分⼦ガス流から知る
銀河とブラックホールの共進化
⼤⻄響⼦ (愛媛⼤学宇宙進化研究センター)1

ブラックホール(BH)と銀河ブラックホールが銀河中⼼に存在する。
(Ferrarese & Ford 2005, etc.)

銀河は衝突合体しBHを含んで成⻑する。
(Kormendy & Ho 2013, etc.)2ブラックホール(BH)と銀河
BHと⺟銀河の相関
例：MBH-σ 関係
BH質量⼤だと、星(バルジ内)の速度分散⼤(Ferrarese & Merritt 2000,
McConnell & Ma 2013,
Graham & Scott 2014,
van den Bosch 2016 etc.)

BHと銀河の共進化？
3

銀河の進化• 星形成による質量増加• 衝突合体による形態進化• 星⾃体の進化による⾊やHopkins & Beacom 2006

光度の変化
• まわりの環境からの影響• AGN/Supernova feedback…など様々
4Peng+ 2010

ブラックホール(BH)の成⻑• BHどうしの衝突合体• 銀河の内容物の吸い込み• AGN feedback による⾃⼰規制を伴う成⻑

直接観測が難しく、銀河進化とカップルしづらい。
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ブラックホール(BH)の成⻑
ガス吸い込み銀河衝突後、数100から数10pcスケールでガス流⼊<0.1pcではあまり流⼊していない？
(Hopkins&Quataert 2010、流体シミュレーション)→BH 周辺で~10pc スケールのガス運動を観測したい。

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ブラックホール(BH)の成⻑
ガス吸い込み運動(含むBH周り)の観測
line profile の時間変動観測(Storchi-Bergmann+2003)

SgrA*

Schnorr-Muller+2014

AGNIFS (S-B et al.)NUGA (Combes et al.)Onishi et al. (WISDOM)
Liu+2012

Barth et al.
他⾊々(主にgas properties)

Combs+20147

ブラックホール(BH)周囲のガス運動の観測
Gas inflow/outflow の観測は様々ある。
これまでの観測的研究で⽋けているのは…

・⾊んな観測機器を⽤いて同じ銀河を観測する事・統⼀した空間スケールでの流⼊・流出量の⽐較
・100pcより下のスケールでのガス⾮回転運動の検出（nuclear spiral/bar 構造で流⼊させるが、例外もある）

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ブラックホール(BH)周囲のガス運動の観測
Gas inflow/outflow の観測は様々ある。
これまでの観測的研究で⽋けているのは…

・⾊んな観測機器を⽤いて同じ銀河を観測する事→IFSと電波⼲渉計で観測する・統⼀した空間スケールでの流⼊・流出量の⽐較→⼲渉計の configuration で空間分解能調整
・100pcより下のスケールでのガス⾮回転運動の検出（nuclear spiral/bar 構造で流⼊させるが、例外もある）→~10pc スケールでの観測（~0”.1 @ 20Mpc）
9BH近傍のガス運動– NGC 4501 (M88)
Target: NGC 4501 (M88)
Virgo cluster 内の渦巻銀河, 距離16.1 Mpc (1”~78pc)のSy2銀河。
H2, stars (Mazzalay+14 w/ SINFONI), [N II], Hα (Reppetto+17 w/GMOS), CO(2-1) (Onishi+ in prep. w/ ALMA) の運動を⽐べる。
IRAC 3.6 microns

IRAC 3.6 microns

HST F547M unsharp-masked

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BH近傍のガス運動– NGC 4501 (M88)
H2, stars (Mazzalay+14 w/ SINFONI)の運動
空間分解能 0”.2~16pc
HST F547M unsharp-masked

Mazzalay+1411BH近傍のガス運動– NGC 4501 (M88)
H2, stars (Mazzalay+14 w/ SINFONI)の運動

HST F547M unsharp-masked

同じ速度成分をもったH2ガスがnuclear
spiral arm上に分布（NW to E; ⻘）。
密度波ではなく真の⾮回転運動。
理由1. S側の腕構造が⾒えない2. H2の輝度⾼い場所と⼀致する
3. NE が⼿前なので outflowであり、ディスクとは離れたフィラメント状の構造を⾒ている。
Mazzalay+1412

BH近傍のガス運動– NGC 4501 (M88)[N II], Hα(Reppetto+17 w/ GMOS)の運動
空間分解能0”.77~60 pc[N II]の速度構造

Hα の速度構造

HST F547M unsharp-masked

Mazzalay+14Reppetto+17Reppetto+1713

BH近傍のガス運動– NGC 4501 (M88)
Na I D λ5893 吸収の分布=inflow/outflowが起きる場所（Phillips 1993; Heckman+00; Rupke&Veilleux15 etc.）

