梅村 雅之
筑波大学 計算科学研究セン

理論天文学懇談会シンポジウム2006(立教大学)

AGN GUT
３０年来のパラダイム
Jet (Γ≈10)① 超巨大ブラックホール（SMBH）

Type 1 (BLR)••② 降着円盤（AD）

••

BLR••

•

•••

•

SMBH•
•
•
• AD•

•

③ 遮蔽トーラス（Obscuring Torus）

••

•

•
NLR

•

ObscuringTorus

•
•

•
•

•

•
•

•

BLR: Broad Line Regions, NLR: Narrow Line Regions

Type 2(BLR& NLR)

Part 1 超巨大ブラックホール形成

Rees Diagram(1984)
Supermassive Star ?
orCluster ?

Seed BHs
Pop III Stars

Heger & Woosley 2002,ApJ, 567, 532

BHBH

Supermassive Star
General Relativistic Instabilitystable
critical point

Rapidly rotating supermassive starin equilibrium
unstable• rigid rotation• mass-shedding limit• unstable at

R < 640GM / c2

Baumgarte & Shapiro 1999, ApJ, 526, 941

Dynamical Collapse (Post Newtonian)

Saijyo, Shibata, Baumgarte, & Shapiro(2001, ApJ, 548, 919)
Differentially rotating SMS⇒ bar instability

Saijyo, Baumgarte, Shapiro & Shibata(2002, ApJ, 569, 349)
Rigid rotating SMS⇒ collapse

Dynamical Collapse (Full General Relativity)
Shibata & Shapiro 2002, ApJ, 572, L39
Dnamical collapse ⇒ Apparent Horizon
Kerr parameter ! 0.75 (Kerr BH)

Supermassive star (rigidly rotating) M t 106 M~
R < 640 GM/c 2

General relativistic instability

Dynamical collapse(Post Newtonian)(Saijyo, Baumgarte, Shapiro& Shibata 2002, ApJ, 569, 349)

(Baumgarte & Shapiro 1999, ApJ, 526, 941)

Apparent horizon(Full GR)
Kerr BH with spin parameter of 0.75
(Shibata & Shapiro 2002, ApJ, 572, L39)

Mechanisms due to N-Body Process
Dynamical Friction (Makino 2002)2 r  1.17 r vcvcm8= 6 × 10 yr 
tfric ;

-1  
6×log Λ Gmkpc
100km
s510M
~ 2

IMBH formation in a dense cluster↓
Infall by dynamical friction↓
field star
Stripping of stellar envelop↓
Multiple IMBH↓
Binaries by slingshot (three-body reaction)↓
Merger by gravitational wave

−1MBHslingshot

(1) Dynamical Friction
effective at MBH<M*ρ ∗ ∝ r −2 ( M ∗ ∝ r ) r   M gal   Rgal M ∗ = 10 M ~   1010 M   1kpc 0.1pc~ 
6(2) Gravitational wave34 r   M BH r r 18tGW ;   = 2 × 10 yr   106 M c  rg 
0.1pc~  (3) Loss-cone depletion by slingshot−3

Loss-cone Depletion in Binary
Begelman, Blandford, Rees, 1980, Nature, 287, 307

Jmin (circular orbit)
•

•

•

•

•

••

•

••

••

••••

•••

•

•

Jmin•

ejection by slingshot

•••••

•

••••

•

loss-cone••••••••••••••••

velocitysphere••••

Loss-cone Depletion in MBH Binary
Makino & Funato, 2004, ApJ, 602, 93
MBH binaryは，slingshotによるhardening では，
Hubble time 内に重力波放出の軌道まで縮まらない

MBH Triplet
Iwasawa, Funato, &Makino, 2006, ApJ, 651, 1059
Eccentricity の大きいBH binaryは，single BH との３体相互作用で重力波放出の軌道まで縮まる
High eccentricity BH binary形成① 強３体相互作用による eccentricity
thermalization② Kozai メカニズムによる経年的変化
Å
多くのMBH は，binaryとして残る

超巨大BH−銀河バルジ関係
MBH /Mbulge ≈ 0.001
Kormendy & Richstone 1995
Magorrian et al. 1998
Merritt & Ferrarese 2001
Marconi & Hunt 2003

Marconi & Hunt 2003, ApJ, 589, 21

MBH-σ Relationσ
M BH ≈ 108 M ~ 200km/s4σ: バルジの速度分散

Tremaine et al. 2002, ApJ, 574, 740

クェーサー
Laor 2001, ApJ, 553, 677

Direct Capture of Stars
Adams et al. 2003, ApJ, 591, 125
stellar densityσV 2σV 2
ρ=, M (r ) =
r
24πGr
G

