質量不足

質量不足とは、おそらく連星系超大質量ブラックホールの作用によって、銀河の中心から除去された質量（恒星の質量）の量です。

ほとんどの銀河では、中心に向かうにつれて星の密度が増加します。小さな銀河では、この増加は中心まで続きます。大きな銀河では、通常、中心付近に密度が一定またはゆっくりと増加する領域である「コア」があります。コアのサイズ、つまり「コア半径」は、大きな楕円銀河では数百パーセクになることがあります。^{[1] [2]} 観測された最大の恒星コアの半径は、3.2～5.7キロパーセクに達します。^{[3] [4] [5]}

コアは連星系超大質量ブラックホール（SMBH）によって生成されると考えられています。連星系超大質量ブラックホールは、 2つの銀河の合体中に形成されます。^{[6]恒星が巨大な連星の近くを通過すると、}重力スリングショットと呼ばれるプロセスによって放出されます。この放出は、銀河の中心近くのほとんどの恒星が除去されるまで続きます。その結果、低密度のコアが形成されます。このようなコアは、巨大な楕円銀河に広く見られます。

質量不足は、コアを作成する際に除去された質量の量として定義されます^{[7] 。数学的には、質量不足は次のように定義されます。}$${\displaystyle M_{\mathrm {def} }=4\pi \int _{0}^{R_{c}}\left[\rho _{i}(r)-\rho (r)\right]r^{2}dr,}$$

ここでρ _iは元の密度、ρは観測された密度、R _{c は}コア半径である。実際には、コアセルシックモデルを使用して欠損を定量化することができます。^[8]

観測された質量不足は、典型的には中心SMBHの質量の1倍から数倍の範囲であり^{[9] 、観測されたコア半径は中心SMBHの}影響半径に匹敵します。これらの特性は、コア形成の理論モデルで予測されたものと一致しており^[10]、すべての明るい銀河の中心にはかつて連星SMBHが含まれていたという仮説を裏付けています。

ほとんどの銀河にまだ巨大な連星系が残っているのか、それとも 2 つのブラックホールが合体したのかは不明です。どちらの可能性も質量不足の存在と一致しています。

• Ferrarese, L. およびMerritt, D. (2002)。「超大質量ブラックホール」Physics World、2002 年 6 月、p. 41。