影響圏（ブラックホール）

影響圏とは、超大質量ブラックホールの周囲の領域であり、ブラックホールの重力ポテンシャルがホスト銀河の重力ポテンシャルを支配します。影響圏の半径は「(重力)影響半径」と呼ばれます。

影響圏の半径には、一般的に2つの定義が用いられている。最初の定義^[1]は次のように与えられる 。 ここで、M _BHはブラックホールの質量、σはホストバルジの恒星速度分散、Gは重力定数である。 $${\displaystyle r_{h}={\frac {GM_{\text{BH}}}{\sigma ^{2}}}}$$

2番目の定義^{[2]は、恒星の内包質量が}M _BHの2倍となる半径、すなわち $${\displaystyle M_{\star }(r<r_{h})=2M_{\text{BH}}.}$$

どの定義が最も適切であるかは、対処する物理的な問題によって異なります。最初の定義では、ブラックホールから遠く離れた星によって部分的に決定されるため、バルジが星の運動に及ぼす全体的な影響を考慮します。2 番目の定義では、ブラックホールからの力を星からの局所的な力と比較します。 ${\displaystyle \sigma }$

ブラックホールの質量を動的に決定するためには、影響圏が十分に解像されていることが最低限の要件である。 ^[3]

ブラックホールが回転している場合、回転に関連した第2の影響半径があります。^[4]これは、ブラックホールからのレンズ・サーリングトルクが星間のニュートントルクよりも大きい半径です。回転の影響球の内側では、恒星の軌道はほぼレンズ・サーリング速度で歳差運動します。一方、この球の外側では、軌道は主に他の軌道上の恒星からの摂動に応じて進化します。天の川ブラックホールが最大限に回転していると仮定すると、その回転影響半径は約0.001パーセク、^[5]であり、重力の影響半径は約3パーセクです。

• ロシュ限界
• 潮汐破壊イベント § 潮汐破壊半径