Mostrar código-fonte de Relação M-sigma

[[Ficheiro:Msigma.jpg|miniaturadaimagem|A relação M-sigma.]]
A '''relação M-sigma''' (ou M<sub>BH</sub>-<math>\sigma</math>) é uma correlação empírica entre a [[dispersão de velocidades]] <math>\sigma</math> de um [[bulbo galáctico]] e a massa M de um [[buraco negro supermassivo]] no centro da galáxia.

Esta relação pode ser expressa matematicamente como

<math>M \propto \sigma^\alpha .</math>

Um estudo recente, baseado na amostragem completa das massas dos buracos negros em galáxias próximas publicadas,<ref name=gnuk09>Gultekin, K. et al. (2009), [http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...698..198G  The M<math>-\sigma</math> and M-L Relations in Galactic Bulges, and Determinations of Their Intrinsic Scatter], ''Astrophysical Journal'', '''698''', 198-221</ref> atribui

<math>\log(M/M_\odot) = 8,12\pm0.08~+~(4,24\pm0,41)\log(\sigma/200~{\rm km}~{\rm }s^{-1}).</math>

A dispersão sobre a relação média é comparável àquela de outras relações empíricas entre a massa do buraco negro e outras propriedades galácticas.<ref name=gnuk09/> A pequena dispersão é geralmente interpretada como a implicação de uma fonte de feedback mecânico entre o crescimento dos buracos negros supermassivo e o crescimento dos bulbos galácticos , apesar de a fonte deste feedback permanecer incerta.

A relação M<math>-\sigma</math> foi descoberta em [[2000 na ciência|2000]]<ref>Ferrarese, F. e Merritt, D. (2000), [http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...539L...9F A Fundamental Relation between Supermassive Black Holes and Their Host Galaxies], ''The Astrophysical Journal'', '''539''', L9-L12</ref><ref>Gebhardt, K. et al. (2000), [http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...539L..13G A Relationship between Nuclear Black Hole Mass and Galaxy Velocity Dispersion], ''The Astrophysical Journal'', '''539''', L13-L16</ref> por duas equipes independentes. Estudos anteriores já haviam demonstrado uma possível relação entre a luminosidade de uma galáxia e a massa de seu buraco negro,<ref>Magorrian, J. et al. (1998), [http://adsabs.harvard.edu/abs/1998AJ....115.2285M  The Demography of Massive Dark Objects in Galaxy Centers], ''The Astronomical Journal'', '''115''', 2285-2305</ref> mas esta relação possuia uma dispersão maior e não levou à conclusão de que todas as galáxias luminosas deveriam ter um buraco negro. A descoberta da relação M<math>-\sigma</math> foi um "divisor de águas" na pesquisa dos buracos negros situados no centro das galáxias. Antes desta descoberta a principal preocupação dos pesquisadores era a mera detecção dos buracos negros, e após a descoberta desta relação o interesse passou a ser o entendimento dos buracos negros supermassivos como um componente crítico das galáxias. Isto levou a uma das principais utilidades do uso desta relação, que é a estimativa das massas dos buracos negros em galáxias que estão distantes demais para que medições diretas  sejam possíveis, e para estipular a proporção de buracos negros no universo como um todo.

== Origem ==
A forte correlação da relação M<math>-\sigma</math> sugere que algum tipo de feedback atua para manter a conexão entre a massa do buraco negro e a velocidade de dispersão estelar, independente de processos como a [[fusão galáctica]] e a [[acreção (astrofísica)|acreção de gás]], que devem provocar o aumento da dispersão com o decorrer do tempo. 
Um mecanismo deste tipo foi sugerido por [[Joseph Silk]] e [[Martin Rees]] em 1998.<ref>Silk, J. e Rees, M. (1998), [http://adsabs.harvard.edu/abs/1998A%26A...331L...1S  Quasars and galaxy formation], ''Astronomy and Astrophysics'', '''331''', L1-L4</ref> Estes autores propuseram um modelo no qual buracos negros supermassivos se formavam primariamente a partir do colapso de uma nuvem de gás gigante antes que a maior parte da massa do bulbo tenha se transformado em estrelas. Os buracos negros criados desta maneira passariam a apresentar acreção e radiação, impulsionando o vento que corre contrário ao fluxo da acreção. Este fluxo seria interrompido se a taxa de deposição da energia mecânica no gás que é atraído pelo buraco negro fosse alta o bastante para desligar uma [[protogaláxia]] em um [[tempo de cruzamento]]. O modelo de Silk e Rees prevê um declive para a relação M<math>-\sigma</math> de <math>\alpha=5</math>, um tanto maior que o observado, mas prevê também a normalização aproximada correta desta relação.

