ALMAで探るSMBHと銀河中心高密度ガス円盤の共進化

第1回銀河進化研究会＠NAOJ, 2014/06/04-06
ALMAで探るSMBHと
銀河中心高密度ガス円盤の共進化
泉拓磨（IoA/東京大)
河野孝太郎（東京大）、川勝望（呉高専）
1
53
log (MBH[Msun])
10
銀河-SMBH共進化
Kormendy & Ho 2013
ARA&A, 51, 511
9
•
銀河バルジの速度分散と、その中心
の巨大ブラックホール (SMBH)の
質量には相関がある（共進化）。
•
SMBHの形成過程は謎。
•
活動銀河核(AGN)は、銀河進化に
おいて極めて重要な役割を果たす
8
7
6
60
80 100
200
300 400
（AGN feedback/feeding）。
H mass M• with (left ) K-band absolute
σe magnitude
[km/s] MK,bulge
locity dispersion σe for (red ) classical bulges and (black )
tric least-squares fits to all the points except the monsters
NGC 4889. Figure 17 shows this fit with 1-σ error bars.
SMBHの成長機構は？（銀河中心の分子ガスが重要なはず）
Mbulge, and M• – σe correlations for
iptical galaxies
AGNを発現させるトリガーは？
ations of M• with bulge luminosity and velocity dispersion.
more robust correlations and to better understand the
rst, we distinguish classical bulges that are structurally
are structurally more disk-like than classical bulges. There
lges are made in major mergers, like ellipticals, whereas
母銀河（10kpc）とSMBH（<1pc）のつながりは？
2
BH成長の鍵？
Circumnuclear Disk (CND)
• 数十∼百pcスケールの大質量CNDがBH周辺に形成されると予測されている BHへの直接的な質量供給源？ - e.g., Kawakatu & Wada 2008, ApJ, 681, 73
• BHの活動性と、M
gas/MBHの質量比に関係あり？
CND+BH
CND
evolution
Mgas
http://astrophysics.jp/ALMA-Hokudai2012/presentation/N_kawakatu.pdf
3
CNDs in Nearby Galaxies
NGC 1097
Low-luminosity type-1 Seyfert
NGC 7469
Luminous type-1 Seyfert
HCN(4-3)
NASA/HST
HCN(1-0)
CND
ALMA Cycle 0
Izumi et al. 2013, Kohno et al. in prep.
銀河中心のガスは濃い
＆コンパクト
ALMA Cycle 1
Izumi et al. 2014, in prep.
高密度ガストレーサーの干渉計観測が重要
4
Methods
必要なのは、(1) CNDのガス質量 (Mgas)、(2) BH質量 (MBH)、
(3) BHの活動性の指標
Eddington比（λEdd）
パラメータ
手法
Ref.
α
Sani et al. (2012), Kohno et al.
(1996, 2008), This work
M
α
恒星速度分散と
M-σ関係を利用
M
L
κ
λ
L
L
Gültekin et al. (2009), Ho et al.
2009, HyperLEDA
Marconi et al. (2004), Panessa et al.
(2006), Brightman et al. (2011),
Marinucci et al. (2012), Liu et al.
