Transcript 巨大ブラックホールと銀河の共進化

巨大ブラックホールと
銀河の共進化
ー宇宙進化学の完成を目指してー
谷口 義明
愛媛大学
宇宙進化研究センター
私たちの目的
開闢から現在まで、宇宙の構造形成史を理解する
現在の標準的パラダイム = 階層的構造形成
ダークマター・バリオンによる重力が主役
ところが
「巨大ブラックホールと銀河の共進化」の証拠の蓄積
 巨大ブラックホールは構造形成に深く関わる？
巨大ブラックホールを含めた
新しい構造形成パラダイムが必要
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銀河とブラックホールの共進化とは？
M● ~ 0.002 M○
マゴリアン関係
(太陽質量)
ブ 10億
ラ
ッ
ク
ホ 100万
｜
ル
質
量
0
大質量銀河
天の川銀河
 ﾌﾞﾗｯｸﾎｰﾙ形成
銀河バルジの質量
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(Marconi & Hunt 2003, ApJ, 589, L21)
巨大ブラックホールと銀河の共進化の
解明を阻む要因 (1)
10桁に及ぶ空間スケールの物理的進化
1012 cm
アンドロメダ銀河
1022 cm
多階層理論と連結数値計算法により
この要因を克服できる
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巨大ブラックホールと銀河の共進化の
解明を阻む要因 (2)
137億年に及ぶ物理的進化
赤方偏移 z = 30
初代星
共進化
初代ﾌﾞﾗｯｸﾎｰﾙ
137億年の歴史
多波長観測と多階層理論の融合により
この要因を克服できる
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銀河とブラックホールの共進化とは？
M● ~ 0.002 M○
M●∝M○ (BH mass ∝ Bulge mass)
dM●/dt ∝ dM○/dt for Hubble time
dM●/dt ∝ dNSN/dt cumulative SN rate
dNSN/dt ∝ dN★/dt cumulative SF rate
dM○/dt ∝ dN★/dt
 dM●/dt ∝ dM○/dt for Hubble time
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共進化はわかったのか？
1． Seed BH は何か?
2． BHの成長は何が決めるか?
accretion ?
merger ?
BH ‐ BH ?
BH ‐ stars ?
3. Bulge とのリンクの素過程は何か?
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共進化はわかっていない!
だから皆で頑張りましょう！
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共進化はいつ始まったのか?
1st Dark Matter Halo @ z ~ 30
M(DM) = 106 Msun
M(baryon) = 105 Msun
1st stars (Pop III) could be born
M(PopIII) = 103 Msun
M(BH) = 102 Msun
M(BH)/ M(baryon) = 0.001 ~ Magorrian
ratio ?
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High-z クェーサーは
Pop III レムナントである
by 谷口義明
@ 筑波大学
in 1997
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Kyoto Model for Formation of SMBH
(Taniguchi 2004, PTPS, 155, 205)
Pop III-driven IMBH
M● ~ 100 Msun @ z ~ 30
●
●
●
●
●
●
ΔT ~ 0.6 Gyr (z: 30  10 )
Gas accretion-driven SMBH
M● ~ 107 Msun @ z ~10
●
●
ΔT ~ 1.7 Gyr (z: 10  3 )
Major merger-driven SMBH
M● ~ 109 Msun @ z ~3‐6
Maggorrian Relation
started
τ(acc)
~ 0.4 Gyr
τ(fric)
~ 1 Gyr
●
Kyoto Model for Formation of SMBH
ー その問題点 －
Pop III SN
 DM halo内のガスを吹き飛ばす
 その後のガス降着が起きない
 Merger ?
でも何と? IMBH‐IMBH ?
IMBH‐DM ???
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BH mass budget
ー Pop II Origin Model ー
銀河における本格的な星生成が
z =10で発生
 生成されるstellar-mass BHの集積で
z =6 で観測されるクェーサーの
SMBHは作れるのか ?
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The Most Distant Known Galaxy
@ z=6.96
(Iye et al. 2006, Nature, 443, 186)
Cosmic Star Formation History
(Bouwens et al. 2005, ApJ, 624, L5)
Star Formation @ z ~ 10
is responsible for SMBHs @ z ~ 6 ?
SF @ z~10 で期待されるBHの質量密度
ρ● (z =10, remnant) MsunMpc-3
Quasar @ z ~6 でのSMBHの質量密度
ρ● (z =6, quasar) MsunMpc-3
ρ● (z =10, remnant)
ρ● (z =10, remnant)
ρ● (z =10, remnant)
> ρ● (z =6, quasar) ?
~ ρ● (z =6, quasar) ?
< ρ● (z =6, quasar) ?
ρ● (z =10, remnant)
SFRD (z =10) ~ 10-3 Msun y-1 Mpc-3
(Bouwens et al. 05, ApJ, 624, L5)
If Salpeter IMF w/ μ=0.35, ml=1 Msun, & mu=100 Msun,
N (m > 30Msun) ~ 0.01 Msun-1
<m●> =10 Msun
Duration of SF @ z ~10
ΔT =107 y
 ρ● (z =10, remnant)
= SFRD ・N (m > 30Msun) ・<m●>・ΔT
~103 MsunMpc-3
ρ● (z =6, quasar)
n (z=6, quasar)~ 10-9 Mpc-3
(Fan et al. 01, AJ, 121, 54)
<m●> =109 Msun
(Fan 06, New A. Rev. 50, 665)
 ρ● (z =6, quasar)
= n ・<m●>
~1 MsunMpc-3
ρ● (z =10, remnant)>> ρ● (z =6, quasar)
SF@z~10 のレムナントBHのごく一部が
SMBH @ z~6に成長すればよい?
High-z quasars are resided
in an over-density region ?
SDSS J0836+0054 @ z = 5.82
(Zheng et al. 06, ApJ, 640, 574)
(Ajiki et al. 06, PASJ, 58, 499)
マゴリアン関係、再び
ー Local Universe ー
---Marconi & Hunt
03, ApJ, 589, L21
M●= 0.0014 M○ (0.3 dex scatter)
(Haring & Rix 04 ApJ, 604, L79)
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Log(MBH/Msun)
マゴリアン関係
@ z~1.3 in COSMOS
Log(Mbulge /Msun)
(Jahnke+09, ApJ, 706, L215)
マゴリアン関係の赤方偏移依存性
in COSMOS
M●/M○
∝ (1 + z)0.7
Δlog M●/M○
(Merloni+09, ApJ, 708, 137)
z
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(Merloni+09, ApJ, 708, 137)
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マゴリアン関係の赤方偏移依存性
ー 極められるか ? ー
<<< ターゲット >>>
high-z AGN (z ~ 3 – 6)
a wide range in Lbol
 (1) WFC3 on HST
(2) NIR imager on ground-based
8m class telescopes w/ AO
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マゴリアン関係の物理は何か?
- How to make SMBHs ? -
(Rees 1978 Observatory, 98, 210)
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マゴリアン関係の物理は何か?
- How to make SMBHs ? (1) AGN-feedback regulation
あまり好きになれない
(2) SFR-accretion rate correlation
角運動量は抜けるのか
(3) Successive mergers from stellarthrough intermediate- to supermassive
black hole
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AGN-feedback regulation
Ciotti & Ostriker 97, ApJ, 487, L105
Silk & Rees 98, AA, 331, 1
Fabian 99, MN, 308, 39
Monaco & Fontanot 05, MN, 359, 283
Hopkins & Elvis 10, MN, 401, 7
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AGN feedback self-limits
the evolution of
both bulge and SMBH
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AGN feedback とは何か?
Quasar winds
(e.g., Silk & Rees 98)
1. Radiation pressure ?
2. Radiative heating ?
3. Jets ?  unlikely because BEAMED
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Radiation Pressure
UV-X radiation
 主としてダストに圧力を与える
効率は低い
効率 ~ vbulk / c << 1
(e.g., Begelman 04, Luis Ho conf. p. 375)
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Radiative Heating
UV-X radiationによるablation
 cold gas も inverse Compton 温度
TIC ~ 107 Kになり、蒸発
だが、windとして
銀河から抜け出る効率 は小さい
(e.g., Begelman 85, ApJ, 297, 492
Suzanov+04, MN, 347, 144
Suzanov+05, MN, 358, 168)
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2-step model
(Hopkins & Elvis 10, MN, 401, 7)
1. Quasar wind = weak wind or outflow でOK
2. Quasar wind が cold gas と相互作用
 instability + pressure gradient
 wind !
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SFR-accretion rate correlation
Hierarchical clusteringでOK
AGN feedbackは無用
 Cold bulge gas の一部がBHに降着
(e.g., Kauffmann & Haehnelt 00, MN, 311, 576)
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Cosmological
Interaction-Driven Model
(Lamastra+10, arXiv.1001.5407)
Δlog M●/M○
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★BHIMBHSMBH (1)
(Ebisuzaki+01, ApJ, 562, L19)
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★BHIMBHSMBH (2)
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Hopkins Scenario
はっきりいって
わかりましぇん
Hopkins+05a
Hopkins+05b
Hopkins+06a
Hopkins+06b
Hopkins+06c
Hopkins+07a
Hopkins+07b
Hopkins+07c
Hopkins+08a
Hopkins+08b
Hopkins+08c
Hopkins+08d
Hopkins+08e
Hopkins+08f
・・・・・・・・・・・・
・・・・・・・・・・・・
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Comments on SMBH Mergers
Major merger between galaxies

