La relación M-sigma (o M – σ ) es una correlación empírica entre la dispersión de la velocidad estelar σ de un bulbo galáctico y la masa M del agujero negro supermasivo en su centro.
La relación M – σ se presentó por primera vez en 1999 durante una conferencia en el Instituto de Astrofísica de París en Francia . La forma propuesta de la relación, que se denominó "ley de Faber-Jackson para los agujeros negros", fue [1]
¿ Dónde está la masa solar ? La publicación de la relación en una revista arbitrada, por dos grupos, tuvo lugar al año siguiente . [2] [3] Uno de muchos estudios recientes, [4] [5] basado en la creciente muestra de masas de agujeros negros publicadas en galaxias cercanas, proporciona [6]
Trabajos anteriores demostraron una relación entre la luminosidad de las galaxias y la masa del agujero negro, [7] que hoy en día tiene un nivel de dispersión comparable. [8] [9] La relación M – σ generalmente se interpreta como que implica alguna fuente de retroalimentación mecánica entre el crecimiento de agujeros negros supermasivos y el crecimiento de abultamientos galácticos, aunque la fuente de esta retroalimentación aún es incierta.
Muchos astrónomos interpretaron que el descubrimiento de la relación M – σ implicaba que los agujeros negros supermasivos son componentes fundamentales de las galaxias. Antes del año 2000 aproximadamente, la principal preocupación había sido la simple detección de agujeros negros, mientras que después el interés cambió hacia comprender el papel de los agujeros negros supermasivos como componente crítico de las galaxias. Esto condujo a los principales usos de la relación para estimar las masas de los agujeros negros en galaxias que están demasiado distantes para realizar mediciones directas de masas y para analizar el contenido general de agujeros negros del Universo.
La rigidez de la relación M – σ sugiere que algún tipo de retroalimentación actúa para mantener la conexión entre la masa del agujero negro y la dispersión de la velocidad estelar, a pesar de procesos como las fusiones de galaxias y la acumulación de gas que se podría esperar que aumenten la dispersión con el tiempo. Joseph Silk y Martin Rees sugirieron uno de esos mecanismos en 1998. [10] Estos autores propusieron un modelo en el que los agujeros negros supermasivos se forman primero mediante el colapso de nubes de gas gigantes antes de que la mayor parte de la masa abultada se haya convertido en estrellas. Los agujeros negros creados de esta manera se acrecentarían e irradiarían, impulsando un viento que actúa contra el flujo de acreción. El flujo se detendría si la tasa de deposición de energía mecánica en el gas que cae fuera lo suficientemente grande como para separar la protogalaxia en un solo momento. El modelo de Silk y Rees predice una pendiente para la relación M – σ de α = 5 , lo cual es aproximadamente correcto. Sin embargo, la normalización prevista de la relación es demasiado pequeña, aproximadamente un factor de mil. [ cita necesaria ] La razón es que se libera mucha más energía en la formación de un agujero negro supermasivo de la que se necesita para desvincular completamente el bulbo estelar. [ cita necesaria ]
Andrew King presentó por primera vez un modelo de retroalimentación más exitoso en la Universidad de Leicester en 2003. [11] En el modelo de King, la retroalimentación se produce a través de la transferencia de impulso, en lugar de la transferencia de energía como en el caso del modelo de Silk & Rees. Un "flujo impulsado por el momento" es aquel en el que el tiempo de enfriamiento del gas es tan corto que esencialmente toda la energía en el flujo está en forma de movimiento masivo. En tal flujo, la mayor parte de la energía liberada por el agujero negro se pierde en radiación y solo un pequeño porcentaje queda para afectar mecánicamente al gas. El modelo de King predice una pendiente de α = 4 para la relación M – σ , y la normalización es exactamente correcta; es aproximadamente un factor c / σ ≈ 10 3 veces mayor que en la relación de Silk & Rees.
Antes de que se descubriera la relación M – σ en 2000, existía una gran discrepancia entre las masas de los agujeros negros obtenidas utilizando tres técnicas. [12] Las mediciones directas o dinámicas basadas en el movimiento de estrellas o gas cerca del agujero negro parecían dar masas que promediaban ≈1% de la masa del abultamiento (la "relación Magorriana"). Otras dos técnicas ( el mapeo de reverberación en núcleos galácticos activos y el argumento de Sołtan , que calcula la densidad cosmológica en los agujeros negros necesaria para explicar la luz de los cuásares ) dieron un valor medio de abultamiento M / M que era un factor ≈10 menor de lo implícito. por la relación Magorriana. La relación M – σ resolvió esta discrepancia al mostrar que la mayoría de las masas directas de los agujeros negros publicadas antes de 2000 tenían un error significativo, presumiblemente porque los datos en los que se basaban eran de calidad insuficiente para resolver la esfera dinámica de influencia del agujero negro . [13] Actualmente se cree que la proporción media entre la masa del agujero negro y la masa del abultamiento en las grandes galaxias tempranas es de aproximadamente 1: 200 , y cada vez más pequeña a medida que uno avanza hacia galaxias menos masivas.
Un uso común de la relación M – σ es estimar las masas de los agujeros negros en galaxias distantes utilizando la cantidad σ, fácilmente medida. De esta manera se han estimado las masas de los agujeros negros en miles de galaxias. La relación M – σ también se utiliza para calibrar los llamados estimadores de masa secundaria y terciaria, que relacionan la masa del agujero negro con la fuerza de las líneas de emisión del gas caliente en el núcleo o con la velocidad de dispersión del gas en el bulbo. [14]
La rigidez de la relación M – σ ha llevado a sugerir que cada protuberancia debe contener un agujero negro supermasivo. Sin embargo, el número de galaxias en las que se puede observar claramente el efecto de la gravedad del agujero negro sobre el movimiento de las estrellas o del gas es todavía bastante pequeño. [15] No está claro si la falta de detecciones de agujeros negros en muchas galaxias implica que estas galaxias no contienen agujeros negros; o que sus masas estén significativamente por debajo del valor implícito en la relación M – σ ; o que los datos son simplemente demasiado pobres para revelar la presencia del agujero negro. [dieciséis]
El agujero negro supermasivo más pequeño con una masa bien determinada tiene M bh ≈ 10 6 M ☉ . [13] [ necesita actualización ] La existencia de agujeros negros en el rango de masas 10 2 –10 5 M ☉ (" agujeros negros de masa intermedia ") se predice mediante la relación M – σ en galaxias de baja masa, y la existencia de Los agujeros negros de masa intermedia se han establecido razonablemente bien en varias galaxias que contienen núcleos galácticos activos , aunque los valores de M bh en estas galaxias son muy inciertos. [17] No se ha encontrado evidencia clara de agujeros negros ultramasivos con masas superiores a 10 10 M ☉ , aunque esto puede ser una consecuencia esperada del límite superior observado para σ . [18]
