SMBH/QSO形成
榎 基宏（国立天文台天文データセンター）

Contents
1. Introduction
2. 銀河＋SMBH/QSO形成モデル
Semi-Analytic Galaxy Formation Model (SA-model)

3.応用1．SMBH連星からの重力波
背景放射、重力波バースト、重力波放射の反跳

4.応用2．QSOの環境
QSO-QSO空間相関 と QSO-銀河空間相関5. 議論§1. Introduction
Spheroids (bulge or elliptical galaxy) in the local universe
多くの銀河の中心にSuper Massive Black Hole (SMBH)(MBH=106-9 MSUN)--- MBH / Mbulge = 0.001 – 0.006--- MBH ∝ σbulgen , 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一方high-zではQuasar
非常に明るい (L > 1011 LSUN)活動銀河核
銀河中心にあるSMBH への物質の降積が放射機構*Quasar host galaxy の観測
多くが、elliptical or bulge dominated spiral galaxies。
(e.g. Bahcall et al. 1997; McLure et al. 1999 )様々な観測結果は- Growth of SMBHs- Formation of spheroids- Formation of quasars
これらが密接に関連していることを示唆している。
⇒ 銀河形成とSMBHの成長は統一的に論じるべき
銀河：宇宙における物質分布の基本的な構成単位
銀河形成・SMBH形成⇒ 宇宙論的な構造形成理論の枠組みの中で考える必要がある。

§2. SMBH/QSO Formation Model• Galaxy Formation in Hierarchical Clustering Scenario
CLUSTERLING OF DARK HALOS
ホットガス

ダークハロー

衝撃波加熱によるホットガスの形成

銀河 (星間ガス, 星)
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銀河同士の衝突合体
銀河の進化

銀河団ガス
銀河団の形成SMBH growth model(Nagashima et al 2001, 2002 + 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
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。

M acc = f BH M *, burst2)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.

*gasの進化のサイクル

galaxycooling

cold gas

SNe feedback

dark halo

hot gasstar formation

hot gas accretion

disk
star

galaxystarburst

major merger
bulge

black
hole

*galaxy = disk + bulge
disk = disk star + cold gas
bulge = bulge star + black hole
* hot gas ; diffuse gas, virial temperature

bulge
star

*Galaxy Merging (NOT dark halo merging)
hot gasdark halo merging

progenitor dark halos・satellite-central merger
dynamical friction
satellite galaxies

central galaxy

dark halo(common dark halo)
central galaxy

satellite galaxies (in sub-halos)・satellite-satellite merger
random collisionsatellite galaxies

central galaxy

*Galaxy merger time scale
・Satellite-Central merger
tfric (dynamical friction time-scale)・Satellite-Satellite mergertcoll(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

* SMBH growth
M acc = f BH M *, burst
SMBH growth;*coalescence*accretion

MBH / Mbulge の結果と観測結果を比べてfBHを決める=> fBH=0.03

SMBH mass function-1<MBH > [Msun yr ]10 -2

dn / dlog MBH [ Mpc-3]

total
coalescenceaccretion

.

10 -3

10 -4

SA model

10 -2

10 -3

10 -4

10 -5

Salucci et al. (1999)
0

2

4

z

6

8

8

9

log[M BH /M SUN ]10

* SMBH mass function
Galaxy merging processes;*Dynamical Friction [D.F.] (satellite-central merger)*Random Collision [R.C.] (satellite-satellite merger)
R. C. & D. F.
D. F. only
R. C. only

dn / dlog MBH [ Mpc-3]

10 -2

10 -3

central galaxy中のSMBHの成長→ cold gas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。

10 -4

10 -5
Salucci et al. (1999)
89log[M BH /M SUN ]10→小さい銀河中ではSMBH
はあまり成長しない*QSO formation model
Assumption
銀河同士の合体が major mergerの時は、 cold gasの一部を
starburstでできる星の量に比例させてBHに降着させ、以下のlight curve で光るとする。

QSO light curve (B-band)
L B (t ) =ε B M acc c 2
t life

⎛
t ⎞⎟
⎜
exp −
⎜ t ⎟
⎝ life ⎠εΒ : B-bandでの放射効率t life = tlife ( z ) ∝ t dyn ：QSO lifetime scale

