AGNの活動性とsub-kpcの遮蔽構造について川勝

望 （呉高専）和田桂一（鹿児島大）

ALMAワークショップ「AGN銀河の中心1kpc → 1pcスケールでの質量降着機構の理解に向けて」＠国立天文台（2015. 12.22）

内容・銀河核ガス円盤（1-100pc）(i) BHへのガス供給(ii) AGN-SB connection(iii) AGN遮蔽
・ミニジェットで探るSMBH周辺環境

＜100pcのガス降着過程
SMBHへのガス降着
・CNDの構造・星形成
・AGNからの非等方放射（輻射圧）
銀河バルジ＋銀河円盤

1pc

50 pc

銀河核ガス円盤（CND）“ガスの貯蔵庫”

kpc

CNDの構造(Wada & Norman 02, Wada +09, Wada +12)

density
64 pc

SNフィードバック
・乱流速度場による角運動量輸送
・幾何学的に厚いトーラス構造 →AGN遮蔽

pc

CNDからのガス降着
NK & Wada 2008, NK & Wada 2009, NK & Wada in preparation

乱流粘性による角運動量輸送

SMBH
降着円盤

母銀河

M (rin )ガス供給

銀河核ガス円盤(CND)
rin (~ 1pc)

rout (~ 50 pc)～本研究の目的～降着率を決める物理は？ 最終的なSMBH質量は？
CNDの構造と質量降着率の関係

CNDのモデル “SN-driven model”
vth

CND重力的に不安定 ⇒ 星形成⇒SN起源の乱流粘性によるトルク(Wada & Norman 02, Wada +09, Wada +12)

SMBH

粘性係数： ν t ≈ vt h

銀河核ガス円盤（CND）・静水圧平衡「乱流圧力」＝「重力（円盤に垂直方向）」
v t :乱流速度 ρg ：ガス密度ρg (r )v t (r ) 2 = ρg (r ) g (r )h(r )(1)g :重力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」

ρ g ( r )v t ( r ) 2t dis≈ ηS* (r ) E SN

S* (r ) = C*ρg (r ) ：星形成率( 2)(1)+(2) ⇒ 「乱流速度」

η : 加熱率
ESN : SNの爆発エネルギー (1051 erg)＆「スケールハイト」

CNDからの質量降着率d lnΩ(r )
M acc (rin ) = 2πν t Σ g (r )d ln rrin≈ 0.133pc

3C*
10−7 yr -1

Σg1gcm-2

M BH
107 M ~−1

[ M~/yr ]質量降着率は、次のパラメタに依存する。
・星形成効率に比例
・ガスの面密度に比例・ブラックホール質量に反比例⇒観測的な検証が必要

SMBH質量とCND面密度の関係
Toomre条件
Σg (rin ) = Σcrit (rin ) =重力的安定なCND“Inactive galaxy”

SN-driven accretion“AGN”

・Inactive/Active のスイッチ：CNDのガス面密度・重いSMBHほど、高い面密度が必要である。

κ (rin )csπG

AGNは面密度が高い？

Seyfert galaxies

normal galaxies

Hicks +2013

AGN-Nuclear SFR Relation
Eddington比一定↓
強い相関(e.g., Imanishi &Wada 2004;Imanishi+2011)

rinSFR
≈ 10

3pc
M acc

−3rout
30pc

2

M BH
107 M~

BH質量に比例Seyfert galaxies

SFR
≈ 10

M acc

Esquej+2013
BH質量の大きいQSOはどうか？

★Hopkins and Quataert (2010)

SFR= 1 − 100
M accM acc理論モデルで異なるSFR★Thompson et al. (2005)
Radiation-pressure supported CDN model

SFR≈ 103
M accCNDの構造とAGNフィードバックτ (ϕ )★SN-driven model

1/ 2 9/ 4h ∝ m BHr

LAGN(m BH = M BH M Edd )ϕθ

SMBH+降着円盤

CNDrrin (~ 3 pc)

rout (~ 30 pc)★AGNフィードバック（輻射圧）
Effective Eddington luminosity : 非等方放射＆光学的厚み

χdGM BH
1 − e −τ (ϕ )=F (µ )cτ (ϕ )r2

輻射圧

BH重力F (µ ) =6 LAGN
µ (1 + 2 µ ) :7 4π r 2µ = cos ϕsee also Liu & Zhang 11; Kawaguchi & Mori 11

