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銀河中心超巨大ブラックホールの合体率

銀河中心超巨大ブラックホールの合体率. 榎 基宏 東京経済大学（ 4 月より） 国立天文台天文データセンター（ 3 月まで）. Enoki, Nagashima & Gouda (2003) PASJ, 55, 133 Enoki, Inoue, Nagashima & Sugiyama (2004) ApJ,615,19 Enoki & Nagashima (2007) PTP, 117, 241. --- M BH / M bulge = 0.001 – 0.006

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銀河中心超巨大ブラックホールの合体率

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Presentation Transcript

  1. 銀河中心超巨大ブラックホールの合体率 榎 基宏 東京経済大学（4月より） 国立天文台天文データセンター（3月まで） Enoki, Nagashima & Gouda (2003) PASJ, 55, 133 Enoki, Inoue, Nagashima & Sugiyama (2004) ApJ,615,19 Enoki & Nagashima (2007) PTP, 117, 241

  2. --- MBH / Mbulge = 0.001 – 0.006 --- MBH ∝sbulgen , n = 3.７ – 5.3 (e.g. Magorrian et al. 1998, Gebhardt et al 2000, Merritte & Ferrarese 2001) ⇒中心BHとバルジ(spheroid)に相関あり §1. Introduction Spheroids (bulge or elliptical galaxy) in the local universe 　多くの銀河の中心にSupermassive Black Hole (SMBH) (MBH=106-9MSUN)

  3. *Galaxy formation and SMBH CDM宇宙における銀河形成 　⇒Hierarchical clustering scenario 銀河は衝突合体を繰り返し成長する 銀河同士が衝突合体(merge)した時、 中心にあるSMBHはどうなる？ 　⇒dynamical friction によりmerger 後の銀河の 　　中心に沈み込みbinaryとなる。 　⇒最後には重力波(GW)を放射し合体(coalescence) ・SMBH binary からの重力波の重ね合わせ 　　　　　　　→　Gravitational Wave Background Radiation ・SMBHの合体による強い重力波 　　　　　　　→　Gravitational Wave Burst

  4. Semi-analytic model of galaxy formation + SMBH formation (SA-model) SMBH coalescence rate (Nagashima et al 2001, Enoki et al 2003) 重力波背景輻射のスペクトラムやGWBのevent rateを知るためには、SMBHの合体率を求めることが必要。 そこで、

  5. ホットガス ダークハロー 銀河 (星間ガス, 星) 銀河団ガス 　ホットガスの冷却・収縮 　　→　星間ガスの形成 　　→　星形成 　　→　超新星爆発による 　　　　　星間ガスの加熱 §2. Galaxy Formation Model*階層的構造形成論における銀河形成のシナリオ CLUSTERING OF DARK HALOS 　衝撃波加熱による 　ホットガスの形成 銀河同士の衝突合体 銀河の進化 銀河団の形成

  6. *準解析的銀河形成モデル ・銀河の形成には、様々な物理過程が複雑に絡み合っている。 ・宇宙論的数値シミュレーションの精度はまだ不十分 　計算コスト（金額・時間）もかかる ・素過程としてよく分かっていないものもある 　⇒　準解析的銀河形成モデル（アプローチ） --Monte Carlo法（or N体数値計算）で、dark halo の成長を追う --バリオンの進化の物理過程を単純化したモデルでつなぐ =>　物理過程のつながりや全体的な進化を解析する。 =>　銀河の統計的観測結果と比較　

  7. Assumptions 1) 銀河同士の合体が major mergerの時は、 cold gasの一部を SMBHに降着させる。 2)銀河同士がmergeした時、　バルジにあるSMBHsは binaryとなり、重力波を出してcoalesceする. §3. SMBH growth model (Enoki et al. 2003) *近傍銀河での中心SMBHとbulge質量が比例 *Gas-dynamical simulation ・starburst, galaxy major merger ⇒ ・bulge formation ・trigger of gaseous inflow SMBH formation ⇔ Bulge formation via galaxy merger

  8. hot gas dark halo (common dark halo) dark halo merging central galaxy satellite galaxies (in sub-halos) progenitor dark halos ・satellite-central merger dynamical friction ・satellite-satellite merger random collision *Galaxy Merging (NOT dark halo merging)

  9. *Galaxy merger time scale ・Satellite-Central merger tfric(dynamical friction time-scale) ・Satellite-Satellite merger tcoll(random collision) (Makino & Hut 1997) ＊合体のタイプ 　　・Major merger: msmall/ mlarge >fbulge →star burst + bulge formation ・Minor merger: msmall/ mlarge <fbulge →小さい銀河は、大きい銀河のdisk にする

  10. galaxy cooling cold gas hot gas SNe feedback star formation disk accretion star starburst major merger bulge bulge black star hole *gasの進化のサイクル *galaxy = disk + bulge disk = disk star + cold gas bulge = bulge star + black hole * hot gas ; diffuse gas, virial temperature

  11. SMBH growth; *coalescence *accretion SMBH mass function * SMBH growth MBH / Mbulge の結果と観測結果を 比べてfBHを決める　 =>fBH=0.03

  12. * SMBH mass function Galaxy merging processes; *Dynamical Friction [D.F.] (satellite-central merger) *Random Collision [R.C.] (satellite-satellite merger) central galaxy中のSMBHの成長 　　→　coldgasの降着が主 　　→ SNe feedbackが効く小 　　　　さい銀河では降着する cold gas が無くなってし 　　　　まう。 　　→小さい銀河中ではSMBH 　　　　はあまり成長しない　　

  13. SMBH coalescence rate SMBH coalescence rate in observer’s unit a year

  14. power spectrum => energy density : hcµ f-2/3 [e0=0: circular orbits]を仮定した場合のPPTAのfull data-setで到達できる感度。(Jenet et al. 2006) Thick lines: for e0 =0.8, fp,0/fmax=1/103 *GWBG energy density from SMBH binaries Enoki & Nagashima (2007)

  15. *GW burst rate Expected signals of GW burst; n（log[h], log[f]） We adopt e = 0.1 Note; h ∝ e1/2 Enoki, Inoue, Nagashima & Sugiyama (2003)

  16. §4.コメント その他の研究 SMBH coalescence rate をどのようにして求めるか？ 1．Quasar/shperoidのnumber countの観測値を元に 　　現象論的モデルを作る。 Thorne & Braginsky(1976) , Fukushige, Ebisuzaki & Makino(1992), Jaffe & Backer(2003) 　など 2．dark halo のmerger rateを元にする。　 a. dark haloのmergerをSMBHのcoalescenceとみなす Menou, Haiman & Narayanan(2001)　など b. dark halo　内のsub-haloのmergerを SMBHのcoalescenceとみなす Wyithe & Loeb(2003), Volonteri, Haardt & Madau(2003), Sesana et al.(2004) 　など　 銀河形成過程との関連は不明確

  17. SMBHの成長 <= cold gas の降着が主 <= cold gas の量を左右する過程に依存 <= Star formation & SNe feedback galaxy SNe feedback *Star Formation cold gas →star cold gas hot gas cooling star formation accretion mass ejection *SNe feedback cold gas →hot gas star black hole *銀河形成過程の影響

  18. Star formation time-scale: SNe feedback strength: *Star formation & SNe feedbackの影響 銀河形成過程の影響は大きい

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