УДК 524.7
СВЕРХМАССИВНЫЕ ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ И КИНЕМАТИКА ГАЛАКТИК
© 2011 г. А. В. Засов, А. М. Черепащук, И. Ю. Катков
Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия Поступила в редакцию 18.12.2010 г.; принята в печать 13.01.2011 г.
Исследуется статистическая связь между массами сверхмассивных черных дыр (SMBH) в дисковых галактиках и кинематическими свойствами "родительских" галактик. Используются как оценки скоростей, полученные ранее для ряда галактик на БТА САО РАН, так и данные по другим галактикам, взятые из литературы. Показано, что массы SMBH хорошо коррелируют со скоростью вращения V1 на расстоянии R к 1 кпк, значение которой характеризует среднюю плотность центральной области галактики, и значительно хуже — с асимптотической скоростью на далеком расстоянии от центра и угловой скоростью на оптическом радиусе R25. Впервые для дисковых галактик найдена корреляция массы SMBH с полной массой галактики M25 в пределах оптического радиуса R25, которая включает в себя как барионную, так и "темную" массу. Массы ядерных звездных скоплений в дисковых галактиках (по каталогу Сеза и др. (A. Seth et al.)) также связаны с динамической массой M25; при этом корреляция со светимостью и скоростью вращения диска для них выражена значительно слабее. При данном значении M25 массы ядерных скоплений в галактиках S0—Sbc в среднем почти на порядок выше, чем в галактиках поздних типов или чем массы SMBH. Аргументируется предположение о том, что рост SMBH происходит в формирующемся "классическом" балдже галактики за время < 109 лет при монолитном коллапсе газа в центральной области протогалактики. Ядерные звездные скопления формируются в другой шкале времени, и их звездная масса может долго расти и после прекращения роста центральной черной дыры, если только активность ядра не останавливает этот процесс.
1. ВВЕДЕНИЕ
В исследованиях сверхмассивных черных дыр (БМВН) в ядрах галактик в последние годы выделяются два направления — это изучение эффектов сильной гравитации вблизи горизонтов событий БМВН (см., например, [1—3]) и анализ демографии БМВН (см., например, [4]). Изучение эффектов сильной гравитации укрепляет нашу уверенность в том, что массивные компактные объекты в ядрах галактик являются реальными черными дырами, а демографические исследования дают ключ к пониманию механизмов рождения и роста БМВН. Для решения демографической задачи важно исследовать связь между характеристиками центральной БМВН и кинематическими свойствами родительской галактики. Информация об истории и эволюции БМВН "закодирована" в морфологических и кинематических характеристиках галактик, поэтому исследования кинематики галактик с измеренными массами центральных БМВН представляются весьма перспективными. Особую роль здесь играет изучение дисковых (спиральных, линзовидных) галактик, поскольку измерения скоростей вращения газа и (или) звезд в дисках дают прямую информацию о распределении плотности и углового момента.
Хорошо известно, что масса БМВН тесно коррелируют с параметрами "родительской" сфероидальной системы (эллиптической галактики, либо балджа дисковой галактики), составляя определенную часть (около 10_3) полной массы сфероидального компонента, в то время как роль диска не столь очевидна [5—7]. Так, ближайшая дисковая галактика позднего типа М33, практически лишенная балджа, не содержит и центральной черной дыры, или по крайней мере ее масса не превышает 1500М® [8]. Поскольку быстрый рост центральной черной дыры имел место в ранний период истории галактики, когда балдж и диск галактики только формировались в гравитационной яме массивного темного гало, можно ожидать существования зависимости массы черной дыры не только от параметров балджа, но и и от массы гало или от скорости кругового вращения на большом расстоянии от центра Vfar, значение которой определяет вири-альную массу галактики. Зависимость между массой БМВН и вириальной массой галактики предсказывается в численных космологических моделях рождения галактик, согласно которым гравитация темного гало играет определяющую роль в формировании центральной черной дыры [6, 9—11] (см. также ссылки в этих работах).
Известные зависимости между массами SMBH и характеристиками родительских галактик базируются в основном на данных, относящихся к эллиптическим и линзовидным галактикам. К сожалению, число дисковых галактик, у которых имеются одновременно как надежные определения масс черных дыр Mbh, так и детальные измерения кинематических характеристик (круговая скорость, дисперсия скоростей звезд и т.п.), невелико. Это вынуждало использовать для демографических исследований SMBH косвенные оценки: находить асимптотические скорости вращения галактик по их зависимости от центральной дисперсии скоростей звезд [6] и оценивать массы SMBH, используя их эмпирическую зависимость от той же дисперсии скоростей [12]. Однако, найденная таким способом связь между скоростью вращения диска и массой SMBH может быть просто результатом взаимной скоррелированности косвенных методов определения Mbh и скорости вращения галактики. В нашей работе [13] была проанализирована связь между непосредственно определенными массами центральных SMBH и асимптотическими скоростями вращения галактик, найденными из наблюдений. Оказалось, что корреляция между массой SMBH и предельной скоростью вращения галактики является значительно более "рыхлой", чем та, которая была получена с использованием косвенных данных [6, 12]. Ввиду сравнительно немногочисленных использовавшихся данных, этот вывод нуждается в проверке.
