M-시그마 관계

위키백과, 우리 모두의 백과사전.
이동: 둘러보기, 검색
각 붉은 점들은 은하로 이름이 표시되어 있다. M-시그마 관계는 푸른색으로 표시되어 있다.

M-시그마 관계은하의 팽대부의 별의 속도 분산(시그마)와 은하 중심의 초대질량블랙홀의 질량 M사이의 실증적인 상관관계이다. M-시그마 관계는 1999년 프랑스에서 열린 Institut d'astrophysique de Paris 회의에서 처음 제시되었다. 이 관계의 형태는 "블랙홀에 대한 페이버-잭슨 법칙"이라 불리는 
\frac{M}{10^8M_\odot} \approx 3.1\left(\frac{\sigma}{200~{\rm km}~{\rm s}^{-1}}\right)^4.
로 제시되었다. 다음해 두개의 집단에 의해 학술지에 이 관계가 발표되었다. 최근 한 연구에서는 가까운 은하에 있는 블랙홀 질량에 근거하여 
\frac{M}{10^8M_\odot} \approx 1.9\left(\frac{\sigma}{200~{\rm km}~{\rm s}^{-1}}\right)^{5.1}
식을 구했다. 초기 작업으로 은하의 광도와 블랙홀 질량 사이의 관계를 증명하였으나, 그 관계는 크게 분산되어 있었다. 일반적으로 더 적은 M-시그마 관계의 분산은 초대질량블랙홀의 성장과 은하팽대부의 성장 사이의 일부 기계적인 피드백을 의미로 해석한다. 그러나 아직 이 피드백의 원인은 불확실하다. M-시그마 관계는 많은 천문학자들에의해 은하의 핵심적인 요소인 초대질량블랙홀을 의미하는 곳이 촬영되면서 발견되었다. 2000년 이전에는 주요한 관심사가 단순히 블랙홀의 발견이었지만 후에 관심사가 은하의 주요한 구성요소인 초대질량블랙홀의 역할을 이해하는 것으로 바뀌었다. 우주의 모든 블랙홀의 구성을 분석하고 질량일 직접 측정하기에는 너무 멀리있어서 은하에 있는 블랙홀의 질량을 추정하기 위해 주로 M-시그마 관계를 이용한다.