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

Presentation on theme: "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"— Presentation transcript:

1 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

2 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

3 多階層モデル構築へ向けて 大規模構造 銀河 銀河中心領域 今日の話 BH+降着円盤 ガス供給 >>Mpc ガス・エネルギー供給
　大規模構造 今日の話 >10kpc 　　　　銀河 ガス・エネルギー供給 ~100pc 銀河中心領域 ガス供給 超新星爆発や輻射の効果 <<1pc 角運動量輸送問題 BH+降着円盤　　 © 大須賀、川勝

4 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 X This is a 3-D hydrodynamic simulation of a dense gas disk with supernova energy feedback demonstrated by Wada & Norman. This plot is density distribution on x-y and x-z planes. The disk has very complicated internal structure and the velocity field is turbulent-like. The global shape is determined by energy balance between turbulent dissipation and the supernova heating under the influence of the central massive black hole. The mechanism to transport the angular momentum is the turbukent viscosity. ・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。　　

5 Gas accretion in a turbulent nuclear disk
~ 0.3 M /yr  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 乱流速度 スケールハイト 粘性係数 In fact, in the numerical simulation that I showed, the mass accretion rate to the central one pc, is enhanced in the model with energy feedback. The average accretion rate is 0.1 solar mass per year in the model with energy feedback, The mechanism to transport the angular momentum is the turbulent viscosity.

6 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 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 Suppose this kind of inhomogeneous density field and turbulent motion is a typical structure on the circumnuclear region, as a result of a large gas inflow from the host galaxy, then we can make a simple analytical model of coevolution of SMBH and circumnuclear disk. What we want to know is mass accretion rate to the central BH region,, as a function of mass supply rate from the hosts. 粘性係数： SMBH 銀河核ガス円盤

7 モデル ：乱流圧力で支えられた銀河核ガス円盤
(1)+(2) ⇒ 乱流速度とスケールハイト （Wada & Norman 2002の数値計算の結果と一致） h (3) ⇒ 質量降着率 （∝ 星形成率） SMBH disk 静水圧平衡　（乱流圧力＝重力（円盤に垂直方向）） :乱流速度 :ガス密度 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） : 星形成率 The basic picture is simple. Firstly, we assume that the thickness of the disk is supported by the turbulent pressure caused by energy feedback from supernovae, which is in fact seen in 3D numerical simulations. Secondly, energy input from SNe is balanced with turbulent energy dissipation. Combining eqs. (1) and (2), we obtain the scale height of the disk and turbulent velocity as a function of radius, for given BH mass, SFR. We here assume that kinetic viscosity as a source of angular momentum transfer in the disk. So accretion rate is expressed by eq. (3). In this picture, it is expected that we have larger accretion rate for larger energy input, in other words, larger SFR. heating efficiency per unit mass 1051 erg 乱流粘性による角運動量輸送 :粘性係数 （仮定） :表面密度 Mestel disk :角速度

8 Evolutionary track (NK & Wada 08 model)
Gravitationally unstable Turbulent viscosity: large NLAGN Young stars BLAGN 星の空間分布・速度情報　 ⇒ TMT This is a schematic picture of evolution of the black hole and circum nuclear region. I guess that the final state of the AGNs, namely QSO, Seyfert, or low luminosity AGNs, like our Galaxy, probably depend on the total supplied mass, and its duration. If a large amount of the gas is supplied in relatively shorter period, we would expect ULIRG followed by QSO phase. If this is the case, we predict a evolutional sequence from NLSy1 to low luminosity AGNs, ULRG to quasars. Old stars LLAGN Gravitationally stable Turbulent viscosity: small BH mass increases. LLAGN

9 超巨大ブラックホールの成長率と星形成率 “Super-Eddington growth model”
超巨大ブラックホールの成長率と星形成率　 “Super-Eddington growth model” &  High -accretion phase Q < 1 turbulent pressure supported thick disk High accretion phase Low accretion phase Low-accretion phase 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。

10 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
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  & 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

11 High-z (z >6) QSO formation
NK & Wada 2009, ApJ, 706, 676 クェーサー Suppose this kind of inhomogeneous density field and turbulent motion is a typical structure on the circumnuclear region, as a result of a large gas inflow from the host galaxy, then we can make a simple analytical model of coevolution of SMBH and circumnuclear disk. What we want to know is mass accretion rate to the central BH region,, as a function of mass supply rate from the hosts. 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！

12 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   BH-bulge関係 Super-Eddigton growth 物理は？ Eddigton-limited growth SF efficiency：

13 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) ●z=6.42 QSO (Walter et al. 2009) BH成長の時間

14 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

15 標準円盤とスリム円盤で何が違うのか？ に違いが生じるのでは？ （BH質量とトーラス構造は固定）
(i) 標準円盤 (sub-Eddington) :　高温（～1500 K）　ダスト からの放射 トーラス (ii) スリム円盤 (super-Eddington) よりも強い角度依存性！ (Watarai+05) トーラス ：内縁に届くフラックスは激減 に違いが生じるのでは？

16 結果 標準円盤 スリム円盤 thick 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 ）
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° 90° 70° thick 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.

17 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
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 Large BH Extremely small e.g., NLS1 “Super-Eddington objects” e.g., NLQSO スリム円盤 トーラス e.g., BLS1 “Sub-Eddington objects” e.g., BLQSO 標準円盤

18 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？