スライド タイトルなし - 理論天文学宇宙物理学懇談会
Download
Report
Transcript スライド タイトルなし - 理論天文学宇宙物理学懇談会
超巨大ブラックホール-
銀河バルジ質量比の起源
川勝
学)
梅村
学)
望
(筑波大
共同研究者
雅之(筑波大
第16回理論懇シンポジウム 2004年1月6日-8日 京都大学基礎物理学研究所
超巨大ブラックホール質量と銀河バルジ質量の関係
最近の高精度分光観測 (stellar, gas & maser dynamics )
銀河中心核の活動性の有無に
依らない → “普遍的な関係”
比例関係
M BH M bulge 0.002
(e.g., Kormendy & Richstone 1995; Laor 1998;
McLure & Dunlope 2001)
M BH M bulge の起源
は?
Q2: M BH M bulge は時間依
Q1:
進化
進化
存?
巨大ブラックホール成長&形成
銀河形成&進化
Marconi & Hunt 2003
超巨大ブラックホールの形成メカニズム
巨大ブラックホール形成 = 銀河バルジ形成
(観測事
実)+
銀河スケールからBH地平線スケールへの角運動量輸送
(天体は角運動量を持つ)
バルジ
バルジ
BH
過去
現在
銀河バルジにおける角運動量輸送メカニズムが必要不可
(球状分布の系)
欠!
輻射抵抗 – Poynting-Robertson Effect –
Lab.Frame
Lab.Frame
< 再放射過程 >
< 吸収過程 >
p
E t
v0
“輻射抵抗”
m0 m > m0 c c
vfinaal
v
m0
m
v < v0
t v
E t
vfinal < v0
~物質は減速し、運動量を失う~
時間スケール
1
1
2 2
L Z
cR
2
tdrag
8.6 107 yr 12
R
kpc
L
10
L
Z
爆発的な星形成&ダストの存在が重要!
ポスター
27:佐藤さ
ん
輻射抵抗による超巨大ブラックホール形成
<Massive dark object (MDO)形成期>
>1
<1
Bulge
<BH成長期>
Bulge
MDO
=BHの原材料
爆発的な星形成
ダスト(輻射と強く相互作用)生成
&非一様星間物質
(e.g., nearby starburst galaxies)
輻射抵抗は有効に働く
MDO
銀河風
109 yr
BH
輻射抵抗は有効に働かない
(光学的に薄いため)
BH質量=MDO質量
非一様星間物質モデル
(Umemura 2001, Kawakatu & Umemura 2002, MNRAS, 329, 572)
<角運動量輸送方程式>
1 d rv
F (E P )v
r dt
c
c
回転方向の
フラックス
輻射抵抗
星間物質の全角運動量損失率
nd d g : mass extinction due to dust opacity
E : radiation energy density F : radiation flux P : radiation stress tensor
星(光源)とガス(吸収体)との速度差が大きいほど
輻射抵抗は効果的に働く!
輻射輸送の取り扱い
Opacity : dust in clumpy gas clouds
b
rc
dF r j ,0
N
dF r j ,0 e-
N
N
F dF0, j e , E dE0, j e , P dP0, j e
j 1
j 1
2 1 b rc
2 12
j 1
:光線上の全光学的厚み
gas rc :ガス雲1個の光学的厚み
非一様星間物質における角運動量輸送
全角運動量損失率
J
Nc
r (F F
c
i 1
rot
i
i
i
drag
)
( Nc:Number of clouds)
質量降着率
J
Mg M g
J
Angular Momentum Extraction
Total mass of the ISM
( J: total angular momentum )
BH質量
MBH
J
Mg dt Mg dt
J
(M BH M bulge ) - relation
T
10-3
N int 1
N int 5
T N int
10-4
N int 0.1
N int 20
T
10-5
Nint 0.01
10-6
Nint 0.001
10-7
0.001
T2
1
0.01
一様分布
0.1
T
1
10
100
( Nint )
星間物質分布の非一様性(covering factor O(1)程度)が重要
“爆発的星形成領域でISMの非一様性が示唆”
輻射抵抗による質量降着率(非一様星間物質分布)
M drag
Lbulge
T
(1
e
) :drag 0.34
2
c
Optically-Thick Regime
質量降着率
Lbulge
-1 Lbulge
M drag 2 0.1drag M yr 12
c
10 L
M
0.1M Edd 0.1 0.2M yr -1BH 1 8 BH :BH 0.42
10 M
BH質量
MBH Mdt drag
Lbulge (t )
dt
2
c
系内で放出された光子数
で決まる!
