Соотношение M–сигма (или M – σ ) представляет собой эмпирическую корреляцию между дисперсией скоростей звезд σ галактического балджа и массой M сверхмассивной черной дыры в его центре.
Соотношение M – σ было впервые представлено в 1999 году на конференции в Институте астрофизики в Париже во Франции . Предложенная форма соотношения, которая была названа «законом Фабера–Джексона для черных дыр», была [1]
где - масса Солнца . Публикация соотношения 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 галактики и массой черной дыры, [7] которая в настоящее время имеет сопоставимый уровень рассеяния. [8] [9] Соотношение M – σ обычно интерпретируется как подразумевающее некий источник механической обратной связи между ростом сверхмассивных черных дыр и ростом галактических балджей, хотя источник этой обратной связи все еще не определен.
Открытие отношения M – σ было воспринято многими астрономами как указание на то, что сверхмассивные черные дыры являются фундаментальными компонентами галактик. Примерно до 2000 года основной заботой было простое обнаружение черных дыр, в то время как после этого интерес переключился на понимание роли сверхмассивных черных дыр как критического компонента галактик. Это привело к основному использованию отношения для оценки масс черных дыр в галактиках, которые слишком далеки для проведения прямых измерений массы, и для анализа общего содержания черных дыр во Вселенной.
Теснота отношения M – σ предполагает, что некая обратная связь действует для поддержания связи между массой черной дыры и дисперсией скоростей звезд, несмотря на такие процессы, как слияния галактик и аккреция газа , которые, как можно было бы ожидать, увеличивают разброс с течением времени. Один из таких механизмов был предложен Джозефом Силком и Мартином Ризом в 1998 году. [10] Эти авторы предложили модель, в которой сверхмассивные черные дыры сначала образуются путем коллапса гигантских газовых облаков до того, как большая часть массы балджа превратится в звезды. Черные дыры, созданные таким образом, затем будут аккрецировать и излучать, вызывая ветер, который будет действовать обратно на поток аккреции. Поток остановится, если скорость осаждения механической энергии в падающий газ будет достаточно большой, чтобы освободить протогалактику за одно время пересечения. Модель Силка и Риза предсказывает наклон для отношения M – σ α = 5 , что приблизительно верно. Однако предсказанная нормализация отношения слишком мала примерно в тысячу раз. [ необходима цитата ] Причина в том, что при образовании сверхмассивной черной дыры выделяется гораздо больше энергии, чем необходимо для полного отделения 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 Риза. «Поток, управляемый импульсом», — это поток, в котором время охлаждения газа настолько коротко, что по сути вся энергия в потоке находится в форме объемного движения. В таком потоке большая часть энергии, выделяемой черной дырой, теряется на излучение, и только несколько процентов остается для механического воздействия на газ. Модель Кинга предсказывает наклон α = 4 для отношения M – σ , и нормализация совершенно верна; он примерно на коэффициент c / σ ≈ 10 3 больше, чем в отношении Силка и Риза.
До того, как в 2000 году было обнаружено соотношение 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 вблизи черной дыры, по-видимому, давали массы, которые в среднем составляли ≈1% от массы балджа («соотношение Магорриана»). Два других метода — картирование реверберации в активных ядрах галактик и аргумент Солтана , который вычисляет космологическую плотность в черных дырах, необходимую для объяснения света квазаров , — оба дали среднее значение M / M балджа , которое было в ≈10 раз меньше, чем подразумевает соотношение Магорриана. Соотношение M – σ разрешило это расхождение, показав, что большинство прямых масс черных дыр, опубликованных до 2000 года, были существенно ошибочными, предположительно потому, что данные, на которых они основывались, были недостаточно качественными, чтобы разрешить динамическую сферу влияния черной дыры . [13] В настоящее время считается, что среднее отношение массы черной дыры к массе балджа в крупных галактиках раннего типа составляет приблизительно 1:200 и становится все меньше по мере перехода к менее массивным галактикам.
Обычно отношение M – σ используется для оценки масс черных дыр в далеких галактиках с использованием легко измеряемой величины σ. Массы черных дыр в тысячах галактик были оценены таким образом. Отношение M – σ также используется для калибровки так называемых вторичных и третичных оценок массы, которые связывают массу черной дыры с силой линий излучения горячего газа в ядре или с дисперсией скоростей газа в балдже. [14]
Теснота отношения M – σ привела к предположениям, что каждый балдж должен содержать сверхмассивную черную дыру. Однако число галактик, в которых однозначно наблюдается 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 отношением M – σ ; или что данные просто слишком скудны, чтобы выявить присутствие черной дыры. [16]
Наименьшая сверхмассивная черная дыра с хорошо определенной массой имеет M bh ≈ 10 6 M ☉ . [13] [ требуется обновление ] Существование черных дыр в диапазоне масс 10 2 –10 5 M ☉ (« черные дыры промежуточной массы ») предсказывается соотношением M – σ в галактиках с малой массой, и существование черных дыр промежуточной массы было достаточно хорошо установлено в ряде галактик, содержащих активные галактические ядра , хотя значения M bh в этих галактиках весьма 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 σ . [18]
