اینکه آیا سیاهچاله اول تشکیل میشود و سپس کهکشان اطراف آن شکل میگیرد، یا برعکس، هنوز موضوع بحث است، اما میدانیم که تکامل هر دو عمیقاً به هم مرتبط است. ما میتوانیم از این رابطه برای مطالعهٔ سیاهچالهها استفاده کنیم.
وقتی یک سیاهچالهٔ ابرعظیم فعال است، میتوانیم با نگاه به چیزهایی مانند روشنایی هسته یا جتهای سیاهچاله، جرم آن را تعیین کنیم. اما وقتی ساکت است، نمیتوانیم این کار را انجام دهیم و باید از روشهای غیرمستقیم استفاده کنیم. یکی از این روشها رابطهٔ M-sigma است. با اندازهگیری طیف ستارگان در هستهٔ کهکشان، میتوانیم حرکت آنها را به کمک اثر داپلر تعیین کنیم. طیف در یک سمت هسته آبیگرانش (blue-shifted) میشود چون آن ستارگان به سمت ما میچرخند، و در سمت دیگر قرمزگرانش (redshifted) چون از ما دور میشوند. این باعث میشود طیف هسته پراکندگی آماری داشته باشد، که به آن سیگما میگویند. هرچه سیاهچاله بزرگتر باشد، ستارگان هسته سریعتر به دور مرکز کهکشان میچرخند و سیگما بزرگتر میشود. به همین دلیل رابطهٔ M-sigma وجود دارد.
رابطهٔ M-sigma ابزار ساده و قدرتمندی برای اندازهگیری جرم سیاهچالههای کهکشانی است، اما معلوم شده که همیشه درست نیست. تحقیق جدیدی نشان میدهد که برای بزرگترین سیاهچالههای ابرعظیم خوب کار نمیکند. تیم تحقیق روی سیاهچالههای فراعظیم (UMBHs) تمرکز کردهاند؛ سیاهچالههایی با جرم بیش از ۱۰ میلیارد برابر خورشید. در مقایسه، تنها دو سیاهچالهای که مستقیماً مشاهده کردهایم، M87* با ۶ میلیارد و Sag A* (سیاهچالهٔ راه شیری خودمان) با ۴ میلیون جرم خورشیدی هستند.
اعتبار: de Nicola و همکاران.
تیم ۱۶ کهکشان خوشهای روشنترین را بررسی کرد و دادهها را با مدل سهمحورهٔ شوارتزشیلد مقایسه کرد. این مدل شبیهسازی است که مدارهای مختلف ستارگان اطراف هسته را شبیهسازی میکند تا منحنی روشنایی هسته را بسازد. هسته را به عنوان یک کرهبیضوی با سه محور متفاوت فرض میکند، از این رو نام سهمحوره دارد. وقتی مشاهدات لازم را داشته باشید، این مدل اندازهگیری عالی از جرم سیاهچاله میدهد.
تیم توانست این کار را برای ۸ کهکشان خوشهای انجام دهد. سپس آنها را روی نمودار M-sigma رسم کردند و با کهکشانهای دیگر دارای سیاهچالهٔ شناختهشده مقایسه کردند. متوجه شدند که این سیاهچالههای فراعظیم بالاتر از خط رابطهٔ M-sigma قرار میگیرند، یعنی این رابطه جرم UMBHs را کمتر از واقعیت تخمین میزند. رابطه در انتهای بالا خوب کار نمیکند.
نویسندگان سپس نشان میدهند که میتوان از رابطهٔ دیگری استفاده کرد، معروف به منطقهٔ مرکزی کمبود نور. چون بزرگترین سیاهچالهها ستارگان نزدیک بیشتری مصرف میکنند، منحنیهای روشنایی در دقیقاً مرکز افت روشنایی دارند. هرچه این منطقه بزرگتر باشد، جرم سیاهچاله بیشتر است. پس حتی اگر دادههای مدل سهمحورهٔ شوارتزشیلد را نداشته باشید، باز هم میتوانید جرم UMBHs را تعیین کنید.
این تحقیق جدید، بر اساس مقالهای در arXiv با عنوان «هشت جرم جدید سیاهچالهٔ فراعظیم بهترین همبستگی را با اندازهٔ هستهٔ کهکشان تأیید میکنند»، نشان میدهد که کهکشانهای روشنترین خوشه (BCGs) در رابطهٔ کلاسیک سیاهچاله-سیگما بیرونافتاده هستند، اما اندازهٔ هستهٔ کمبود نورشان پیشبینیکنندهٔ دقیقتری برای جرم سیاهچاله است.
این یافتهها درک ما از همتکامل سیاهچالهها و کهکشانها را تغییر میدهد و نشان میدهد که در مقیاسهای کیهانی بزرگ، قوانین متفاوتی حاکم است. تحقیقات آینده با تلسکوپهای پیشرفتهتر میتواند این رازها را بیشتر روشن کند.