CND構造とEddington光度比

幾何学的厚み厚い

乱流粘性大→スケールハイト大→質量降着大輻射圧優勢

輻射圧大→ガスが吹き飛ぶ

重力優勢

SN-driven model

薄い・Eddington光度比の増加 → 幾何学的厚くなる。
Eddington光度比が大 ⇒ 幾何学的に厚いCND
・Eddington光度比が閾値を超える→幾何学的に薄くなる。
AGNの遮蔽構造はEddington比に強く依存する。
Eddington光度比が大⇒ 輻射圧優勢の領域増加

臨界Eddington光度比
CNDが重力的に不安定になる条件

M accM

Eddrin
≈ 0.1
3pc
crit

LAGN
⇒
LEdd

3/2

rin
= 0.01
3pc
critC*
10−7 yr −13/2

M BH
108 M~

C*
10−7 yr −1−3/2

M BH108 M~−3/2

これ以下になるとCNDは重力的に安定となる。
⇒ 星形成が抑制され、幾何学的に薄くなる（ガス圧で支える）⇒ AGN遮蔽には効かない幾何学的に薄いCND

CNDs in Low Eddington AGNs

臨界Eddington光度比以下になると、Thick CND消失

観測：3 year SWIFT-BAT survey

CFのAGN光度依存性
X線のCF＝CND構造？

Burlon+11, Kawamuro+13

Super Eddington降着＋AGN wind

Outflow

Survive輻射圧によるWindとSuper－Edd降着は共存できる

小まとめ
・質量降着率はCNDの面密度とSMBH質量に依存する。
・最終的なSMBH質量は、CNDの面密度で決まる。
・AGN遮蔽は、Eddington光度比に依存する。
(i) 臨界Eddington光度比以下：幾何学的に厚いCND消失(ii) Eddington光度比とともに、幾何学的に厚くなる。
(iii) あるEddington光度比を超えると、AGN windにより幾何学的厚みは小さくなる。
高いEddington光度比＋dusty outflow 共存
輻射圧によるアウトフローM (rin )SMBH+降着円盤

CND
rin (~ 3 pc)

rout (~ 30 pc)

SMBH近傍(～10pc)の環境
ミニジェットを持つ電波銀河に注目
ジェット＆コクーン
加熱

ガス降着

AGN

高温ガス

Fujita, Kawakatu, Shlosman, Ito (2016)

ターゲット：３C84（NGC1275）~ 15 pc~ 100 kpc
Core of the Perseus (Fabian et al. 2008)

VSOP observation Asada et al. (2006)

コクーンモデル＋電波観測⇒ ～10pcのガスの特徴を探る!

コクーンモデル
jet momentum is balanced with ram-pressure

Lj: jet power (constant)
vj: jet matter velocity (~c)
ρ: ambient gas density
vh: jet advance velocity (<c)
Ah: area of jet head

Ito et al. (2008)

３C84 : 観測
• Asada et al. (2006)– Jet length• rh(tage) = 5.6 pc– Velocity of the hot spot
• vh(tage) = 0.32 c– Area of the cocoon head
• Ah(tage) = 5.9 pc2

Fujita, Kawakatu, Shlosman, Ito (2015)

周辺ガスの密度分布
Bondi半径

静水圧平衡

熱的不安定

矢印：
ジェットサイズ

結果★Model EX; high density
2 Lj ~1047 erg s-1
2 Lj/LEdd ~ 1
2 Lj /Pcav =870 >>1★Model FL; low density
2 Lj ~1044 erg s-1
2 Lj/LEdd ~ 10-4
2 Lj /Pcav =0.4cavity

Core of the Perseus(Fabian et al. 2008)
Pcav = 1.5×1044 erg s-1“old x-ray cavity”

ミニジェット周辺ガスの密度は低い（0.05cm-3)

議論
Low ρ, High T

JetHigh ρ, Low T

ALMAで観測
高密度ガスの存在 >1000 cm3(O’Dea et al. 1984)

2 Lj/LEdd ~ 10-4

⇒幾何学的に薄いCNDが存在か。