Vztah M – sigma - M–sigma relation
M-sigma (nebo M - σ ) vztah je empirický vztah mezi hvězdné disperzní rychlost å části galaxie vyboulení a hmoty M na černé díry v jejím středu.
Vztah M - σ byl poprvé představen v roce 1999 během konference na Institut d'astrophysique de Paris ve Francii . Navrhovaná forma vztahu, kterému se říkalo „Faber -Jacksonův zákon pro černé díry“, byla
kde je sluneční hmotnost . Zveřejnění vztahu v recenzovaném časopise, dvě skupiny, se konal následující rok . Jedna z mnoha nedávných studií, založená na rostoucím vzorku publikovaných hmot černých děr v blízkých galaxiích, dává
Dřívější práce prokázaly vztah mezi svítivostí galaxie a hmotností černé díry, která má v dnešní době srovnatelnou úroveň rozptylu. Vztah M - σ je obecně interpretován jako implikace nějakého zdroje mechanické zpětné vazby mezi růstem supermasivních černých děr a růstem boulí galaxií, i když zdroj této zpětné vazby je stále nejistý.
Objev M - σ vztah byla pořízena mnoha astronomů znamenat, že supermasivní černé díry jsou základními složkami galaxií. Asi před rokem 2000 byla hlavní starostí jednoduchá detekce černých děr, zatímco poté se zájem změnil na pochopení role supermasivních černých děr jako kritické složky galaxií. To vedlo k hlavnímu využití vztahu k odhadu hmot černé díry v galaxiích, které jsou příliš vzdálené na to, aby bylo možné provést přímá měření hmotnosti, a k testování celkového obsahu černé díry ve vesmíru.
Původ
Těsnost vztahu M - σ naznačuje, že určitý druh zpětné vazby působí na udržení spojení mezi hmotou černé díry a disperzí hvězdné rychlosti, a to navzdory procesům, jako jsou fúze galaxií a narůstání plynu, u nichž lze očekávat, že časem zvýší rozptyl. Jeden takový mechanismus navrhli Joseph Silk a Martin Rees v roce 1998. Tito autoři navrhli model, ve kterém se supermasivní černé díry nejprve vytvoří kolapsem obřích plynných mraků, než se většina hmoty vyboulení promění ve hvězdy. Takto vytvořené černé díry by se pak shromažďovaly a vyzařovaly, pohánějící vítr, který působí zpět na tok akrece. Tok by se zastavil, pokud by rychlost ukládání mechanické energie do padajícího plynu byla dostatečně velká na to, aby uvolnila protogalaxy během jednoho přechodového času . Model Silk a Rees předpovídá sklon pro vztah M - σ α = 5 , což je přibližně správné. Předpovězená normalizace vztahu je však příliš malá asi o faktor tisíc. Důvodem je, že při vzniku supermasivní černé díry se uvolní mnohem více energie, než je potřeba k úplnému uvolnění hvězdné boule.
Úspěšnější model zpětné vazby poprvé představil Andrew King na univerzitě v Leicesteru v roce 2003. V Kingově modelu dochází ke zpětné vazbě spíše přenosem hybnosti než přenosem energie, jako v případě modelu Silk & Rees. „Tok poháněný hybností“ je takový, ve kterém je doba chlazení plynu tak krátká, že v podstatě veškerá energie v proudu je ve formě hromadného pohybu. Při takovém toku je většina energie uvolněné černou dírou ztracena zářením a jen několik procent zbývá mechanicky ovlivnit plyn. Kingův model předpovídá pro vztah M - σ sklon α = 4 a normalizace je přesně správná; to je zhruba o faktor c / å ≈ 10 3 krát větší než v hedvábí & Rees vztahem.
Důležitost
Předtím, než byl v roce 2000 objeven vztah M - σ , existoval velký rozdíl mezi hmotami černé díry odvozenými pomocí tří technik. Zdálo se, že přímé nebo dynamické měření založené na pohybu hvězd nebo plynu v blízkosti černé díry dávalo průměrně ≈1% vyboulené hmoty („Magorianův vztah“). Dvě další techniky - mapování dozvuku v aktivních galaktických jádrech a Sołtanův argument , který vypočítává kosmologickou hustotu v černých dírách potřebných k vysvětlení kvazarového světla - obě poskytly průměrnou hodnotu vyboulení M / M, která byla faktorem ≈10 menším, než se předpokládalo. podle magorského vztahu. Vztah M - σ tento rozpor vyřešil tím, že ukázal, že většina přímých hmot černé díry publikovaných před rokem 2000 byla významně chybná, pravděpodobně proto, že data, na nichž byly založeny, neměla dostatečnou kvalitu k vyřešení dynamické sféry vlivu černé díry . Průměrný poměr hmotnosti černé díry a vyboulené hmoty ve velkých galaxiích raného typu je nyní považován za přibližně 1: 200 a stále menší, když se člověk přesouvá do méně hmotných galaxií.
Běžným používáním vztahu M - σ je odhad hmotnosti černé díry ve vzdálených galaxiích pomocí snadno měřitelné veličiny σ. Tímto způsobem byly odhadnuty hmotnosti černé díry v tisících galaxií. Vztah M - σ se také používá ke kalibraci takzvaných sekundárních a terciárních odhadů hmotnosti, které vztahují hmotnost černé díry k síle emisních čar z horkého plynu v jádru nebo k disperzi rychlosti plynu v bouli.
Těsnost vztahu M - σ vedla k návrhům, že každá boule musí obsahovat supermasivní černou díru. Počet galaxií, ve kterých je jednoznačně vidět účinek gravitace černé díry na pohyb hvězd nebo plynu, je však stále poměrně malý. Není jasné, zda nedostatek detekce černých děr v mnoha galaxiích implikuje, že tyto galaxie neobsahují černé díry; nebo že jejich hmotnosti jsou výrazně pod hodnotou implikovanou vztahem M - σ ; nebo že data jsou prostě příliš chudá na to, aby odhalila přítomnost černé díry.
Nejmenší černá díra s dobře stanovené hmotnosti má M BH ≈ 10 6 M ☉ . Existence černých děr v hmotnostním rozsahu 10 2 –10 5 M ☉ („ černé díry s mezilehlou hmotností “) je předpovídána vztahem M - σ v galaxiích s nízkou hmotností a existence černých děr se střední hmotností byla přiměřeně dobře zavedené v řadě galaxií, které obsahují aktivní galaktická jádra , přestože hodnoty M bh v těchto galaxiích jsou velmi nejisté. Pro ultramasivní černé díry s hmotností nad 10 10 M ☉ nebyly nalezeny žádné jasné důkazy , i když to může být očekávaný důsledek pozorované horní hranice σ .