tiếp tục nghiên cứu, các nhà khoa học đã phát hiện ra rằng một số nguồn vô tuyến có các đặc tính quang học tương tự, và họ gọi những chuẩn tinh này là "nguồn vô tuyến chuẩn". Chuẩn tinh thực sự nằm trong lõi của các thiên hà xa xôi và quang phổ của chúng tương tự như quang phổ của các thiên hà Seyfert, ngoại trừ độ lệch đỏ của các vạch quang phổ lớn hơn, khoảng cách xa hơn và bức xạ có năng lượng cao hơn. Sau đó, câu hỏi lại xuất hiện: nguồn năng lượng khổng lồ của các chuẩn tinh này không thể là phản ứng nhiệt hạch trong các ngôi sao thông thường. Nó xuất phát từ cơ chế vật lý nào? Năm 1964, nhà vật lý lý thuyết hàng đầu Liên Xô Yakov Borisovich Zeldovich và nhà khoa học Mỹ Edwin Salpeter đã đề xuất rằng các lỗ đen siêu lớn (hơn một triệu lần khối lượng của mặt trời) có thể tồn tại ở trung tâm của các thiên hà ngay sau khi phát hiện ra chuẩn tinh. Một chuẩn tinh được hình thành bằng cách tích tụ khí xung quanh và giải phóng một lượng lớn năng lượng. Lời giải thích táo bạo này đã đặt nền tảng vật lý cho chuẩn tinh. Cũng chính cuộc thảo luận về năng lượng chuẩn tinh đã thúc đẩy nhà vật lý toán học người Anh Roger Penrose xem xét lại vấn đề về sự sụp đổ hấp dẫn của các thiên thể khối lượng lớn để tạo thành các điểm kỳ dị vào năm 1965. Ông đã sử dụng thuyết tương đối rộng để chứng minh rằng sự hình thành các điểm kỳ dị của lỗ đen là không thể tránh khỏi, đóng góp quan trọng vào lý thuyết hình thành lỗ đen, và ông đã giành được giải Nobel Vật lý năm 2020 bằng phát hiện này. Năm 1969, nhà khoa học người Anh Linden Bell đề xuất khái niệm đĩa bồi tụ chuyển động quanh hố đen và tính toán cường độ bức xạ của quá trình bồi tụ hố đen, khẳng định thêm rằng nguồn năng lượng khổng lồ của chuẩn tinh là năng lượng hấp dẫn do vật chất giải phóng được bồi tụ bởi lỗ đen siêu lớn. Với việc thiết lập mô hình đĩa bồi tụ tiêu chuẩn của các nhà khoa học Liên Xô Shakura và Sanyaev vào năm 1973 và các nhà khoa học Mỹ Peggy và Thorne vào năm 1974, mô hình bồi tụ của các lỗ đen siêu lớn cuối cùng đã trở thành hoạt động của các chuẩn tinh và thiên hà Seyfert. Ngoài sự tồn tại của các lỗ đen siêu lớn ở trung tâm của các thiên hà đang hoạt động với năng lượng bức xạ khổng lồ như chuẩn tinh và thiên hà Seyfert, liệu có các lỗ đen siêu lớn ở trung tâm của các thiên hà bình thường không? Năm 1969, Lindenberg chỉ ra rằng một khi các lỗ đen ở tâm của các chuẩn tinh không có vật chất xung quanh chúng để được các lỗ đen bồi tụ, chúng sẽ trở thành các chuẩn tinh "chết", các thiên hà bình thường không hoạt động. Do đó, cũng có những lỗ đen siêu lớn với khối lượng gấp hàng triệu đến hàng tỷ lần khối lượng của mặt trời tại tâm của nhiều thiên hà bình thường. Năm 1971, Linden Bell và Reiss cũng chứng minh rằng cần có một lỗ đen siêu lớn ở trung tâm của Dải Ngân hà, và đề xuất rằng việc sử dụng công nghệ giao thoa đường cơ sở rất dài trong dải sóng vô tuyến sẽ có thể xác định kích thước của lỗ đen ở trung tâm Dải Ngân hà.
Làm thế nào để "nhìn thấy" một lỗ đen?
