恒星系との相互作用による大質量ブラックホール連星の進化
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Transcript 恒星系との相互作用による大質量ブラックホール連星の進化
恒星系との相互作用による大質量ブ
ラックホール連星の進化
岩澤全規(国立天文台),
安相容(サムスン),
松林達史(NTT),
船渡陽子(東大),
牧野淳一郎(国立天文台)
発表要旨
• 殆どの銀河に大質量ブラックホール(SMBH)が存在
し、銀河の合体によってSMBH連星が形成
• 近年のN体シミュレーションから質量の異なる
SMBH連星の離心率が非常に高くなる事が分かっ
た。しかし何故離心率が上昇するのかは分かって
いなかった。
• 本研究では離心率成長の機構を解明した。
発表概要
• 研究背景
– SMBH連星の形成
– Final Parsec Problem
– 非等質量SMBH連星の離心率進化
• SMBH連星の離心率成長機構
• 議論
– 等質量SMBH連星との違い
– 重力波観測
• まとめ
大質量ブラックホール（SMBH）
log MSMBH [M8]
Marconi and Hunt 2003
• ほとんどの銀河中心領域に
106-1010M8の大質量ブラッ
クホール(SMBH)が存在する。
• MSMBH∝Mバルジ
• 何故この様な関係があるか
分かっていない。
– ガスの降着によるSMBH成長
(Umemura 2001)。
– 銀河の合体によるSMBH成長
log Mバルジ [M8]
階層的構造形成
銀河は銀河同士の衝突合体
を繰り返していくことで、成長
SMBH
していく。
SMBHが銀河の衝突合体で合
体成長出来るのなら、
MSMBH∝Mバルジは説明できる。
銀河
星
SMBH連星の形成
merge
銀河の衝突によりSMBH連星が
出来る(Begelman et al. 1980)。
連星の距離が十分近ければ、
重力波放出によってエネルギー
が散逸し、合体出来る。
SMBH連星の合体に関する理論
(Begelman el. al 1980)
• SMBH連星は周りの星と相互作用しその距離を縮める。
• 連星の周りの星がなくなる（loss cone depletion）。
• 銀河の緩和によってloss cone内に星が供給される。
連星の進化の時間スケール
= loss cone 内に星が運ばれる時間スケール
= 緩和時間 （∝星の数N e.g.銀河では1016yr）
>> Hubble Time
重力波によって合体出来る程連星は近づけない。
SMBH連星は宇宙年齢内には合体出来ない
(Final Parsec Problem)
銀河中のSMBH連星に関する最近の研究
Makino & Funato (2004)
SMBH連星の束縛エネルギー
N=103
N=106
銀河モデル中にSMBH粒子を二
つ置いたN体シミュレーション。
Nが大きい程銀河の緩和時間は
長い。
SMBH連星の進化は銀河の緩和
で決まる。
時間
宇宙年齢では合体不可能。
しかし、観測的には、SMBHが合体成長している。
M&F後の研究
• Berczik et. al 2006, Iwasawa et al.(準備中)
– 親銀河が3軸不等だと連星の進化が遅くならない。非軸対称ポテンシャ
ル場では角運動量が保存しないので多くの星が中心を通る。
• Perets et al. 2008, Matsui et al. 2009
– 銀河中に星団や分子雲等がある場合、実行的な緩和時間が短くなる。
• Armitage(2005), Mayer(2007),etc… 早崎さん講演
– ガス円盤との相互作用で効率的に角運動量を抜く。
離心率が高ければ連星は重力波放出により合体出来る。
重力波による合体のタイムスケール∝(1-e2)3.5
• Iwasawa et. al 2007, 谷川さん講演
– SMBH3体以上あるとそのうちの2体が離心率の高い連星を形成。
• Matsubayashi et. al 2007, Iwasawa et. al (準備中)
– 質量の異なるSMBH連星はe>0.99になる。
質量の異なるSMBH連星の進化
質量が異なるSMBH連星の離心率が非常に高くなる。
•Matsubayashi et al (2007) 質量比 1:1000
•安 修士論文(2008) 質量比 1:10
何故、離心率が上がるのかについては分かっていない。
本研究では、離心率が上がる機構を解明した。
質量の異なるSMBH連星(1:1000)の軌道進化の研究
Matsubayashi et al (2007)
• 銀河中にSMBH粒子を二つ置いたN体シミュレーション。
• 質量比q=1/1000
高離心率の連星が出来る。
軌道長半径
1800
18000
18000
1-離心率
1800
Lockmann & Baumgardt (2008) も同様の結果。
SMBH連星の離心率が非常に高くなる。
本研究概要
質量の異なるSMBH連星のN体シミュレーショ
ンを行い、周りの星の軌道の変化を調べること
で、何故、離心率が上がるのかを調べた。
初期条件
• 銀河モデル
– ρ∝r-7/4 (Bahcall-Wolf カスプ)
10pc
• N=4096
• MBH=1010M8, 8*107M8
• Mgalaxy=1.25*109M8
• OJ287(SMBH連星候補)を想定
軌道長半径
連星の進化
離心率
e>0.99
重力波による合体時間
離心率が非常に高くなる
SMBHは宇宙年齢以内に合体
角運動量を持ちさる粒子
LZ
LZ ,i LZ ,i (70Myr) LZ ,i (40Myr) ⊿Lzの累積
L
r p ,i r p
Z ,i
中心近くの星が角運
動量を持ちさる。
SMBHの遠点
中心近くの星の軌道
軌道の向きが変化する
順行軌道
順行軌道
逆行軌道
Star: Lzを失う
BH: Lzを得る
e: 下がる
Star: Lzを得る
BH: Lzを失う
e: 上がる
エネルギーはほぼ一定
逆行軌道
軌道の向きは頻繁に変化する。
SMBHの離心率も頻繁に変化する。
何故軌道の向きが変化するのか ?
