筑波合宿（10/17-19）

超巨大ブラックホール周辺の電離状態から探る
降着円盤とジェットの関係
川勝 望（国立天文台・理論部 学振PD）
共同研究者
長尾 透（愛媛大学）
Jong-Hak Woo (UCLA)
第9回高宇研究会「宇宙ジェットの多様性と普遍性」＠愛媛大学 3月16日‐18日

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内容
１．イントロダクション
２．超巨大ＢＨ周辺の電離状態から探る降着円盤の性質
2.1 降着円盤の性質を探る方法：〜輝線比に注目〜
2.2 若い電波銀河の降着円盤
３．相対論的ジェットと降着円盤の関係
4．まとめ

相対論的ジェットを持つブラックホール天体

活動銀河核（AGN）ジェット
系内ジェット（XRBs）

サイズ

中心天体

pc-Mpc

超巨大BH

100AU-100pc

星質量
BH
AGNジェット

AGNジェットと系内ジェットの類似性“共通の物理”
全てのブラックホール天体が相対論的ジェットを持つわけではない。

どのような降着円盤のときに相対論的ジェットが形成されるのか？
Mirabel & Dodriguez (1998)

系内ジェットこれまでの研究：降着円盤とジェットの関係
１．巨大ジェット（> 100 kpc）を持つ電波銀河に注目した研究が多数⇒ ジェット形成して106-8年ほど経っている降着円盤の性質
２．降着円盤の性質（放射スペクトル：ＳＥＤ）を調べた研究はほとんどない。

〜60 kpc

若い電波銀河
年老いた電波銀河「降着円盤とジェット関係」を明らかにするために、 若い電波銀河の持つ降着円盤の性質（特にＳＥＤ）を調べることが重要である。

‐本研究の目的‐
若い電波銀河の持つ降着円盤の性質を調べることで、どのような降着円盤で相対論的ジェットが形成されるのか明らかにする。

3C 84~10 pc

Radio

若い電波銀河
どのような降着円盤？

降着円盤の性質（ＳＥＤ）を引き出す方法
光電離

冷たいガス

1．降着円盤からの直接光（UV- Ｘ線）○ 直接的な方法

× 邪魔するものが多い

ジェット（輝線、ジェット成分、吸収、など）
降着円盤

2. 冷たいガスからの輝線
ダストトーラス

降着円盤からの光で電離× 間接的な方法○ 邪魔するものが少ない
銀河中心領域の構造（模式図）

冷たいガスからの輝線

フラックス

NGC1667(セイファート銀河)

高電離輝線[OIII]λ5007

低電離輝線[OII]λ3727[OI]λ6300

Peterson 1997
４０００５０００６０００

波長（Ａ）

これらの輝線を用いて、降着円盤のＳＥＤを引き出す。

ＳＥＤと電離構造の関係
黒体放射スペクトル（標準円盤
Optical-UVにピーク）
中性領域

べき型スペクトル（RIAF）[OIII]
中性領域
完全電離領域

完全電離領域
高電離輝線（e.g., [OIII]）

部分電離領域
低電離輝線（e.g., [OI]）べき型スペクトルの方が輝線比[OI]/[OIII] は大きくなる。

ＳＥＤと電離構造の関係:理由
電離光子の断面積 σ(H) ∝ (ν/ νL)-3 νL：ライマン端の振動数高いエネルギーを持つ光子ほど平均自由行程が長い。

べき型スペクトル
ν > νL黒体放射スペクトル
ν~νL[OIII]
完全電離領域[OIII]
完全電離領域[OI]
部分電離領域

中性領域

全ての電離光子が吸収
中性領域

サンプル
■ 若い電波銀河（コンパクトなジェットを持つ）* 差し渡しの平均： 3 kpc* 冷たいガスからの輝線（可視域）⇒ ２０天体■ セイファート銀河（ジェットを持たない）* 冷たいガスからの輝線（可視域）： high S/N >10⇒ ６２４天体＃ どちらも２型活動銀河核