Mặc dù các nhà khoa học đã đề xuất sự tồn tại của các lỗ đen khổng lồ tại trung tâm của các thiên hà bình thường vào những năm 1960, nhưng rất khó để xác nhận điều này một cách quan sát, bởi vì các quan sát với độ phân giải không gian cực cao là cần thiết để đưa ra bằng chứng thuyết phục. Sử dụng kính thiên văn quang học quy mô lớn trên mặt đất, các nhà thiên văn học bắt đầu thực hiện các quan sát quang phổ trên vùng trung tâm của một số thiên hà bình thường rất gần như M31 và M32 vào những năm 1980, cố gắng sử dụng các chuyển động khí do các vạch hấp thụ truy tìm để thu được sự tồn tại. của các lỗ đen trung tâm. Tuy nhiên, với độ phân giải không gian hạn chế, các kết quả có thể không chắc chắn lắm. Phải đến khi kính viễn vọng không gian Hubble được phóng vào năm 1990, tình hình mới được cải thiện đáng kể. Kính viễn vọng Hubble có độ phân giải không gian lên đến 0,1 cung giây và khả năng quan sát của nó thường cao hơn 10 lần so với kính thiên văn trên mặt đất. Sau năm 1995, việc quan sát trung tâm của các thiên hà lân cận đã cải thiện đáng kể kết quả của mặt đất ban đầu dựa trên kính thiên văn, và cũng có nhiều quan sát được thực hiện ở vùng trung tâm của các thiên hà xa hơn, với các phép đo chính xác về khối lượng của các lỗ đen siêu lớn tại trung tâm của các thiên hà này. Nói chung, có ba phương pháp để đo khối lượng của lỗ đen trung tâm của các thiên hà lân cận, đó là sử dụng các ngôi sao xung quanh lỗ đen trung tâm, khí ion hóa và phương pháp động lực học vi sóng. Hai cái đầu tiên đã được sử dụng rộng rãi trong kính thiên văn hồng ngoại quang học Hubble và mặt đất để quan sát các lỗ đen tại trung tâm của hàng chục thiên hà lân cận. Trong 20 năm qua, công nghệ quang học thích ứng, sử dụng hình dạng gương kính thiên văn điều khiển bằng máy tính, đã được sử dụng rộng rãi trong các quan sát thiên văn dải hồng ngoại của kính thiên văn mặt đất quy mô lớn bằng cách loại bỏ hiệu quả ảnh hưởng của bầu khí quyển trái đất do biến dạng gương, có thể thu được độ phân giải lên đến 0,01 arcsecond. Dựa trên công nghệ này, nhà thiên văn học người Đức Genzel và nhà thiên văn học người Mỹ Gaetz đã lần lượt sử dụng Kính viễn vọng cực lớn ở Chile và Kính viễn vọng Keck ở Hawaii, Hoa Kỳ để tiến hành chuyển động của hàng chục ngôi sao xung quanh lỗ đen ở trung tâm Dải Ngân hà. Theo dõi, xác định rằng khối lượng của lỗ đen ở trung tâm Dải Ngân hà gấp 4 triệu lần khối lượng của mặt trời (cặp đôi này đã chia sẻ giải Nobel Vật lý năm 2020 với Penrose). Từ năm 1995, phương pháp động lực học vi sóng maser sử dụng giao thoa của kính thiên văn vô tuyến đã phát hiện chuyển động Kepler của đĩa khí phân tử chuyển động quanh lỗ đen, kết hợp với độ phân giải không gian cực cao của mili giây của giao thoa kế, các nhà khoa học có thể đo rất chính xác khối lượng của lỗ đen tại trung tâm của một số thiên hà lân cận. Trong những năm gần đây, kỹ thuật này cũng đã được mở rộng để đo khối lượng của các lỗ đen trung tâm của các thiên hà lân cận bằng cách phát hiện chuyển động của khí phân tử carbon monoxide bằng kính thiên văn mảng sóng milimet như ALMA ở Chile. Các nhà thiên văn học người Mỹ đã thu được khối lượng lỗ đen trung tâm lần lượt là 2,08 tỷ và 1,67 tỷ lần khối lượng của mặt trời thông qua các