(2014)
【全ての変数に不定性あり】
5
logλEdd vs log(Mgas/MBH) in CNDs
22
銀河中心
BH
N1068
log Mgas/MBH
1.5
1.5
CND
11
N7469
N5194
0.5
0.5
0
0
成
長
N6951
N4051
-0.5
-0.5
-1-1
-5
-5
N2273
N3227
N1097
-4.5
-4
-4
-3.5
-3
-3
-2.5
-2
-2
-1.5
-1
-1
-0.5
0
0
log λEdd
logλEddとlog(Mgas/MBH)が相関するこ
と（共進化）を、観測的に初めて発見。
（高密度）CNDは、BHを成長
させる直接的な質量供給源
だろう。
6
CND「が」重要なのか？
母銀河スケールのガスの場合は？
44
log Mgas/MBH
3.5
■ CO(1-0)
♦ HCN(1-0)
33
•
母銀河スケールのガス観測
（CO(1-0)を用いてMgasを
導出；分解能 > 3kpc）で
は相関が出ない。
•
SMBHへの直接的質量
供給の観点からはCND
「が」重要！
2.5
22
1.5
11
0.5
00
-0.5
-1-1
-6
-6
-5
-5
CO gas:
Curran et al. (2000),
Maiolino et al. (1997),
Gao & Solomon (2004)
-4
-4
-3
-3
-2
-2
-1
-1
0
0
log λEdd
7
SMBHへの降着率は何で決まるのか？
L24
SEYFERT NUCLEI WITH STARBURSTS
角運動量輸送問題に結びつく
Gas mass (R < 1pc)/105 Msun
4
Wada & Norman, 2002, ApJ, 566, L21
•
•
Accretion rate
(~0.4 Msun/yr)
3
2
•
•
1
0
0.4
0.6
0.8
1.0
1.2
1.4
1.6
time [Myr]
Fig. 3.—Time evolution of the gas mass inside R ! 1 pc for two models
(with and without energy feedback). Solid line represents the mass accretion
rate 0.3 M, yr!1.
with observations (Norman et al. 2002; Lehmann et al. 2001;
Akiyama et al. 2000).
Krolik & Begelman (1988, hereafter KB) claimed that stirring by stellar processes is never strong enough to compete
粘性による輸送が重要。
with
energy dissipation in the clumpy torus. One should note,
however, that in their order of magnitude estimate, a much
CNDの場合、Supernovaによる
smaller,
thicker torus (∼1 pc) is assumed than in our extended
disk model. Therefore, KB need large velocity dispersions
(Wada
&with
1200 km s!1) to keep the disk thick because
thick disks
(乱流粘性は有効だろう
h/r ∼ 1 require vt /vc ∼ 1. The velocity dispersion for h/r ∼ 1
!1
Norman
2002)
can
be less than
50 km s。
for r ! 30 pc. The smaller velocity
dispersion is favorable because the energy dissipation rate is
smaller
(see eq. [2]). KB also pointed out that a luminosityこれは星形成活動に依存。
to-gas mass ratio, L/Mg , for the stellar stirring model would be
aすなわち、SMBHへの降着率は、
factor of 100 larger than the observed values. This is also
not the case for 100 pc scale obscuring material. For the analytical
model presented here, L/Mg ∼ r!3/2 . In fact, a much
CNDの重力不安定性に依存？
larger molecular gas mass is expected on such a scale (e.g.,
Kohno et al. 1999). Recent IR and X-ray observations of Seyfert nuclei (e.g., Granato et al. 1997), on the other hand, suggest
100 pc scale extended obscuring material. This picture is consistent with our model of the extended starburst-supported obscuring region, in which case we still obtain a geometrically
thick disk with velocity dispersions of "50 km s!1. Note also
Pier & Krolik (1992) and Ohsuga & Umemura (2001) for the
effects of radiation pressure on supporting the obscuring torus.
The present model suggests that the ratio of Sy2 to Sy1
galaxies cannot be explained only by the orientation of the
CNDの重力不安定性、星形成活動を調べたい
˙g∼
This is the same order of the numerical result, i.e., Mg /M
5 # 10 7 M, /0.4 M, yr!1.
8
Vol. 566
(mΩ − ω)k(ΦD,1 + c2s Σ1 /Σ0 )
=
,
∆
2Bk(ΦD,1 + c2s Σ1 /Σ0 )
= −i
∆
Kinematic structures
of
CNDs
1 1 d(R Ω)
但し， B = −
,
∆ = κ − (mΩ − ω) ,
2 R dR
NGC 4051 vs
NGC
1097
κ = −4BΩ
(epicycle
frequency).
(2
Toomre Q < 1
(2
vR,1
vφ,1
2
2
2
(2
2
結局，連立方程式 Eqs. (18)-(20) より，
!
