М-сигма (или М - σ ) соотношение является эмпирической корреляцией между звездной дисперсией скоростей сгом в виде галактики выпуклости и масса М сверхмассивной черной дыры в ее центре.
Отношение M - σ было впервые представлено в 1999 году на конференции в Институте астрофизики Парижа во Франции . Предложенная форма связи, которую назвали «законом Фабера – Джексона для черных дыр», была [1]
где - масса Солнца . Публикация статьи в рецензируемом журнале двумя группами состоялась в следующем году . [2] [3] Одно из многих недавних исследований [4] [5], основанное на растущей выборке опубликованных масс черных дыр в близлежащих галактиках, дает [6]
Более ранние работы продемонстрировали связь между светимостью галактик и массой черной дыры [7], которая в настоящее время имеет сопоставимый уровень рассеяния. [8] [9] Соотношение M - σ обычно интерпретируется как подразумевающий некоторый источник механической обратной связи между ростом сверхмассивных черных дыр и ростом балджей галактик, хотя источник этой обратной связи все еще остается неясным.
Открытие связи M - σ было воспринято многими астрономами как предположение, что сверхмассивные черные дыры являются фундаментальными компонентами галактик. Примерно до 2000 года главной заботой было простое обнаружение черных дыр, а после этого интерес сменился пониманием роли сверхмассивных черных дыр как критического компонента галактик. Это привело к основным применениям отношения для оценки масс черных дыр в галактиках, которые слишком далеки для прямых измерений массы, и для анализа общего содержания черных дыр во Вселенной.
Источник
Плотность связи M - σ предполагает, что какая-то обратная связь действует для поддержания связи между массой черной дыры и дисперсией звездных скоростей, несмотря на такие процессы, как слияние галактик и аккреция газа, которые, как можно ожидать, увеличивают разброс со временем. Один из таких механизмов был предложен Джозефом Силком и Мартином Рисом в 1998 году. [10] Эти авторы предложили модель, в которой сверхмассивные черные дыры сначала образуются в результате коллапса гигантских газовых облаков, прежде чем большая часть массы балджа превратится в звезды. Созданные таким образом черные дыры затем будут срастаться и излучаться, вызывая ветер, который действует обратно на аккреционный поток. Поток остановился бы, если бы скорость передачи механической энергии падающему газу была бы достаточно большой, чтобы развязать протогалактику за одно время пересечения . Модель шелка и Рис предсказывает наклон для М - сг отношение & alpha ; = 5 , что примерно правильно. Однако прогнозируемая нормализация отношения слишком мала примерно в тысячу раз. [ необходима цитата ] Причина в том, что при образовании сверхмассивной черной дыры выделяется гораздо больше энергии, чем требуется для полного развязывания звездного балджа. [ необходима цитата ]
Более успешная модель обратной связи была впервые представлена Эндрю Кингом в Университете Лестера в 2003 году. [11] В модели Кинга обратная связь происходит посредством передачи импульса, а не передачи энергии, как в случае модели Силка и Риса. «Импульсный поток» - это поток, в котором время охлаждения газа настолько короткое, что по существу вся энергия в потоке находится в форме объемного движения. В таком потоке большая часть энергии, выделяемой черной дырой, теряется на излучение, и лишь несколько процентов остается для механического воздействия на газ. Модель Кинга предсказывает наклон α = 4 для отношения M - σ , и нормализация в точности верна; это примерно коэффициент c / σ ≈ 10 3 раза больше, чем в соотношении Силк и Рис.
Важность
До того, как в 2000 году была обнаружена связь M - σ , существовало большое расхождение между массами черных дыр, полученными с использованием трех методов. [12] Прямые или динамические измерения, основанные на движении звезд или газа около черной дыры, по-видимому, дали массы, которые в среднем составляли ≈1% от массы балджа («соотношение Магорриана»). Два других метода - отображение реверберации в активных ядрах галактик и аргумент Солтана , который вычисляет космологическую плотность в черных дырах, необходимую для объяснения света квазара, - дали среднее значение балджа M / M, которое было в ≈10 раз меньше предполагаемого. отношением Магорриана. Отношение M - σ разрешило это несоответствие, показав, что большая часть прямых масс черных дыр, опубликованных до 2000 года, была в значительной степени ошибочной, предположительно из-за того, что данные, на которых они были основаны, были недостаточного качества для определения динамической сферы влияния черной дыры . [13] Среднее отношение массы черной дыры к массе балджа в больших галактиках ранних типов сейчас считается примерно 1: 200 и становится все меньше по мере того, как человек движется к менее массивным галактикам.
