pcスケール前後のガス降着-- トーラス・降着円盤・巨大ブラックホールの成長 -川口 俊宏 (札幌医科大学)
2015年 12月21日(月)Toshihiro Kawaguchi (Sappro Medical Univ.)① パーセクスケール・トーラス外縁部の概観② トーラス最内縁部・降着円盤最外縁部、輝線診断への提言③ 超臨界ガス降着によるブラックホールの成長・分子ガス

① トーラス外縁・最内縁・降着円盤外縁部
Collin (2001)： AGN中心部の構造模式図 (~log スケール)

1pc
X線
BH

可視光
UV
降着円盤

NIR-MIR
トーラス“トーラス” (Toroidal Obscuring Region):
円盤へのガス供給のため池・ダム? BH成長を支配?
2/14

①. AGNのダストトーラス = clump の集まり (Krolik & Begelman1988)● 偏光度が大きい、狭輝線領域がコーン形状、1型2型AGNの数比、近・中間赤外線-to-紫外線光度比⇒ torus の厚み大 (aspect ratio = H/r ~ 1) ... 少なくともBH近傍で⇒ 厚み方向の速度分散が大を示唆 (~回転速度~100km/s)⇒ ダストには、存在できる上限の温度(~1500K)があるので、熱速度でこの速度分散を出すのは無理⇒ Dust torus 中のガス・ダスト分布は、smooth ではなく、clumpy(clump内温度≦1500K, clump間速度分散が大)(Dullemond & van Bemmel 05)● 中間赤外線光度の等方性も、smoothよりもclumpyを支持(市川さん)

Clumps in Dusty Torus (1/2)(Vollmer, Beckert & Duschl 2004; Honig & Beckert 2007)
CloudrBH

radius: Rcloud

MBHConditions：# self grav ≧ thermal pressure# self grav ≧ tidal force by central BH→ Mcloud ≧ MJeans→ Rcloud ≦ Rtidal

marginal clumps： 1.5

1.5

 cs r cs  r Rcloud  0.01 pc 
3 G M BH
 3km / s  1 pc 31.5

 c cs   r 
M cloud 
Rcloud  20M 太陽  3G 3km / s   1 pc 2s

 M BH 
 7

 10 M

太陽 


0.5

 M BH 
 7

 10 M

太陽 


 0.5

トーラス外縁半径 (1/3): 中間赤外線干渉計観測の結果 (VLTI)Size (12μm half-light radius) ~ 1--10pc (1--100pc)
100pc

10pc

1pc(Tristram et al. 2009)トーラス外縁半径への他の制限は?
Y: 外縁半径/内縁半径の比: 5-200で計算⇒ > 20um のSEDに差が出る(Nenkova+08)

トーラス外縁半径 (2/3): SED からは制限付かない(>~30mm では星形成からの赤外線放射が卓越するから)

Torus

モデル計算で仮定される外縁半径(以遠にガス置かない)の例:
56pc (Honig+06), 12pc (Nenkova+08)

トーラス外縁半径は何が決めるか: 視線上クランプ数 = 1 の位置(TK+Mori 11)

観測者から測って、視線上クランプ数が1以下の位置を観る (t < 1)

トーラス外縁半径は何が決めるか: 視線上クランプ数 = 1 の位置
height H (~ r)(TK+Mori 11)

視線上クランプ数

vertical direction

Seyfert 銀河の場合：
視線上クランプ数 = 1
at r = 20pc

中間赤外線干渉計観測＋モデル結果の例: Circinus(Tristram+14

干渉基線のuv面のカバー状況(くまなく覆っているほど良い)中間赤外線干渉計観測＋モデル結果の例: Circinus(Tristram+14, Netzer 15)
8, 10.5, 13um 放射: 3 Gaussian componentsでモデルフィット
1. 広がった放射(可視光[O III]の電離コーンと同じ方向, t は小さい)(和田さん講演)2. Disk-like source(maser diskと同じPositon angle)
3 Point source
後の2つは”トーラス”起源??
薄い...
* >10umで観る必要?
* uv面のカバー不足?
* H/R ~ 1 (電離コーン形成...)は、トーラス最内縁部への制限であり、Clumpと円盤状の共存は可?

