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 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
「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？ 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 2 2
銀河とブラックホールの共進化とは？ M● ~ 0.002 M○ ｜ ル 質 量 マゴリアン関係 (太陽質量) 10億 大質量銀河 100万 天の川銀河 ﾌﾞﾗｯｸﾎｰﾙ形成 銀河バルジの質量 (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 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
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 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
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
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?
共進化はわかっていない! だから皆で頑張りましょう！
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 ?
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
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 ) ● ● τ(acc) ~ 0.4 Gyr Gas accretion-driven SMBH M● ~ 107 Msun @ z ~10 ΔT ~ 1.7 Gyr (z: 10 3 ) τ(fric) ~ 1 Gyr Major merger-driven SMBH M● ~ 109 Msun @ z ~3‐6 ● Maggorrian Relation started
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 ???
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 ?
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 =6, quasar) ? ρ● (z =10, remnant) ~ ρ● (z =6, quasar) ? ρ● (z =10, remnant) < 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)
マゴリアン関係 @ z~1.3 in COSMOS (Jahnke+09, ApJ, 706, L215) Log(MBH/Msun) 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○ z (Merloni+09, ApJ, 708, 137)
(Merloni+09, ApJ, 708, 137)
マゴリアン関係の赤方偏移依存性ー 極められるか ? ー 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
マゴリアン関係の物理は何か? - How to make SMBHs ? - (Rees 1978 Observatory, 98, 210)
マゴリアン関係の物理は何か? - How to make SMBHs ? - AGN-feedback regulation (2) SFR-accretion rate correlation (3) Successive mergers from stellar- through intermediate- to supermassive black hole あまり好きになれない 角運動量は抜けるのか
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 ・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・ AGN feedback self-limits the evolution of both bulge and SMBH
AGN feedback とは何か? Quasar winds (e.g., Silk & Rees 98) 1. Radiation pressure ? 2. Radiative heating ? 3. Jets ? unlikely because BEAMED
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)
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)
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 !
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)
Cosmological Interaction-Driven Model (Lamastra+10, arXiv.1001.5407) Δlog M●/M○
★BHIMBHSMBH (1) (Ebisuzaki+01, ApJ, 562, L19)
★BHIMBHSMBH (2)
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 ・・・・・・・・・・・・ はっきりいって わかりましぇん
Comments on SMBH Mergers Major merger between galaxies Major merger between SMBHs ? 1. Periodic luminosity variation 2. Jet precession 3. Double BLRs ・・・・・
Supermassive Binary in 3C 66B Orbital Motion of Supermassive Binary in 3C 66B (Sudou+03, Science, 300, 1263) 1光年 10万光年 (NRAO)
Supermassive Binary in 3C 66B Orbital Motion of Supermassive Binary in 3C 66B (Sudou+03, Science, 300, 1263) 赤緯 [ミリ秒角] 電波ジェット 5 1 2 6 4 3 0.1 光年 10 光年 電波ジェットの根元 赤径 [ミリ秒角]
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) >>>
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?
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 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
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