¿Cómo podemos inferir la masa de SMBH en galaxias que ya no están activas?

Sé que es posible inferir la masa de un agujero negro supermasivo (SMBH) por muchos métodos, es decir, las órbitas estelares de nuestra galaxia, el perfil de la línea de hierro del disco de acreción y probablemente otros métodos (quizás del espectro del disco de radiación). mismo, que puede relacionarse con la masa central, si se supone de origen térmico). Lo que no sé es: ¿cómo podemos inferir la masa de SMBH en galaxias que ya no están activas?

Respuestas (1)

Puedo pensar en dos métodos.

Ambos se basan en la dinámica del material que rodea al SMBH, que se ve afectado hasta una distancia del orden de la "esfera de influencia". Esta es la región donde BH domina la dinámica en comparación con la masa encerrada de la galaxia. La esfera de influencia es:

R i norte F yo ≡ GRAMO METRO S METRO B H σ b tu yo gramo mi 2 >> R h o r i z o norte ≈ R S C h w a r t z s C h i yo d ≡ GRAMO METRO S METRO B H C 2

Mientras que típicamente σ b tu yo gramo mi ≈ 250 k metro s − 1 , es bien sabido que C ≈ 300000 k metro s − 1 . Esto significa que la influencia de un BH se puede sentir mucho más allá de su horizonte de eventos, que es donde tiene lugar la acumulación. De hecho, la relación entre las dos distancias es de aproximadamente 1000000.

Aprovechando este hecho, los astrónomos han estado utilizando dos métodos para sondear el SMBH inactivo extragaláctico*:

  • El primer método es observar las líneas de CO (radioastronomía) para rastrear el gas que rodea el BH. El gas no necesita estar cerca del horizonte de eventos, que es mucho más pequeño que la esfera de influencia. De hecho, las observaciones de CO se basan en que el gas es relativamente denso pero frío. Esencialmente, la velocidad a la que rotará el gas CO es una suma (en cuadratura) del componente decreciente debido a la masa estelar, más el componente kepleriano debido a la masa SMBH.
  • El segundo método es completamente análogo, pero se basa en medir la cinemática no resuelta de las estrellas que rodean al SMBH. Esto se puede hacer en varias bandas, pero la mayoría de los autores usan absorciones de línea visible para medir la velocidad y la dispersión de la velocidad (y otros momentos) de las estrellas en las regiones que rodean el BH. Si la cinemática no se puede explicar sin incluir una masa puntual en el medio, entonces ya está.

Ver este trabajo , para una comparación de los dos métodos.

*(extragaláctico significa fuera de nuestra propia galaxia)

Las ecuaciones se pueden escribir con L A T mi X encerrado en signos de dólar simples, o signos de dólar doble para ponerlos en una línea adicional.
¿Qué tan lejos están el gas y/o las estrellas que rodean el SMBH? Si están lo suficientemente lejos del motor central (eso significa fuera del radio de Schwartzschild en primera aproximación), no necesitamos invocar un SMBH.
De hecho, no necesita un SMBH para explicar las medidas tomadas en, por ejemplo, 100 pc (la masa SMBH da una densidad de 0,25 METRO ⊙ / pag C 3 ), pero los discos de gas con radios tan pequeños como 5 pc dan una densidad de 10 6 METRO ⊙ / pag C 3 , que es difícil de explicar sin un BH. Tienes que comparar esto con el radio de Schwartzschild, que es ≈ 20 A tu o 50000 más pequeño.
¿Cómo podemos inferir la masa de SMBH en galaxias que ya no están activas?
RespuestasAquíPolítica de privacidad1y, 0v