従来の外縁部まで膨らんだclumpモデルの像計算例：
細長い像を造るのは困難？
60°12um
100pc

30um

Schartmann+08A&A 482 67

edge-on: 90°

Clump+ 赤道面にsmoothなdusty gas円盤(Siebenmorgen+15)

円盤：わずかにflaringを仮定

Clump + 赤道面円盤モデルの像: 75°(~ edge-on) view
(Siebenmorgen+15)

10um

100um

Elongation??
中間赤外線干渉計結果(放射体の幾何学的薄さ)の理論的解釈はまだまだ進んでいない目次と小まとめ
① パーセクスケール・トーラス外縁部の概観* 中間赤外線干渉計で、おおよそのトーラスサイズは制限* 中間赤外線放射領域の形状* ⇒ ALMAの威力に期待② トーラス最内縁部・降着円盤最外縁部、輝線診断への提言③ 超臨界ガス降着によるブラックホールの成長・分子ガス

ダストトーラスの最内縁半径： ダスト sublimation
ダストが融けずに存在できる臨界温度、flux density Fcrit が存在する
flux density ∝ (照射体からの距離)-2Fcrit まで薄まる距離がトーラス最内縁半径(Barvainis 1987)(Honig et al. 2006)

トーラス内縁の位置: 観測と理論のずれ

Data点：
主にMAGNUM（峰崎さん講演）(Suganuma+06; Koshida+15)

Pozo Nunez+15

3倍

可視光光度

放射の基礎特性： 光学的に厚い円盤の非等方放射-- 円盤は横を照らさない -- (たとえ厚みゼロでも)天頂角q

円盤単位面積のq 方向への放射 Flux ∝ cos q (1 + 2 cos q)
放射面が斜めになり射影面積が減る効果
周縁減光(limb darkening)効果(電子散乱よりも吸収が効く場合は、2ではなく、1.5)
太陽

端ではIが2/5

佐藤 & 原 「宇宙物理学」

「円盤は横を照らさない」 ⇒ トーラス最内縁は予想よりもBHに近い降着円盤の最外縁半径 (円盤自己重力)と繋がる
トーラス最内縁半径

近赤外線の光度変動応答(Kawaguchi & Mori 10; 11)

紫外線の増光時刻から測った時間

我々のモデルトーラス最内縁部の円柱座標表示r [104 RSch]
12345(Kawaguchi 13)

107.5 Msun BH, Lbol/LEdd = 0.1

z [0.15 pc]

3500
3000

Broad
Line
Region

2500

Torus

2000km/s
1500

BH+diskー・ー

1000

r [0.15pc]○ 運動:
クランプ間速度分散~回転速度

クランプ内温度≦1500K (~4km/s)

トーラス最内縁部の円柱座標表示r [104 RSch]
12345(Kawaguchi 13)

107.5 Msun BH, Lbol/LEdd = 0.1

z [0.15 pc]

3500
3000

Broad
Line
Region

2500

Torus

2000km/s
1500

BH+diskー・ー○ 運動:
クランプ間速度分散
~回転速度

1000

クランプ内温度≦1500K (~4km/s)

r [0.15pc]
各clumpが照射されている(行方さん講演)(Pier & Voit 95)

トーラス内縁から円盤外縁へ繋がっている領域の研究発展例(Goad + 12)

 広輝線領域の時間変動の計算、観測との比較

トーラス(toroidalobscuringregion)

ガス降着率が大きい時に予想される輝線診断への影響
ガス降着率が臨界降着率よりも大きくなると＊ 降着円盤が幾何学的に厚くなる,赤道面±45度(Abramowicz+88)
降着円盤の円柱座標表示(linear表示)
超臨界ガス降着

ガス降着率が大きい時に予想される輝線診断への影響
ガス降着率が臨界降着率よりも大きくなると＊ 降着円盤が幾何学的に厚くなる,赤道面±45度(Abramowicz+88)＊ 赤道面±45度からは観えなくなる (Fukue 00)
超臨界降着円盤をいろいろな角度から観た時のスペクトル「自己掩蔽」

ガス降着率が大きい時に予想される輝線診断への影響
ガス降着率が臨界降着率よりも大きくなると＊ 降着円盤が幾何学的に厚くなる,赤道面±45度(Abramowicz+88)＊ 赤道面±45度からは観えなくなる (Fukue 00)＊ 赤道面±45度方向へは照らせられなくなる (Kawaguchi+10,11)
 Gas Feedingにもおそらく貢献(トーラス内壁からの)近赤外線光度厚い円盤(larger shade)m’ = 10 1
100

超臨界ガス降着

亜臨界(標準降着円盤)

1000 (L/LEdd = 2.7)
薄い円盤

ガス降着率が大きい活動銀河核は、本当に近赤外線が弱いのか？

(ESO)

Ｙｅｓ：TonS180(TK+04), Ark564,Jiang+10
No: Hao+ 2010

Fl

普通のAGN
Ark564: no 3mm-bump
1mm5mm

観測結果は混沌(Rodriguez-Ardila & Mazzalay 2006)
 まず、理論予測をはっきりさせる方針を採り、計算を行った (前頁の図)。
 現状は？ (次頁)

