El mapeo de reverberación (o mapeo de eco ) es una técnica astrofísica para medir la estructura de la región de líneas anchas (BLR) alrededor de un agujero negro supermasivo en el centro de una galaxia activa , y así estimar la masa del agujero. Se considera una técnica de estimación de masa "primaria", es decir, la masa se mide directamente a partir del movimiento que su fuerza gravitatoria induce en el gas cercano. [1]
La ley de la gravedad de Newton define una relación directa entre la masa de un objeto central y la velocidad de un objeto más pequeño en órbita alrededor de la masa central. Por lo tanto, para la materia que orbita alrededor de un agujero negro, la masa del agujero negro está relacionada por la fórmula
a la velocidad RMS Δ V del gas que se mueve cerca del agujero negro en la región de la línea de emisión ancha, medida a partir del ensanchamiento Doppler de las líneas de emisión gaseosas. En esta fórmula, R BLR es el radio de la región de la línea ancha; G es la constante de gravitación ; y f es un "factor de forma" poco conocido que depende de la forma de la BLR.
Si bien Δ V se puede medir directamente mediante espectroscopia , la determinación necesaria de R BLR es mucho menos sencilla. Aquí es donde entra en juego el mapeo de reverberación. [2] Utiliza el hecho de que los flujos de líneas de emisión varían fuertemente en respuesta a cambios en el continuo, es decir, la luz del disco de acreción cerca del agujero negro. En pocas palabras, si el brillo del disco de acreción varía, las líneas de emisión, que se excitan en respuesta a la luz del disco de acreción, "reverberarán", es decir, variarán en respuesta. Pero la luz del disco de acreción tardará algún tiempo en llegar a la región de líneas anchas. Por lo tanto, la respuesta de la línea de emisión se retrasa con respecto a los cambios en el continuo. Suponiendo que este retraso se debe únicamente a los tiempos de viaje de la luz, se puede medir la distancia recorrida por la luz, correspondiente al radio de la región de líneas de emisión anchas.
Sólo un pequeño puñado (menos de 40) de núcleos galácticos activos han sido "mapeados" con precisión de esta manera. Un enfoque alternativo es utilizar una correlación empírica entre R BLR y la luminosidad del continuo. [1]
Otra incertidumbre es el valor de f . En principio, la respuesta del BLR a las variaciones en el continuo podría utilizarse para mapear la estructura tridimensional del BLR. En la práctica, la cantidad y calidad de los datos necesarios para llevar a cabo dicha deconvolución son prohibitivos. Hasta aproximadamente 2004, f se estimaba ab initio basándose en modelos simples para la estructura del BLR. Más recientemente, el valor de f se ha determinado de manera de lograr que la relación M–sigma para galaxias activas concuerde lo mejor posible con la relación M–sigma para galaxias inactivas. [1] Cuando f se determina de esta manera, el mapeo de reverberación se convierte en una técnica de estimación de masa “secundaria”, en lugar de “primaria”.
