سیاهچاله‌های پرجرم

سیاهچاله‌های پرجرم

برگردان: آروین صداقت‌کیش

اخترشناسان درباره‌ی سیاهچاله‌های کوچک و ابرپرجرم چیزهایی می‌دانند.  اما چگونه طبیعت سیاهچاله‌های بزرگ را از بزرگ‌ترها می‌سازد؟

کمتر رازی در اخترشناسی به جذابیت سیاهچاله‌های ابر پرجرم و منشا تاریک‌شان است. اخترشناسان این پرسش‌ را مورد بررسی قرار می‌دهند که: چگونه یک شی با جرم بیش از میلیون‌ها یا میلیاردها برابر خورشید در مرکز یک کهکشان شکل می‌گیرد؟ یکی از جواب‌های ممکن را در «شب دوازدهم» اثر «ویلیام شکسپیر» می‌توان یافت: «برخی بزرگ زاده می‌شوند، برخی به بزرگی می‌رسند، و برخی را، دیگران ردای بزرگی می‌پوشانند.»

اخترشناسان می‌دانند که سیاهچاله‌های ابرپرجرم با جرمی از مرتبه‌ی میلیارد برابر خورشید آغاز نمی‌شوند، بلکه مرحله به مرحله با کهکشان میزبان‌شان رشد می‌کنند. در حالی که این موضوع عیب «بزرگ زاده شدن» را بر طرف می‌کند، هنوز این سوال را باقی می‌گذارد که چگونه یک سیاهچاله‌ی نسبتا کم جرم ممکن است «به بزرگی برسد»؟

نظریه‌پردازان و رصدگران درباره‌ی وجود سیاهچاله‌های با اندازه‌ی ستاره‌ای احساس دلگرمی می‌کنند. این‌‌ها زمانی شکل می‌گیرند که ستاره‌ای با جرمی حدود ۱۰ برابر خورشید بعد از یک انفجار ابرنواختری در هم فرو می‌ریزد. (ده جرم از این گونه -از میان حدود ۱۰۰ میلیون ستاره در کهکشان راه شیری- به طور قطعی شناسایی شده‌اند). با این حال حقیقتا هیچ اخترشناسی فکر نمی‌کند این سیاهچاله‌های خُرد می‌تواند سنگ بنای هیولاهای ابرپرجرم متنوع باشد. چرا؟ زیرا ‌که زمان بسیار زیادی طول می‌کشد تا یک سیاهچاله‌ی غول‌آسا یک آجر کوچک را به خود بیفزاید.

در طول چند سال گذشته، رصدهای اشعه‌ی ایکس و نوری احتمال وجود سیاهچاله‌های رده‌ی متوسط را آشکار کرده است (رده‌ای از سیاهچاله‌ها با جرم احتمالا ۱۰۰ تا ۱۰۰۰۰ برابر خورشید) که میان سیاهچاله‌های با جرم ستاره و سیاهچاله‌های عظیم‌الجثه‌ی مرکز کهکشان‌ها قرار می‌گیرند. این سیاهچاله‌های اندازه‌ی متوسط، یا سیاهچاله‌های با جرم متوسط (IMBH) ممکن است حلقه‌ی گمشده‌ای باشد که بذر سیاهچاله‌های غول‌پیکر را فراهم می‌کند. شگفت‌آور نیست که تعقیب چنین اجرامی تبدیل به زمینه‌ی بسیار داغی برای شکارچیان سیاهچاله شده است.

