超巨大ブラックホール－ 銀河バルジ質量比の起源 川勝 望 （筑波大学） 共同研究者 梅村 雅之（筑波大学）

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1 超巨大ブラックホール－ 銀河バルジ質量比の起源 川勝 望 （筑波大学） 共同研究者 梅村 雅之（筑波大学）
　　　　銀河バルジ質量比の起源 川勝　望　（筑波大学） 共同研究者 梅村　雅之（筑波大学） 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

2 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” (e.g., Kormendy & Richstone 1995; Laor 1998; McLure & Dunlope 2001) 比 例 関 係 進化 の起源は？ Q1: 進化 は時間依存？ Q2: 巨大ブラックホール成長＆形成 銀河形成＆進化 Marconi & Hunt 2003

3 超巨大ブラックホールの形成メカニズム 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欠！ 巨大ブラックホール形成 ＝ 銀河バルジ形成 ＋
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欠！ （球状分布の系）

4 輻射抵抗 – Poynting-Robertson Effect –
Lab.Frame Lab.Frame  < 吸収過程　> < 再放射過程 > v0 “輻射抵抗” v v0 v < > v0 vfinal < ～物質は減速し、運動量を失う～ Next, I'd like to talk about the effect of radiation drag briefly. This effect is known as the Poynting-Robertson effect in the Solar System. As for the absorption process, the velocity of matter becomes slow according to momentum/energy conservation. On the other hand, as for the subsequent re-emission process, the momentum of matter decrease, but velocity is same in re-emission process due to conservation laws. As a results, the matrer slowdowns via radiation drag. 時間スケール ポスター27：佐藤さん 爆発的な星形成＆ダストの存在が重要！

5 輻射抵抗による超巨大ブラックホール形成 BH 銀河風 爆発的な星形成 輻射抵抗は有効に働かない BH質量＝MDO質量 輻射抵抗は有効に働く
＜Massive dark object (MDO)形成期＞ Bulge 輻射抵抗は有効に働かない <1 ＜BH成長期＞ BH MDO （光学的に薄いため） BH質量＝MDO質量 >1 Bulge  MDO ＝BHの原材料 銀河風 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

6 非一様星間物質モデル 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！ ＜角運動量輸送方程式＞
(Umemura 2001, Kawakatu & Umemura 2002, MNRAS, 329, 572) ＜角運動量輸送方程式＞ 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 ： mass extinction due to dust opacity radiation energy density radiation flux 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！

7 輻射輸送の取り扱い Opacity : dust in clumpy gas clouds ：光線上の全光学的厚み :ガス雲1個の光学的厚み

8 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 質量降着率 BH質量 Angular Momentum Extraction
( Nc:Number of clouds) 質量降着率 Angular Momentum Extraction Total mass of the ISM ( J: total angular momentum ) BH質量

9 星間物質分布の非一様性（covering factor O(1)程度）が重要
relation 10-3 10-4 MBH/Mbulge 10-5 10-6 一様分布 10-7 0.001 0.01 0.1 1 10 100 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”

10 輻射抵抗による質量降着率（非一様星間物質分布）
Optically-Thick Regime 質量降着率 BH質量 系内で放出された光子数で決まる！

11 BH質量－バルジ質量比の起源 Bulge Evolution: Analytic Model MDO-Bulge Mass Ratio
星形成率：ガスの割合 (fgas) に比例 SFR= ( = net stellar conversion eficiency；Mb=baryonic mass) 銀河バルジの光度進化 ( = : H  He nuclear fusion energy conversion efficiency) MDO-Bulge Mass Ratio 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。

12 銀河バルジ進化 と ブラックホール成長 Ans2. BH-Bulge mass ratioは時間依存する:BH成長期 <1
>1 <1 Passive　evolution “Eddington mass accretion” QSO normal galaxies Mass[M ] Time [yr] Ans2. BH-Bulge mass ratioは時間依存する:BH成長期

13 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 MBH[M ] (Marconi & Hunt 2003) 理論予言 ( Marconi & Hunt 2003) 上限値 進化

14 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 ~109yrで超大質量BH形成 (2)系が光学的に厚くなる （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” • は時間依存し、最終的に0.001程度になる。 BH成長段階にある天体 の存在を予言

15 ありがとうございました

16 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 (Barns & Efstathiou 1987; Heavens & Peacock 1988) 角運動量バリア ：速度分散 :Schwarzshild radius :Baryonic mass 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

17 角運動量輸送メカニズム • 非軸対称重力トルク（円盤） • 乱流粘性（円盤） • 輻 射 抵 抗 （相対論的効果） 銀河スケールでの
•　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い） •　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

18 Radiation Drag – Poynting-Robertson Effect –
 < Re-emission process > Lab.Frame Lab.Frame < Absorption process > Matter slowdowns ! v0 v < “radiation drag” v0 Next, I'd like to talk about the effect of radiation drag briefly. This effect is known as the Poynting-Robertson effect in the Solar System. As for the absorption process, the velocity of matter becomes slow according to momentum/energy conservation. On the other hand, as for the subsequent re-emission process, the momentum of matter decrease, but velocity is same in re-emission process due to conservation laws. As a results, the matrer slowdowns via radiation drag. In practice, optically thin surface layer is stripped by radiation drag, and loses angular momentum (Sato-san talks in details).