"
HCN(1-0) PdBI
2
2
cs k − 2πGΣ0 k
1+
Σ1 = 0
NGC 4051
∆
logλEdd = -2.7
H/R(mΩ
= 0.25
− ω)2 = κ2 − 2πGΣ0 k + c2s k 2
(2
(ただしQ > 1という結果;
を得る．右辺が常に正ならば安定．すなわち，右辺
=0 の判別式より以下の不等式が成り
Sani
et al. 2012)
つ場合は安定（Toomre
の安定条件）
：
又は分散関係
Sani et al. 2012,
MNRAS, 424, 1963
cs κ
Q≡
> 1.
πGΣ
(2
Q は Toomre’s Q value と呼ばれる．又，Q=1 における臨界不安定波長は，λcrit = 2π/kcrit
2πcs /κ
HCN(1-0) ALMA C0
2.3
原始惑星系円盤の林モデルとその自己重力安定性
NGC 1097
Toomre Q > 1
惑星形成における原始惑星系円盤の標準的モデル
→ 林モデル.
logλEdd = -4.5
• 円盤温度 (passive disk): H/R < 0.01 ダストの放射冷却と太陽からの輻射加熱の釣り合いで決まる．すなわち
Fathi, TI, et al. 2013
Izumi et al. 2013
Kohno et al. in prep.
4πd2 σT 4 = πd2 L⊙ /(4πR2 )
より，温度と音速は次式で与えられる (L⊙ = 4 × 1033 erg/sec)：
9
−1/2
(2
Black hole evolutionary sequence?
(scale height/radius = 0.25
in N4051; Sani et al. 2012,
MNRAS, 424,1963)
Kawakatu&Wada 2008,
ApJ, 681, 73
(scale height/radius < 0.01 in N1097;
Fathi et al. 2013, ApJ, 770, L27) 10
Black hole evolutionary sequence?
(scale height/radius = 0.25
in N4051; Sani et al. 2012,
MNRAS, 424,1963)
•
•
•
•
Kawakatu&Wada 2008,
ApJ, 681, 73
CNDの形状と質量
CNDの重力不安定性
CND中の星形成、星の年齢
を、Eddington比と対応させる
(scale height/radius < 0.01 in N1097;
Fathi et al. 2013, ApJ, 770, L27) 10
Future Work (1)
CNDの質量、形状、重力不安定性
たとえば質量...
αHCN
L HCN(1-0) [K km/s pc²], αHCN=10
Mgas [M ] ⇠
p
nH2
L0
(
Tb K km s
1
pc2
)
(virialized)
•
•
•
ガスの励起条件（温度、
密度）+輻射輸送
高密度ガストレーサーの観測が鍵。
つまり、ALMAの出番！（high-zはSKA？）
多輝線、多遷移解析でガスの物理状態を制限することが重要。 （see Izumi et al. 2013, PASJ, 65, 100）
•
形状については、σ/Vrotが（観測量で構成できて）良い指標だろう。
11
Future Work (2)
CNDでの星形成、星の年齢
IES ET AL.
Vol. 671
NGC 4459
8”
0.5 Eddington比
Davies et al. 2007, ApJ, 671, 1388
AGN feedback?
McDermid et al. 2006, MNRAS, 373, 906
Starburst age [Myr]
6.5m@Chajnantor
to the age of the most recent episode of nuclear star formation. On the left is shown the
sity for the black hole. Generally the luminosity of the AGN is not well known and so we
starburst age refers to our best estimate of the most recent episode of star formation within
ed uncertainties.
n
!
t
a
m
f
e
f
,
•
•
•
High (Low) λEddのBH周りには、若い星が多い？年老いた星が多い？
ダスト減光に強い波長帯で、SFRやageを正確に出したい。
5. STARBURST-AGN CONNECTION
TAOを用いたPa系列輝線（Paα）の観測、しかも面分光が切り口か？
In the previous
sections we have presented and discussed evi-
expect that the starburst is then dormant until the gas supply is
replenished by inflow. This picture appears to be borne out by the
observations presented here.
dence that in general there appears to have been moderately recent star formation on small spatial scales around all the AGNs
we have observed. Figure 11 shows the first empirical indication
of a deeper relationship between the star formation and the AGN.
