影響球體是圍繞超大質量黑洞的一個區域,在這個區域,黑洞的重力勢能統治著宿主星系的重力勢能。影響球體的半徑的半徑稱為「(重力)影響半徑」。

影響球體的半徑通常有兩種定義。第一種[1]是由公式:

給出的。其中MBH是黑洞的半徑,σ是宿主星系核球部分的恆星的速度離散,G是萬有引力常數

第二種定義[2]是:恆星的封閉質量等於MBH的兩倍,即:

.

哪種定義是最接近的取決於正在解決的物理問題。第一種定義把核球對恆星運動的綜合影響考慮進去,因為σ的部分數值是由從黑洞院裡的恆星所決定的。第二種定義比較了來自黑洞的力量與恆星的力量。

為動態地確定黑洞的質量,最小的要求就是很好地求出它的影響半徑。[3]

旋轉影響球體

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如果黑洞正在旋轉,與旋轉相關的還有第二個影響球體半徑。[4]黑洞的冷澤-提爾苓牛扭轉力大於恆星間的牛頓扭轉力。在旋轉影響球體內部,恆星以約是以冷澤-提爾苓速率繞軌進動的;在該球體之外,軌道是因為其他軌道的恆星的擾動而變動的。假設銀河系超大質量黑洞高速旋轉,它的旋轉影響半徑大約是0.001秒差距,[5] 然而它的重力影響半徑大約是3秒差距。

外部連結

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  1. ^ Peebles, J. Star Distribution Near a Collapsed Object. The Astrophysical Journal. December 1972, 178: 371–376. Bibcode:1972ApJ...178..371P. doi:10.1086/151797. 
  2. ^ Merritt, David. Single and Binary Black Holes and their Influence on Nuclear Structure. Ho, Luis (編). Coevolution of Black Holes and Galaxies. Carnegie Observatories Astrophysics Series 1. Cambridge University Press. 2004: 263–275 [2018-08-14]. Bibcode:2004cbhg.symp..263M. arXiv:astro-ph/0301257 . (原始內容存檔於2019-11-05). 
  3. ^ Ferrarese, Laura; Ford, Holland. Supermassive Black Holes in Galactic Nuclei: Past, Present and Future Research. Space Science Reviews (Springer). 2005, 116 (3-4): 523–624. Bibcode:2005SSRv..116..523F. arXiv:astro-ph/0411247 . doi:10.1007/s11214-005-3947-6. 
  4. ^ Merritt, D. Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei. Princeton, NJ: Princeton University Press. 2013: 284 [2018-08-14]. ISBN 9781400846122. (原始內容存檔於2019-12-05). 
  5. ^ Merritt D, Alexander T, Mikkola S, Will C. Testing properties of the Galactic center black hole using stellar orbits. Physical Review D. 2010, 81: 062002. Bibcode:2010PhRvD..81f2002M. arXiv:0911.4718 . doi:10.1103/PhysRevD.81.062002.