天文學家利用詹姆斯・韋布太空望遠鏡（JWST）的紅外線影像，配合一種新的逐像素顏色分析方法，找出四對「小紅點」（Little Red Dots，LRDs）候選體。LRDs是JWST在早期宇宙發現的一批體積細小、顏色非常偏紅的天體，普遍被視為可能處於黑洞快速成長階段，但它們的真正身分仍然有爭議。81

這次結果顯示，早期宇宙或許存在一批數量出乎意料地多、相距只有千秒差距尺度的黑洞配對候選體。這些天體可能是日後星系及黑洞合併的前身，但暫時不能當作已經確認的黑洞雙星，更不是直接探測到黑洞合併或引力波。81

逐像素分析如何找出容易被忽略的配對？

傳統針對緊湊天體的搜尋方法，通常會把整個天體當成單一光源處理。當兩個紅色核心距離太近，影像可能會將它們混成一點，令配對難以辨認。

研究團隊改為檢查影像中每一個像素的紅外線顏色，同時放寬對天體「夠不夠緊湊」的要求，於是能夠分辨出原本可能被視為單一物件的近距離或重疊配置。8

四對候選體在COSMOS-Web影像中的角距離介乎0.2至1.2角秒。對於如此遙遠的天體來說，這是非常接近的視覺分隔。8

光譜證據：它們不是單純視線重疊？

在其中兩對候選體中，JWST的COSMOS-3D無狹縫光譜觀測，於每一對的兩個成員身上都測到位於相同觀測波長的發射線。

如果把這些高等值寬、寬闊的發射線解讀為氫α（H-alpha）線，兩對天體的共同紅移分別是5.822及5.464。這種結果支持兩個成員實際上互相接近，而不是兩個毫無關係的天體恰巧位於同一條視線上。8

根據光譜紅移推算，兩個系統的投影分隔距離分別約為1.64及7.36千秒差距，即約5,300及24,000光年。它們發出的光，來自約125億至128億年前的宇宙。8

研究團隊再用統計模擬目錄作比較，發現單靠視線方向上的偶然投影，難以解釋這麼近的分隔距離。推算出來的小尺度LRD聚集程度，約為把JWST大尺度活動星系核（AGN）相關訊號外推後的20至30倍。8

對黑洞快速成長有何意義？

如果兩個LRD都包含正在吸積物質的黑洞，星系相互接近及合併時，黑洞質量可以逐步合併，氣體亦可能被推向合併後的中心，為新一輪快速吸積提供燃料。

黑洞合併加上持續吸積，可能是大爆炸後相對短的時間內，建立超大質量黑洞的一條途徑。這一點尤其重要，因為LRD經常被視為早期超大質量黑洞成長階段的候選天體，但它們為何看似能夠如此迅速增長，至今仍未有定論。81

合併不是唯一解釋

另一個重要可能性，是LRD主要由持續而異常快速的氣體吸積形成，而不一定以合併作為主導機制。部分模型及光譜研究認為，LRD可能是埋藏在光學厚、密集氣體包層或「氣體繭」內的活動星系核；這些氣體既可以提供吸積燃料，也會改變天體呈現出來的紅色光譜。32

兩種情況並不互相排斥：高密度氣體可以在合併前、合併期間及合併後，持續促進黑洞高速吸積。現有證據仍不足以判斷早期黑洞成長中，究竟有多少比例來自合併，又有多少來自單純吸積。83

更大規模JWST觀測或可揭開答案

如果把逐像素選取方法應用到更廣、更深的JWST巡天資料，研究人員便能更準確量度LRD的近距離配對率及相關函數，包括：LRD多常有近距離伴星、配對率如何隨紅移及亮度改變，以及合併是否普遍到足以成為早期黑洞成長的重要渠道。8

這些統計結果亦可用來推算早期黑洞雙星的合併率及質量，從而改善未來太空引力波觀測任務，例如LISA及擬議中的分德赫茲引力波探測器的目標選擇和事件率預測。5

現階段，這項研究最有力的結論，是早期宇宙中存在數量超出預期的近距離LRD配對；至於它們是否真的會合併成黑洞雙星，以及最終何時合併，仍有待更多光譜及統計觀測確認。8