BH質量-バルジ質量比の起源
Bulge Evolution: Analytic Model
星形成率:ガスの割合 (fgas) に比例
M*
kfgas kekt
SFR=
Mb
( = net stellar conversion eficiency;Mb=baryonic mass)
銀河バルジの光度進化
Lbulge 0.14 kekt Mbc2 ( = 0.007 : H He nuclear fusion energy
conversion efficiency)
M*c2
MDO-Bulge Mass Ratio
Lbulge
M BH
drag 2 dt 0.14 drag (1 ekt )
Mb
c
MBH
Mbulge (star)
1
1
0.14drag 0.001
0.3
Ans1. 質量比は基本的に水素からヘリウムへのエネルギー変換効率εで決まり、
ε=0.007は理論的な上限値に対応する。
銀河バルジ進化 と ブラックホール成長
1012
<1
<1
>1
Passive evolution
Mbulge (star)
1010
QSO
MMDO
8
10
M BH M bulge
M BH M bulge
0.001
106
0.001
MBH
“Eddington mass accretion”
4
MBH M0et tEdd
10
tthin
2
10
normal galaxies
107
tw
108
tcross
109
1010
Time [yr]
Ans2. BH-Bulge mass ratioは時間依存する:BH成長期
巨大ブラックホール質量-銀河バルジ質量比
(Kawakatu, Umemura & Mori 2003, ApJ, 583, 85; Kawakatu & Umemura 2004 in preparation )
星間物質の非一様性、AGNからの輻射 & IMFの効果
1011
1010
109
Mbulge
0.002
0.002
MMBHBH M
bulge
( Marconi&&Hunt
Hunt2003)
2003)
(Marconi
上限値
M BH M bulge max ( 0.007)
108
進化
107
106
理論予言
5
10
104 8
10
M BH M bulge 0.00150%
109
1010
1011
M bulge M
1012
1013
Summary
銀河進化に伴う超巨大ブラックホール形成
I 角運動量輸送問題 (銀河スケールから BH地平線スケールまで)
鍵になる物理過程:“輻射流体力学過程(輻射抵抗)”
(1)爆発的な星形成が起こる
(2)系が光学的に厚くなる
~109yrで超大質量BH形成
(e.g., 超高光度赤外線銀
河)
II 巨大ブラックホールと銀河バルジとの質量比
• 水素からヘリウムへのエネルギー変換効率ε(=0.007)
“円盤銀河のバルジにおいても成り立つ(銀河形態に依らない)”
“輻射抵抗モデルの上限値に対応”
• M BH M bulgeは時間依存し、最終的に0.001程度になる。
0.001)の存在を予言
BH成長段階にある天体 ( M BH M bulge
ありがとうございました
超巨大ブラックホール形成:角運動量輸送問題
角運動量の獲得
密度揺らぎの線形成長段階に働く重力トルク
GM 5/ 2
Dimensionless spin parameter:
0.05
J E 1/ 2
J MRv , E
2R
2
2
M 2
GM 2
1
1 v
(Barns & Efstathiou 1987;
Heavens & Peacock 1988)
角運動量バリア
Rbarr
Rmax
M
Rbarr
107 8 b
RSch
10 M
2
3
1
0.05 (1 z)
2
:速度分散
RSch :Schwarzshild radius
M b :Baryonic mass
jb2
Rbarr
GMb
ブラックホール形成には膨大な角運動量をガスから取り除く必要がある
銀河スケールでの
角運動量輸送メカニズム
• 非軸対称重力トルク(円盤)
ブラックホール質量は円盤ではなくバルジ質量と相関がある
• 乱流粘性(円盤)
質量降着の時間スケールが宇宙年齢を超える(例;銀河円盤が消失していな
12
い)
1
1
tvis
j
M T
12
10
3
10
yr
R
0.1 1011 M 104 K kpc
cs2
• 輻 射 抵 抗 (相対論的効果)
球状分布の系で有効に働き、時間スケールも宇宙年齢より短い
tdrag
1
1
L Z
cR
2
8.6 107 yr 12
R
kpc
L
10
L
Z
2
2
Radiation Drag – Poynting-Robertson Effect –
Lab.Frame
Lab.Frame
< Re-emission process >
t v
p
c c
< Absorption process >
E t
v0
“radiation drag”
m0 v
m
m0c 2 t mc 2
m 0v0 mv
v < v0
Matter slowdowns !
