A supermassive black hole is the largest type of black hole in a galaxy, on the order of hundreds of thousands to billions of solar masses. Most, and possibly all galaxies, including the Milky Way,[2] are believed to contain supermassive black holes at their centers.[3][4]
Supermassive black holes have properties which distinguish them from lower-mass classifications:
The average density of a supermassive black hole (defined as the mass of the black hole divided by the volume within its Schwarzschild radius) can be very low, and may actually be lower than the density of air. This is because the Schwarzschild radius is directly proportional to mass, while density is inversely proportional to the volume. Since the volume of a spherical object (such as the event horizon of a non-rotating black hole) is directly proportional to the cube of the radius, and mass merely increases linearly, the volume increases by a much greater factor than the mass as a black hole grows. Thus, average density decreases for increasingly larger radii of black holes (due to volume increasing much faster than mass).
The tidal forces in the vicinity of the event horizon are significantly weaker. Since the central singularity is so far away from the horizon, a hypothetical astronaut traveling towards the black hole center would not experience significant tidal force until very deep into the black hole.
radius
KK [ˋredɪəs], DJ [ˋreidiəs]
1. 半徑; 半徑距離; 半徑範圍[C]
史瓦西半徑（Schwarzschild radius）是任何具有質量的物質都存在的一個臨界半徑特徵值。在物理學和天文學中，尤其在萬有引力理論、廣義相對論中，它是一個非常重要的概念。1916年卡爾·史瓦西首次發現了史瓦西半徑的存在，這個半徑是一個球狀對稱、不自轉又不帶電荷的物體的重力場的精確解。
如果把太陽壓縮，直到能放入一個半徑為3公里的球體內(其密度大於10 16 g/cm3)時，這個3 公里的球面稱為事件界面(event horizon)，如果在這界面上發射一束光，它只會掉入事件界面之內，而無法逃離事件界面。對所有物質也是一樣，此一界面是一個單向膜，只准進不准出。因此，在此事件界面之內的區域，我們稱為黑洞。而對於一個質量為M的黑洞，其事件界面(也就是黑洞半徑) 為2GM/c2，又稱史瓦茲半徑(Schwarzschild radius)。黑洞中心有一奇點(singularity)，在這一點上的潮汐的力是無窮大， 任何物質都將被扯碎掉，無法維持任何形體。
最初的質量大於30 個太陽質量,此時引力會戰勝簡併中子壓，而將恆星的殘
餘物，擠壓成上述的黑洞！！
理論上只要有一個足夠大的力,任何物體也可被壓成黑洞,例如太陽,只
要一直把它壓壓壓,當它半徑只得3km 時,它的逃逸速度將被光大,對於一個
外圍觀測者來說,它是黑的,這個關鍵的半徑由天文學家史瓦西斯(Karl
Schwarzchild)發現,而這個半徑就稱史瓦西半徑(Schwarzschild Radius),2 個
太陽質量,史瓦西半徑是6km,3 個太陽質量,史瓦西半徑是9km,如此類推.
若是重力場足夠大，強到連光都無法逃脫，那麼從外面的觀察者來看，這個星體是完全看不到的，也就是一個黑洞。對於給定的質量，沒有光可以從半徑為(前提是星體的大小要比這個半徑來的小)……以內的地方逃脫，這就是黑洞的史瓦西半徑(Schwarzschild radius)。
隨著恆星的體積減少，它表面的重力也愈來愈強，要從它的表面逃離的逃脫速度也愈來愈高。當它縮小到粒子逃離速度和光速相同時，連光都無法從表面逃出，它就和外面完全失去聯繫，這種新天體的半徑就稱為史瓦茲半徑(Schwarzschild radius)，由這個半徑所畫出的球面是事件界面(event horizon)。對所有物質而言，事件界面很像是一個單向膜，只准進不准出，因此，在事件界面之內的區域，就稱為黑洞
spherical
KK [ˋsfɛrək!], DJ [ˋsferikəl]
球的；球面的；天體的
linearly
KK [ˋlɪnɪɚlɪ], DJ [ˋliniəli]
成直線地; 在線上地
radii
KK [ˋredɪ͵aɪ], DJ [ˋreidiai]
(radius的複數)
引潮力（Tidal Force）
The Schwarzschild radius (sometimes historically referred to as the gravitational radius) is a characteristic radius associated with every quantity of mass. It is the radius of a sphere in space, that if containing a correspondingly sufficient amount of mass (and therefore, reaches a certain density), the force of gravity from the contained mass would be so great that no known force or degeneracy pressure could stop the mass from continuing to collapse in volume into a point of infinite density: a gravitational singularity (colloquially referred to as a black hole). The term is used in physics and astronomy, especially in the theory of gravitation, and general relativity.