天文學家利用詹姆斯・韋布太空望遠鏡（JWST）的紅外線影像，配合一種新的逐像素顏色分析方法，找出四對「小紅點」（Little Red Dots，LRDs）候選體。LRDs是JWST在早期宇宙發現的一批體積細小、顏色非常偏紅的天體，普遍被視為可能處於黑洞快速成長階段，但它們的真正身分仍然有爭議。81

這次結果顯示，早期宇宙或許存在一批數量出乎意料地多、相距只有千秒差距尺度的黑洞配對候選體。這些天體可能是日後星系及黑洞合併的前身，但暫時不能當作已經確認的黑洞雙星，更不是直接探測到黑洞合併或引力波。81

逐像素分析如何找出容易被忽略的配對？

傳統針對緊湊天體的搜尋方法，通常會把整個天體當成單一光源處理。當兩個紅色核心距離太近，影像可能會將它們混成一點，令配對難以辨認。

研究團隊改為檢查影像中每一個像素的紅外線顏色，同時放寬對天體「夠不夠緊湊」的要求，於是能夠分辨出原本可能被視為單一物件的近距離或重疊配置。8

四對候選體在COSMOS-Web影像中的角距離介乎0.2至1.2角秒。對於如此遙遠的天體來說，這是非常接近的視覺分隔。8

光譜證據：它們不是單純視線重疊？

在其中兩對候選體中，JWST的COSMOS-3D無狹縫光譜觀測，於每一對的兩個成員身上都測到位於相同觀測波長的發射線。

如果把這些高等值寬、寬闊的發射線解讀為氫α（H-alpha）線，兩對天體的共同紅移分別是5.822及5.464。這種結果支持兩個成員實際上互相接近，而不是兩個毫無關係的天體恰巧位於同一條視線上。8

根據光譜紅移推算，兩個系統的投影分隔距離分別約為1.64及7.36千秒差距，即約5,300及24,000光年。它們發出的光，來自約125億至128億年前的宇宙。8

研究團隊再用統計模擬目錄作比較，發現單靠視線方向上的偶然投影，難以解釋這麼近的分隔距離。推算出來的小尺度LRD聚集程度，約為把JWST大尺度活動星系核（AGN）相關訊號外推後的20至30倍。8

對黑洞快速成長有何意義？

如果兩個LRD都包含正在吸積物質的黑洞，星系相互接近及合併時，黑洞質量可以逐步合併，氣體亦可能被推向合併後的中心，為新一輪快速吸積提供燃料。

黑洞合併加上持續吸積，可能是大爆炸後相對短的時間內，建立超大質量黑洞的一條途徑。這一點尤其重要，因為LRD經常被視為早期超大質量黑洞成長階段的候選天體，但它們為何看似能夠如此迅速增長，至今仍未有定論。81

合併不是唯一解釋

另一個重要可能性，是LRD主要由持續而異常快速的氣體吸積形成，而不一定以合併作為主導機制。部分模型及光譜研究認為，LRD可能是埋藏在光學厚、密集氣體包層或「氣體繭」內的活動星系核；這些氣體既可以提供吸積燃料，也會改變天體呈現出來的紅色光譜。32

兩種情況並不互相排斥：高密度氣體可以在合併前、合併期間及合併後，持續促進黑洞高速吸積。現有證據仍不足以判斷早期黑洞成長中，究竟有多少比例來自合併，又有多少來自單純吸積。83

更大規模JWST觀測或可揭開答案

如果把逐像素選取方法應用到更廣、更深的JWST巡天資料，研究人員便能更準確量度LRD的近距離配對率及相關函數，包括：LRD多常有近距離伴星、配對率如何隨紅移及亮度改變，以及合併是否普遍到足以成為早期黑洞成長的重要渠道。8

這些統計結果亦可用來推算早期黑洞雙星的合併率及質量，從而改善未來太空引力波觀測任務，例如LISA及擬議中的分德赫茲引力波探測器的目標選擇和事件率預測。5

現階段，這項研究最有力的結論，是早期宇宙中存在數量超出預期的近距離LRD配對；至於它們是否真的會合併成黑洞雙星，以及最終何時合併，仍有待更多光譜及統計觀測確認。8