quan sát của kính thiên văn ALMA đối với các thiên hà NGC135 và NGC4261. Hình ảnh trực tiếp của các lỗ đen siêu lớn tại trung tâm của các thiên hà lân cận là tiến bộ đột phá nhất trong nghiên cứu lỗ đen trong những năm gần đây và để đạt được hình ảnh này đòi hỏi độ phân giải không gian cao tới hàng chục microarcs. Vào ngày 10/4/2019, nhóm hợp tác quốc tế của Kính viễn vọng Chân trời Sự kiện (EHT) bao gồm hơn 200 nhà thiên văn học từ khắp nơi trên thế giới đã thông báo rằng Mảng giao thoa kế đường cơ sở rất dài EHT toàn cầu, bao gồm 8 kính thiên văn sóng milimet trên khắp thế giới, được chụp vào tháng 4/2017. Bức ảnh đầu tiên về lỗ đen đã gây chấn động toàn thế giới. Hố đen này nằm ở trung tâm của thiên hà hình elip M87, cách trái đất 50 triệu năm ánh sáng. "Bóng" của hố đen và vầng hào quang bao quanh bóng của hố đen nhưng có độ sáng không đối xứng từ bắc xuống nam có thể trực tiếp nhìn thấy trong ảnh. Đây là bức ảnh chụp một vật thể có bước sóng milimet được chụp bởi các nhà thiên văn học với độ phân giải không gian cao nhất (20 microarcs giây) cho đến nay bằng cách sử dụng một mảng kính thiên văn có kích thước bằng đường kính Trái đất và những bóng tối trong đó trực tiếp chứng minh sự tồn tại của lỗ đen. Sự giao thoa của kính thiên văn EHT8 đã thu được khoảng cách chính xác hơn từ trung tâm của thiên hà M87 đến trái đất, là 54,8 triệu năm ánh sáng. Theo kích thước của bóng đen, khối lượng của lỗ đen ở trung tâm của M87 là 6,5 tỷ lần khối lượng của mặt trời. Vào ngày 12/5/2022, nhóm hợp tác quốc tế EHT đã công bố bức ảnh về lỗ đen siêu lớn ở trung tâm của Dải Ngân hà, cũng được chụp bởi mảng giao thoa EHT vào tháng 4/2017. Bóng của lỗ đen và vầng hào quang xung quanh vẫn có thể nhìn thấy bóng của lỗ đen từ bức ảnh. Kích thước của bóng đen cũng xác nhận sự tồn tại của một lỗ đen siêu lớn có khối lượng gấp 4 triệu lần Mặt trời ở trung tâm Dải Ngân hà. Những bức ảnh về lỗ đen này cho phép con người cảm nhận trực quan sự tồn tại của các lỗ đen siêu lớn.
Làm thế nào để đo lỗ đen?
Mặc dù phương pháp động lực học đã đạt được một số kết quả nhất định trong việc đo khối lượng của lỗ đen ở trung tâm của các thiên hà lân cận, bởi vì tâm của hầu hết các thiên hà hoạt động đều quá sáng, và các chuẩn tinh sáng nhất cũng ở xa hơn. Nếu có thể, phải sử dụng các phương pháp khác để thu được khối lượng của lỗ đen trung tâm của nó. Có các vạch phát xạ mạnh và rộng trong quang phổ của nhiều thiên hà và chuẩn tinh Seyfert, và độ rộng của vạch phát xạ có thể phản ánh tốc độ của khí trong vùng vạch phát xạ rộng. Sử dụng kỹ thuật gọi là "ánh xạ phản ứng quang phổ", các nhà khoa học sử dụng kính thiên văn để tính thời gian trễ của cả vạch phát xạ rộng và cường độ ánh sáng liên tục từ việc theo dõi quang phổ dài hạn của các vật thể này. Bán kính từ vùng vạch phát xạ rộng đến vân đen trung tâm lỗ, để có thể thu được khối lượng của lỗ đen ở trung tâm của hạt nhân thiên hà đang hoạt động thông qua bán kính và vận tốc của vùng vạch phát xạ rộng bằng cách thực hiện theo phương pháp động lực học đo khối lượng của lỗ đen ở trung tâm của thiên hà lân cận. Trong 30 năm qua, nhiều nhóm, bao gồm cả các nhà khoa học Trung Quốc, đã quan sát khối lượng lỗ đen của hơn 100 thiên hà Seyfert và chuẩn tinh