ー宇宙進化学の完成を目指してー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

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

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

　　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？

　

2

ブラックホ｜ル質量

銀河とブラックホールの共進化とは？ M● ~ 0.002 M○

大質量銀河

天の川銀河

　 形成ﾌﾞﾗｯｸﾎｰﾙ銀河バルジの質量

マゴリアン関係

(Marconi & Hunt 2003, ApJ, 589, L21)

10 億

0

100 万

( 太陽質量 )

3

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

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

1022 cm

1012 cmアンドロメダ銀河

4

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

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

赤方偏移 z = 30

　　　　　 137 億年の歴史

初代星

初代ﾌﾞﾗｯｸﾎｰﾙ

共進化

5

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 ratedNSN/dt ∝ dN★/dt cumulative SF ratedM○/dt ∝ dN★/dt

dM●/dt ∝ dM○/dt for Hubble time 6

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 ?

7

共進化はわかっていない !

だから皆で頑張りましょう！

8

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 ?

9

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

10

Kyoto Model for Formation of SMBH(Taniguchi 2004, PTPS, 155, 205)

Pop III-driven IMBHM● ~ 100 Msun @ z ~ 30 ●

●

●

●

● ●

● ●

●

Gas accretion-driven SMBHM● ~ 107 Msun @ z ~10

Major merger-driven SMBHM● ~ 109 Msun @ z ~3‐6

τ(acc)~ 0.4 Gyr

τ(fric)~ 1 Gyr

ΔT ~ 0.6 Gyr (z: 30 10 )

ΔT ~ 1.7 Gyr (z: 10 3 )

Maggorrian Relationstarted

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 ???

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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 ?

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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 residedin 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

20

M●= 0.0014 M○ (0.3 dex scatter)

(Haring & Rix 04 ApJ, 604, L79)

- - - - Marconi & Hunt

03, ApJ, 589, L21

マゴリアン関係@ z~1.3 in COSMOS

(Jahnke+09, ApJ, 706, L215)

Log(

MB

H/M

sun)

Log(Mbulge /Msun)

マゴリアン関係の赤方偏移依存性in COSMOS

22

Δlog M●/M○

z(Merloni+09, ApJ, 708, 137)

M●/M○

∝ (1 + z)0.7

23(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

<<< 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

24

マゴリアン関係の物理は何か ?- How to make SMBHs ? -

25(Rees 1978 Observatory, 98, 210)

マゴリアン関係の物理は何か ?- How to make SMBHs ? -

(1) AGN-feedback regulation

(2) SFR-accretion rate correlation

(3) Successive mergers from stellar- through intermediate- to supermassive black hole

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あまり好きになれない

角運動量は抜けるのか

AGN-feedback regulationCiotti & Ostriker 97, ApJ, 487, L105Silk & Rees 98, AA, 331, 1Fabian 99, MN, 308, 39Monaco & Fontanot 05, MN, 359, 283Hopkins & Elvis 10, MN, 401, 7・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・

・・・・・

27

AGN feedback self-limits the evolution of

both bulge and SMBH

AGN feedback とは何か ?

28

Quasar winds (e.g., Silk & Rees 98)

1. Radiation pressure ?

2. Radiative heating ?

3. Jets ? unlikely because BEAMED

Radiation PressureUV-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)

29

Radiative HeatingUV-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)

30

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 !

31

SFR-accretion rate correlationHierarchical clustering で OKAGN feedback は無用

Cold bulge gas の一部が BH に降着　　 (e.g., Kauffmann & Haehnelt 00, MN, 311, 576)

32

CosmologicalInteraction-Driven Model

(Lamastra+10, arXiv.1001.5407)

33

Δlog M●/M○

★BHIMBHSMBH (1)

34

(Ebisuzaki+01, ApJ, 562, L19)

★BHIMBHSMBH (2)

35

Hopkins ScenarioHopkins+05aHopkins+05bHopkins+06aHopkins+06bHopkins+06cHopkins+07aHopkins+07bHopkins+07cHopkins+08aHopkins+08bHopkins+08cHopkins+08dHopkins+08eHopkins+08f・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・

36

はっきりいって

わかりましぇん

Comments on SMBH MergersMajor merger between galaxies

Major merger between SMBHs ?

37

1. Periodic luminosity variation2. Jet precession3. Double BLRs・・・・・

Orbital Motion of Supermassive Binary in 3C 66B

(Sudou+03, Science, 300, 1263)

(NRAO)

1 光年

10 万光年

電波ジェット

電波ジェットの根元

0.1 光年10 光年

赤径 [ ミリ秒角 ]

赤緯

[

ミリ秒角

]

1

2

3

4

5

6

Orbital Motion of Supermassive Binary in 3C 66B

(Sudou+03, Science, 300, 1263)

巨大ブラックホール

電波ジェット

降着円盤

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Waltzing Supermassive Binary(Comerford+09, ApJ, 698, 956)

DEEP2 red galaxies1881 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 ?

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新学術領域研究研究領域提案型

ー宇宙進化学の完成を目指してー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

巨大ブラックホールと銀河の共進化

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