1783年，英国的地质学家米歇尔（Michell）向英国皇家学会提交了一篇论文。在这篇论文中，米歇尔利用牛顿力学估算了一种很奇妙的情况：如果一个星体半径是太阳的500倍，而密度而太阳一样，那么光线也无逃脱该星体的引力束缚，也就是“暗星”（Dark Star）。
1796年，法国数学家拉普拉斯（Laplace）也在其著名的《 宇宙体系论》一书的最初两版中提出了类似的想法。
1915年，伟大的阿尔伯特·爱因斯坦（Albert Einstein）提出了广义相对论。
1916年，卡尔·史瓦西（Karl Schwarzschild）在一战的战壕中找出了广义相对论的一个没有自旋的球对称天体的引力场方程的解。认为对于一个给定质量的星球，存在一个临界半径，从这半径处发出的光将具有无穷大的引力红移， 以致于在其外部任何地方的观测者都无法接收到。这就是我们现在常提到的史瓦西黑洞的稳定静态解， 证明广义相对论在理论上是预言了黑洞的存在。巧合的是，史瓦西解的视界半径和牛顿力学预言的“暗星”的解相吻合。
1931年，在开往英国的一艘船上，苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡（Subrahmanyan Chandrasekhar）显得与船上热闹的氛围格格不入，即将进入剑桥大学三一学院学习理论物理的他一会低头冥想，一会有伏案计算着什么，他当时肯定不会意识到，他现在正在算的东西将在往后的日子里像宇宙中的一颗恒星一样永远闪耀在任何一本天体物理的教科书中。
1935年，已经取得剑桥大学教职的钱德拉塞卡重新回想起了自己在轮船上那颠簸的三个月里所计算得到并逐步完善的一个结果–当恒星的质量超过1.44倍太阳质量的时候，恒星将不会变成白矮星！要知道，当时天文学界的观点一致认为一切恒星的最终归宿都将是白矮星。但随后，亚瑟·爱丁顿（Arthur Eddington）爵士走上了讲台，撕碎了钱德拉塞卡的演讲稿，也撕碎了他的自尊心。
1959年，剑桥大学在射电波段，将各个天区的射电源巡视了一遍，并编纂了一个星表，即3C星表。星表中共有分布在赤纬之间的共471个天体。基于3C星表，天文学家开始在光学观测数据中匹配各个射电源的光学对应体。
1960年，艾伦·桑德奇（Allan Sandage）在3C48（3C星表中第48个天体）处发现一个亮度为16等的奇怪的星体。起初他认为这是一颗恒星，但是这个恒星与其他恒星相比异常的蓝，而且亮度会在一年甚至更短的时间内不停变化。这一奇怪的现象引起了杰西·格林斯汀（Jesse Greenstein）的注意，他弄到了3C48的光谱，发现其中有许多条发射线，他认为这些奇怪的发射线源自金属，这时候，天文学家依然认为3C48是一颗恒星，而且是一颗射电恒星。
1963年，马丁·施密特（Maarten Schmidt）基于格林斯汀和对3C273的研究，发现这是一类拥有强发射线且光谱红移的恒星状天体
1964年，邱宏毅（Hong-Yee Chiu）将其命名为“类星体”（Quasar）。
1967年，约翰·惠勒（John Wheeler）为史瓦西预言的天体命名，“黑洞”（Black Hole）诞生了。在这之前，人们用“冻结星”（Frozen Star）、“暗星”、“塌缩星”（Collapsed Star）来形容这类天体。
1969年，唐纳德·林登贝尔（Donald Lynden-Bell）灵光一闪，提出类星体的中心是一颗超大质量黑洞。
1971年，林登贝尔和马丁·瑞斯（Martin Rees）提出在银河系中心应该有一个作为能源供给的黑洞,并建议通过射电干涉测量来找寻它。这是因为在我们太阳系到银心的银道面上的大量尘埃和气体，对来自银心方向的可见光辐射有强烈的消光作用，其等效于从银心发出的一万亿个光子只有一个可以到达地球上的观测者，所以对我们人类来说，银心在光学波段永远是漆黑一片。而射电辐射则可以穿透遮挡着可见光的尘埃。
1973年，拉沙德·苏尼亚耶夫（Rashid Sunyaev）和尼古拉·沙库里（Nikolai Shakura）提出了第一个黑洞吸积盘的模型，即“ 标准薄盘”（α-Disk Model）。
1974年，高分辨率射电干涉观测成为可能，天文学家发现了银河系中心对应的极其致密的非热射电源“人马座A*”（SgrA*）。
1992年，德国马普地外物理研究所的研究小组，利用在智利的欧洲南方天文台的3.6米望远镜在近红外波长第一次观测到了一颗围绕着SgrA*作轨道运动的恒星。这颗星被记作“S2”。S2的质量约为太阳质量的15倍，旋转周期大约为15年。几乎与此同时，美国加州大学洛杉机分校的研究小组用夏威夷山上的10米凯克望远镜做着同样的研究。
