M-시그마 관계

M-시그마(또는 M-σ) 관계는 은하 팽대부의 항성 속도 분산 σ과 중심에 있는 초대질량 블랙홀의 질량 M 사이의 경험적 상관관계입니다.

M- σ 관계는 1999년 프랑스 Astrophysique de Paris에서 열린 컨퍼런스에서 처음 발표되었습니다. 블랙홀에 대한 페이버-잭슨 법칙이라고 불리는 이 관계의 제안된 형태는^[1]

${\displaystyle {\frac {M}{10^{8}M_{\odot }}}\approx 3.1\left({\frac {\sigma }{200~{\rm {km}}~{\rm {s}}^{-1}}}\right)^{4}.}$

여기서 $M$ ⊙ {\$displaystyle$ $M_{\odot}}$은 태양 질량입니다. 두 그룹이 관련 내용을 학술지에 게재한 것은 이듬해 이뤄졌습니다.^{[2] [3]} 최근^[6] 많은 연구들 중 하나는,^[4][5] 근처 은하계에서 점점 더 많은 블랙홀 질량의 표본을 근거로,

${\displaystyle {\frac {M}{10^{8}M_{\odot }}}\approx 1.9\left({\frac {\sigma }{200~{\rm {km}}~{\rm {s}}^{-1}}}\right)^{5.1}.}$

이전의 연구는 은하의 광도와 블랙홀 질량 사이의 관계를 보여주었는데,^[7] 블랙홀 질량은 오늘날 비슷한 수준의 산란을 가지고 있습니다.^[8][9] M-σ 관계는 일반적으로 초대질량 블랙홀의 성장과 은하 팽대부의 성장 사이에 어떤 기계적 피드백의 원천을 암시하는 것으로 해석되지만, 이 피드백의 원천은 여전히 불확실합니다.

M-σ 관계의 발견은 많은 천문학자들이 초질량 블랙홀이 은하의 기본 구성 요소임을 암시하기 위해 취했습니다. 약 2000년 이전에는 블랙홀의 단순한 감지가 주된 관심사였지만, 이후에는 은하의 중요한 구성 요소로서 초질량 블랙홀의 역할을 이해하는 것으로 관심이 바뀌었습니다. 이것은 직접적인 질량 측정을 하기에는 너무 먼 은하의 블랙홀 질량을 추정하고 우주의 전반적인 블랙홀 함량을 분석하는 관계를 주로 사용하게 되었습니다.

기원.

시간이 지남에 따라 산란이 증가할 것으로 예상되는 은하 합병 및 가스 강착과 같은 과정에도 불구하고, M-σ 관계의 견고성은 일종의 피드백이 블랙홀 질량과 항성 속도 분산 사이의 연결을 유지하는 역할을 한다는 것을 시사합니다. 그러한 메커니즘 중 하나는 1998년 조셉 실크와 마틴 리스에 의해 제안되었습니다.^[10] 이 저자들은 대부분의 팽대부 질량이 별로 변하기 전에 거대 가스 구름의 붕괴를 통해 초대질량 블랙홀이 처음 형성되는 모델을 제안했습니다. 이렇게 생성된 블랙홀은 부착 흐름에 역으로 작용하는 바람을 몰아 흡수하고 복사합니다. 유입되는 가스에 기계적 에너지가 침착되는 속도가 한 번의 교차 시간에 원시 은하의 결합을 해제할 수 있을 정도로 크다면 흐름은 중단될 것입니다. 실크 앤 리스 모형은 α = 5의 M-σ 관계에 대한 기울기를 예측하며, 이는 대략 정확합니다. 그러나 예측된 관계의 정규화는 1,000배 정도로 너무 작습니다.^{[citation needed]} 그 이유는 초질량 블랙홀이 형성될 때 방출되는 에너지가 항성 팽대부를 완전히 푸는 데 필요한 에너지보다 훨씬 많기 때문입니다.^{[citation needed]}