== Importância ==
Antes da descoberta da relação M<math>-\sigma</math> em 2000, uma grande discrepância existia entre as massas dos buracos negros derivadas pela utilização de três técnicas.<ref name="MF01">Merritt, D. e Ferrarese, L. (2001), Relationship of Black Holes to Bulges [http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/March01/Merritt3/frames.html]</ref>
A medição ''direta'' ou dinâmica, baseada no movimento das estrelas ou gases nas proximidades do buraco negro pareciam resultar numa massa do buraco negro equivalente a ~1% da massa do bulbo (a "[[relação de Magorrian]]"). Duas outras técnicas — o [[mapeamento de reverberação]] nos [[Núcleo galáctico ativo|núcleos galácticos ativos]] e o [[argumento de Soltan]], que calculam a densidade cosmológica em buracos negros precisava explicar a luminosidade dos [[quasar]]s — ambos davam um valor de M/<math>M_{\rm bulbo}</math> numa ordem ~10 menor que aquele resultante da relação de Magorrian. A relação M<math>-\sigma</math> resolveu esta discrepância demonstrando que a maioria das massas dos buracos negros publicadas antes de 2000 continham erros significativos, presumivelmente porque os dados nos quais se baseavam eram de qualidade insuficiente para definir a [[Esfera de influência (astronomia)|esfera de influência]] dinâmica dos buracos negros.
Atualmente é aceito que a razão média da massa dos buracos negros em relação à massa do bulbo é de aproximadamente 0,1%,<ref>Merritt, D. e Ferrarese, L. (2001), [http://adsabs.harvard.edu/abs/2001MNRAS.320L..30M  Black hole demographics from the M<math>-\sigma</math> relation], ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'', '''320''', L30-L34</ref> por exemplo, um bulbo contendo um bilhão de massas solares conterá um buraco negro de aproximadamente um milhão de massas solares.

Um uso comum da relação M<math>-\sigma</math> é a estimativa das massas dos buracos negros em galáxias distantes utilizando a quantidade de fácil medição <math>\sigma.</math> A massa de buracos negros em milhares de galáxias têm sido estimada através deste método. A relação M<math>-\sigma</math> também é utilizada para para calibrar os chamados estimadores secundários e terciários, que relacionam a massa dos buracos negros à força das linhas de emissão dos gases aquecidos no núcleo ou à velocidade da dispersão do gás no bulbo.<ref>Peterson, B. (2008), [http://adsabs.harvard.edu/abs/2008NewAR..52..240P  The central black hole and relationships with the host galaxy], ''New Astronomy Reviews'', '''52''', 240-252</ref>

A relação M<math>-\sigma</math> é tão estrita que ela tem levado à sugestão de que ''todo'' bulbo galáctico deve conter um buraco negro supermassivo. No entanto, o número de galáxias nas quais o efeito da gravidade do buraco negro no movimento das estrelas é observado inequivocadamente permanece bastante reduzido.<ref>{{Citation  | last = Batcheldor  | first = D.  | title = The M-σ Relation Derived from Sphere of Influence Arguments
  | journal = The Astrophysical Journal  | volume = 711  | pages = L108-L112  | year = 2010  | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...711L.108B |bibcode = 2010ApJ...711L.108B |doi = 10.1088/2041-8205/711/2/L108 }}
</ref> Ainda não é certo se a ausência de detecção de buracos negros em muitas galáxias implica na não-existência de buracos negros nessas galáxias; ou se suas massas são significativamente menores que o valor dado pela relação M<math>-\sigma</math>; ou se os dados ainda são insuficientes para revelar a presença do braco negro.<ref>Valluri, M. et al. (2004), [http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...602...66V  Difficulties with Recovering the Masses of Supermassive Black Holes from Stellar Kinematical Data], ''The Astrophysical Journal'', '''602''', 66-92</ref>

O menor buraco negro supermassivo cuja massa foi determinada possui M≈10<sup>6</sup> massas solares. A existência de buracos negros na variação de massa de <math>10^4-10^6</math> massas solares ("[[Buraco negro de massa intermediária|buracos negros e massa intermediária]]") é prevista pela relação M<math>-\sigma</math> em galáxias de menor massa, e a existência de buracos negros de massa intermediária tem sido razoavelmente bem estabelecida em várias galáxias que contêm um núcleo galáctico ativo, apesar de o valor de M nessas galáxias ser incerto.<ref>Ho, L. (2008), [http://adsabs.harvard.edu/abs/2008arXiv0803.2268H  Nuclear activity in nearby galaxies], ''Annual Review of Astronomy & Astrophysics'', '''46''', 475-539</ref>
Nenhuma evidência clara foi encontrada para buracos negros ultramassivos com massas acima de 10<sup>10</sup> massas solares, apesar de isto ser uma consequência esperada do limite máximo observado para <math>\sigma</math>.<ref>Batcheldor, D. et al. (2007), [http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...663L..85B  How Special Are Brightest Cluster Galaxies?], ''The Astrophysical Journal'', '''663''', L85-L88</ref>

{{referências}}

{{Buraco negro}}

[[Categoria:Astrofísica]]
[[Categoria:Galáxias]]
[[Categoria:Buracos negros supermassivos]]
[[Categoria:Problemas não resolvidos na astronomia]]