В настоящей работе мы ограничиваемся рассмотрением дисковых галактик. В отличие от эллиптических систем, в дисковых галактиках преобладают движения, близкие к круговым, так что скорости вращения дисков на определенном от центра расстоянии дают хорошее представление о массе, заключенной внутри данного радиуса, причем результат слабо зависит от принятой модели распределения вещества. Нами была поставлена программа спектральных наблюдений на 6-м телескопе БТА САО РАН галактик с наиболее надежно определенными массами центральных черных дыр, основной целью которой является изучение распределения вдоль радиусов галактик скоростей вращения диска и дисперсии скоростей старых звезд диска в выбранных галактиках. В работе [14] приведены первые результаты наблюдений галактик, выполненных в 2006—2009 гг. Для увеличения числа объектов в настоящей работе используются также кинематические параметры и наиболее надежные оценки массы SMBH (см. ниже) для других дисковых галактик по имеющимся литературным источникам (таблица).
2. МАССЫ ЦЕНТРАЛЬНЫХ ОБЪЕКТОВ: КЛЮЧЕВЫЕ ПРОБЛЕМЫ
В последние годы в изучении формирования и роста массы SMBH отчетливо проявились три важнейшие проблемы.
1. Очень быстрый рост массы SMBH (Mbh) на больших красных смещениях (по крайней мере, для массивных галактик и квазаров). О быстром росте массы центральной черной дыры свидетельствует открытие свыше десятка квазаров с очень большим красным смещением z ~ 6 [31], а также гигантская масса SMBH (до 4 х 1010Mq) для некоторых объектов на z ^ 4 [32]. "Раннее" формирование массивных черных дыр трудно объяснить в моделях, предполагающих рост SMBH за счет аккреции на маломассивные, затравочные черные дыры, связанные, например, с массивными звездами населения III, даже если темп аккреции соответствует эддингтоновской светимости. Это свидетельствует скорее в пользу прямого формирования "исходных" черных дыр с массой 104—105 Mq во внутренней области формирующейся галактики, хотя для этого требуется механизм, тормозящий быстрое остывание газа и его превращение в звезды (см. обсуждение вопроса и ссылки на оригинальные работы в [33]). Рост массы SMBH на больших красных смещениях, по-видимому, перегоняет рост балджа, масса которого увеличивается медленнее. Этот вывод был получен как в численнных расчетах космологической эволюции [34, 35], так и по прямому анализу наблюдений квазаров [36] и сейфертовских галактик [37].
2. Остается невыясненной связь центральных черных дыр с ядерными скоплениями (NC), которые наблюдаются в центре галактик (как спиральных, так и эллиптических), как правило, невысокой светимости. Оба типа образований часто объединяют названием "центральный массивный объект" (CMO). Ядерные скопления по массе и размерам, как правило, превышают наиболее массивные шаровые скопления Галактики, и при этом имеют более сложную историю звездообразования, разную для разных галактик и не сводящуюся к единственной вспышке (single burst) [38]. Оба типа СМО — SMBH и NC — могут существовать независимо друг от друга, хотя известно несколько галактик, где они наблюдаются совместно [16, 39]. Во всех таких случаях масса черной дыры выше массы ядерного скопления.
3. Проблема объяснения наблюдаемых корреляций между современной массой SMBH и (или) NC и характеристиками балджа. Наиболее уверенно прослеживается линейная логарифмическая зависимость между массой SMBH и центральной дисперсией скоростей звезд балджа, хотя наиболее массивные SMBH с массой в миллиарды
Массы черных дыр (ядерных скоплений) и кинематические параметры для рассматриваемых галактик
№ п/п Галактика Mbh,nucl, 10 6M0 Источник Vi, км/с Vfar, КМ/С а, км/с
1 NGC 224 140 [15] 230 232 170
2 NGC 404 (ВН) 0.45 [16] - 200 -
3 NGC 404 (NUCL) 10 [16] - 200 -
4 NGC 598 (ВН) <0.0015 [8] 60 130 37
5 NGC 598 (NUCL) 2 [17] 60 130 37
6 NGC 1023 (BH) 44 [7] 130 - 204
7 NGC 1023 (NUCL) 4.4 [18] 130 - 204
8 NGC 1068 8.3 [7, 19] 220 230 199
9 NGC 1300 66 [20] 170 230 229
10 NGC 2748 44 [20] 115 145 -
11 NGC 3031 70 [7] 300 168 161
12 NGC 3227 7.63 [21] 140 - 133
13 NGC 3368 7.5 [22] 160 200 128
14 NGC 3384 (BH) 16 [7] 106 200 148
15 NGC 3384 (NUCL) 22 [18] 106 200 148
16 NGC 3783 29.8 [23] 150 180 155
17 NGC 3998 270 [24] 406 400 304
18 NGC 4051 1.73 [21] 120 160 84
19 NGC 4151 13.3 [23] 280 - -
20 NGC 4258 39 [7,25] 233 194 134
21 NGC 4303 5 [25] 160 160 109
22 NGC 4342 330 [7] 210 - 251
23 NGC 4395 (BH) 0.36 [26] 40 90 90
24 NGC 4395 (NUCL) 1.4 [18] 40 90 90
25 NGC 44
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.