thông qua phương pháp này. Kết quả cho thấy rằng các lỗ đen của thiên hà Seyfert nói chung có khối lượng gấp một triệu đến hàng trăm triệu lần khối lượng của mặt trời, trong khi các lỗ đen của chuẩn tinh thường có khối lượng gấp mười triệu đến vài tỷ lần khối lượng của mặt trời. Công nghệ lập bản đồ phản ứng quang phổ có phạm vi ứng dụng hạn chế vì cần nhiều thời gian quan sát bằng kính thiên văn để thu được dữ liệu biến thiên ánh sáng dài hạn. Tuy nhiên, các nhà thiên văn học đã rút ra một quy luật từ các kết quả hiện có - mối quan hệ thực nghiệm (mối quan hệ R-L) giữa bán kính của vùng vạch phát xạ và độ sáng liên tục. Bằng cách này, độ sáng liên tục và độ rộng vạch phát xạ rộng có thể thu được từ một quan sát quang phổ duy nhất của hạt nhân thiên hà đang hoạt động, và sau đó có thể thu được bán kính của vùng vạch phát xạ bằng cách áp dụng mối quan hệ thực nghiệm này và khối lượng của trung tâm lỗ đen có thể được ước tính. Phương pháp này đã được sử dụng rộng rãi trong các dự án khảo sát bầu trời chuẩn tinh như Khảo sát Bầu trời Kỹ thuật số Sloan (SDSS) và khảo sát quang phổ của Kính viễn vọng Guo Shoujing (LAMOST) của Trung Quốc. Hiện tại, các nhà thiên văn đã phát hiện ra hàng trăm nghìn chuẩn tinh, trong số đó, các nhà thiên văn Trung Quốc mới phát hiện ra hơn 20 nghìn chuẩn tinh bằng kính thiên văn LAMOST. Khối lượng của lỗ đen trung tâm của hàng trăm nghìn chuẩn tinh này được thu được bằng cách sử dụng phép đo các vạch phát xạ rộng, hầu hết trong số đó nằm trong khoảng từ mười triệu đến mười tỷ lần khối lượng của mặt trời. Mối quan hệ thực nghiệm R-L cũng đã được sử dụng để ước tính khối lượng của lỗ đen tại tâm của một số chuẩn tinh ở xa nhất từ các quan sát quang phổ trong vùng hồng ngoại. Năm 2015, một nhóm nghiên cứu do Đại học Bắc Kinh dẫn đầu đã sử dụng kính viễn vọng 2,4 mét Lệ Giang của Đài quan sát Vân Nam thuộc Học viện Khoa học Trung Quốc để phát hiện ra chuẩn tinh sáng nhất J0100 + 2802 trong vũ trụ sơ khai. Vào năm 2021, một nhóm nghiên cứu do Đại học Arizona dẫn đầu đã phát hiện ra chuẩn tinh J0313-1806. Khối lượng của lỗ đen trung tâm gấp 1,6 tỷ lần khối lượng của mặt trời, khiến nó trở thành lỗ đen lâu đời nhất được biết đến. Việc phát hiện ra những lỗ đen siêu lớn xa nhất này thách thức những lý thuyết hiện có về thiên hà và sự hình thành lỗ đen. Những lỗ đen khổng lồ như vậy hình thành như thế nào trong thời gian rất ngắn chỉ vài trăm triệu năm trong vũ trụ sơ khai đòi hỏi các nhà khoa học phải đưa ra những ý tưởng lý thuyết. Nghiên cứu vẫn tiếp tục - Kính viễn vọng Không gian Webb (JWST), được phóng tại Hoa Kỳ vào tháng 12/2021, đã bắt đầu quan sát các thiên hà và chuẩn tinh xa nhất trong vùng hồng ngoại, với hy vọng phát hiện ra các lỗ đen siêu lớn hơn nữa trong vũ trụ sơ khai. Vào khoảng năm 2024, Trung Quốc cũng sẽ phóng Kính viễn vọng Không gian Khảo sát Bầu trời Trạm Vũ trụ Trung Quốc (CSST) và thực hiện việc quan sát quang phổ và chụp ảnh có độ phân giải không gian cao của các thiên thể quy mô lớn. Có thể tưởng tượng rằng với việc cải tiến các phương pháp quan sát và tích lũy dữ liệu quan sát, chúng ta sẽ khám phá ra hàng triệu lỗ đen siêu lớn, từ đó hé lộ thêm nhiều bí ẩn về các "siêu quái vật" tại trung tâm của các thiên hà này.
