Mapowanie pogłosu

Animacja zasady mapowania pogłosu (lub mapowania echa). Światło z dysku akrecyjnego wokół supermasywnej czarnej dziury jest rozpraszane poza otaczającym obszarem szerokich linii , powodując opóźnione echo przy bardziej czerwonych długościach fal.

Mapowanie pogłosu (lub mapowanie echa ) to astrofizyczna technika pomiaru struktury obszaru szerokich linii (BLR) wokół supermasywnej czarnej dziury w centrum aktywnej galaktyki , a tym samym szacowania masy dziury. Jest uważana za „pierwotną” technikę szacowania masy, tj. masa jest mierzona bezpośrednio na podstawie ruchu, jaki siła grawitacji wywołuje w pobliskim gazie.

Prawo grawitacji Newtona definiuje bezpośredni związek między masą centralnego obiektu a prędkością mniejszego obiektu na orbicie wokół centralnej masy. Zatem w przypadku materii krążącej wokół czarnej dziury masa czarnej jest powiązana wzorem ${\ Displaystyle M _ {\ punktor}}$

${\ Displaystyle GM _ {\ punktor} = f \, R _ {\ tekst {BLR}} \, (\ Delta V) ^ {2}}$

do prędkości RMS Δ V gazu poruszającego się w pobliżu czarnej dziury w obszarze szerokiej linii emisyjnej, mierzonej na podstawie dopplerowskiego poszerzenia gazowych linii emisyjnych. W tym wzorze R _BLR jest promieniem obszaru szerokoliniowego; G jest stałą grawitacji ; a f to słabo znany „współczynnik kształtu”, który zależy od kształtu BLR.

Podczas gdy Δ V można zmierzyć bezpośrednio za pomocą spektroskopii , niezbędne określenie R _BLR jest znacznie mniej proste. W tym miejscu do gry wchodzi mapowanie pogłosu. Wykorzystuje fakt, że strumienie linii emisyjnych zmieniają się silnie w odpowiedzi na zmiany w kontinuum, tj. światło z dysku akrecyjnego w pobliżu czarnej dziury. Mówiąc prościej, jeśli jasność dysku akrecyjnego się zmienia, linie emisyjne, które są wzbudzane w odpowiedzi na światło dysku akrecyjnego, będą „odbijać się echem”, to znaczy zmieniać się w odpowiedzi. Ale minie trochę czasu, zanim światło z dysku akrecyjnego dotrze do obszaru szerokich linii. Zatem odpowiedź linii emisyjnej jest opóźniona w stosunku do zmian w kontinuum. Zakładając, że opóźnienie to wynika wyłącznie z czasu podróży światła, można zmierzyć odległość, jaką przebyło światło, odpowiadającą promieniowi obszaru szerokich linii emisyjnych.

Tylko niewielka garstka (mniej niż 40) aktywnych jąder galaktycznych została dokładnie „zmapowana” w ten sposób. Alternatywnym podejściem jest wykorzystanie empirycznej korelacji między R _BLR a jasnością kontinuum.

Kolejną niepewnością jest wartość f . W zasadzie odpowiedź BLR na zmiany w kontinuum mogłaby zostać wykorzystana do mapowania trójwymiarowej struktury BLR. W praktyce ilość i jakość danych wymaganych do przeprowadzenia takiej dekonwolucji jest zaporowa. Do około 2004 r. f szacowano ab initio na podstawie prostych modeli struktury BLR. Niedawno wartość f została określona tak, aby doprowadzić do relacji M-sigma dla galaktyk aktywnych w najlepszą możliwą zgodność z relacją M-sigma dla galaktyk spoczynkowych. Kiedy f jest określane w ten sposób, mapowanie pogłosu staje się „wtórną”, a nie „pierwotną” techniką szacowania masy.

Linki zewnętrzne

• Mapowanie pogłosu prezentacja ppt (2005)