vfinaal
mfinal
E t
mc 2 t m finalc 2
mv m finalvfinal
t v
c c
mfinal m0 , vfinal v
In practice, optically thin surface layer is stripped by radiation drag,
and loses angular momentum (Sato-san talks in details).
角運動量の抜き取りは?
f drag (E P )v / c vs. f F / c
0.4
f
drag
0.3
f
0.2
f
0.1
0
(光学的に薄い場
合)
drag
f
バルジ内のガスは必ず
輻射抵抗により角運動
量を失う
0
0.2
0.4
0.6
0.8
r / rb
2 c r で規格化
Y軸は 3 Lbulge
2
b
1
定性的な解釈
vgas
E2 , P2
v*
v*
E1, P1
回転中心
星とガスが同じ運動をしていると過程
(v* vgas )
f drag f
c
[( E1 P1 )vgas (E2 P2 )vgas ] [(E1 P1 )v* (E2 P2 )v* ]
c
c
[( E2 P2 )vgas ( E2 P2 )v* ] 0
星間物質分布の非一様性を表す指標
N int
rc
3
nc rc rb N c
4
rb
2
2
nc Nc
4 3
rb :ガス雲の個数密度
3
Ni nt :銀河半径上に存在するガス雲の平均個数
Bulge
rb
Ni nt が大きくなると、非一様性
は小さくなる。
Ni nt は一様な場合に対
応する
Ni nt が小さくなると、
非一様性は大きくな
る
Ni nt を変化させ、星間物質の非一様性と輻射抵抗の効率との間の関係を調べる
From a Galactic scale to a Horizon scale
Starburst in a bulge
“輻射抵抗”(this work)
MDO = Massive Self-gravitating Viscous Disk
MDO
Inside-out disk collapse
(Tsuribe 1999)
円盤のサイズ:<100 pc
Supermassive star (rigidly rotating)
一般相対論的重力不安定
Supermassive star
Kerr BH wirh spin parameter of 0.75
[Full general relativistic caluculation]
(Shibata & Shapiro 2002)
t tEdd
BH growth (MBH M0e
)
Accretion disk
Massive BH
Seed BH ( M0 )
Supermassive BH
Supermassive BH
クェーサー形成
>1
1014
<1
M BH
Lbulge
13
10
Passive
evolution
1012
ULIRG
1011
1010
LAGN
tw tcrit
9
10
LLAGN
108
109
tcross
1010Time [yr]
• LAGN /Lbulge exhibits a AGN-dominant peak around 109yr. (QSO phase)
• QSO phase is preceded by a host-dominant “proto-QSO” phase.
• Proto-QSO phase is preceded by an optically thick, host-dominant phase. (ULIRGs)
MBH- Relation
This relation is naturally understood in the context of a CDM cosmology!