*QSO Luminosity function
2dF; z<0.5

32dF; 0.5<z< 1

tlife (0)3 *107 yr
3 *108 yr

-3

-1

10

-5

(b)z=0.5

10 -6(c)z=1.2510-5(d)z=2

2dF; 1<z<1.5

2dF; 1.5<z<2

3

-3

-1

Φ [ h Mpc mag ]放射効率、life timeの決定=> 様々なredshift での光度函数の比較が重要Φ [ h Mpc mag ](a)z=0.25

10 -6

-26

-24

M B-5 log[h]

-22

-26

-24

M B-5 log[h]-22§3.SMBH連星からの重力波
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

* Coalescence of SMBH binary
1. in-spiraling phase
2. plunge and merge to form a single BH
3. ring-down phase- An ensemble of GWs from in-spiraling SMBH binaries.
=> Gravitational Wave Background Radiation (GWBR)
f ~ 10 -9 -- 10-5 Hz・Pulsar timingの測定により上限が決まる。
・スペクトルは ?
- Coalescence of SMBH (phase 2+3)=> Gravitational Wave Bursth ~ 10 -18 -- 10 -15
・LISA （レーザー干渉型宇宙重力波望遠鏡）なら測定可能。
・出現確率は?
SMBH coalescing rateを知る必要がある。

そこで、準解析的銀河＋SMBH形成モデル(SA-model)

SMBH coalescence rate

*GW background radiation spectrum from SMBH binaries* Events rate of GW burst from SMBH coalescence§3-1. SMBH連星からの重力波背景輻射(GWBR)(Enoki et al. 2004, Enoki & Nagashima 2006)

Phinney (2001)の公式を用いる
現在のGWBGのエネルギー密度n(z): Number density of GW source
EGW: Energy emitted in GW from a source
fr : GW frequency in the source’s rest frame

*GWBG spectrum

hc(f): Characteristic amplitude of GWBG spectrum

重力波源が連星系ならn(M1,M2,z): Number density of binaries

* Gravitational Wave from a Binary*円軌道の場合（weak field /slow motion 近似で）
GWのLuminosity

GW輻射のtime scale

*Eccentricity ?
これまでのSMBH連星系からの重力波背景輻射の研究→ 連星系の軌道は円と仮定されている
しかし、SMBHを中心に持つ銀河がmergeする時に形成されるSMBH連星の軌道は楕円になることが多い。

・SMBH - IMBH (Matsubayashi et al. 2005)
・SMBH binary + SMBH (Iwasawa et al. 2006)
・SMBH binary + gas disk (Armitage & Natarajan 2005)

連星系の軌道が楕円なら、円の場合と比べて・ 重力波放射のSpectral Energy Distribution が異なる
・ 重力波放射のtimescaleが短くなる
・ 重力波放射のluminosityが大きくなる=> GWBRのspectrumの形も変わってくる

*GW from Binaries on Eccentric Orbit
連星系の軌道が楕円であると、軌道周波数 fpの整数倍の振動数の高調波が放射される。
(Peters & Mathews 1963)
GWのSED*g(n,e)
5

e=0.0
e=0.2
e=0.4
e=0.6
e=0.8

g(n,e)

4

3

2

1

0

0

4

8

12

n

16

20

*Fourier analysis of Kepler motion
軌道周波数 fpの整数倍の振動数の高調波？
← Kepler運動の各フーリエモードの重力波r

軌道長半径：a
離心率:e

θ

(

)

a 1 − e2r=
1 + e cos θ
∞
r
e2
2e ′
= 1+
−∑
J n (ne ) cos (n ω t )a
2 n =1 n*Luminosity & Timescale of GW
from Eccentric Binary
GWのLuminosity

GW輻射のtime scale

*Evolution of Binary Orbit
重力波放射による、連星系の軌道長半径(a)、離心率(e)の進化

*Energy emitted in GW from a Binary
楕円軌道の場合、軌道周波数の整数倍の周波数の重力波が放射される。

fp: Orbital frequency
τGW: timescale of the emitting GW

*GWBG from binaries on eccentric orbit※円軌道であれば、hc2 ∝ f -4/3
離心率eは定数ではない。

ある fp,0での、離心率e0の分布函数が必要。

*Spectrum of GWBG

10 0

10 0

10

e0 =0.8

10 -1

-1

10 -2

10

Φn

Φ

10 -2

e0 = 0.2
e0 = 0.4
e0 = 0.6
e0 = 0.8
e0 = 0.9

-3

10 -4
0

1

log[fr /fp,0 ]