1999年，詹姆斯·斯通（James Stone）做出来了第一个黑洞吸积的数值模拟，在他的论文中，天文学家发现，黑洞吸积的质量内流率和外流率都随着半径的减小而降低。质量外流率和内流率可以近似看做半径的幂律函数。这是很令人吃惊的结果，因为以前的解析研究几乎无一例外全都假设黑洞吸积的质量吸积率是半径的常数。为了解释这一结果，斯坦福大学的布兰福德（Blandford）提出了ADIOS模型 (adiabaticinflow-outflow solution)，哈佛大学的纳拉扬（Narayan）提出了CDAF模型(convection-dominated accretion flow)。在 ADIOS 模型中，作者假设由于风的存在，使得吸积气体逐渐损失，导致吸积率随着半径减小而减小。至于风是怎样产生的，ADIOS模型没有给出解释。CDAF模型则是基于基于热吸积流是对流不稳定的假设而建立的。在CDAF模型中，对流向内转移角动量的效率和粘滞向外转移角动量的效率相同，互相抵消。因此，在黑洞附近会形成一个对流元包。对流元包中，气体始终在向内和向外做对流运动，气体逐渐被锁在对流元包中而没有被吸积进入黑洞，这导致了吸积率随半径的变化。
2008年，莱因哈特·甘泽尔（Reinhard Genzel）公布了16年前对S2的观测结果。观测结果显示，在距SgrA*不到一个角秒（约0.04秒差距）范围内的大质量年轻恒星的运动轨迹是开普勒椭圆，而这个椭圆的焦点，正好是SgrA*！由此推断在以SgrA*为中心、90个天文单位为直径的范围内，聚集着约400万倍太阳质量的暗物质，有些恒星的轨道非常狭长，只有超大质量黑洞才可能使其沿如此狭长的轨道运动！
2012年，中国科学院上海天文台袁峰（Feng Yuan）与导师纳拉扬合作时发现，自己老师的模型也许是错误的。随后袁峰等人运用磁流体力学数值模拟方法，对这一问题进行了研究。问题的关键在于，数值模拟中，真正的外流 (风) 到底有多少比例。在吸积流中，真正的外流和对流元包中向外运动的成分同时存在，因此，外吸积流公式计算的外流率既包含真正的外流也包含对流成分。他随后计算和比较了外流和内流的各种物理性质，如温度、径向速度、转动速度、熵等。他发现，外流和内流的性质差别巨大。如果内吸积流公式和外吸积流公式给出的内外流率是对流元包对流运动所主导，可以预期，内流和外流的性质差别不大。随后他还研究了含磁场的吸积流的对流稳定性，发现吸积流是对流稳定的，也就是说CDAF模型的基础假设存在问题。基于这两方面的原因，袁峰老师得出结论，斯通给出的外流率中，真正的外流，即风，应该是主导的。吸积率随半径的变化原因在于外流而不是对流，即ADIOS模型是正确的。这一研究解决了黑洞吸积的一个基本问题，结束了在该问题上的争论。
2013年，国际上一个由60余人组成的国际合作研究团队一起申请到了针对银河系中心黑洞吸积流的钱德拉X射线太空望远镜的长达300万秒的观测时间。这次国际合作成果发表在了Science上，主要成果就是证明热吸积流的确存在外流。
2017年，由世界各地8个天文台的亚毫米射电望远镜组成的虚拟望远镜网络“视界面望远镜”，结束了对银河系中心黑洞Sgr A*和星系M87中的黑洞的观测，预计结果将于2019年初公布。在视界面望远镜的团队中，前文提到的所有在世的人均在其中。
2018年，莱因哈特·甘泽尔领导的合作小组在新闻发布会上宣布今年5月，S2到达离黑洞最近的位置上，超级黑洞周围的时空弯曲导致S2辐射光线产生引力红移。对S2引力红移的精确测量，再一次验证了在特殊条件下广义相对论的正确性。
帝国历467年，莱因哈特·冯·罗严克拉姆（Reinhard von Lohengramm）出生。
参考文献：
- 加藤正二. 黑洞吸积盘[M]. 科学出版社, 2016.
- 黄克谅. 类星体与活动星系核[M]. 中国科学技术出版社, 2005.
- Eisenhauer, F.; et al. (July 20, 2005).“SINFONI in the Galactic Center: Young Stars and Infrared Flares in the Central Light-Month”.The Astrophysical Journal.628(1): 246–259.
- Stone, J., Pringle, J. & Begelman, M. 1999, MNRAS, 310,1002.
- Yuan, F. & Narayan, R. 2014, ARA&A, 52, 529.
- 宇宙里有风么？
- 不拿诺奖不改名：Note：关于黑洞吸积率的数值模拟工作
- 不拿诺奖不改名：Note：“让我们假设类星体中心是一个超大质量黑洞”–致Donald Lynden-Bell
来源：知乎 www.zhihu.com
作者：不拿诺奖不改名
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