Зависимость M – сигма (или M – σ ) представляет собой эмпирическую корреляцию между дисперсией звездных скоростей σ балджа галактики и массой M сверхмассивной черной дыры в ее центре.
Отношение M – σ было впервые представлено в 1999 году во время конференции в Парижском институте астрофизики во Франции . Предложенная форма соотношения, получившая название «закон Фабера – Джексона для черных дыр», была [1]
где масса Солнца . Публикация этого отчета 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]
Ранее работа продемонстрировала связь между светимостью галактики и массой черной дыры, [7] которая в настоящее время имеет сопоставимый уровень разброса. [8] [9] Зависимость M – σ обычно интерпретируется как подразумевающая некий источник механической обратной связи между ростом сверхмассивных черных дыр и ростом балджей галактик, хотя источник этой обратной связи до сих пор неясен.
Открытие связи M – σ было воспринято многими астрономами как подтверждение того, что сверхмассивные черные дыры являются фундаментальными компонентами галактик. Примерно до 2000 года основной заботой было простое обнаружение черных дыр, а затем интерес сменился на понимание роли сверхмассивных черных дыр как важнейшего компонента галактик. Это привело к тому, что это соотношение стало широко использоваться для оценки масс черных дыр в галактиках, которые слишком далеки для проведения прямых измерений массы, а также для анализа общего содержания черных дыр во Вселенной.
Строгость зависимости M – σ предполагает, что какая-то обратная связь поддерживает связь между массой черной дыры и дисперсией скоростей звезд, несмотря на такие процессы, как слияние галактик и аккреция газа , которые, как можно было бы ожидать, со временем увеличивали разброс. 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 аккрецироваться и излучать энергию, вызывая ветер, который воздействует обратно на аккреционный поток. Поток остановился бы, если бы скорость выделения механической энергии в падающий газ была достаточно велика, чтобы развязать протогалактику за одно время пересечения. Модель Силка и Риса предсказывает наклон зависимости M – σ α = 5 , что примерно верно. Однако предсказанная нормализация отношения слишком мала примерно в тысячу раз. [ нужна цитата ] Причина в том, что при образовании сверхмассивной черной дыры выделяется гораздо больше энергии, чем необходимо для полного освобождения звездной выпуклости. [ нужна 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. «Поток, управляемый импульсом», - 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 на механическое воздействие на газ. Модель Кинга предсказывает наклон α = 4 для отношения M – σ , и нормализация совершенно правильна; это примерно в фактор c / σ ≈ 10 3 раз больше, чем в соотношении Силка и Риса.
До того, как в 2000 году была открыта зависимость M – σ , существовало большое расхождение между массами черных дыр, полученными с помощью трех методов. [12] Прямые, или динамические, измерения, основанные на движении звезд или газа вблизи черной дыры, по-видимому, дали массы, которые в среднем составляли ≈1% массы балджа («Магоррианское соотношение»). Два других метода — картирование реверберации в активных галактических ядрах и аргумент Солтана , который вычисляет космологическую плотность в черных дырах, необходимую для объяснения света квазара — оба дали среднее значение M / M балджа , которое было в ≈10 раз меньше, чем предполагалось. по Магоррианскому соотношению. Соотношение M – σ разрешило это несоответствие, показав, что большинство прямых масс черных дыр, опубликованных до 2000 года, были существенно ошибочными, предположительно потому, что данные, на которых они были основаны, были недостаточного качества для определения динамической сферы влияния черной дыры . [13] В настоящее время считается, что среднее отношение массы черной дыры к массе балджа в больших галактиках раннего типа составляет примерно 1 : 200 и становится все меньше по мере перехода к менее массивным галактикам.
Обычно соотношение M – σ используется для оценки масс черных дыр в далеких галактиках с использованием 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]
Строгость соотношения M – σ привела к предположению, что каждая балдж должна содержать сверхмассивную черную дыру. Однако число галактик, в которых однозначно наблюдается влияние гравитации черной дыры на движение звезд или газа, еще весьма невелико. [15] Неясно, означает ли отсутствие обнаружений 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 просто слишком скудны, чтобы выявить наличие черной дыры. [16]
Самая маленькая сверхмассивная черная дыра с вполне определенной массой имеет M bh ≈ 10 6 M ☉ . [13] [ требует обновления ] Существование черных дыр в диапазоне масс 10 2 –10 5 M ☉ (« черные дыры промежуточной массы ») предсказывается соотношением M – σ в галактиках малой массы, а также существование Черные дыры промежуточной массы достаточно хорошо установлены в ряде галактик, содержащих активные галактические ядра , хотя значения M bh в этих галактиках весьма неопределенны. [17] Никаких четких доказательств существования сверхмассивных черных дыр с массой выше 10 10 M ☉ обнаружено не было , хотя это может быть ожидаемым следствием наблюдаемого верхнего предела σ . [18]