トーラス内壁からの放射が弱い活動銀河核の統計 (Jun +13)
rest近赤外線が弱いAGNは、Eddington比が大きい天体が占める(＝理論予測と同じ傾向)
近赤外線
weak天体の割合数

光度

超臨界ガス降着

Eddington比

輝線診断への影響？： 降着円盤は Compton-thick
実線で描いている t (es) = NH / 10^24 cm-3
標準降着円盤
超臨界降着円盤

円盤の縦方向の光
学的厚み

中心BHからの距離(Kawaguchi 03)

ガス降着率が大きい時に予想される輝線診断への影響
降着円盤の円柱座標表示(Abramowicz+88)(linear表示)

Ｘ線放射領域

超臨界ガス降着

トーラス(数万シュバルツシルト半径遠方のH/R~1の領域)にX線が照射されない（はず）

ガス降着率が臨界降着率よりも大きくなると＊ 赤道面±45度方向へは照らせられなくなる (Kawaguchi+10,11)
 中心核に照らされたガスからの輝線を使った診断が、
Eddington比で変化する（はず）

Kohno+ 01

目次と小まとめ
① パーセクスケール・トーラス外縁部の概観② トーラス最内縁部・降着円盤最外縁部、輝線診断への提言* 円盤放射の非等方性は必ず発生（が、無視されてきた）。
* トーラス最内縁部は従来予想よりもBHに近い。
円盤外縁部に繋がっている。
* 超臨界ガス降着では、X線で照射されたガスの輝線診断に影響が出るはず。
③ 超臨界ガス降着によるブラックホールの成長・分子ガス

何が活動銀河核のガス降着率(M)を決めるか？
10
No selection effect

近傍AGNのガス降着率1
M [Msun / yr]
0.1

Collin & Kawaguchi (2004)

左下・右下の空白：
天体の選び方によるものなので割愛
106

BH mass [Msun]

1010

最大M [Msun / yr] がどのBH質量域でもほぼ同じ。
⇒ - MはEddington limitでコントロールされている訳ではない。
- 中心BH質量に依存しない別の何かがMを決めている。

超臨界ガス降着による巨大ブラックホールの成長(Kawaguchi, Aoki, Ohta, Collin 2004b)

BH質量増加量 ~ 寿命 x 降着率
超臨界降着フェーズの寿命推定:* 活動銀河核の寿命 (複数回発現していれば、その合計)の推定:
銀河中のAGNの割合(～2%)、ジェットの長さ・電子の年齢 etc.
⇒ ~ 3 x 108 yr(Martini 2004 for a review)* 近傍 (z < 0.5) radio-quiet AGNs の11--57%が NLS1s(大降着率AGN):(割合は計数する波長・選び方に強く依存. 以下、10, 30%使用)* 各フェーズの寿命は相対割合に比例、と仮定する (e.g. 原始星).
すると、NLS1s の寿命 ~ 3 x 107 yr (if 10%)
~ 108 yr(if 30%).
1 Msun/year x 108 year = 108 Msun  108 Msun BHの形成可能

◎ 超臨界ガス降着は高赤方偏移でより頻繁に起こっている
Log(Eddington ratio)(McLure & Dunlop 04)(See also Nobuta,Akiyama, Ueda et al.
12)redshift⇒ 「巨大ブラックホールは高赤方偏移での超臨界ガス降着で造られた」 (Kawaguchi et al. 04b)

◎ 準解析的モデルでも、過去の宇宙ほど超臨界ガス降着が頻繁(白方さん講演)
モデル計算によるエディントン比の分布予想
Kauffmann &Haehnelt 00

まずは近傍宇宙での超臨界ガス降着・Gas Feedingの様子を探る必要

NLS1の中で2,4番目に分子ガスを多く持つ天体の発見 (Kawaguchi+ 08a)

ALMA時代に何ができるか勉強したいまとめ① パーセクスケール・トーラス外縁部の概観* 中間赤外線干渉計で、おおよそのトーラスサイズは制限* 中間赤外線放射領域の形状などについて、まだしばらく不明瞭* ⇒ ALMAの威力に期待② トーラス最内縁部・円盤最外縁部、輝線診断への提言* トーラス最内縁部は従来予想よりもBHに近い。
円盤外縁部に繋がっている。
* 超臨界ガス降着では、X線で照射されたガスの輝線診断に影響が出るはず。
③ 超臨界ガス降着によるブラックホールの成長・分子ガス* 超臨界ガス降着で巨大BH形成。 Feeding要調査。