重力半徑(Gravitational radius )
degeneracy
KK [dɪˋdʒɛnərəsɪ], DJ [diˋdʒenərəsi]
1. 退步; 退化
中子簡併壓力(Neutron Degeneracy Pressure)
電子簡併壓力(Electron Degeneracy Pressure)
中子簡併壓力 (Neutron Degeneracy Pressure) 根據量子力學，中子在過度壓迫之下便會產生強大的壓力反抗 (好像波子被擠壓在一起)。如果恆星演化晚期時核心的質量比昌德拉華特極限大 (即> 1.4 太陽質量)，重力勝過電子簡併壓力，恆星的核心不斷收縮，密度不斷增加，當密度達至約 10(12次方) g/cc，電子被壓進原子核內。原子核內電子與質子結合為中子，形成中子物質。密度達至約10(12次方) g/cc 之後，中子簡併壓力產生的反收縮作用急劇上升，塌縮下墜的物質突然衝擊堅硬的核心時發生反衝 (rebound)，產生向外傳播的激振波 (shock wave)，造成超新星爆炸。如果核心的質量 < 2-3 太陽質量，中子簡併壓力便會抗衡核心進一步收縮，形成一顆穩定、非常細小但密度極高的中子星。
昌德拉華特極限 (Chandrasekhar Limit) 印度 (現在巴基斯坦) 天文學家昌德拉華特 (Chandrasekhar, Subrahmanyan)(1910-1995) 計算出電子簡併壓力能夠承受的白矮星最大質量為 1.4 太陽質量，超過這個極限後，簡併壓力再不能對抗重力，換言之，恆星將會進一步收縮。
電子簡併壓力 (Electron Degeneracy Pressure) 當密度達到相當高時，電子被擠壓在一起，根據量子力學，電子在過度壓迫之下便會產生強大向外的壓力反抗。
對於像太陽這樣的小型恆星而言，恆星會開始冷卻、收縮，直到電子簡併壓力（electron degeneracy pressure，在高密度下，由於兩個電子無法佔據同一個能階所產生的向外壓力）足以抵抗恆星內部進一步的收縮為止。以這種方式終結的恆星，我們稱為 「白矮星」（white dwarf）。但如果星體的質量較大，重力能夠克服電子簡併壓力，恆星內部就會繼續收縮。當質量密度越來越高，電子和質子便會重新結合成中子。在某種程度 上，這個高密度的星體內部會經歷超新星形成的過程，將星體外部噴射出去。剩下的核心部份會繼續收縮，直到中子簡併壓力足以抵抗星體進一步的向內坍塌。以這 種方式終結的稱為「中子星」（neutron star），其質量大約為太陽的1.4倍，而半徑只有10公里，因此一湯匙份量的中子星有10億公噸重呢！至於質量更大的恆星，它還能繼續克服中子簡併壓 力，最後因為沒有其他壓力的抗衡，而形成黑洞。
重力奇點（gravitational singularity）
根據史瓦茲解，如果一個重力天體的半徑小於一個特定值，天體將會發生坍塌，這個半徑就叫做史瓦茲旭爾德半徑。在這個半徑以下的天體，其中的時空嚴重彎曲，從而使其發射的所有射線，無論是來自什麼方向的，都將被吸引入這個天體的中心。因為相對論指出在任何慣性座標中，物質的速率都不可能超越真空中的光速，在史瓦茲半徑以下的天體的任何物質，包括重力天體的組成物質——都將塌陷於中心部分。一個有理論上無限密度組成的點組成重力奇點（gravitational singularity）。由於在史瓦茲半徑內連光線都不能逃出黑洞，所以一個典型的黑洞確實是絕對「黑」的。
廣義相對論 (General Relativity)
重力理論(gravitation theory)
Einstein’s theory has important astrophysical implications. It points towards the existence of black holes—regions of space in which space and time are distorted in such a way that nothing, not even light, can escape—as an end-state for massive stars. There is evidence that such stellar black holes as well as more massive varieties of black hole are responsible for the intense radiation emitted by certain types of astronomical objects such as active galactic nuclei or microquasars. The bending of light by gravity can lead to the phenomenon of gravitational lensing, where multiple images of the same distant astronomical object are visible in the sky. General relativity also predicts the existence of gravitational waves, which have since been measured indirectly; a direct measurement is the aim of projects such as LIGO. In addition, general relativity is the basis of current cosmological models of a consistently expanding universe.
