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图17 艺术家关于甚长基线阵列（VLBA）的艺术效果图些天线可以共同给出分辨率与孔径几乎等于地球半径的望远镜相同的图像
同时具有空间意义上的高分辨率和光谱意义上的高分辨率（意味着我们可以非常精确地识别光谱中某个特定的波长），是一种非常强大的结合。
哈佛大学的吉姆·莫兰（JimMoran）所领导的研究小组，利用多普勒效应对附近一个名为NGC4258的星系中心黑洞周围的吸积盘使用VLBA进行了观测。
他们测量了在整个旋转的吸积盘上波长变化的特定光谱信号（被称为“水脉泽”
），并利用随着发出脉泽的物质靠近和远离地球时导致的红移和蓝移，来探测物质在黑洞周围给定距离的轨道上运动速度的变化。
这些精确的数据证实了物质绕着黑洞转动的轨道正如开普勒定律所描述的那样，这些轨道如图18所示。
图18 VLBA测量了星系NGC4258（也被称为梅西耶106的吸积盘上绕中心黑洞转动的分立脉泽的分布。
这个黑洞的质量是太阳质量的4000万倍
旋转的物质
在质量是我们太阳质量1亿倍的黑洞的最内稳定轨道中，角动量是典型星系中绕转的物质的角动量的万分之一。
显然，要让物质被黑洞所吸积，就需要除去绝大部分的角动量，而这正是通过吸积盘实现的。
吸积盘中的轨道可以被近似地看成圆形，尽管实际上它们是两侧略微收缩成螺旋状的。
开普勒定律表明，在半径较小的轨道上的物质将比在半径稍大的轨道上的物质运动得更快。
这种较差转动使得黑洞能够吸收构成吸积盘的等离子体：快速旋转的更加靠内的轨道上的物质，会与半径稍大的相邻轨道上旋转较慢的物质发生摩擦，从而产生热量。
这种速度上的差异意味着，由于黏性湍流效应，稍大的轨道上的物质将被拖快一些；相应地，更靠内的轨道上的物质将被拖慢一些。
因此，由于轨道运动进一步增加，角动量会从内部物质传递到外部物质，同时将物质加热。
总体而言角动量是守恒的，内部物质可以逐步失去角动量，因而更容易被黑洞吞噬。
请注意，如果轨道上的一团物质角动量太大，那么它将远离所绕转的质心——它将因移动得太快而无法靠近。
什么样的黏性效应可能与吸积盘内的等离子体有关呢？在这种情况下，原子间的黏度会很小，构成吸积盘的气态等离子体稠度与糖浆相差甚远。
实际上，磁场对于将角动量转移出来可能非常重要。
磁场从何而来？吸积盘中的等离子体非常热，因此原子被部分电离为电子和带正电的核子。
如同詹姆斯·克拉克·麦克斯韦（JamesClerkMaxwell）的方程所描述，带电粒子流和移动的电荷会产生磁场。
只要存在非常微弱的磁场，它们就可以被较差自转[1]拉伸和放大，并被等离子体的湍流所修正，直至达到所需的黏度。
这就是所谓“磁旋转不稳定性”
的基础。
20世纪90年代初，在弗吉尼亚大学工作的史蒂夫·拜尔巴斯（SteveBalbus）和约翰·霍利（JohnHawley）最早意识到了这种机制的重要性。
通过黏性湍流和其他可能的方式，等离子体最终会失去角动量，并在更靠近黑洞的、比其半径更小的轨道上绕转。
一旦气态等离子体到达最内稳定轨道，不再需要任何摩擦力就可以落入黑洞，此后就再也看不到它了，但它会增加黑洞的质量和自旋。
吸积盘看起来是什么样的，它们有多热
我们已经看到，黏性和湍流效应在去除轨道物质的角动量方面起着重要作用，因为它们，物质大可以在更近的地方绕黑洞运动，并被黑洞吞噬。
不过，黏性作用会导致的一个后果是，整体的轨道螺旋运动被转换为随机的热运动，物质变热了。
物质的随机热运动越剧烈，其所拥有的热能就越多，温度也越高。
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