軽いSMBHの軌道は非軸対称ポテンシャル場を作
る(永年摂動, 古在機構).
星のLzは保存されないので軌道の向きは変化する。
3体問題での軌道変化
Lz
aBH/aFS=1/3
eBH=0.0 or 0.5
eFS=0.75
i=60degree
BHが円軌道： Lz保存
BHが楕円軌道： Lz変化
• この機構により、SMBHと星は効率的に角運動量の
交換を行う。
• この機構だけでは、統計的には離心率は進化しな
い。
他の機構が必要
星の選択的なエスケープ
順行軌道
エスケープした星の累積個数
順行軌道
逆行軌道
逆行軌道
順行軌道の星はエスケープしやすい
何故、順行軌道の星がエスケープし
やすいのか？
星は軽いSMBHに近づい
た時に散乱される
逆行軌道
相対速度:大
衝突断面積:小
散乱されにくい
順行軌道
相対速度:小
衝突断面積:大
散乱されやすい
何故、離心率が上がるのか？
• 角運動量が抜ける機構は二つの過程の組み合わせ。
角運動量を
– 星の軌道の向きの反転
持って逃げる
– 順行軌道の星の選択的なエスケープ
エスケープ
順行軌道
しやすい
星はLzを失う
SMBHはLzを得る
離心率は下がる
逆行軌道
星はLzを得る
SMBHはLzを失う
離心率は上がる
エスケープ
しにくい。
何故、離心率が上がるのか？(別の説明)
N順行<N逆行
N順行=N逆行
順行軌道を選択的に弾き
飛ばすため、逆行軌道を
持つ星が多くなる。
軌道の向きが保存しないので、
N順行=N逆行 になろうとする。
SMBHは角運動量を失い、離
心率が上がる。
等質量SMBH連星との違い(私的予想)
• 星の選択的エスケープが起こらない。
– 非等質量:軽いSMBH連星に近づく星を散乱
– 等質量：軌道長半径に入った星を散乱
• 重い質点＋非軸対称摂動ではなくなる。
– 重いSMBHの軌道運動が無視できない。
– 恒星系の自己重力が無視できない。
Aarseth 2003, Berentzen 2009 では等質量SMBH
連星でも離心率が成長。
両シミュレーションとも初期の離心率が高い。
等質量SMBH連星の離心率進化
等質量SMBH連星のN体シ
ミュレーション
銀河：plummer model
BH質量:銀河質量の1%
粒子数：256k
• 初期に高い離心率を持っ
た連星は、さらに離心率が
高くなる。
• 初期の離心率が大事。
• おそらく同じ機構で離心率
の成長が起きている。
重力波を観測出来るか？
• 近点通過時に振幅の大きなパルス状の重力
波を放出
• 重力波干渉計(Lisa): 厳しい。
• パルサータイミング: 観測出来る。
Mp
h～10 10
10 M sun
15
M s
8
10 M sun
M p Ms
f～10 10
10 M sun
7
0.5
rp
1000AU
rp
1000AU
1
1.5
Hz
R
1Gpc
1
まとめ
• SMBH連星の離心率が成長する機構を解明した。
– SMBHが非軸対称ポテンシャル場を作る。星の角運動
量が変化し、SMBH連星の離心率も変化。
– 順行軌道の星が選択的に弾き飛ばされる。
• Minor mergerでSMBHは成長できる。
• Major mergerでも合体する可能性がある。
– 初期の連星の離心率が大事
– 銀河がhead on collisionに近ければ合体出来る？
• 離心率の高い連星からの重力波を観測可能