原始活動銀河中心核の分子ガス観測--- 巨大ブラックホールと銀河の共進化を探る --川口 俊宏 (青山学院大), 中西 康一郎 (野辺山), 河野 孝太郎 (東大), 太田 耕司 (京大), 青木 賢太郎 (すばる)

アブストラクト銀河と巨大ブラックホール(BH)の共進化がどう進行するのか調べる目的で、狭輝線1型セイファート銀河からのCO分子(J=1--0)輝線を、野辺山ミリ波干渉計とRAINBOW干渉計を用いて観測した。 星形成の材料である分子ガスの量と分布、BHへの質量降着率との関係、及び可視光輝線の太い古典的な1型セイファート銀河との比較を報告する。

① 銀河とブラックホールの共進化銀河や活動銀河核(AGN)において、 銀河のSpheroid成分(バルジや楕円銀河本体)の質量は 中心ブラックホール(BH)の質量と強く相関している(Gebhardt et al. 2000; Nelson2000)。相関が強い事や、相関関係に宇宙進化が無い(Shields et al. 2003; cf. Woo et al.
2006)事は、 Spheroid質量の増加とBH質量(MBH)の増加がほぼ同時に起こっている事を示唆する。しかしながら、共進化の直接的証拠は未だに無く、また、共進化の物理的起源も依然として大きな謎である。先に成長したBHがバルジの成長を支配するかもしれないし(Silk & Rees 1998)、逆にバルジ成長の結果として、BHが後で成長するかもしれない( Um e m u ra 2001)。
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多くの数値実験において、低温ガスが共進化を担うという仮説が、大前提として広く用いられている(e.g. Kauffmann & Haehnelt 2000)。では本当に銀河中心のバルジ領域(中心から1kpc以内程度)に、低温ガスが集まりバルジやBHの成長を維持しているのだろうか？
共進化開始から長い時間が経ったAGN ---古いAGN---では、すでに分子ガスが使い切られていて、成長中のバルジを捉えることは難しいであろう。
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② 観測の目標: 若い活動銀河核のバルジに付随する分子ガスの量と分布の計測
そこで我々は、中心核にガスが落ち始めて間もない(つまり若い)AGNを選び出し、それらのCO輝線を高空間分解能で観測し、バルジでの分子ガスの量と分布を明らかにしたい。分子ガスがバルジ領域にどれだけ在るか、バルジにあるガスは星質量のどれだけの割合か等を調べる。
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以下の理由から、Narrow-Line Seyfert 1 銀河(NLS1s)が若いAGNであると考え、観測候補に選んだ。
NLS1は、他の1型AGNに比べて細い(BH近傍の重力ポテンシャルが浅い)広輝線、激しいX線時間変動などが、比較的小さいMBHと大きなガス降着率Mの為として理解されている (Mineshige, Kawaguchi etal. 2000; Kawaguchi 2003)。小MBHと大Mは、 (i) これらのBHが今急激に成長中である事を意味し(Mathur 2000; Kawaguchi et al. 2004b)、また (ii) 中心核へのガス流入トリガーからの経過時間がまだ長くない事も示唆する。(Mが短タイムスケールでは大きくは変動しないと仮定)
NLS1のバルジには、どれだけの分子ガスが付随しているだろうか? これから成長するであろうバルジの材料は十分あるのだろうか? これが、本観測計画の主題である。
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NLS1は近傍にほとんど存在せず、また既存のCO観測結果も少ない。北天(Decl. > -25deg)の近傍(z≦ 0.034, 1.5”が1kpc以下に相当)NLS1で、有意なCO輝線検出は、わずか6天体である。しかもこのうちsub-kpcの空間分解能で観測されたのは2天体(NGC4051と我々がRainbowで観測したUGC3478)のみである。NGC4051の場合、中心から半径300pc以内と、バルジの有効半径(900pc; Virani et al. 2000)の十分内側に分子ガスが集中している(Kohno et al. 1999)。