恆星型黑洞（stellar black hole，質量約數倍到數十倍太陽質量）
超重黑洞（supermassive black hole，質量約數百萬倍到數十億倍太陽質量）
intense radiation 高強度輻射
天體（Astronomical object）
活躍星系核（Active Galactic Nuclei, AGNs）
quasar
KK [ˋkwesɑr], DJ [ˋkweisɑ:]
【天】類星體
似星體(quasar)
微類星體(microquasar)
微類星體是一種奇特的雙星系統，它們位在我們的銀河系之內，會發射出高能量的輻射，並噴出運動速度接近光速的粒子噴流。這種活躍的微類星體系統，可能是由超新星爆炸產生的極緻密天體；中子星或黑洞，和一顆仍然繞著它運行的普通恆星所組成。
重力透鏡（gravitational lensing）
宇宙中處處可見重力透鏡現象，極為普遍，這種現象的成因是，大質量恆星或星系，將經過其周圍的光束彎曲偏折。如果這個大質量物體所在的位置是在地球和遙遠星系的中間，從遠方背景處而來、經過該星系周圍而被彎曲的光束，就會變得較明亮、較易於觀測，同時，也變形得比較厲害。倘若它們排列的位置非常完美，發出光束的遠方星體的形象，還會被放大。
A quasi-stellar radio source (“quasar”) is a very energetic and distant galaxy with an active galactic nucleus. They are the most luminous objects in the universe. Quasars were first identified as being high redshift sources of electromagnetic energy, including radio waves and visible light, that were point-like, similar to stars, rather than extended sources similar to galaxies.
While there was initially some controversy over the nature of these objects—as recently as the early 1980s, there was no clear consensus as to their nature—there is now a scientific consensus that a quasar is a compact region in the center of a massive galaxy surrounding the central super massive black hole. Its size is 10–10,000 times the Schwarzschild radius of the black hole. The quasar is powered by an accretion disc around the black hole.
所謂「類星體」（quasar），它是星系中心超大質量的黑洞，星系一小部分質量在行將遭黑洞完全吞食前，所放出短暫強光，且亮度極強的一種現象。
美國麻州劍橋 Harvard-Smithsonian 天體物理學中心的 Rudolph Schild，
領導一個團隊觀察位於地球九十億光年遠的類星體（quasar）。一個類星體
是一種非常明亮、緊密的天體，它的輻射通常被認為是由一個巨大的黑洞吞
噬周遭的物質而產生。
類星體是遙遠星系核心超大質量黑洞（uper-massive black holes）周圍極端因發出非常巨大能量而異常明亮的區域。
類星體是類恆星物體(quasi-stellar objects)的縮寫，長久以來困惑著天文學家。在一個比我們太陽系還小的範圍內，典型的類星體放射出如此大量的熱與能量 – 有些以物質的形式，接近光速噴射出來 – 亮度超過整個星系。且不像被稱做超新星(supernova)的巨大恆星死亡時爆炸發出的超亮但短暫的光，類星體光輝萬古恆在。
由於在光學望遠鏡中觀察，類星體與普通的恆星看上去似乎沒有區別，因此得名類星體（Quasi Stellar Object，或者quasar）。
類星電波源 quasi-stellar radio source
quasi
KK [ˋkwesaɪ], DJ [ˋkweisai]
類似的; 外表的; 半的; 準的
活躍星系核（Active Galactic Nucleus）
電磁能量（electromagnetic energy，EM）
無線電波（radio waves）
accretion
KK [æˋkriʃən], DJ [æˋkri:ʃən]
1. 增加物
吸積盤(accretion disc 或 accretion disk)是一種由彌散物質組成的、圍繞中心體轉動的結構（常見於繞恆星運動的盤狀結構）。比較典型的中心體有年輕的恆星，源恆星(protostar)，白矮星，中子星以及黑洞。