HST F547M unsharp-masked

Deconvolved Image(GMOS image r-G0303)

Na I D 5893 吸収（⽩）とdeconv. 図 (color)

Mazzalay+14
Reppetto+17

Reppetto+1714

BH近傍のガス運動– NGC 4501 (M88)
Na I D λ5893 吸収の分布=inflow/outflowが起きる場所（Phillips 1993; Heckman+00; Rupke&Veilleux15 etc.）

HST F547M unsharp-masked

Mazzalay+14H2の⾮回転運動

Mazzalay+14

Na I D 5893 吸収（⽩）とdeconv. 図 (color)

Reppetto+1715

BH近傍のガス運動– NGC 4501 (M88)
CO(J=2-1) (Onishi+in prep. ALMA Cy3)の輝度分布と運動CO(2-1) intensity map

RA offset (arcsec)

CO(2-1) Velocity map

RA offset (arcsec)
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BH近傍のガス運動– NGC 4501 (M88)
ALMA Cycle 3 (PI: K. Onishi)
CO(J=2-1) 輝線を 0”.67x0”.59 beam ~50pc の空間分解能で観測
baseline: 15.1-600.7m(2016/04), 867.2m(2016/07)
on-source: 4 min 2016/04, 07
phase center: RA=12:31:59.216, Dec=+14:25:13.480
vel. resolution: 15 km/s
calibrators: J1229+0203 (bandpass, flux), J1243+1622 or J1215+1654(phase)CO(2-1) intensity map

RA offset (arcsec)

CO(2-1) Velocity map

RA offset (arcsec)

17

BH近傍のガス運動– NGC 4501 (M88)
星とBHを含む質量分布モデルから運動⽅程式を解いて作った回転運動モデル（左⿊）を差し引き、⾮回転運動（右）を検出した。
15237

CO(2-1) velocity field+model (black)

90CO(2-1) non-circular

15860579

30000-5-79-30-10-158-60-237-9010-15-10-505RA offset (arcsec)

1015-15-10-505RA offset (arcsec)

101518BH近傍のガス運動– NGC 4501 (M88)
GMOS([N II],Hα)では観測されずSINFONI(H2輝線)で観測された腕状の速度構造を検出した。
⾚い腕構造は双極アウトフローの⽚割れ？ダスト腕に沿ったガス流出@100-500pcスケール。根元を⾒るために分解能を上げたい。(0”.1 beam~8pc を⽬指している)
H2 non-circular

HST F547M

1590CO(2-1) non-circular

1060

53000-5-30-10-60-15-15-10-505RA offset (arcsec)

NB:⾮回転運動検出の是⾮は回転運動モデルに依存する。

1015-9019BH近傍のガス運動– NGC 4501 (M88)
ここまでをまとめると、NGC 4501 (Sy2 spiral galaxy) ではH2やCOでなぞられる冷たいガスの⾮回転運動が検出され、電離ガス([N II]やHα)は回転ドミナントの運動をしている。⾮回転運動(アウトフロー)はダストの形態と⼀致する。
15ガス密度を仮定すればアウトフロー率が求まるが、回転運動モデルをより綿密に調べる必要がある。

90CO(2-1) non-circular

1060

53000-5-30-10-60-15-15-10-505RA offset (arcsec)

1015-9020ガス⾼分解能観測からどこまで共進化を明らかにできるか？
ガスの密度を仮定して求まるinflow /outflow rateと、MBH-σなど上での位置との間に関係があれば、銀河進化とBH成⻑を直接関連づけられて、共進化の有無を調べられる。
NGC 4501 の例(右図⾚)では得たい図

BH近傍への流⼊が少ないことを予想させる位置で、しずしずとアウトフローが起きていた。
これから精度を上げ、天体数を増やして関連性を調べる。

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まとめ
・銀河とBHは共進化している？
・BH近傍<100pcでのガス流⼊がBH成⻑の鍵を握る・電離ガス(かH2)の⾮回転運動検出されているが、視野不⾜(回転運動の精度にも疑問)。
・IFUで⾮回転運動を検出されていた近傍銀河NGC 4501についてALMAでも同様の運動が検出できることを⽰した。
・NGC 4501 では電離ガスの⾮回転運動は検出しにくく、分⼦ガスで冷たいアウトフローが⾒える。
・M-σ上の位置からはBH近傍へのガス輸送の必要なさそう。
・今後、より⾼い分解能でアウトフローの根を押さえたい。
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