초대질량 블랙홀 - Sally 읶키 
 블랙홀 강착 과 광도 , 질량 
 어떤 천체 에서 잘량 분포 의 구 대칭 을 가정 하 고 , 질량 $ M $ 광도 $ L $ 이 라면 , 복사 로 인한 외부 로 향하 는 힘 
 자체 중력 으로 인한 내부 로 향하 는 힘 ( 중력 ) 
 이때 $\ mu $ 는 평균 분자량 ( 항성 천문학 참조 ) 이 고 태양 의 경우 $\ mu _\ odot \ sim 1 . 17 $ 으로 무시 가능 . 
 에딩턴 광도 ( 복사 력 과 중력 이 정역학 적 평형 을 이룰 수 있 는 한계 광도 ) 
 블랙홀 의 강착 원반 의 광도 
 이때 $\ eta $ 는 복사 효율 이 며 , 블랙홀 의 경우 $\ eta \ sim 10 \%$ 
 에딩턴 광도 와 강착 광도 가 같 을 때 
 퀘이사 는 $\ dot m \ sim 10 - 100 \%$, 세이퍼트 는 $\ dot m \ sim 수 \%$ 
 블랙홀 의 연속 방출 
 자외선 - 가시광선 대역 : 강착 원반 의 흑체 복사 
 강착 원반 은 기하학 적 으로 thin ( 두께 무시 ) 하 고 , 광학 적 으로 는 thick 하 다 . 
 보다 엄밀 하 게 계산 하 면 , 
 엑스선 : hot corona 의 역 콤프턴 효과 
 코로나 의 입자 가 강착 원반 에 충돌 해 반사 되 는 reflection model 로 설명 
 전파 : 싱크로트론 
 적외선 : dust 토러스 
 블랙홀 의 방출 선 
 넓 은 선 영역 ( BLR ) 
 고밀도 , hige $ n ^ e $ → 금지선 없 음 
 velocity FWHM > 1000 km / s : 은하 의 중력 포 텐 셜 보다 훨씬 크 다 . 
 $\ lambda $ 는 선 의 가운데 , $\ Delta \ lambda $ 는 선폭 
 좁 은 선 영역 ( NLR ) 
 재 결합선 ( e . g . H α , H β , … ) 
 블랙홀 질량 측정 
 공간 분 해법 : 우리 은하 근처 의 은하 들 만 가능 . 
 방출 선 은 강착 원반 의 UV 광자 에 의해 들뜨 는 것 . 
 방출 선 이 나오 고 나 서 방출 선 이 나올 때 까지 시간 이 걸린다 . 
 AGN 이 변 광 할 때 , 연속 방출 이 변 광 하 고 방출 선 이 변 광 할 때 를 시간 비교 
 간접 적 질량 측정 
 페이지 내역 : 14 , 마지막 수정 : 15 Dec 2014 22 : 24