Обычно отношение M - σ используется для оценки масс черных дыр в далеких галактиках с помощью легко измеряемой величины σ. Таким образом были оценены массы черных дыр в тысячах галактик. Соотношение M - σ также используется для калибровки так называемых вторичных и третичных оценок массы, которые связывают массу черной дыры с силой эмиссионных линий горячего газа в ядре или с дисперсией скорости газа в балдже. [14]
Плотность связи M - σ привела к предположению, что каждая выпуклость должна содержать сверхмассивную черную дыру. Однако количество галактик, в которых однозначно проявляется влияние гравитации черной дыры на движение звезд или газа, все еще довольно мало. [15] Неясно, означает ли отсутствие обнаружения черных дыр во многих галактиках, что эти галактики не содержат черных дыр; или что их массы значительно ниже значения, подразумеваемого соотношением M - σ ; или что данные слишком скудны, чтобы выявить присутствие черной дыры. [16]
Самая маленькая сверхмассивная черная дыра с точно определенной массой имеет M bh ≈ 10 6 M ☉ . [13] Существование черных дыр в диапазоне масс 10 2 –10 5 M ☉ (« черные дыры промежуточной массы ») предсказывается соотношением M - σ в галактиках с малой массой, а также существованием черных дыр промежуточных масс. дыры были достаточно хорошо установлены в ряде галактик, содержащих активные ядра галактик , хотя значения M bh в этих галактиках очень неопределенны. [17] Не было найдено четких доказательств существования сверхмассивных черных дыр с массами выше 10 10 M ☉ , хотя это может быть ожидаемым следствием наблюдаемого верхнего предела для σ . [18]
Смотрите также
Рекомендации
- ^ Мерритт, Дэвид (1999). Гребни, F .; Мамон, Джорджия; Charmandaris, V. (ред.). Черные дыры и эволюция галактик . Динамика галактик: от ранней Вселенной до наших дней . 197 . Тихоокеанское астрономическое общество . С. 221–232 . arXiv : astro-ph / 9910546 . Bibcode : 2000ASPC..197..221M . ISBN 978-1-58381-024-8. Неизвестный параметр
|book-title=
игнорируется ( справка ) - ^ Феррарез, Ф. и Мерритт, Д. (2000), Фундаментальная связь между сверхмассивными черными дырами и их родительскими галактиками , Астрофизический журнал , 539 , L9-L12
- ^ Гебхардт, К. и др. (2000), Связь между ядерной массой черной дыры и дисперсией скорости галактики , The Astrophysical Journal , 539 , L13 – L16
- ^ Корменди, Джон; Хо, Луис К. (2013) Коэволюция (или нет) сверхмассивных черных дыр и родительских галактик
- ^ Дэвис, Б.Л. и др. (2017), Обновление соотношения (масса сверхмассивной черной дыры) - (угол шага спирального рукава): сильная корреляция для галактик с псевдобульгами
- ^ МакКоннелл, Нью-Джерси и др. (2011), Две черные дыры с массой в десять миллиардов солнечных в центрах гигантских эллиптических галактик , Nature , 480 , 215–218.
- ^ Magorrian, J .; Tremaine, S .; Richstone, D .; Бендер, Р .; Bower, G .; Дресслер, А .; Faber, SM; Гебхардт, К .; Green, R .; Grillmair, C .; Kormendy, J .; Лауэр Т. (1998). «Демография массивных темных объектов в центрах галактик». Астрономический журнал . 115 (6): 2285–2305. arXiv : astro-ph / 9708072 . Bibcode : 1998AJ .... 115.2285M . DOI : 10.1086 / 300353 . S2CID 17256372 .
- ^ Саворньяном, Giulia AD; Грэм, Алистер В. (2015), Сверхмассивные черные дыры на диаграмме MBH-σ не принадлежат к более (сухим) слитым галактикам
- ^ Джулия А.Д. Саворгнан и др. (2016), Сверхмассивные черные дыры и их сфероиды. II. Красная и синяя последовательность на диаграмме MBH-M *, сфера
- ^ Силк, Дж. И Рис, М. (1998), Квазары и формирование галактик , Астрономия и астрофизика , 331 , L1 – L4
- ^ Король, Эндрю (2003). «Черные дыры, образование галактик и связь MBH-σ». Астрофизический журнал . 596 (1): L27 – L29. arXiv : astro-ph / 0308342 . Bibcode : 2003ApJ ... 596L..27K . DOI : 10.1086 / 379143 . S2CID 9507887 .
- ^ Мерритт, Д. и Феррарез, Л. (2001), Связь черных дыр с выпуклостями [1]
- ^ а б Мерритт, Дэвид (2013). Динамика и эволюция ядер галактик . Принстон, Нью-Джерси: Издательство Принстонского университета. ISBN 9781400846122.
- ^ Петерсон, Б. (2008), Центральная черная дыра и отношения с родительской галактикой , New Astronomy Reviews , 52 , 240–252
- ^ Батчелдор, Д. (2010), «Отношение M - σ, полученное из аргументов сферы влияния», The Astrophysical Journal , 711 (2): L108 – L112, arXiv : 1002.1705 , Bibcode : 2010ApJ ... 711L.108B , doi : 10.1088 / 2041-8205 / 711/2 / L108 , S2CID 118559296
- ^ Валлури, М. и др. (2004), Трудности с восстановлением масс сверхмассивных черных дыр по звездным кинематическим данным , Астрофизический журнал , 602 , 66–92.
- ^ Хо, Л. (2008), Ядерная активность в близлежащих галактиках , Annual Review of Astronomy & Astrophysics , 46 , 475–539.
- ^ Batcheldor, D. et al. (2007), Насколько особенные галактики ярчайших скоплений? , Астрофизический журнал , 663 , L85 – L88.