Jmin (circular orbit)

loss-cone

velocitysphereJminj2(GM BH )3 Ω2=rp =2GM BH
2σ V 4spin parameter
1/ 2J Eλ== 0.035
5/ 2GM
direct capturerp < 4rSσV4σV 4⇒ M BH =≈ 108 M ~ 
Gc Ω 200km/s 4

Tidal Disruption & Capture of Star by SMBH
Tidal disruption radius
1/ 3

 M BH GM BH M ~ GM ~=⇒ rdisr = R ~ 23 M rdisrR~ ~ Direct capture

J ≤rdisr < rS

4GM BHc

 M BH ⇒ rdisr =  8
 10 M ~ −2 / 3rS

108M~以上のBHでは，星は潮汐破壊の前にBH horizonに吸い込まれる
Å
輻射を出さない（AGNにならない）

QSO Luminosity Functionからの制限
Integration of QSO LFΩ BH ( QSO) ≈ 1.8 × 10−6
Yu & Tremaine 2002, MNRAS, 335, 965Ω BH ( QSO) ≈ ( 2.4 − 4.8) × 10−6
Marconi et al. 2004, MNRAS, 351, 169

SMBH-bulge mass relation at z=0Ω BH ( bulge) ≈ 2.1 × 10−6⇓
QSO BHの最終フェーズはガスアクリーションで太ったRelativistic Radiation Hydrodynamics
Equation of motion O(v/c)ρabsorption
scatteringdv
1= f − ∇ p + (κ 0 + σ 0 ) [ F − ( E + P ) v ]dtc
Radiation drage.g. Poynting-Robertson effectin solar system

Sato, MU, Sawada, Matsuyama,
2004, MNRAS, 354, 176

SMBH Formation by Radiation Drag in Bulge
Umemura, 2001, ApJ, 560, L29
Kawakatsu & Umemura, 2002, MNRAS, 329, 572
Angular Momentum Extraction

Poynting-Robertson EffectBulge
L*d ln JχEχLL; −; − 2 ∗2 = − 2 ∗ (1 − e−τ )dtccRc Mg

γR(τ: optical depth by dust) photon number
conservation

MDO(Massive Dark Object)

Mass Accretion Rated ln J L∗&M ≡ −M g; 2 (1 − e −τ )dtc

Present Prediction

M BH; 0.14ε = 0.001
M bulge
ε = 0.007 : Hydrogen burningenergy conversion efficiency(erad = l*t* ; 0.14ε ⋅ m*c2 )Why small BHs in disks?
× Disks
without AGNs
Í Sy1sÌ Sy2sØ NLSy1s

Present Prediction

Sy1withStarburst

0.03

0.1

f bulge ≡ M bulge / M galaxy
Sy2 with starburst

1
Ø NLS1s

Kawakatu & Umemura 2004, ApJL, 601, L21

AGN Feedback Regulation
Silk & Rees 1998, A&A, 331, L1
gas density

vsAGN

σ22σ 2, M (r ) = f gasrρ = f gas
22πGrG
velocity of expanding shell driven by AGN
1/ 3 8π 2Gfw LE vs = 2 fgasσ
feedback conditionvs > σ (= 2σV )5σ 5κσV8⇒ M BH = 2 ≈ 10 M ~ G c 200km/s Downsizing
SMBH

大きなＢＨほど先にできた

Ueda et al. 2003, ApJ, 598, 886
Hasinger et al. 2003, astro-ph/0302574
Marconi et al. 2004, MNRAS, 351, 169
Merloni, 2004, MNRAS, 353, 1035

Galaxies

大きな銀河ほど先に生まれた

Cowie et al. 1996, AJ, 112, 839
Kauffmann et al. 2003, MNRAS, 341 54
Kodama et al. 2004, MNRAS, 350, 1005
Glazebrook et al. 2004, Nature, 430, 181

“Downsizing” in SMBH Formation
More massive BHs formed at higher redshifts.
Ueda et al. 2003, ApJ, 598, 886； Ueda et al. 2006
LLAGN

SeyfertQSO

超巨大ブラックホールのダウンサイジング+
SMBH-bulge 関係=
重いバルジほど昔星形成を終了した
早期型銀河は早期に出来た銀河と超巨大BHの共進化

ブラックホール形成と成長
課題
Seed BH

M BH = 1 − 10 M ~5

SN/GRB remnant (Pop III remnant) (1-103M~ )Supermassive star (104-5M~ )ガス降着(Super/Sub-Eddington)
合体成長t ≈ 108 yr