Chúng ta biết rằng các thiên hà là đơn vị cơ bản tạo nên vũ trụ, các ngôi sao và khí là những thành phần chính tạo nên các thiên hà. Năm 1943, nhà thiên văn học người Mỹ Carl Seyfert nhận thấy rằng vùng trung tâm của một số thiên hà đặc biệt sáng. Lần đầu tiên ông chụp ảnh quang phổ của lõi những thiên hà này và nhận thấy rằng trong quang phổ có những vạch phát xạ mạnh và rộng, hoàn toàn khác với quang phổ của sao, sau này được gọi là "thiên hà Seyfert". Năm 1959, nhà thiên văn học người Mỹ Walter đã chỉ ra rằng phải có một trường hấp dẫn mạnh trong vùng lõi, nơi các thiên hà Seyfert này tạo ra các vạch phát xạ rộng và khối lượng vật chất trong vùng này được ước tính là hơn 100 triệu lần khối lượng của mặt trời. Vì vậy, câu hỏi được đặt ra: những chất nào tạo ra lực hấp dẫn mạnh? Vào những năm 1950, công nghệ dò tìm bằng radar được sử dụng trong nghiên cứu thiên văn, góp phần rất lớn vào việc nâng cao khả năng quan sát. Các nhà thiên văn học vô tuyến tại Đại học Cambridge, Vương quốc Anh đã tổng hợp hàng trăm nguồn vô tuyến vũ trụ được phát hiện thành một bảng. Sử dụng kính thiên văn quang học để tìm các đối quang của các nguồn vô tuyến này đã trở thành một nhiệm vụ rất quan trọng vào thời điểm đó. Trong quá trình tiếp tục nghiên cứu, các nhà khoa học đã phát hiện ra rằng một số nguồn vô tuyến có các đặc tính quang học tương tự, và họ gọi những chuẩn tinh này là "nguồn vô tuyến chuẩn". Chuẩn tinh thực sự nằm trong lõi của các thiên hà xa xôi và quang phổ của chúng tương tự như quang phổ của các thiên hà Seyfert, ngoại trừ độ lệch đỏ của các vạch quang phổ lớn hơn, khoảng cách xa hơn và bức xạ có năng lượng cao hơn. Sau đó, câu hỏi lại xuất hiện: nguồn năng lượng khổng lồ của các chuẩn tinh này không thể là phản ứng nhiệt hạch trong các ngôi sao thông thường. Nó xuất phát từ cơ chế vật lý nào? Năm 1964, nhà vật lý lý thuyết hàng đầu Liên Xô Yakov Borisovich Zeldovich và nhà khoa học Mỹ Edwin Salpeter đã đề xuất rằng các lỗ đen siêu lớn (hơn một triệu lần khối lượng của mặt trời) có thể tồn tại ở trung tâm của các thiên hà ngay sau khi phát hiện ra chuẩn tinh. Một chuẩn tinh được hình thành bằng cách tích tụ khí xung quanh và giải phóng một lượng lớn năng lượng. Lời giải thích táo bạo này đã đặt nền tảng vật lý cho chuẩn tinh. Cũng chính cuộc thảo luận về năng lượng chuẩn tinh đã thúc đẩy nhà vật lý toán học người Anh Roger Penrose xem xét lại vấn đề về sự sụp đổ hấp dẫn của các thiên thể khối lượng lớn để tạo thành các điểm kỳ dị vào năm 1965. Ông đã sử dụng thuyết tương đối rộng để chứng minh rằng sự hình thành các điểm kỳ dị của lỗ đen là không thể tránh khỏi, đóng góp quan trọng vào lý thuyết hình thành lỗ đen, và ông đã giành được giải Nobel Vật lý năm 2020 bằng phát hiện này. Năm 1969, nhà khoa học người Anh Linden Bell đề xuất khái niệm đĩa bồi tụ chuyển động quanh hố đen và tính toán cường độ bức xạ của quá trình bồi tụ hố đen, khẳng định thêm rằng nguồn năng lượng khổng lồ của chuẩn tinh là năng lượng hấp dẫn do vật chất giải phóng được bồi tụ bởi lỗ đen siêu lớn. Với việc thiết lập mô hình đĩa bồi tụ tiêu chuẩn của các nhà khoa học Liên Xô Shakura và Sanyaev vào năm 1973 và các nhà khoa học Mỹ Peggy và Thorne vào năm 1974, mô hình bồi tụ của các lỗ đen siêu lớn cuối cùng đã trở thành hoạt động của các chuẩn tinh và thiên hà Seyfert. Ngoài sự tồn tại của các lỗ đen siêu lớn ở trung tâm của các thiên hà đang hoạt động với năng lượng bức xạ khổng lồ như chuẩn tinh và thiên hà Seyfert, liệu có các lỗ đen siêu lớn ở trung tâm của các thiên hà bình thường không? Năm 1969, Lindenberg chỉ ra rằng một khi các lỗ đen ở tâm của các chuẩn tinh không có vật chất xung quanh chúng để được các lỗ đen bồi tụ, chúng sẽ trở thành các chuẩn tinh "chết", các thiên hà bình thường không hoạt động. Do đó, cũng có những lỗ đen siêu lớn với khối lượng gấp hàng triệu đến hàng tỷ lần khối lượng của mặt trời tại tâm của nhiều thiên hà bình thường. Năm 1971, Linden Bell và Reiss cũng chứng minh rằng cần có một lỗ đen siêu lớn ở trung tâm của Dải Ngân hà, và đề xuất rằng việc sử dụng công nghệ giao thoa đường cơ sở rất dài trong dải sóng vô tuyến sẽ có thể xác định kích thước của lỗ đen ở trung tâm Dải Ngân hà.
