Transcript 超巨大ブラックホール形成の鍵を握るAGNトーラスについて

2010年2月18－20日
「巨大ブラックホールと銀河の共進化」WS
筑波大学計算科学研究センター
超巨大ブラックホール形成の鍵を握る
AGNトーラスについて
川勝 望 （筑波大）
講演の内容
・AGNトーラス領域（数10pc）からのガス降着過程
・high-z (z > 6) QSO 形成への制限
・ Super-Eddington AGNの探査方法
まとめ
・ 数10pc からの質量降着過程として、SN起源の乱流粘性駆動を提案
「トーラス領域のガス・星の速度」と「Eddington光度比」の関係（近傍AGN）
メーザー円盤の観測、ALMA・TMTによる観測で検証
・ High-z (z >6) QSO形成への制限
Super-Eddington成長＋爆発的な星形成（< 100 pc）：TMT, SPICA, JWST+
・ Super-Eddington AGNの探査
近赤外線光度（トーラス）と可視光度（降着円盤）の比が極端に小さい天体
多階層モデル構築へ向けて
>>Mpc
大規模構造
>10kpc
銀河
~100pc
銀河中心領域
超新星爆発や輻射
の効果
今日の話
<<1pc
角運動量輸送問題
BH+降着円盤
© 大須賀、川勝
銀河核ガス円盤での超新星爆発（SN）の効果
Z
Y
64 pc
64 pc
Wada & Norman 02
Wada +09
density
X
・内部構造は非常に複雑（非均質な密度分布）、速度場は乱流的である。
・大局的なガス円盤の構造は準定常状態で、エネルギーバランス
（ＳＮからのエネルギー供給＝乱流エネルギーの散逸）で決まっている。
X
Gas accretion in a turbulent nuclear disk
SNによって駆動される乱流粘性
による角運動量輸送が働く。
Wada & Norman ‘02
粘性係数
ｔ  SN vｔ h : SN ~ 1
乱流速度
スケールハイト
~ 0.3 M/yr
巨大ブラックホールの成長と銀河核ガス円盤の共進化
NK & Wada 2008, 2008, ApJ, 681, 73
~ 100 pc
 (t )
M
sup
母銀河から
のガス供給
turbulent nuclear disk
乱流粘性による角運動量輸送
 (t )  
M
acc
t
SMBH
銀河核ガス円盤
粘性係数：  t
 SN v t h
S* (r )  C* g (r )
モデル ：乱流圧力で支えられた銀河核ガス円盤
vt
SMBH
(1)+(2) ⇒ 乱流速度とスケールハイト
h
（Wada & Norman 2002の数値計算の結果と一致）
disk
(3) ⇒ 質量降着率 （∝ 星形成率）
静水圧平衡 （乱流圧力＝重力（円盤に垂直方向））
g :ガス密度
g (r)vt (r)2  g (r) g(r)h(r)　(1)
v t :乱流速度
g (r) v t (r) 2
S* (r )  C* g (r ) : 星形成率
h: スケールハイト
エネルギーバランス（乱流エネルギーの散逸＝ＳＮからのエネルギー供給）
t dis
 SN S* (r)ESN (2)
乱流粘性による角運動量輸送
 (r)  2  (r) d　ln(r) (3)
M
acc
t g
d ln r
SN :
heating efficiency per unit mass
ESN :
1051 erg
t  SN v th
:粘性係数
g  2hg :表面密度 Mestel disk
 :角速度
SN  1 （仮定）
Evolutionary track (NK & Wada 08 model)
Gravitationally unstable
M
BH  
 Edd
M
0
.
1
M
M
BH
Edd
NLAGN
Turbulent viscosity: large
vt  30 50km/ s
Young stars
BLAGN
星の空間分布・
速度情報
⇒ TMT
M BH  M Edd
Old stars
LLAGN
Gravitationally stable
Turbulent viscosity: small
vt ~ cs (100K)  1km/ s BH mass
increases.
LLAGN
超巨大ブラックホールの成長率と星形成率
“Super-Eddington growth model” Msup  10　8 M & t sup  10　8 yr
 M

