Relação M – sigma - M–sigma relation
O M-sigma (ou M - σ ) relação é uma relação empírica entre o estelar dispersão da velocidade σ de um Galaxy protuberância e a massa M do buraco negro no seu centro.
A relação M - σ foi apresentada pela primeira vez em 1999, durante uma conferência no Institut d'astrophysique de Paris, na França . A forma proposta da relação, que foi chamada de "lei Faber-Jackson para buracos negros", foi
onde está a massa solar . A publicação da relação em jornal arbitrado, por dois grupos, ocorreu no ano seguinte . Um dos muitos estudos recentes, com base na amostra crescente de massas publicadas de buracos negros em galáxias próximas, dá
Trabalhos anteriores demonstraram uma relação entre a luminosidade da galáxia e a massa do buraco negro, que hoje em dia tem um nível comparável de dispersão. A relação M - σ é geralmente interpretada como implicando em alguma fonte de feedback mecânico entre o crescimento de buracos negros supermassivos e o crescimento de protuberâncias de galáxias, embora a fonte desse feedback ainda seja incerta.
A descoberta da relação M - σ foi considerada por muitos astrônomos como uma implicação de que os buracos negros supermassivos são componentes fundamentais das galáxias. Antes de cerca de 2000, a principal preocupação era a simples detecção de buracos negros, enquanto depois o interesse mudou para entender o papel dos buracos negros supermassivos como um componente crítico das galáxias. Isso levou aos principais usos da relação para estimar as massas dos buracos negros em galáxias que estão muito distantes para que as medições diretas de massa sejam feitas e para avaliar o conteúdo geral dos buracos negros do Universo.
Origem
A rigidez da relação M - σ sugere que algum tipo de feedback atua para manter a conexão entre a massa do buraco negro e a dispersão da velocidade estelar, apesar de processos como fusões de galáxias e acréscimo de gás que podem aumentar a dispersão ao longo do tempo. Um desses mecanismos foi sugerido por Joseph Silk e Martin Rees em 1998. Esses autores propuseram um modelo no qual os buracos negros supermassivos se formam pela primeira vez através do colapso de nuvens de gás gigantes antes que a maior parte da massa protuberante se transforme em estrelas. Os buracos negros criados dessa forma se acumulariam e irradiariam, impulsionando um vento que atuaria de volta no fluxo de acumulação. O fluxo pararia se a taxa de deposição de energia mecânica no gás em queda fosse grande o suficiente para desvincular a protogaláxia em um tempo de passagem . O modelo de Silk e Rees prevê uma inclinação para a relação M - σ de α = 5 , que é aproximadamente correta. No entanto, a normalização prevista da relação é muito pequena por cerca de um fator de mil. A razão é que há muito mais energia liberada na formação de um buraco negro supermassivo do que o necessário para desassociar completamente a protuberância estelar.
Um modelo de feedback mais bem-sucedido foi apresentado pela primeira vez por Andrew King na Universidade de Leicester em 2003. No modelo de King, o feedback ocorre por meio de transferência de momentum, em vez de transferência de energia, como no caso do modelo de Silk & Rees. Um "fluxo impulsionado pelo momento" é aquele em que o tempo de resfriamento do gás é tão curto que essencialmente toda a energia no fluxo está na forma de movimento em massa. Nesse fluxo, a maior parte da energia liberada pelo buraco negro é perdida em radiação e apenas uma pequena porcentagem é deixada para afetar o gás mecanicamente. O modelo de King prevê uma inclinação de α = 4 para a relação M - σ , e a normalização está exatamente correta; é aproximadamente um fator c / σ ≈ 10 3 vezes maior do que na relação de Silk & Rees.
Importância
Antes da relação M - σ ser descoberta em 2000, existia uma grande discrepância entre as massas dos buracos negros derivadas de três técnicas. Medições diretas ou dinâmicas baseadas no movimento de estrelas ou gás perto do buraco negro pareciam dar massas que eram em média ± 1% da massa protuberante (a "relação Magorriana"). Duas outras técnicas- mapeamento reverberação em núcleos galácticos activos , e o argumento Soltān , que calcula a densidade cosmológica em buracos negros necessários para explicar o Quasar luz-ambos deram um valor médio de H / H protuberância que era um factor de ≈10 menor do que implícita pela relação magorriana. A relação M - σ resolveu esta discrepância mostrando que a maioria das massas diretas dos buracos negros publicadas antes de 2000 estavam significativamente erradas, presumivelmente porque os dados nos quais foram baseadas eram de qualidade insuficiente para resolver a esfera de influência dinâmica do buraco negro . A proporção média entre a massa do buraco negro e a massa protuberante em grandes galáxias de tipo inicial é agora considerada cerca de 1: 200 , e cada vez menor à medida que se move para galáxias menos massivas.
Um uso comum da relação M - σ é estimar as massas dos buracos negros em galáxias distantes usando a quantidade facilmente medida σ. As massas dos buracos negros em milhares de galáxias foram estimadas desta forma. A relação M - σ também é usada para calibrar os chamados estimadores de massa secundária e terciária, que relacionam a massa do buraco negro com a força das linhas de emissão do gás quente no núcleo ou com a velocidade de dispersão do gás no bojo.
A rigidez da relação M - σ levou a sugestões de que cada protuberância deve conter um buraco negro supermassivo. No entanto, o número de galáxias nas quais o efeito da gravidade do buraco negro sobre o movimento das estrelas ou do gás é visto de forma inequívoca ainda é muito pequeno. Não está claro se a falta de detecção de buracos negros em muitas galáxias implica que essas galáxias não contêm buracos negros; ou que suas massas estão significativamente abaixo do valor implícito pela relação M - σ ; ou que os dados são simplesmente muito pobres para revelar a presença do buraco negro.
O menor buraco negro supermassivo com uma massa bem determinada tem M bh ≈ 10 6 M ☉ . A existência de buracos negros na faixa de massa 10 2 –10 5 M ☉ (" buracos negros de massa intermediária ") é prevista pela relação M - σ em galáxias de baixa massa, e a existência de buracos negros de massa intermediária foi razoavelmente bem estabelecido em várias galáxias que contêm núcleos galácticos ativos , embora os valores de M bh nessas galáxias sejam muito incertos. Nenhuma evidência clara foi encontrada para buracos negros ultra-massivos com massas acima de 10 10 M ☉ , embora isso possa ser uma consequência esperada do limite superior observado para σ .