若い電波銀河 vs. セイファート銀河

SEDの違いべき型●：若い電波銀河

黒体放射

x: セイファート銀河⇒個数密度の違い

若い電波銀河は[OI]/[OIII]比が大きい。

[OI]/[OIII]のヒストグラム
セイファート銀河

若い電波銀河

K-S テスト
同じ分布の確率=1.0x10-4

統計的に両者の分布は異なり、若い電波銀河の[OI]/[OIII]比は大きい。
[OI]/[OIII]の違いはＳＥＤの違いか？

光電離モデル（CLOUDY） Ferland 1998
基礎方程式： 電離平衡の式＋熱平衡の式

光

物理パラメータ：ガス雲

1．水素の個数密度（nH）：102 - 105 [cm-3]
・電離構造

2. 電離パラメータ： U = Q/nHr2 Q: 電離光子の数
3. 降着円盤からの放射スペクトル（ＳＥＤ）の形
αPL =0.89

・放射フラックス

RIＡＦのスペクトル（破線）傾きαPLのべき型
標準円盤のスペクトル（実線）

TBB=4.9x105 K

温度TBBの黒体放射が卓越（Ryd=13.6eV；1 eV=1014 Hz）

標準降着円盤 vs. RIAF
標準降着円盤

RIＡＦ●：若い電波銀河
x: セイファート銀河

若い電波銀河の中心にはRIＡＦ的なＳＥＤを持つ降着円盤が存在する！

降着円盤とジェットの関係

3C 84~10 pc

若い電波銀河

Radioべき型のハードなスペクトル（RIAF?）

物事はそう単純ではない！
若い電波銀河は電波で明るい（＝巨大電波銀河に匹敵）⇒ジェットパワーが大きい

RIAFで説明できる？

⇒ある程度大きな降着率必要（重力エネルギーの一部が転換）

RIAFの最大光度& # 2& M
2 LEdd&&$!
LRIAF ' 0.1$
Mc : M max " 3!
2!
&M
c% max "制動放射∝密度の２乗$ L RIAF,max # 3 "10 %3 L Edd for ! = 0.1Log(質量降着率)! < 0.1 (MRI) (Balbus & Hawley 1991: Machida et al. 2000)

&M
max+
Qvis
= Qadv+Qvis= Qrad& "!
M& " !2M
Log(面密度)cooling instability! max若い電波銀河の降着円盤光度
降着円盤の光度（若い電波銀河）

観測量＜Lbol,obs ＞ ~ 1045 erg/s (from ＜Lbol,obs ＞=250* ＜L[OIII]＞ )~ 0.01 LEdd for MBH=109Msun （BHの最大質量）> 3X10-3 LEdd =LRIAF,max (粘性パラメータα=0.1を仮定)

RIAFの最大光度を上回っている。
べき型のハードなスペクトルを持ち、明るい降着円盤が必要！
古典的なRIAFや標準円盤では説明できない。

系内ジェット（GX 339-4）

光学的に厚く、低温円盤

Ｘ線光度（降着円盤）

ジェットなしジェットあり標準円盤

Remillard 2005

L ~ 0.1 LEdd

若い電波銀河の性質と類似

光学的に薄く、高温円盤
RIAF

黒体放射
ソフト（スペクトルの形）

べき型

ハード

相対論的ジェットは、明るく＆ハードなスペクトルを持つ円盤のとき形成？

まとめ
超巨大ブラックホール周辺の電離状態から、ジェット形成して間もない若い電波銀河の持つ降着円盤の性質を調べた。
・ 降着円盤のSEDはべき型のハードなスペクトル（RIAF的）・ 降着円盤の光度は明るく、古典的RIAFで説明するのは困難
NK, Nagao & Woo 2009, ApJ, 693, 1686

類似した性質を持つ星質量ブラックホール天体は多数発見
相対論的ジェットは一般に明るく＆ハードなスペクトルを持つ円盤で形成？
理論： 磁気圧優勢円盤？（小田さんの講演）
観測： 硬X線の情報（スペクトルの傾き、カットオフエネルギーなど）

どうもありがとうございます！