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。 log Mバルジ [M8] – ガスの降着によるSMBH成長 (Umemura 2001)。 – 銀河の合体によるSMBH成長 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 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。 N順行=N逆行 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 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
© Copyright 2025 ExpyDoc