پایه‌ی نظری این تلاش‌ها توسط گروهی از پژوهش‌گران شامل «پیت هات» از «موسسه‌ی مطالعات پیشرفته پرینستون» در نیوجرسی، و «جانیچیرو ماکینو» از دانشگاه توکیو مطرح شد، به این ترتیب که یک شبیه سازی کامپیوتری N-Body (با حدود ۳۰۰۰۰۰ جرم ستاره‌ای) را به کار گرفتند تا نشان  دهند چگونه (IMBH)ها در یک خوشه‌ی ستاره‌ای جوان با جمعیتی از ستاره‌های بزرگ شکل می‌گیرند. در سناریوی «ادغام پس از گریز» آن‌ها خوشه‌ای فرض می‌شود که به اندازه‌ی کافی چگال است تا ستارگان کرارا با یکدیگر برخورد کنند. پس از این که ستارگان انرژی جنبشی خود را دراین تبادل‌ها[ی انرژی] از دست دادند، پرجرم‌ترین‌شان به مرکز کشیده می‌شود. همچنان‌که چگالی مرکزی افزایش می‌یابد، برخورد‌ها زیادتر می‌گردد. ستارگان به‌واسطه‌ی تصادم‌ها با یکدیگر ادغام می‌شوند، و تصادفا یک ستاره از دیگران بزرگ‌تر می‌شود. در مدت تقریبا ۵ میلیون سال، همه‌ی ستارگان دیگر سیستم با ستاره‌ی مسلط ادغام می‌شوند و در حقیقت فرومی‌ریزند تا یک سیاهچاله باجرم متوسط را شکل دهند.

همچنان‌که بسیاری از خوشه‌های ستاره‌ای که به مرکز کهکشان کشیده می‌شوند، سیاهچاله‌هایی با جرم متوسط را به هسته‌ی کهکشان می‌رسانند، جایی‌که با سیاهچاله‌ی مرکزی ادغام می‌شوند. «استیو مک ‌میلان» از دانشگاه «درکسل» مدعی است که: از آخرین شبیه‌سازی‌ها چنین برمی‌آید که این ممکن است سریع‌ترین راه برای ساخت سیاهچاله‌های ابرپرجرم باشد. به‌علاوه، این شبیه‌سازی‌ها  نشان می‌دهد که یک سناریوی رقابتی –که در آن دو کهکشان دارای سیاهچاله‌ی ابرپرجرم ادغام می‌شوند- وقتی دو سیاهچاله، ستارگان نزدیک را در مجاورت خود پس می‌زنند و راه رشدشان مسدود می‌شود؛ [از توضیح شرایط] درمی‌ماند.

اواخر امسال (سال نوشته شدن مقاله ۲۰۰۴ است) مک میلان و ماکینو برای مطالعه‌ی یک ادغام کننده‌ی سیاهچاله با تفضیل بیشتر برنامه‌ریزی کرده‌اند. مک میلان می‌گوید: «تاکنون، هیچ راهی بهتر از شبیه‌سازی‌های عددی برای پاسخ دادن به چنین سوال‌هایی مطرح نشده است.»

به هر حال کامپیوترها هنوز کاملا بر این زمینه مسلط نشده‌اند. فعالیت در میان اخترشناسان رادیویی، پرتو ایکس و بصری نیز همین قدر شدید است. «جان کرمندی» از از دانشگاه تگزاس یادآوری می‌کند: «وقتی میانه‌ی یک زمینه‌ی کاری خیلی داغ هستید، می‌توانید مطمئن باشید که هر کس هر کاری از دستش بر می‌آید انجام می‌دهد.» یافته‌ها بحث‌انگیز است چرا که اجرام تحت مطالعه در نزدیکی مرز توان آشکارسازی قرار دارند. دو راه برای تشخیص یک سیاهچاله‌ با جرم متوسط وجود دارد که هر دو غیر مستقیم است. زمانی که یک سیاهچاله گاز یا یک ستاره‌ی نزدیکش را می‌بلعد، ماده[ی در حال فروریزش] یک قرص برافزایشی تشکیل می‌دهد که به دور سیاهچاله می‌چرخد. دمای مواد بالا می‌رود و پیش از آن‌ که با حرکتی مارپیچی به درون سیاهچاله فرو ریزد، از خود پرتو ایکس تابش می‌کند. اخترشناسان می‌توانند جرم سیاهچاله را از میزان تابش پرتو ایکس اندازه بگیرند. دومین روش بررسی می‌کند که گرانش سیاهچاله چگونه بر محیط اطرافش اثر می‌گذارد. سرعت ستارگانی که به دور یک سیاهچاله می‌چرخند همین طور که به نزدیکی افق رویداد کشیده می‌شوند به طریقی که وابسته به جرم سیاهچاله است افزایش می‌یابد.

