Relação M-sigma

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A relação M-sigma (ou MBH-\sigma)é uma correlação empírica entre a dispersão de velocidades \sigma de um bulbo galáctico e a massa M de um buraco negro supermaciço no centro da galáxia.

Esta relação pode ser expressa matematicamente como


M \propto \sigma^\alpha .

Um estudo recente, baseado na amostragem completa das massas dos buracos negros em galáxias próximas publicadas, [1] atribui

\log(M/M_\odot) = 8.12\pm0.08~+~(4.24\pm0.41)\log(\sigma/200~{\rm km}~{\rm }s^{-1}).

A dispersão sobre a relação média é comparável àquela de outras relações empíricas entre a massa do buraco negro e outras propriedades galácticas.[1] A pequena dispersão é geralmente interpretada como a implicação de uma fonte de feedback mecânico entre o crescimento dos buracos negros supermaciços e o crescimento dos bulbos galácticos , apesar de a fonte deste feedback permanecer incerta.

A relação M-\sigma foi descoberta em 2000 [2] [3] por duas equipes independentes. Estudos anteriores já haviam demonstrado uma possível relação entre a luminosidade de uma galáxia e a massa de seu buraco negro,[4] mas esta relação possuia uma dispersão maior e não levou à conclusão de que todas as galáxias luminosas deveriam ter um buraco negro. A descoberta da relação M-\sigma foi um "divisor de águas" na pesquisa dos buracos negros situados no centro das galáxias. Antes desta descoberta a principal preocupação dos pesquisadores era a mera detecção dos buracos negros, e após a descoberta desta relação o interesse passou a ser o entendimento dos buracos negros supermaciços como um componente crítico das galáxias. Isto levou a uma das principais utilidades do uso desta relação, que é a estimativa das massas dos buracos negros em galáxias que estão distantes demais para que medições diretas sejam possíveis, e para estipular a proporção de buracos negros no universo como um todo.

Origem[editar | editar código-fonte]

A forte correlação da relação M-\sigma sugere que algum tipo de feedback atua para manter a conexão entre a massa do buraco negro e a velocidade de dispersão estelar, independente de processos como a fusão galáctica e a acreção de gás, que devem provocar o aumento da dispersão com o decorrer do tempo. Um mecanismo deste tipo foi sugerido por Joseph Silk e Martin Rees em 1998.[5] Estes autores propuseram um modelo no qual buracos negros supermaciços se formavam primariamente a partir do colapso de uma nuvem de gás gigante antes que a maior parte da massa do bulbo tenha se transformado em estrelas. Os buracos negros criados desta maneira passariam a apresentar acreção e radiação, impulsionando o vento que corre contrário ao fluxo da acreção. Este fluxo seria interrompido se a taxa de deposição da energia mecânica no gás que é atraído pelo buraco negro fosse alta o bastante para desligar uma protogaláxia em um tempo de cruzamento. O modelo de Silk e Rees prevê um declive para a relação M-\sigma de \alpha=5, um tanto maior que o observado, mas prevê também a normalização aproximada correta desta relação.

Importância[editar | editar código-fonte]

Antes da descoberta da relação M-\sigma em 2000, uma grande discrepância existia entre as massas dos buracos negros derivadas pela utilização de três técnicas.[6] A medição direta ou dinâmica, baseada no movimento das estrelas ou gases nas proximidades do buraco negro pareciam resultar numa massa do buraco negro equivalente a ~1% da massa do bulbo (a "relação de Magorrian"). Duas outras técnicas -- o mapeamento de reverberação nos núcleos galácticos ativos e o argumento de Soltan, que calculam a densidade cosmológica em buracos negros precisava explicar a luminosidade dos quasars — ambos davam um valor de M/M_{\rm bulbo} numa ordem ~10 menor que aquele resultante da relação de Magorrian. A relação M-\sigma resolveu esta discrepância demonstrando que a maioria das massas dos buracos negros publicadas antes de 2000 continham erros significativos, presumivelmente porque os dados nos quais se baseavam eram de qualidade insuficiente para definir a esfera de influência dinâmica dos buracos negros. Atualmente é aceito que a razão média da massa dos buracos negros em relação à massa do bulbo é de aproximadamente 0.1%,[7] por exemplo, um bulbo contendo um bilhão de massas solares conterá um buraco negro de aproximadamente um milhão de massas solares.