2

10 -3

Φ
Φ1
Φ2
Φ3
Φ4
Φ5

10 -4
10 -5
3

0

1

log[fr /fp,0 ]→高調波が出るため、低周波数側のspectrumの振幅が小さくなる。

2

3

*GWBG Spectrum from SMBH Binaries

e0=0.0e0=0.2e0=0.4e0=0.6e0=0.8e0=0.9-13

log(hc)-14-15

fmax; 考える周波数の上限<= BH の大きさ
fmax
~ 5×10-5 (MBH/108Msun)-1 Hz

-16

-17

※ e0の分布は考慮していない

-10

-9

-8

-7

log(f [Hz])-6-5

*GWBG Spectrum from SMBH Binaries 2
e 0=0.0
e 0=0.8
e 0=0.8, n=1
e 0=0.8, n=2
e 0=0.8, n=3

-13

-15

-16

-17

-14

log(hc)log(hc)-14

circularfmax/fp,0=10 3
fmax/fp,0=5 3
fmax/fp,0=20 3

-13

-15

-16

-10

-9

-8

-7

log(f [Hz])

-6

-5

-17

-10

-9

-8

-7

-6

-5

log(f [Hz])a = 0 .5 × 10 −2 × ( M / 10 8 M sun )1 / 3 ( f p / 10 −8 Hz ) −2 / 3 pc

*GWBG Spectrum from SMBH Binaries 3
(a)

total
0<z<1
1<z<2
2<z<3
3<z

-12

log(hc)-14・ f < 10-6 Hzでは
hｃ~10-16×( f / 1 μHz) -2/3

-16・ 0<z<1 にあるSMBH
binaryからの寄与がほとんど-18

limit frompulsar timing

-20
-10

-8

-6

-4

log(f [Hz])-2*銀河形成過程の影響
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
SNe feedback strength:

-13

-13

-14

-14

-15

-15

log(hc)log(hc)Star formation time-scale:

-16
-17
-18

-10

-9

-8

-7

-6

-5

log(f [Hz])

-17
-18

τ *,0 = 4.5 Gyrτ *,0 = 1.5 Gyr (fiducial)τ *,0 = 0.5 Gyr

-19

-16

V hot= 0 km/s
V hot= 280 km/s (fiducial)
V hot= 420 km/s

-19

-4

-3

-10

-9

-8

-7

-6

-5

log(f [Hz])-4-3

*GWBG energy density from SMBH Binaries

M BH=10 9-10 10 Msun
M BH=10 8-10 9 Msun
M BH=10 7-10 8 Msun
M BH=10 6-10 7 Msun
total

10 -7

ΩGW

10 -8

e0 =0.8
fp,0/fmax=1/103

10 -9

fmax ∝ 1/MBH
10 -10
-9

-8

-7

-6

-5

-4

log(f [Hz])-3-2

*GWRB detection limit

Smith et al. astro-ph/0506422 （Phys. Rev. D 73, 023504 (2006) ）§3-1.のまとめ
・準解析的銀河形成＋SMBH形成モデルを用いて、ＧＷ
ＢＲ spectrumを計算した。
Spectrumの全体的な振幅<= 銀河形成過程に大きく依っている。
連星の軌道が楕円であると、高調波が出るため、低周波数側のspectrumの振幅が小さくなる。
・pulsar timingにより離心率の影響の測定可能性あり。
・離心率分布を求めることが重要！

§3-2. GW burst from SMBH coalescence(Enoki et al. 2004)*Gravitational Wave Burst
coalescenceの最後にエネルギー ε MBH c2の重力波をバースト的に出す(Thorne & Braginsky 1976)。
--The GW amplitude--The observed characteristicfrequency--The GW energy flux

--The expected event rates of GW burst*SA model ⇒ the SMBH coalescence rate； nc(M1,M2, z)⇒ GW burst の rate; ν(h,f)

*Integrated GW burst rate
Integral event rate of GW burst; ν(log[h])
(a)

total
0<z<1
1<z<2
2<z<3
3<z

10 0

10 -1

-18

-16

-14

10

ν [log(hburst)] [yr-1]

ν [log(hburst)] [yr-1]

10

1

1

(b)

total
M tot/M SUN < 1076
6
107 < M tot/M SUN < 108
108 < M tot/M SUN < 10
10 < M tot/M SUN