به دلیل این‌که سیاهچاله‌های با جرم متوسط نسبت به همتایان کهکشانی‌شان کوچکتراند، ردیابی‌شان کاری دقیق است و به سادگی ممکن از دیده پنهان شوند. و جایی‌که اندازه‌گیری‌ها بی‌نهایت دشوار است اشتباه رخ می‌دهد. برای مثال در سپتامبر ۲۰۰۰ گروهی به رهبری «فیلیپ کارِت» در مرکز اخترفیزیک هارواد-اسمیتسونین (CfA) اعلام کردند نوسانی را در نورانیت یک چشمه‌ی پرتو ایکس در کهکشان انفجاری M82 آشکار کرده‌اند. کارت و همکارانش این موضوع را به عنوان گواهی از یک سیاهچاله با جرم بیش از ۵۰۰ برابر خورشید نشان دادند. چند هفته بعد، آنان پی بردند که نوسانات به علت خطای ابزار به وجود آمده است (یک دوربین دارای ابیراهی در تلسکوپ پرتو ایکس چاندرا).

به همین نحو، در سپتامبر ۲۰۰۲ گروه دیگری به رهبری «رولند ون در مارل» از موسسه‌ی علمی تلسکوپ فضایی (STSI) اعلام داشتند که با استفاده از تلسکوپ هابل علائم سیاهچاله‌ای را به جرم ۴۰۰۰ برابر خورشید در M15 (خوشه‌ی کروی در کهکشان راه شیری) یافته‌اند. در طول هفته‌‌های ارائه‌ی رسانه‌ای، آن‌ها دریافتند که بخشی از تجزیه و تحلیل‌هایشان را بر پایه‌ی یک مقاله‌ی نادرست انجام داده‌اند. وقتی‌که محاسبات‌شان را بازبینی کردند وجود سیاهچاله‌ی با جرم متوسط به عقیده‌ی ون در مارل «بیش از پیش در ابهام قرار گرفت».

«داگلاس ریچستن» اخترفیزیک‌ دانشگاه میشیگان خاطر نشان می‌کند که «این موضوع تله‌ای است برا ی ناآگاهان». با وجود این گام‌های اشتباه، چشمه‌های موجود در M82 و M15 هنوز به عنوان کاندیدای قابل بحث سیاهچاله‌ی جرم متوسط مطرح‌اند. در حقیقت، برخی از کارشناسان مانند «کول میلر» اخترفیزیکدانی از دانشگاه «مریلند» معتقدند چشمه‌ی M82 بهترین کاندیدایی است که تاکنون شناخته شده است.

جرم درون M82 درخشان‌ترین چشمه‌ی فراتابان پرتو ایکس (ULX) شناخته شده است. پژوهش‌گران از درخشندگی یک ULX بهره می‌گیرند تا جرم سیاهچاله‌ی مرتبط با آن را تخمین بزنند (ULX درخشان‌تر، سیاهچاله‌ی پرجرم‌تری دارد). در این مورد کارت و همکارانش نتیجه گرفتند که شیء مورد نظر دست‌کم جرمی حدود ۵۰۰ برابر خورشید دارد  (به خوبی بالاتر از دامنه‌ی جرم سیاهچاله‌های ستاره‌ای) که گرانش کافی پدید می‌آورد تا بر نیروی تشعشع چیره شود و ماده‌ کافی به داخل بکشد تا چنین تابش پرتو ایکس زیادی را پایدار نگه دارد. یک سیاهچاله‌ با ۱۰ جرم خورشید نمی‌توانست این درخشندگی را ایجاد کند چرا که از حد ادینگتون تجاوز می‌کرد. این نقطه‌ای است که نیروی برون‌سوی تابشی، کشش درون‌سوی گرانش و ریزش قرص برافزایشی را پشت سر می‌گذارد.