19 角運動量の抜き取りは？ vs. （光学的に薄い場合） Y軸は で規格化 0.4 dimensionless force 0.3 0.2
0.1 バルジ内のガスは必ず輻射抵抗により角運動量を失う 0.2 0.4 0.6 0.8 1 Y軸は で規格化

20 定性的な解釈 回転中心 星とガスが同じ運動をしていると過程

21 星間物質分布の非一様性を表す指標 ：ガス雲の個数密度 ：銀河半径上に存在するガス雲の平均個数 Bulge
　　　が大きくなると、非一様性は小さくなる。 　　　　　　は一様な場合に対応する 　　　が小さくなると、非一様性は大きくなる 　　　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

22 From a Galactic scale to a Horizon scale
Starburst in a bulge  “輻射抵抗”(this work) MDO MDO = Massive Self-gravitating Viscous Disk 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 Accretion disk Kerr BH wirh spin parameter of 0.75 [Full general relativistic caluculation] (Shibata & Shapiro 2002) Massive BH Seed BH ( M0 ) BH growth Supermassive BH Supermassive BH

23 クェーサー形成 >1 <1 Passive evolution Luminosity [L] ULIRG LLAGN
QSO Proto-QSO This figure shows the evolution of luminosity. This axis is the luminosity in unit of solar luminosity. As you can see, it is found that the QSO phase can be divided into two phases. One is the AGN luminosity dominant phase, which is likely to correspond to ordinary QSO. The other is the host luminosity dominant phase,. We define this pahse as Proto-QSOs. As seen in this figure, Time [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)

24 MBH- Relation This relation is naturally understood in the context of a CDM cosmology! (Bunn & White 1997)

25 Feedback from BH Accretion
MDO-Bulge Mass Ratio Extreme Kerr BH Self-induced Mass Accretion (including successive self-induction) Final BH-Bulge Mass Ratio 1.7

26 円盤銀河中での巨大ブラックホール形成 fbulge “disk scale height “ 1 0.5 非一様星間物質
(Kawakatu & Umemura 2004, ApJL, in press (astro-ph/ )) 1 fbulge 0.5 非一様星間物質 covering factor is unity. 0.03 “disk scale height “

27 巨大ブラックホール形成と銀河形態との関係
～1/20 ～1/50 ～1/200 0.1 1 10-4 10-3 Mass ratio 0.03 10-5 Sd Sc Sb Sa S0 E Hubble Type Almost constant

28 Why MBH are small in disk galaxies？
① & ② 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 !

29 Result.2-1: Comparison with the observations
0.1 1 10-4 10-3 MBH / Mgalaxy NGC3245 NGC4151 NGC3516 NGC5548 NGC4593 NGC7469 Mrk590 NGC3783 3C120 NGC4051 Mrk509 M81 NGC1023 M31 Fairall 9 Galaxy NGC4258 NGC7457 NGC4395 NGC1068 (Sy1/Starburst) NGC3227 (Sy2/Starburst) Circinus Normal spiral and barred galaxies Sy1 × ▲ NLSy1 Sy2 0.03 10-5 10-2 Normal spiral and barred galaxies Sy1 × NGC3245 NGC4151 NGC5548 NGC4593 NGC3783 Mrk509 M81 NGC1023 M31 Fairall 9 Galaxy NGC4258 NGC7457 NGC4395 ▲ NLSy1 NGC3227 (Sy2/Starburst) NGC7469 Mrk590 3C120 NGC4051 NGC1068 (Sy1/Starburst) Circinus Sy2 Normal spiral and barred galaxies Sy1 × NGC3245 NGC4151 NGC3516 NGC5548 NGC4593 NGC7469 Mrk590 NGC3783 3C120 NGC4051 Mrk509 M81 NGC1023 M31 Fairall 9 Galaxy NGC4258 NGC7457 NGC4395 NGC1068 (Sy1/Starburst) ▲ NLSy1 NGC3227 (Sy2/Starburst) Circinus Sy2 These objects have relatively small BHs compared with the predictions. This trend is broadly consistent with theoretical prediction.

30 Sy1 with SB & NLSy1 fall appreciably below 0.001 again.
Result.2-2: Comparison with the observations 0.1 1 10-4 10-3 MBH / Mbulge NGC3245 NGC4151 NGC3516 NGC5548 NGC4593 NGC7469 Mrk590 NGC3783 3C120 NGC4051 Mrk509 M81 NGC1023 M31 Fairall 9 Galaxy NGC4258 NGC7457 NGC4395 NGC1068 (Sy1/Starburst) NGC3227 (Sy2/Starburst) Circinus Normal spiral and barred galaxies × NLSy1 Sy2 ▲ 0.03 Sy1 10-2 10-5 NGC3245 NGC4151 NGC3516 NGC5548 NGC4593 NGC7469 Mrk590 NGC3783 3C120 NGC4051 Mrk509 M81 NGC1023 M31 Fairall 9 Galaxy NGC4258 NGC7457 NGC4395 NGC1068 (Sy1/Starburst) NGC3227 (Sy2/Starburst) Circinus Normal spiral and barred galaxies × NLSy1 Sy2 ▲ Sy1 NGC3245 NGC4151 NGC3516 NGC5548 NGC4593 NGC7469 Mrk590 NGC3783 3C120 NGC4051 Mrk509 M81 NGC1023 M31 Fairall 9 Galaxy NGC4258 NGC7457 NGC4395 NGC1068 (Sy1/Starburst) NGC3227 (Sy2/Starburst) Circinus Normal spiral and barred galaxies × NLSy1 Sy2 ▲ Sy1 Sy1 with SB & NLSy1 fall appreciably below again. Observational data roughly agree with the prediction .