Radiation drag: M MDO M
GM
1
2 , Rvir
Rmax M 1/ 3 (1 zmax )1
Rvir
2
CDM fluctuations: (1 zmax ) CDM M ( 16 )
Virialization:
(Bunn & White 1997)
MMDO M 6/(23 )
MMDO 4 for = 16
M MDO 4 in more massive bulge
4
M
in
less
massive
bulge
MDO
Feedback from BH Accretion
MDO-Bulge Mass Ratio
MMDO
Mbulge
1
0.14drag 1 0.001
0.5
Extreme Kerr BH
LBH
Mc2 , BH 0.42
Self-induced Mass Accretion (including successive self-induction)
LBH
1
dt
(1
)
M BH
drag
BH
BH
2
0 c
MInduced drag
t
Final BH-Bulge Mass Ratio
M BH
M
M Induced
MDO
M bulge
M bulge
M BH
Mbulge
1
1
1
0.14 drag (1 ) 0.002
1.7
0.3
円盤銀河中での巨大ブラックホール形成
(Kawakatu & Umemura 2004, ApJL, in press (astro-ph/0312207))
1
f bulge M bulge M galaxy
(Mgalaxy 1011 M )
0.5
非一様星間物質
covering factor is unity.
h 0.01rdisk 0.1rdisk
“disk scale height “
fbulge
0.03
巨大ブラックホール形成と銀河形態との関係
Hubble Type
Sc
Sb
Sd
Sa
S0
E
M BH M bulge
Almost constant
10-3
h 0.1rdisk
h 0.04rdisk
h 0.01rdisk
10-4
~1/20
~1/50
10-5
0.03
M BH M galaxy
MBH Mgalaxy
h 0.1rdisk
h 0.1rdisk
h 0.04rdisk
h 0.04rdisk
h 0.01r
h 0.01rdisk disk
M BH M galaxy 103 f bulge
~1/200
0.1
fbulge Mbulge Mgalaxy
1
Why MBH are small in disk
① & ②galaxies?
③
“radiation”
pole on view
① A number of photons escaped from the system (Surface-to-volume ratio )
② Radiation from disk stars is heavily diminished across the disk (optically thick disk)
③ The velocity difference stars and absorbing clouds becomes closer to zero
(optically thick disk)
Radiation drag cannot work effectively in disk galaxies !
Result.2-1: Comparison with the observations
10-2 ×
Normal spiral and barred galaxies
Sy1
Sy2 ▲ NLSy1
NGC3227
NGC3245
NGC4151
M31
10-3
M81
NGC
1023
NGC4258
NGC3783
Mrk509
NGC4593
NGC4593
Fairall 9
10-4
NGC4395
(Sy2/Starburst)
10-5
0.03
NGC5548
NGC3516
3C120
3C120
Galaxy
NGC7457
NGC7469
NGC7469
Mrk590
Mrk590
(Sy1/Starburst)
(Sy1/Starburst)
(Sy1/Starburst)
Mrk590
NGC1068
NGC1068
NGC1068
(Sy2/Starburst)
NGC4051
(Sy2/Starburst)
(Sy2/Starburst)
Circinus
(Sy2/Starburst)
Circinus
(Sy2/Starburst)
NGC4051
NGC4051
1
0.1
Mbulge Mgalaxy
TheseThis
objects
have
relatively
small BHs
compared
with
the predictions.
trend
is broadly
consistent
with
theoretical
prediction.
Result.2-2: Comparison with the observations
10-2
NGC4258
NGC4395
NGC4395
(Sy2/Starburst)
(Sy2/Starburst)
M31
Fairall 9
M81
NGC1023
NGC4151
NGC3783 NGC5548
NGC5548
Mrk509
10-3
NGC1068
NGC1068
(Sy2/Starburst)
(Sy2/Starburst)
Galaxy
3C120
3C120
NGC4593
NGC4593
NGC3516
NGC3516
Circinus
(Sy2/Starburst)
Circinus
Circinus(Sy2/Starburst)
(Sy2/Starburst)
NGC7457
NGC7457
NGC4051
NGC4051
10-4
10-5
NGC3227
NGC3227
NGC3245
NGC3245
NGC7469
NGC7469
(Sy1/Starburst)
(Sy1/Starburst)
Mrk590
Mrk590
Mrk590
×
×Normal
Normalspiral
spiraland
andbarred
barredgalaxies
galaxies
0.03
Sy1
Sy1
Sy2
▲NLSy1
NLSy1
Sy2 ▲
0.1
Mbulge Mgalaxy
1
Observational
data roughly
agree withbelow
the prediction
.
Sy1
with SB & NLSy1
fall appreciably
0.001 again.