به هر حال راه گریزی موجود است؛ راهی برای شبه-UXL شمردن M82 بدون طلب کردن چیزی پر جرم‌تر از یک سیاهچاله‌ی جرم متوسط. اگر تابش به جای افشانده شدن یکنواخت به همه‌ی جهات، با یک فوران باریک از سیاهچاله  خارج شود، سیاهچاله‌ای بسیار کوچک‌تر و کم انرژی‌‌تر (در اندازه‌ی ستاره‌ای) می‌تواند درخشندگی پرتو ایکس را توضیح دهد. برای تحقیق امکان این موضوع، کارت M82 را همزمان در پرتو ایکس با چاندرا و طول موج رادیویی با «آرایه‌ی بسیار بزرگ» چهار مرتبه در سال ۲۰۰۴ رصد کرد. او توضیح می‌دهد: «اگر تابش‌ها از یک فوران می‌آمد، داده‌ی پرتو ایکس و رادیویی باید با یکدیگر تفاوت داشته باشند.» «آن‌گاه به طور قطع درمی‌یابیم که چنین جرمی به شکل ستونی تابش می‌کند.»

اخترشناسان تا این تاریخ (۲۰۰۴) بیش از ۱۰۰ ULX را فهرست کرده‌اند. «جان میلر» (اخترشناسی از CfA) می‌گوید: «بیشتر این‌ها احتمالا سیاهچاله‌هایی با ۱۰ جرم خورشید هستند ولی چندتایی از این‌ها ممکن است سیاهچاله‌های جرم متوسط از کار درآید.» در بهار ۲۰۰۳ میلر و دیگر همکارانش دو UXL (X1 و X2) را در کهکشان مارپیچی NGC 1313 آشکار کردند که ممکن است سیاهچاله‌هایی به جرم ۱۰۰ تا ۵۰۰ برابر خورشید باشند. میلر از طریق درخشندگی و سردی مرتبط با قرص برافزایشی که از تجزیه و تحلیل طیفی تعیین شده بود به سمت این اجرام کشیده شد. به طور غیر مستقیم یک قرص سرد سیاهچاله‌ای بزرگ‌تر از ابعاد ستاره‌ای را نشان می‌دهد زیرا افق رویداد وسیع‌تر است و سطح بیشتری برای تابش انرژی وجود دارد (از این رو دما کمتر است).

بیرون زدن ستون نور همیشه یکی از پی‌آمدهای چنین مواردی است. میلر مدعی است: «اگر در امتداد ستون نور یک جت پایین بیاییم انتظار داریم که تابش رادیوی درخشان‌تری نسبت به پرتو ایکس ببینیم». «با وجود رصدهای رادیویی گسترده تاکنون هیچ کس این موضوع را در X1 ندیده است.» هر چند او یادآور می‌شود که اخترشناسان رادیویی سراسر محوطه‌ی X2 را کاوش نکرده‌اند. «NGC 1313 یک کهکشان نسبتا بزرگ است و تمام بخش‌های آن از گونه‌گونی پوشیده شده است.»

اگر تابش به جای جت از طریق  مخروط‌های گسترده بتابد، ممکن است به شکل یک سحابی که چشمه‌ی پرتو ایکس را احاطه کرده آشکار شود. اما رصدهای در نور مرئی «مانفرد پاکول» و «لارنت میریونی» هر دو از رصدخانه‌ی استراسبورگ، نشان داد سحابی اطراف X1 و X2 کمابیش متقارن است. اگر پرتو ایکس به شکل ستون نور بتابد، انتظار داریم فاقد قسمت برآمده‌ی کشیده شده باشد.

پاکول همچنین سحابی‌ای به نام x9 را در کهکشان «هلمبرگ II» یافت که یک ULX را احاطه کرده است. پس از تابش پرتو ایکس سحابی یونیده می‌شود و پرتو نور مرئی را به شکل غیر ستونی بیرون می‌دهد. کول میلر شرح می‌دهد که: «تابش نوری مقدار انرژی کل را به ما نشان می‌دهد و تابشی که دیده می‌شود با چشمه‌ای بدون ستون نور سازگار است.»