Um uso comum da relação M-\sigma é a estimativa das massas dos buracos negros em galáxias distantes utilizando a quantidade de fácil medição \sigma. A massa de buracos negros em milhares de galáxias têm sido estimada através deste método. A relação M-\sigma também é utilizada para para calibrar os chamados estimadores secundários e terciários, que relacionam a massa dos buracos negros à força das linhas de emissão dos gases aquecidos no núcleo ou à velocidade da dispersão do gás no bulbo.[8]

A relação M-\sigma é tão estrita que ela tem levado à sugestão de que todo bulbo galáctico deve conter um buraco negro supermaciço. No entanto, o número de galáxias nas quais o efeito da gravidade do buraco negro no movimento das estrelas é observado inequivocadamente permanece bastante reduzido.[9] Ainda não é certo se a ausência de detecção de buracos negros em muitas galáxias implica na não-existência de buracos negros nessas galáxias; ou se suas massas são significativamente menores que o valor dado pela relação M-\sigma; ou se os dados ainda são insuficientes para revelar a presença do braco negro.[10]

O menor buraco negro supermaciço cuja massa foi determinada possui M≈106 massas solares. A existência de buracos negros na variação de massa de 10^4-10^6 massas solares ("buracos negros e massa intermediária") é prevista pela relação M-\sigma em galáxias de menor massa, e a existência de buracos negros de massa intermediária tem sido razoavelmente bem estabelecida em várias galáxias que contêm um núcleo galáctico ativo, apesar de o valor de M nessas galáxias ser incerto.[11] Nenhuma evidência clara foi encontrada para buracos negros ultramaciços com massas acima de 1010 massas solares, apesar de isto ser uma consequencia esperada do limite máximo observado para \sigma.[12]

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências[editar | editar código-fonte]

  1. a b Gultekin, K. et al. (2009), The M-\sigma and M-L Relations in Galactic Bulges, and Determinations of Their Intrinsic Scatter, Astrophysical Journal, 698, 198-221
  2. Ferrarese, F. e Merritt, D. (2000), A Fundamental Relation between Supermassive Black Holes and Their Host Galaxies, The Astrophysical Journal, 539, L9-L12
  3. Gebhardt, K. et al. (2000), A Relationship between Nuclear Black Hole Mass and Galaxy Velocity Dispersion, The Astrophysical Journal, 539, L13-L16
  4. Magorrian, J. et al. (1998), The Demography of Massive Dark Objects in Galaxy Centers, The Astronomical Journal, 115, 2285-2305
  5. Silk, J. e Rees, M. (1998), Quasars and galaxy formation, Astronomy and Astrophysics, 331, L1-L4
  6. Merritt, D. e Ferrarese, L. (2001), Relationship of Black Holes to Bulges [1]
  7. Merritt, D. e Ferrarese, L. (2001), Black hole demographics from the M-\sigma relation, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 320, L30-L34
  8. Peterson, B. (2008), The central black hole and relationships with the host galaxy, New Astronomy Reviews, 52, 240-252
  9. Batcheldor, D. (2010), "The M-σ Relation Derived from Sphere of Influence Arguments", The Astrophysical Journal 711: L108-L112, doi:10.1088/2041-8205/711/2/L108, Bibcode2010ApJ...711L.108B, http://adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...711L.108B 
  10. Valluri, M. et al. (2004), Difficulties with Recovering the Masses of Supermassive Black Holes from Stellar Kinematical Data, The Astrophysical Journal, 602, 66-92
  11. Ho, L. (2008), Nuclear activity in nearby galaxies, Annual Review of Astronomy & Astrophysics, 46, 475-539
  12. Batcheldor, D. et al. (2007), How Special Are Brightest Cluster Galaxies?, The Astrophysical Journal, 663, L85-L88