10 0

10 -1

-18

log (h burst)

h -17 ; MBH < 10 6 Msun from z > 3
h -15 ; MBH ~10 7 - 10 8 Msun from z < 3-16

log (h burst)-14

*GW burst rate
Expected signals of GW burst; ν（log[h], log[f]）-14 (a)(b)
ν > 1 yr-1

-16

log(hburst)

ν > 3 yr-1

-18

ν > 1/5 yr-1

-20
-22

hinst (1/3 yr)
hinst (5 yr)

LISA noise (1 yr)
-5

-4

-3

-2

log(fc [Hz])

-1

0 -5

-4

-3

-2

-1

log(fc [Hz])We adopt ε = 0.1
Note; h ∝ ε1/20

§3-2. のまとめ
*準解析的銀河+SMBH形成モデル(SA model)を用いて、SMBH coalescence rate を求め、SMBH coalescenceによる･Gravitational wave burst rateを計算した。
*GW background⇒ z < 1 のSMBHからの寄与が主*GW burst rate
⇒ z > 2 のSMBHからの寄与が主
LISAで 0.1～１/ yr の割合で見つかる可能性あり
観測⇔理論予言 → SMBH合体形成モデルへの制限§3-3. Gravitational Radiation Recoil
等質量ではない連星の出す重力波=> 重力波は非等方に放射される=> 連星は非等方重力波放射による反跳を受ける

反跳
×

net GW
反跳によってＳＭＢＨ連星が得た速度（Kick Velocity）が、銀河の脱出速度より大きいと、ＳＭＢＨ連星は銀河から飛び出してしまう。
=> SMBHの成長にも影響を与える可能性あり。
(e.g. Merritt et al. 2004, Madau & Quataert 2004, Libeskind et al.2006)

そこで、

準解析的銀河＋SMBH形成モデル(SA-model)(Nagashima et al 2001,
Enoki et al 2003)

Kick Velocity > Circular Velocity
なら、SMBH連星は反跳で飛び去る

SMBHの質量函数がどのようなものになるか？

* Gravitational radiation recoil from SMBH binaries
Kick velocity (Fitchett 1983)⎡ f (q ) ⎤ ⎡ 2G ( M 1 + M 2 ) / c ⎤V kick = 1480 ⎢
⎥⎢
⎥
f
a
⎦
⎣ max ⎦ ⎣
2

4

km/s

q = M1 / M2 : mass ratio (M1 < M2)
f(q) = q2(1-q)/(1+q)5
fmax ~ 0.0179 @ q ~ 0.382＊近似（quasi-Newtonian）を使っており、不定性が大きい⎡ f (q ) ⎤V kick = V pf ⎢⎥f
⎣ max ⎦

Vpfをパラメータとする。

Vkick > Vc なら、
SMBH binaryは銀河から飛び出し戻ってこない、と仮定

* SMBH mass function 1

dn / dlog MBH [ Mpc-3]

10 -2⎡ f (q ) ⎤V kick = V pf ⎢⎥f
⎣ max ⎦

10 -3

Vpf= 0 km/s
Vpf= 100 km/s
Vpf= 300 km/s
Vpf= 500 km/s
Vpf= 700 km/s
Vpf=1000 km/s

10 -4

10 -5

106~109 MsunのBHが減少する

Salucci et al. (1999)
67

8log[M BH/M SUN ]910

* SMBH mass function 2
上限： 109 Msun ?

Scaling

V kickdn / dlog MBH [ Mpc-3]

10 -2⎡ f (q ) ⎤= V pf ⎢⎥f⎣ max ⎦

V kick = V pf

No-scaling
10 -3

Ωb
M BH = f M bulge = f
M DH
Ω0
10 -4

Vpf= 0 km/s
Vpf= 300 km/s
Vpf= 300 km/s (No scaling)

10 -5
6

7

8

log[M BH /M SUN ]

9

3

10

⎡ Vc
⎤
M BH ~ 10 ⎢M Sun⎥
⎣ 300 km/s ⎦9

* SMBH mass function 3
下限： 106 Msun ?