«میچل بیگلمن» اخترفیزیکدانی از دانشگاه کلرادو استدلال می‌کند که حتا اگر شناسه‌ی تابش ستونی هم در این مثال چیره شود، کاندیداهای (IMBH) هنوز ممکن است فقط سیاهچاله‌های با ابعاد ستاره‌ای باشد. وی پیشنهاد می‌کند که تابش از پهلوی یک قرص برافزایشی بدون بیرون دمیدن گاز ورودی به خارج تراوش می‌کند. او می‌گوید: «تابش مانند یک جت بیرون نمی‌زند» بلکه «قرص برافزایشی مانند پنیر سویسی پرمنفذ است و تابش از این منافذ بیرون می‌آید». اگر تصویر او تایید شود جرم تخمین زده شده برای سیاهچاله‌ی مفروض ممکن است به اندازه‌ی گستره‌ی جرم سیاهچاله‌های با ابعاد ستاره پایین بیاید.

در میان داده‌های ناقص و نظریه‌های انعطاف‌پذیر شگفت‌آور نیست اگر تفسیرها گوناگون و عقاید پراکنده باشد. مجادله‌ی مشابهی هم بر جبهه‌ی [رصدهای] نوری مستولی شده است. سیاهچاله‌ی جرم متوسط منسوب به M15 مثال مفیدی است. وان در مارل در این باره می‌گوید: «همه موافقند که جرم تاریکی در مرکز خوشه باعث افزایش سرعت ستارگان می‌شود. […] اما این جرم تاریک چیست؟» یک سیاهچاله‌ی بزرگ چنان‌که در اصل ادعا می‌شود یا کوتوله‌های سفید یا ستاره‌های نوترونی؟ (بقایای معمولی ستارگان که انتظار می‌رود به هر روی در آن‌جا  جمع شده باشد.)

شبیه‌سازی N-Body که این مرتبه توسط «هولگر بامگارت» از دانشگاه توکیو رهبری می‌شد، نشان می‌دهد که «هیچ شیء پرجرم مرکزی برای توضیح داده‌های رصدی نیاز نیست، هر چند که قطعا نمی‌توان چنین شی‌ای را ندیده گرفت.»

وان در مارل می‌گوید: «در آخر من هم با آن‌ها موافقم.» همکار وی «کارل گبهارت» اخترشناسی از دانشگاه تگزاس هنوز به تفسیر سیاهچاله‌های جرم متوسط تکیه می‌کند اما می‌اندیشد حتا شواهد قوی‌تری در خوشه‌ی کروی G1 موجود است. در نظر گرفتن این مورد برای G1 بیشتر اجباری است چرا که این خوشه بسیار کم چگال‌تر از M15  است. در نتیجه کوتوله‌های سفید و ستاره‌های نوترونی کمتری در مرکز آن انباشته می‌شود. به همین دلیل، عدم اطمینان درباره‌ی سیاهچاله‌ی درون G1 بسیار کمتر از M15 است. او می‌گوید: «M15 بدترین جای ممکن برای جستجوی یک سیاهچاله است […] این جایی است که انتظار یافتن یک سیاهچاله را دارید اما انجام این کار بسیار دشوار است.» شاید شگفت‌آور نباشد که به هر صورت گروه بامگارت با مثال G1 متقاعد نشدند. آن‌ها ادعا می‌کنند مدل دینامیکی‌شان برای توجیه داده‌های رصدی بدون نیاز به وجود یک IMBH مناسب است. گبهارت بدون واهمه [از هدر دادن هزینه] برنامه‌ریزی کرد تا تلسکوپ هابل را به سوی دو خوشه‌ی دیگر در کهکشان آندرومدا نشانه رود. وی می‌گوید: «چگالی مرکزی آن‌ها حتا از G1 هم کمتر است. این موضوع مسئله‌ی بقایای تاریک را تا حد زیادی کاهش می‌دهد.» او همچنین می‌افزاید: «اگر افزایش سرعت به سمت مرکز این خوشه‌ها را مشاهده کنیم [نظریه] تقریبا خلل‌ناپذیر می‌شود.» او همچنین ۱۵ خوشه‌ی دیگر را نیز با تلسکوپ‌های نوری زمینی تحت نظر دارد. وی در این باره می‌گوید: «می‌توانید این کار را با یک تلسکوپ زمینی بزرگ‌تر مانند «جمینی» بهتر از هابل انجام دهید، به شرطی که خوشه‌ی درستی را انتخاب کرده باشید.»

