잔향 지도

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반향 매핑(또는 에코 매핑) 뒤의 원리에 대한 애니메이션.초거대 블랙홀 주위의 응축 원반에서 나오는 빛은 주변 넓은 선 영역에서 흩어져 더 붉은 파장에서 지연된 메아리를 일으킨다.

반향 매핑(또는 에코 매핑)은 활성 은하의 중심에 있는 초질량 블랙홀 주위의 광선 영역(BLR)의 구조를 측정하여 구멍의 질량을 추정하는 천체물리학 기법이다.그것은 "일차적인" 질량 추정 기법으로 간주된다. 즉, 질량은 그것의 중력이 인근 기체에서 유도하는 운동으로부터 직접 측정된다.^[1]

뉴턴의 중력 법칙은 중심 물체의 질량과 중심 질량 주위의 궤도에 있는 작은 물체의 속도 사이의 직접적인 관계를 정의한다.따라서 블랙홀을 공전하는 물질의 경우 블랙홀 $질량{\displaystyle {}_{}}$ M$∙{\$M_{\$bullet$}}}은 공식과 관련이 있다$$.

${\displaystyle GM_{\bullet }=f\,R_{\text{BLR}}\,(\Delta V)^{2}}$

가스 방출 라인의 확대 도플러로부터 측정된 넓은 방출 라인 영역의 블랙홀 근처에서 이동하는 가스의 RMS 속도 ΔV.이 공식에서 R은_BLR 광선 영역의 반지름이고, G는 중력의 상수이며, f는 BLR의 모양에 따라 달라지는 잘 알려져 있지 않은 "형성 인자"이다.

ΔV는 분광법을 사용하여 직접 측정할 수 있지만, R의_BLR 필요한 결정은 훨씬 간단하지 않다.여기서 반향 지도 제작이 시작된다.^[2]연속체의 변화에 따라 방출 라인 플럭스가 강하게 변화한다는 점, 즉 블랙홀 근처의 점착 원반에서 나오는 빛을 활용한다.간단히 말해, 억양 디스크의 밝기가 다르면, 억양 디스크의 빛에 반응하여 흥분하는 배출 라인은 "검증한다" 즉, 반응에 따라 달라진다.그러나 발작 원반에서 나오는 빛이 광선 지역에 도달하는 데는 다소 시간이 걸릴 것이다.따라서 연속체의 변화에 대해 방출선 반응이 지연된다.이러한 지연이 단지 가벼운 이동 시간 때문이라고 가정할 때 광선 영역의 반경에 해당하는 빛에 의한 이동 거리를 측정할 수 있다.

이렇게 해서 소수의 활성 은하핵(40미만)만이 정확하게 '매핑'되었다.대안적 접근방법은_BLR R과 연속성 사이의 경험적 상관관계를 사용하는 것이다.^[1]

또 다른 불확실성은 f의 값이다.원칙적으로 연속체의 변화에 대한 BLR의 반응은 BLR의 3차원 구조를 설계하는 데 사용될 수 있다.실제로 그러한 디콘볼루션을 수행하는 데 필요한 데이터의 양과 품질은 엄청나게 높다.2004년경까지, F는 BLR 구조에 대한 간단한 모델에 기초하여 추정되었다.보다 최근에는 활성 은하의 M-시그마 관계를 대기 은하의 M-시그마 관계와 가장 잘 가능한 합의로 끌어내기 위해 f의 값이 결정되었다.^[1]이런 식으로 f가 결정되면 반향 매핑은 "기본"인 질량 추정 기법이 아니라 "2차"가 된다.

참조 및 참고 사항

외부 링크

• 잔향 매핑 ppt-표시(2005)