一度合体を経験した
SMBHを取り除くdn / dlog MBH [ Mpc-3]

10 -2

10 -3

合体をしてない
SMBHのみ残る

10 -4

Vpf= 0 km/s
Vpf= 300 km/s
No coalesence

10 -5
6

7

8

log[M BH /M SUN ]910

MBH <106MsunのSMBH
は殆ど合体を経験していない

* SMBH mass density

log [ ρBH(z) ]-7

Vpf= 0 km/s
Vpf= 100 km/s
Vpf= 300 km/s
Vpf= 500 km/s
Vpf= 700 km/s
Vpf=1000 km/s

⎡ f (q ) ⎤V kick = V pf ⎢⎥⎣ f max ⎦Vpf =300km/sの場合、
ｚ=0で、36％減っている。

-8

-9
0

2

4

z

6

8

§3-4. のまとめ
*準解析的銀河+SMBH形成モデル(SA model)を用いてSMBH合体時の重力波放射の反跳の効果を考慮した場合、SMBHの質量函数がどのような影響を受けるか解析した。
仮定「Vkick > Vc なら、SMBH連星は銀河から飛び出し戻ってこない」

結果：106~109 Msun のBHが減少する
・ 109 Msun ?

大きなSMBHはVc の大きな銀河にいる。

→ 反跳を受けても、銀河から飛び出さない。

・ 106 Msun ?
小さなSMBHは最近できる。
→ 合体を殆ど経ていない。
→ 反跳を受けない§4. QSO environments
Formation of spheroid

Interaction of galaxies

Growth of SMBHs

QSO activity

銀河同士の衝突合体がQSOの活動性を引き起こすなら、 QSOがどんな所にいるのか（環境）を明らかにすることは重要。
＊QSO-QSO空間相関 (large scale)＊QSO-galaxy空間相関 (small scale)*QSO auto-correlation & QSO-galaxy cross-correlation
銀河とクェーサーの相互相関
small scale (< 1Mpc) なら、
一つのdark halo中での銀河とクェーサーの分布を反映

small scalelarge scale

merger がQSOの活動性の原因？
host galaxy ?
QSO周囲の銀河の分布を知ることが重要
cluster ? group ? field?

§4-1. QSO auto-correlation
QSO-QSO空間相関函数から何が分かるのか？
Correlation function

ξ QSO = b

2
QSO

ξ DM

7

dark halo のバイアス（Jing 1998）

bhalo(Mhalo, z)

65DM halo bias (1011.5 Msun)
DM halo bias (1012.0 Msun)
DM halo bias (1012.5 Msun)
DM halo bias (1013.0 Msun)

4
3
2
1
0

1

2

z

3

4

観測より求めた bQSO と, bhalo と比べると、
QSOのいる典型的なdark halo (host halo)5の質量が分かる。

*QSO auto-correlation

QSO形成モデルとの比較
Halo Model の利用
Effective bias
(Baugh et al. 1999)

bQSO,effb (M ) N (M ) n(M )dM∫=∫ N (M ) n(M )dM
halo

QSO

QSO

* bhalo(M) : 質量Mのdark halo のbias*n(M) : dark halo の mass function* <NQSO(M)> : 質量Mのdark haloに存在するQSOの平均個数
QSO 形成モデルから予言されるべき量＊QSO のlife time、放射効率、などに依存

*QSO auto-correlation function; z > 3

ξ (r)

10

M B > -23

1

M B > -24

101

100

100

10-1

10-1

10-2 010

r [ Mpc]

high-zに行くほど

t03 z=3
t03 z=4
t03 z=5

10

1

10

0

t30 z=3
t30 z=4
t30 z=5

10

1

r [ Mpc]
DM z=3DM z=4DM z=5

1.dark matterの相関は弱くなる
2. QSOのバイアスは強くなるとなるので、QSO（や銀河）の相関長の進化は見られなくなる（強くなる）

10-2

*QSO effective bias
t03 MB > -23
t03 MB > -24
t30 MB > -23
t30 MB > -24

beff

7

7

6

6

5

5

4

4
3

3.5

4

z

4.5

5

3

3.5

4

z

4.5

5

DM halo bias (1011.5 Msun)
DM halo bias (1012.0 Msun)
DM halo bias (1012.5 Msun)
DM halo bias (1013.0 Msun)

QSOは主に Mhalo = 1012-13 Msun のdark haloにいる。
*dark halo 中でのgalaxy の merger rate=> Mhalo = 1012-13 Msun_ （group ぐらい）で最大

§4-2. QSO-Galaxy cross correlation
small scaleまで見たい=> 銀河・クェーサーの位置情報が必要=> N体計算との結合

Semi-analytic model of galaxy formation
and QSO/SMBH formation+Cosmological N-body simulation
Numerical Galactic Catalog : nGC