Major merger between SMBHs ?
1. Periodic luminosity variation
2. Jet precession
3. Double BLRs
・・・・・
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Orbital Motion of
Supermassive Binary in 3C 66B
(Sudou+03, Science, 300, 1263)
1光年
10万光年
(NRAO)
Orbital Motion of
Supermassive Binary in 3C 66B
(Sudou+03, Science, 300, 1263)
赤
緯
5
電波ジェット
[
1
ミ
リ
秒
角
6
2
4
]
3
10 光年
電波ジェットの根元
赤径 [ミリ秒角]
0.1 光年
電波ジェット
巨大ブラックホール
降着円盤
Waltzing Supermassive Binary
(Comerford+09, ApJ, 698, 956)
DEEP2 red galaxies
1881個
91個： Hβ＋[OIII]
32個：[OIII] velocity offset

Inspiarling SMBH ?
<<< Deep Extragalactic Evolutionary Probe (DEEP) >>>
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本研究会の課題
・私たちが協力して
銀河-SMBHの共進化を解明できるか?
・できるとすれば
どのような方法があるか?
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新学術領域研究
研究領域提案型
巨大ブラックホールと
銀河の共進化
ー宇宙進化学の完成を目指してー
代表： 谷口 義明
愛媛大学 宇宙進化研究センター
アイデアに困ったら？