더 성공적인 피드백 모델은 2003년 레스터 대학의 앤드류 킹에 의해 처음으로 제시되었습니다.^[11] King의 모델에서는 Silk & Rees의 모델과 같이 에너지 전달이 아닌 모멘텀 전달을 통해 피드백이 발생합니다. "모멘텀 구동 흐름"은 기체 냉각 시간이 너무 짧아 본질적으로 흐름의 모든 에너지가 벌크 운동의 형태를 띠게 되는 흐름입니다. 그런 흐름에서 블랙홀이 방출하는 에너지의 대부분은 방사선으로 손실되고, 기체에 기계적으로 영향을 주는 것은 몇 퍼센트 밖에 남지 않습니다. King의 모형은 M- σ 관계에 대해 α = 4의 기울기를 예측하며 정규화는 정확합니다. 이는 실크 & 리스의 관계보다 약 10배 큰 c/ σ ≈ 인자입니다.

중요성

2000년에 M-σ 관계가 발견되기 전까지 세 가지 방법으로 도출된 블랙홀 질량 사이에는 큰 차이가 존재했습니다. 블랙홀 근처에서 별이나 가스의 움직임을 기반으로 한 직접적인 또는 동적인 측정은 팽대부 질량의 평균 ≈1% 정도의 질량을 제공하는 것처럼 보였습니다("마고리아 관계"). 활동은하핵에서의 회귀 매핑과 퀘이사 빛을 설명하는 데 필요한 블랙홀에서의 우주론적 밀도를 계산하는 소우탄 주장과 같은 두 가지 다른 기술은 모두 마고리아 관계에 의해 암시된 것보다 더 작은 ≈10 인자인 M/M의 평균값을 제공했습니다. M-σ 관계는 2000년 이전에 발표된 대부분의 직접적인 블랙홀 질량이 상당히 오류가 있었음을 보여줌으로써 이러한 불일치를 해결했는데, 아마도 이들의 기반이 된 데이터가 블랙홀의 동적 영향권을 해결하기에 불충분한 품질이었기 때문일 것입니다. 큰 초기형 은하에서 블랙홀 질량 대 팽대부 질량의 평균 비율은 현재 약 1:200이며, 덜 무거운 은하로 이동함에 따라 점점 더 작아집니다.

M-σ 관계의 일반적인 용도는 쉽게 측정되는 양의 σ를 사용하여 먼 은하의 블랙홀 질량을 추정하는 것입니다. 수천 개 은하의 블랙홀 질량은 이런 방식으로 추정돼 왔습니다. M-σ 관계는 또한 소위 2차 및 3차 질량 추정기를 보정하는 데 사용되며, 블랙홀 질량은 핵의 뜨거운 가스에서 나오는 방출선의 강도 또는 팽대부에서 가스의 속도 분산과 관련이 있습니다.

M-σ 관계의 팽팽함은 모든 팽대부가 초질량 블랙홀을 포함해야 한다는 제안으로 이어졌습니다. 그러나 블랙홀의 중력이 별이나 가스의 운동에 미치는 영향이 명확하게 나타나는 은하의 수는 여전히 매우 적습니다.^[15] 많은 은하에서 블랙홀을 감지하지 못한다는 것이 이 은하들이 블랙홀을 포함하지 않는다는 것을 의미하는지, 아니면 그들의 질량이 M-σ 관계에 의해 암시된 값보다 현저히 낮다는 것을 의미하는지, 아니면 데이터가 너무 빈약하여 블랙홀의 존재를 드러내지 못한다는 것을 의미하는지는 불분명합니다.

질량이 잘 결정된 가장 작은 초질량 블랙홀은 M ≈ 10을 가지고 있습니다. 질량 범위가 10~10인 블랙홀의 존재 M "중간질량 블랙홀"은 저질량 은하의 M-σ 관계에 의해 예측되며, 이들 은하의 M 값은 매우 불확실하지만 활동적인 은하핵을 포함하는 많은 은하에서 중간질량 블랙홀의 존재는 비교적 잘 확립되어 있습니다. 질량이 10¹⁰ 이상인 초질량 블랙홀에 대해서는 뚜렷한 증거가 발견되지 않았습니다. M_☉,비록 이것은 관측된 σ 상한의 예상된 결과일 수도 있습니다.

참고 항목

• 페이버-잭슨 관계
• 은하의 형성과 진화
• 시그마-D 관계

참고문헌