M
BH
sup

M
sup

M
*
High accretion phase
High -accretion phase
Q<1

M
Edd

M
BH
turbulent pressure
supported thick disk
Low accretion phase
Low-accretion phase
 M

M
BH
Edd
  104 M

M
BH
Edd
Q>1
gas pressure
supported thin disk
質量降着率の高い段階から低い段階を経てBHは成長する。
観測提案 （1）
数10ｐｃからのガス降着過程がSN起源の乱流駆動か否かの検証
NK, etc in preparation
高い質量降着率： 幾何学的に厚い円盤、M disk > MBH
低い質量降着率： 幾何学的に薄い円盤、Mdisk < MBH
Msup  10　10 M  & t sup  10　8 yr
メーザー円盤（~ pc）観測の結果と傾向は一致： 詳しくは中井さんの講演
ダストトーラス（~ 10 pc）の観測との比較： ALMAで検証
High-z (z >6) QSO formation
NK & Wada 2009, ApJ, 706, 676
クェーサー
最遠方クェーサー
z=6.43
１Gyr以内に超巨大ブラックホールを
作らなくてはいけない！
供給されるガス質量(Msup) ＝BH質量(MBH, final)でない！
z > 6 QSO形成： super-Eddington growth でぎりぎり
MBH,final  Msup
M BH,final  109 M
Super-Eddigton growth
Msup  41010 M 
BH-bulge関係
0.5
M BH  M sup
 M sup  Mｂ2
Eddigton-limited growth
物理は？
SF efficiency：
C*  3108 yr1
観測提案 （２） ； z>6QSOの“ nucelar starburst (< 100 pc)” の存在を検
証
z > 6 & MBH >109 M 
z~4 QSO
● starburst galaxy (Kennicutt 1998)
○ Normal galaxy (Komugi et al. 2005)
●SMG (Tacconi et al. 2006)
BH成長の時間
t vis
rin2
1

 C*
vth
●z=6.42 QSO (Walter et al. 2009)
Super-Eddington AGNの探査
NK & Ohsuga, in preparation
理論
・Super-Eddington growth 可能
(e.g., Ohsuga et al. 2005)
・High-z QSO formation
(Kawaguchi+03; NK& Wada 09)
観測
・ほとんど見つかっていない
©大須賀
標準円盤とスリム円盤で何が違うのか？
（BH質量とトーラス構造は固定）
(i) 標準円盤 (sub-Eddington)
L NIR
torus
: 高温（～1500 K） ダスト
からの放射
L bol
f () : f ()  cos( )
2
4r
トーラス
Lbol
(ii) スリム円盤 (super-Eddington)
L NIR
max ~ 45
f ()  cos() よりも強い角度依存性！
(Watarai+05)
トーラス
Lbol
LNIR / Lbol
torus  45 ：内縁に届くフラックスは激減
に違いが生じるのでは？
結果
標準円盤
高温ダストの存在領域を考慮
すると、差はさらに広がる。
スリム円盤
45°
thick
70°
90°
thin
スリム円盤の場合、近赤外線光度が非常に暗くなる（given Lbol ）
NK & Ohsuga in prep.
観測提案（３）
Super-Eddington天体＝可視光度と近赤外線光度の比が極端に小さい天体
Small BH
e.g., NLS1
スリム円盤
トーラス
e.g., BLS1
Large BH
“Super-Eddington objects”
e.g., NLQSO
Extremely small LNIR / Lbol
“Sub-Eddington objects”
e.g., BLQSO
標準円盤
1/ 8
h / r  MBH
まとめ
・
数10pc からの質量降着過程として、SN起源の乱流粘性駆動を提案
「トーラス領域のガス・星の速度」と「Eddington光度比」の関係（近傍AGN）
メーザー円盤の観測、ALMA・TMTによる観測で検証
・ High-z (z >6) QSO形成への制限
Super-Eddington成長＋爆発的な星形成（< 100 pc）：TMT, SPICA, JWST+
・ Super-Eddington AGNの探査
近赤外線光度（トーラス）と可視光度（降着円盤）の比が極端に小さい天体
（ただし、トーラスの開口角 < 45°）
観測からトーラスの開口角を制限するには？ 近傍AGNなら可能？