Relacja M-sigma - M–sigma relation
M Sigma (lub M - σ ) związek empiryczny związek pomiędzy gwiazdowego dyspersji prędkość Ď z Galaxy wypukłości i masa M z czarnej dziury w jej środku.
M - σ relacja została po raz pierwszy zaprezentowana w 1999 roku podczas konferencji w Institut d'astrophysique de Paris we Francji . Proponowana forma relacji, którą nazwano „prawem Fabera–Jacksona dla czarnych dziur”, była
gdzie jest masa Słońca . Publikacja relacji w recenzowanym czasopiśmie przez dwie grupy miała miejsce w następnym roku . Jedno z wielu ostatnich badań, oparte na rosnącej próbce opublikowanych mas czarnych dziur w pobliskich galaktykach, daje:
Wcześniejsze prace wykazały związek między jasnością galaktyki a masą czarnej dziury, która obecnie ma porównywalny poziom rozproszenia. M - σ związek jest zasadniczo interpretować jako pewnego źródła mechanicznego sprzężenia pomiędzy wzrostem czarnych dziur i wzrostu wybrzuszenia Galaxy, chociaż źródło tego sprzężenia jest wciąż niepewny.
Odkrycie relacji M – σ wielu astronomów sugerowało, że supermasywne czarne dziury są podstawowymi składnikami galaktyk. Przed około 2000 r. głównym problemem było proste wykrywanie czarnych dziur, podczas gdy później zainteresowanie zmieniło się w zrozumienie roli supermasywnych czarnych dziur jako krytycznego składnika galaktyk. Doprowadziło to do głównych zastosowań tej relacji do szacowania mas czarnych dziur w galaktykach, które są zbyt odległe, aby można było wykonać bezpośrednie pomiary masy, oraz do badania ogólnej zawartości czarnej dziury we Wszechświecie.
Pochodzenie
Ścisłość relacji M – σ sugeruje, że pewien rodzaj sprzężenia zwrotnego działa w celu utrzymania związku między masą czarnej dziury a dyspersją prędkości gwiazdowej, pomimo procesów, takich jak łączenie się galaktyk i akrecja gazu, które mogą zwiększać rozproszenie w czasie. Jeden z takich mechanizmów został zasugerowany przez Josepha Silka i Martina Reesa w 1998 roku. Autorzy ci zaproponowali model, w którym supermasywne czarne dziury powstają najpierw poprzez zapadanie się gigantycznych obłoków gazu, zanim większość masy zgrubienia zamieni się w gwiazdy. Powstałe w ten sposób czarne dziury akreowałyby i promieniowały, napędzając wiatr, który działa z powrotem na przepływ akrecyjny. Przepływ zatrzymałby się, gdyby tempo osadzania energii mechanicznej we wpadającym gazie było wystarczająco duże, aby rozłączyć protogalaktykę w czasie jednego przejścia . Model Silka i Reesa przewiduje nachylenie dla relacji M – σ α = 5 , które jest w przybliżeniu poprawne. Przewidywana normalizacja relacji jest jednak zbyt mała, około tysiąca. Powodem jest to, że podczas formowania się supermasywnej czarnej dziury uwalnia się znacznie więcej energii, niż jest potrzebne do całkowitego uwolnienia gwiezdnego zgrubienia.
Bardziej udany model sprzężenia zwrotnego został po raz pierwszy zaprezentowany przez Andrew Kinga na Uniwersytecie w Leicester w 2003 roku. W modelu Kinga sprzężenie zwrotne zachodzi raczej poprzez transfer pędu niż transfer energii, jak w przypadku modelu Silka i Reesa. „Przepływ napędzany pędem” to taki, w którym czas chłodzenia gazu jest tak krótki, że zasadniczo cała energia w przepływie ma postać ruchu masowego. W takim przepływie większość energii uwalnianej przez czarną dziurę jest tracona na promieniowanie, a tylko kilka procent pozostaje, aby wpłynąć mechanicznie na gaz. Model Kinga przewiduje nachylenie α = 4 dla relacji M – σ , a normalizacja jest dokładnie poprawna; jest to z grubsza współczynnik c / σ ≈ 10 3 razy większy niż w relacji Silka i Reesa.
Znaczenie
Zanim w 2000 r. odkryto zależność M – σ , istniała duża rozbieżność między masami czarnych dziur uzyskanymi trzema technikami. Bezpośrednie lub dynamiczne pomiary oparte na ruchu gwiazd lub gazu w pobliżu czarnej dziury wydawały się dawać masy średnio 1% masy zgrubienia ("relacja Magorrian"). Dwie inne techniki — mapowanie pogłosu w aktywnych jądrach galaktycznych oraz argument Sołtana , który oblicza kosmologiczną gęstość w czarnych dziurach potrzebną do wyjaśnienia światła kwazara — obie dały średnią wartość wybrzuszenia M / M, która była o czynnik ≈10 mniejsza niż implikowano. przez relację magorską. M - σ relacja rozwiązać tę rozbieżność, pokazując, że większość bezpośrednich mas czarnych dziur opublikowanych przed 2000 były istotnie w wyniku błędu, przypuszczalnie dlatego, że dane, na których zostały one oparte były o niewystarczającej jakości, aby rozwiązać czarnej dziury dynamiczną strefę wpływów . Obecnie uważa się, że średni stosunek masy czarnej dziury do masy wypukłości w dużych galaktykach wczesnego typu wynosi około 1:200 i jest coraz mniejszy w miarę przemieszczania się do mniej masywnych galaktyk.
Powszechnym zastosowaniem relacji M – σ jest szacowanie mas czarnych dziur w odległych galaktykach za pomocą łatwo mierzonej wielkości σ. W ten sposób oszacowano masy czarnych dziur w tysiącach galaktyk. M - σ związek jest również stosowany do kalibrowania tak zwane estymatorów masowe drugorzędowe i trzeciorzędowe, które dotyczą czarnej masy odwiertu wytrzymałości linii emisyjnych z gorącym gazem w jądrze lub do dyspersji prędkości gazu w wypukłości.
Ścisłość relacji M – σ doprowadziła do sugestii, że każde wybrzuszenie musi zawierać supermasywną czarną dziurę. Jednak liczba galaktyk, w których wpływ grawitacji czarnej dziury na ruch gwiazd lub gazu jest jednoznacznie widoczny, jest wciąż niewielka. Nie jest jasne, czy brak wykrywania czarnych dziur w wielu galaktykach oznacza, że galaktyki te nie zawierają czarnych dziur; lub że ich masy są znacznie poniżej wartości wynikającej z zależności M – σ ; lub że dane są po prostu zbyt ubogie, aby ujawnić obecność czarnej dziury.
Najmniejsza supermasywna czarna dziura o dobrze określonej masie ma M bh ≈ 10 6 M ☉ . Istnienie czarnych dziur w zakresie mas 10 2 -10 5 M ☉ ( „ pośrednim masowe czarnych dziur ”), zgodnie z przewidywaniami M - σ relacji galaktyki małej masie i istnienie pośredniej masy czarnych dziur jest dość dobrze ugruntowane w wielu galaktyk, które zawierają galaktyka aktywna , chociaż wartości M IDMSA w tych galaktyk są bardzo niepewne. Nie znaleziono wyraźnych dowodów na istnienie ultramasywnych czarnych dziur o masach powyżej 10 10 M ☉ , chociaż może to być oczekiwaną konsekwencją zaobserwowanej górnej granicy σ .