Numerical Galactic Catalog
N-body simulation
Yahagi’s Adaptive Mesh Refinement code
Carried out on the VPP5000@ADAC/NAOJ- Cosmology

ΛCDM; Ω M = 0.3, Ω Λ = 0.7, h = 0.7, σ 8 = 0.9, Ω b = 0.048- Box size: 70 Mpc/h- Number of particles: 5123
- Effective halo mass resolution: 1011 Msun

Galaxy formation model parameters近傍の銀河の観測結果と比較して決定。

* SMBH growth

M acc = f BH M *, burst
SMBH 質量函数の計算結果
MBH = 0.01 * Mbulge
MBH = 0.005 * Mbulge
SFB

Salucci et al. 1999 (z=0)

9

10-2

dn/dlogMBH [Mpc-3]

log[MBH / Msun]

10

8

7

6
9

10

11

log [ Mbulge /Msun]

10-3

10-4

SFB z=0
SFB z=1
SFB z=2

10-5
7

8

9

log(MBH/Msun)

fBH = 0.01とした

10

*QSO Luminosity function

QSO light curve (B-band)
L B (t ) =t life

⎛
t ⎞⎟
⎜
exp −
⎜ t ⎟
⎝ life ⎠εΒ : B-bandでの放射効率t life = t life ( z ) ∝ t dyn ：QSO lifetime scale(a) z= 1.69

10-5

10-6

2dF (1.5 < z < 2)
SFB
10-7

-26

-24

-22

MB - 5 log[h]SFB : tlife(0) = 1.0 x 107 yr, εB = 0.0045

Φ [ h3Mpc-3mag-1 ]Φ [ h3Mpc-3mag-1 ]10-5

ε B M acc c 2(b) z= 1.24

10-6

10-7

2dF (1 < z < 1.5)
SFB
-26

-24

MB - 5 log[h]-22QSO environments
Projected distributions of galaxies and QSOs in νGC.
70

SFB @z=1.5

y [ h-1 Mpc]

60
50
40

×: QSO・ : galaxy MB < -18.0

30
20
10
0

10

20

30

40

50

x [ h-1 Mpc]

60

70

*Clustering of galaxies around QSOs
QSOgalaxyの空間相関函数 と 銀河同士の空間相関函数
z=1.5

104

z=2.04

ξ [r]

103
102
101
100
10-1
10-2

10-1

100

r [h-1 Mpc]

101 10-2

10-1

100

r [h-1 Mpc]

galaxy-galaxy with MB < -15
QSO-galaxy with MB < -15101

*The mean occupation functions
１つのdark haloにある、平均の銀河個数と QSOの個数<N[log(Mhalo)]>

104(b) z=2.04(a) z=1.01(c) z=3.09

102
100
10-2
10-4
10

11

12

13

log [ Mhalo / Msun]

14 10

11

12

13

log [ Mhalo / Msun]
galaxy MB < -15,

14 10

11

12

13

log [ Mhalo / Msun]

QSO

QSOは質量が1012~1013 Msun のdark halos にいる傾向がある。
＊galaxy merger rate
・１つの dark halo 中の銀河の個数が増えれば、増大。
・dark haloの速度分散が大きくなれば、減少。
⇒ 最大になるのは 、Mhalo~1013 MSUN

14§4のまとめ
Environments of QSO （QSOはどこにいるのか？）- QSO-QSOの空間相関函数- １つのdark halo中のQSOの平均個数- QSO-Galaxy 空間相関函数
このモデルでは
QSO activity← galaxy major merger← merger rate は 質量が1012 -1013Msunのdark haloで最大。
=> QSOはGroups of galaxiesにいる傾向がある。
モデル結果と観測結果との比較により,galaxy merging process
QSO formation scenariosに制限が加えられる。

§5．議論
このSMBH/QSOモデルの問題
・SMBHの合体をちゃんと解いていない。
本当に合体するのか？
銀河中心部の構造？、3体相互作用が必要? etc
・ガスの降着過程を解いていない。
→ QSOのlight curve のモデル化に影響
・QSOがガスを加熱することによるfeedback→ ガスの降着だけでなく、星形成にも影響大？
どこまで効くの？ どう入れる？ 禁断の果実！
・QSOのトリガーは銀河のmergerだけ？
→ QSO環境の観測で、本当に制限できる？
・ Dark halo の merger tree （EPS vs N-body）→ どっちが正しいの？