~20m
IoA 舘内さん、本原さん
12
てきた技術で作られる“新・宇宙用冷却システム”です。
却シ
しま
Future Work (3)
異なる進化段階のAGNを見る
2017
18
AGN
[NeV]/[NeII]
Tommasin et al. 2010,
ApJ, 709, 1257
HCN(4-3)/CS(7-6)
16
新たな「宇宙史」
Izumi
et al. を拓く、
2014圧倒的な高感度
in prep.・高分解能
Starburst
14
12
SPICAの主鏡口径(
)は、あのハッブル宇宙望遠鏡(
「S
)を
も上回る大口径。これがさらに全冷却望遠鏡となることで、圧倒的な
ミ
高感度・高空間分解能の観測が可能になります。これにより、より遠
望
くの天体の、より詳細な観測が実現し、まったく新しい宇宙の姿が明
望
らかになると期待されます
総
軌
国際協力ミッション
10
欧州宇宙機構 (ESA) 等との本格的な国際協力ミッションとして
SPICAは
8
の打上げを目指します。
htt
〒100-8260 東京都千代田区丸の内1-6-5
丸の内北口ビルディング
Phone: 03-6266-6400 Fax: 03-6266-6910
JAXAウェブサイト
JAXAメールサー
宇宙科学研究本部
4
2
EW PAH(11.25um) [um]
•
•
詳し
宇宙航空研究開発機構広報部
6
0
打
0
0.5
1
1.5
2
2.5
3
3.5
HCN(4-3)/HCO+(4-3)
まさしく絶賛成長中のAGNは未開拓。Dust-obscuredな天体
（ULIRGなど）が重要だろう。SMGとQuasarの関係も？ SPICA & ALMAが活躍
埋もれたAGNの発掘＆大サンプルの構築を目指す。
13
まとめ
•
•
•
•
•
SMBHの成長機構、AGN現象のトリガーを探ることは、SMBHや
銀河の進化を考える上で重要である。
logλEddとlog(Mgas/MBH)の相関を観測的に初めて発見。
CNDはBHへの直接的質量供給源として機能している。
CNDの重力不安定性が、BH降着率を左右する鍵かもしれない。
今後は測定精度の向上はもちろん、多波長観測で、異なる進化段
階に応じたCNDの性質（大きさ、質量、形状、星形成、重力不安
定性など）を明らかにすることを目指す。
14
2.2. Two Regimes of Gas Accretion in Circumnuclea
We suppose a kinetic viscosity as a source of angu
mentum transfer in the gas disk. Then, we adopt the for
おまけ
mass accretion rate in a viscous accretion disk (Pringle 1
%
#
$
% d ln "(r)
ð
@=@r
ÞG(r;
t)
%
˙ (r) ¼ "1e7.txt"
M
)
(r)
¼
2"$!
g
% d ln r
"1e8.txt"ðd=dr Þ½r 2 "(r)'
"1e9.txt"
4
"1e10.txt"
（注）KW08モデルでは、
where the viscous torque generated by the turbulent mo
粘性パラメータ
is defined as G(r; t) ¼ 2"$
(r)! (r)r3 d"/dr. Since the
log Mgas/MBH
3
t
g
parameter is expressed by $t (r) ¼ %vt (r)h(r), the mass a
rate in general increases as the energy input from SN exp
becomes large; in other においてα=1（最大値）を
words, the star formation rate
2
N1068
1
採用している。
N5194
N7469
0
N4051
N6951
N2273
N3227
N1097
-1
-6
-5
-4
-3
log λEdd
-2
-1
0
15

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