③ 観測結果の例: D配列を用いたパイロット観測: CO未観測の若いAGNに付随する分子ガス量測定
北天の近傍(z≦0.067)全NLS1の、100µmフラックス強度を調査した結果、NGC4051, Mrk766についで3・4番目に明るいIRAS天体2つ(z=0.02--0.03)は、未だCO輝線観測がなされていない事がわかった。
高い100µm強度(3.7--3.9Jy)からは、 強いCO輝線放射が期待される。高い分解能を駆使して、形成中のバルジに付随する分子ガスを調べる上で、強いCO輝線を示す天体サンプル数を増やす必要があり、 これらのパイロット観測を今年4—5月に行った 。
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この2天体(IRAS04312+4008, 05262+4432)を 野
辺山干渉計D配列で観測した結果、十分なCO(1--0)
輝線強度を得、各母銀河にどれだけの分子ガスが存在するかを初めて明らかにした(右図)。 この2天体は、MBH / M比がNLS1の中でも飛び抜けて小さく(2Myr以下) 、極めて若いBHを持つ可能性が高い。共進化がどのように起こっているのか解明する上で、格好の天体である。電波観測で解明される今後の銀河進化とは逆に、これまでの銀河進化を解き明かす為にGemini望遠鏡GMOSによるバルジの面分光観測を行った。現在、解析中。
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我々がNMA-D配列を用いて観測した2つのNLS1： IRAS04312 (上段)とIRAS05262 (下段)。(左列): 可視光域(I-band)での撮像イメージ(Ohta, Aoki, Kawaguchi, Kiuchi 2006 ApJS in press)。非軸対称構造(バー)が見られる。(中央列): 銀河中心の15”四方の可視光イメージ(カラー)を背景に、NMA-D配列によるCO輝線コントア(輝線全幅でビン済み; 2, 4, … 14, 16σ)を表示。端にあるビームサイズは、約6” x 5”。
(右列): NMA-D配列観測による中心領域のCO輝線スペクトル。矢印は、これらの銀河の後退速度に相当するCO(1-0)の周波数。CO輝線強度からH2質量への変換は、CO--to--H2 conversion factor = 1 MO (K km s-1 pc2)-1を仮定。

④ 観測結果の解釈: NLS1と可視光輝線の太いセイファート1型銀河との比較
5つのNLS1に関する我々の観測結果(●)を、文献から調べたNLS1と可視光輝線の太いセイファート1型銀河(NLS1よりも古い銀河核と考えている)のデータと共に右図に示す。
分子ガス質量を縦軸に、横軸にEddington 比 (全光度 /Eddington光度)、BH質量、バルジ質量 (Mbulge)をとった。
BH質量は可視光のHβ輝線幅から、バルジ質量は可視光の[O III]輝線幅もしくはCa tripletの吸収線幅から推定した。
分子ガス質量 [M(H2)] およびM(H2)/Mbulge 比 について、
NLS1と可視光輝線の太いセイファート銀河の間に顕著な差は見られなかった。
この結果は、共進化は 1) 一回毎の成長量が少ない複数回に分かれて進む、もしくは一回の成長でBHもバルジも大きく(e.g., 1桁以上)質量増加するのであれば、2) バルジ形成のタイムスケール(持続期間長)がBH成長のそれよりも長い、或いは、3) 両者の進化時期が同期していない(Akiyama 2005; Borys et al. 2005; Woo et al. 2006) 事を意味する。

y=x

y=x

●: 我々が野辺山で観測した
NLS1のデータ;■↓: 文献にあるNLS1データ;□: 可視光輝線の太い、古典的セイファート1型銀河のデータ(上限値のみの天体は省略)

左図上ラベルのBHへのガス降着率M推定は、可視光光度(下ラベル)の10倍が全光度とし、ガスの静止質量エネルギーの5%が放射エネルギーに変換されると仮定した。一方右図のM推定は、Hβ輝線幅から推定したBH質量をもとに、標準降着円盤をface-onで見たときにどれだけのガス降着率が必要かで評価した。
分子ガス質量M(H2)はおおよそ遠赤外光度と比例しているので、右ラベルの星形成率SFRは推定された遠赤外線光度から求めた。