در همین اثنا، اخترشناسان تکنیک دیگری را برای بدست آوردن سرعت‌های ستاره‌ای به کار گرفتند. به جای تعیین کردن سرعت از روی انتقال به سمت قرمز و آبی خطوط جذبی طیف یک ستاره، حرکت ستارگان می‌تواند از طریق تغییرات حقیقی در مکان‌شان بر نمودار ترسیم شود. تلسکوپ فضایی هابل از سال ۱۹۹۰ در مدار است؛ با آزمودن عکس‌های با دقت بالا که در حدود ۵ سال به طور جداگانه گرفته شده‌اند، اخترشناسان می‌توانند به دقت مشاهده‌ کنند که ستاره چقدر حرکت کرده است. گروهی از دانشگاه ییل به رهبری «گوردون دروکیه» پیشگام این تکنیک بودند، که استعداد بالقوه طولانی مدتی برای روشن کردن دینامیک خوشه‌های کروی دارد.

اما اگر سیاهچاله‌های جرم متوسط از گازها و ستارگان نزدیک‌شان تغذیه نکنند و (به تبع آن) هیچ علامت آشکاری از وجود آنان مشهود نباشد، چه می‌شود؟ در این مورد تنها راه‌کار شناخته شده که ممکن است موثر باشد جستجوی یک «رویداد ریزهم‌گرایی گرانشی» است (درخشان شدن نور یک ستاره که به علت جرم مشاهده نشده[ی مرئی] میان چشمه و ناظر پدید می‌آید).

ویستا (VISTA) تلسکوپ فروسرخی است که اکنون (۲۰۰۴) توسط ائتلافی انگلیسی در شیلی ساخته می‌شود. «دیوید بنت» اخترشناسی از نوتردام می‌گوید: این وسیله احتمالا بهترین ابزار پیمایش برای یافتن ریزهم‌گرایی گرانشی است. اگر چه او تصدیق می‌کند که این تاسیسات هنوز فهرست پروژه‌ی رسمی‌ای را انتخاب نکرده، می‌گوید: «تا زمانی که دسترسی خوبی به فراوانی IMBHها نداشته باشیم، تضمینی نمی‌دهم که این اجرام را در چنین جستجویی آشکار کنیم.»

اکنون واقعیت داشتن سیاهچاله‌های جرم متوسط و فراوانی پخش آن‌ها نه تنها برای طرفداران مشتاق بلکه برای همه، حاوی مسائل حل نشده‌ای است. «کرمندی» می گوید: آخرین پیشرفت‌ها در این زمینه تقریبا مشابه همانی است که در موضوع سیاهچاله‌های ابر پرجرم در میانه‌ی دهه‌ی ۱۹۸۰ بود. «اولین آشکارسازی قابل پذیرش [سیاهچاله‌ی ابرپرجرم] در ۱۹۸۸ منتشر شد و کارها از آن پس رو به بهبودی رفت. اکنون پیدا کردن فردی که به آن‌ها شک داشته باشد دشوار است.»

یافتن کسانی که به IMBHها شک دارند هنوز آسان است، اگرچه احساسی از اجماع عمومی مطالعات بیشتر بر این موضوع را تضمین می‌کند. مقدار زیادی از ریشه‌های علاقه‌مندی به سیاهچاله‌های متوسط (با جرم کمتر از ۱۰۰۰۰ جرم خورشید) به این عقیده‌ی گبهارت باز می‌گردد که آن‌ها تمایل دارند منشا یک سیاهاچاله‌ی ابرپرجرم باشند. اما آیا سیاهچاله‌ها با چنین ابعادی به وجود می‌آیند؟ یا برای مثال در جرم یک میلیون برابر خورشید یک افتادگی وجود دارد یعنی سیاهچاله با جرم پایین‌تر از این تشکیل نمی‌شود؟

کرمندی به داده‌های جاری سیاهچاله‌های جرم متوسط شک دارد اگر چه او با ناامیدی مایل است باور کند که: «امیدوارم طرفداران برحق باشند، اما نمی‌توان انتظار داشت که افکار پوچ و واهی ما را به سوی واقعیت‌ها پیش ببرد.» او می‌افزاید: «هنگامی که سیاهچاله‌های با ابعاد متوسط از نقطه نظر تئوریک در وضع مناسبی هستند ما نمی‌خواهیم با نبودن‌شان خسارت کلی به نظریه وارد کنیم.» او می‌گوید: «مباحث فیزیکی زیادی راجع به شکل‌گیری کهکشان‌ها وجود دارد که ما هنوز درکش نمی‌کنیم. این احتمالات را افزایش می‌دهد.»

مثلا «ریچستون» می‌تواند روایتی از ایجاد یک سیاهچاله‌ی ابرپرجرم خلق کند که گرفتار سیاهچاله‌های جرم متوسط، خوشه‌های کروی یا ULXها نباشد. او می‌گوید: کل جریان می‌تواند در پی فرو ریزش ابرهای غول‌پیکر گازی رخ دهد.

بعد از سال‌ها آزمودن در تاریکی وان در مارل می‌گوید: «تکنیک‌های رصدی فقط به نقطه‌ای رسیده است که می‌توانیم بعضی جواب‌ها را بگیریم. به هر حال باید در ظرف بیست سال [آینده] بفهمیم که IMBHها وجود دارند.»

گبهارت در سایه‌ی ظهور واحد‌های میدان فشرده (IFU) (فناوری جدیدی که روی تلسکوپ‌های پیشتاز مانند جمینی، کک و VLT نصب شده) خوش‌بین‌تر است. در گذشته اخترشناسان باید قسمت کوچکی از آسمان را می‌نگریستند تا اندازه‌گیری‌های طیفی از یک ستاره‌ی منفرد به‌دست آورند. اما فناوری جدید می‌تواند طیف همه‌ی ستارگان میدان دید را بگیرد. گبهارت می‌گوید: «این یک ابزار آرمانی برای خوشه‌های کروی است که به نوبه‌ی خود بهترین کاندیدا برای محوطه‌ی پرورش IMBHها است.» و ادامه می‌دهد: «این ابزار کاراتر نیست بلکه حداکثر سرعت [داده‌گیری‌] بهتری دارد.» او پیش‌بینی می‌کند، در عرض چند سال آینده خواهیم فهمید که سیاهچاله‌های جرم متوسط وجود دارند یا نه واگر وجود داشته باشند به فراوانی‌شان پی خواهیم برد.

اگر او درست گفته باشد خیلی زود تصویر روشنی از این‌که سیاهچاله‌ها چگونه «به بزرگی می‌رسند» خواهیم داشت تا یک بار دیگر جمله‌ای از شکسپیر را  برگیریم. ایزاک نیوتن مدعی بود که می‌تواند با ایستادن بر شانه‌ی غول‌ها دورتر را ببیند. در مورد سیاهچاله‌های ابرپرجرم، «بزرگی»  ممکن است از طریق ترکیب بخت، تمایل [به بلعیدن] و رشد بدون مرز دسته‌هایی از اجرام متوسط میانه‌ حال پدیدار شود که سرانجام درخور  قدرتمندترین موتورهای کیهان خواهند شد.

برگردان: آروین صداقت‌کیش