ガス降着t ≈ 107 −9 yr

M BH = 106 M ~8−9M BH = 10銀河との共進化

M~銀河スケールからサブパーセックへのアクリーション

Part 2 降着円盤＆ジェット

Accretion & Jet
ジェット① 加速メカニズム② Collimation
降着円盤①角運動量輸送
②定常解

α-Prescription
viscosity coefficientν = αcs Ω2−1

角運動量輸送αcs2dJd  αcs2 dvϕ =− (=−for Kepler)r
2dtdr  Ω dr 
分子粘性: α≈10-10
乱流粘性(K-H shear 不安定): α≈10-4
磁気粘性: α≈10-2 ‐1

Accretion Flows
Abramowicz et al. 1995

Slim

Optically thin

Optically thick
Cold disk

Hot disk
ADAF(RIAF)

Standard

Accretion Flows
L = ηm&M&Ec 2 , M&E = 10LE / c 2 = 10 ⋅4πGcm p M

σT c 2① Sub-Eddington: ADAF(Advection-Dominated Accretion Flow)RIAF (Radiatively Inefficient Accretion Flow)
M&m& ≡ & = 1 ⇒ η ≈ 0.1m&ME

high energy photons (strong X-ray)② Eddington: Standard DiskM&m& ≡ & ≈ 1 ⇒ η ≈ 0.1
ME

low energy photons③ Super-Eddington: Slim Disk (Photon trapping)
lower energy photons

M&m& ≡ & > 1 ⇒ η ≈ 0.1m&−1/ 2ME

MRI (Magneto-Rotational Instability)(Velinhov 1959, Chandrasekhar 1961, Balbus & Hawley 1991)
角運動量BBGM ρ dr 12=+重力r2 r 

遠心力 = (r − dr ) ρΩ（ Ω = 一定）2磁気張力 = 2B dr  4不安定条件： 重力＋遠心力＞磁気張力λ>4λ

2cA Ω −1 (cA =Alfven velocity)
32−2

Magnetic Viscosity
Matsumoto & Tajima 1995, ApJ, 445, 767

α B = B x B y / 4π P

toroidal field model

vertical field modelαV = ρ vx vy / PMHD Simulation of ADAF
Machida, Nakamura, Matsumoto, 2004, PASJ, 56, 671

光学的に薄いaccretion flowの global structure についてMHD計算<15rg で，optically-thin
hot disk を形成||ADAF解に一致

Magnetic-Tower Jet
Lynden-Bell, 1996, MNRAS, 279, 389
Kato, Mineshige, Shibata, 2004, ApJ, 605, 307

MRI → 強いトロイダル磁場形成と浮上→ 磁気タワー形成→ 磁気圧によりジェット加速（≈ 0.5c）

Y. Kato et al. 2004

GR-MHD
Koide, Shibata, Kudoh, 1999, ApJ, 522, 727 (Schwartzshild)
Koide, 2004, ApJ, 606, L45 (Kerr)

SchwartzshildKerr

Accretion Flow around Kerr BH
De Villiers et al. 2003, ApJ, 599, 1238

MHD Jet around Kerr BH
Hawley & Krolik 2006, ApJ, 641, 103
BH spin によってToroidal 磁場が生成→ 外向きのPoynting flux
→ funnel wall に沿ってout-flowを生成~0.4 - 0.6 c
BH spin が上がるとoutflow増大

Supercritical Accretion• 高赤方偏移クェーサーからの要請(Haiman 2004, astro-ph/0403225)

SDSS QSO z=6.4，MBH≈109M~tgrowth ; 7 × 108η0.1 yr

tH ; 9 × 108 yr at z =6M&
⇒ m& ≡ & > 1
ME• Narrow Line Sy 1 & Narrow Line QSOs
(Kawaguchi et al. 2004, A&A, 420, 23L)

<108 M~ のBH成長は，Super-Eddington

Slim Disk Model for NLS1
Mineshige et al. 2000, PASJ, 52, 499

Multi-color spectra
NLS1の観測はm& > 10で説明できる

Photon Trapping in Supercritical Accretion
mass accretion:

tacc = r / vr , M& = 2π rvr Σ

photon diffusion:

tdiff = h /(c / 3τ ), τ = σT Σ / 2m p

photon trapping condition:

tacc < tdiff M&  r   h −1 &  > 2     ME  3rS   r Supercritical accretion では，photon trapping が起こる
Outflow ⇒ BH accretion rate はどこまで上がれるか

大須賀氏講演Accretion Disk & Jet
課題• 磁気粘性ディスクとスペクトル• 磁場の回転と，BHスピンで，どの程度のangular momentum と mass がoutflowで運ばれるか• BH mass accretion rate は，どこまで大きくなれるか⇓
RMHD (Radiation Magneto-Hydrodynamics)が必要

Part 3 遮蔽とAGNタイプ

AGN-Starburst Connection① Circumnuclear Starburst (数10pc-1kpc) は2型に多い② Nuclear Starburst (1-10pc) は1型，2型にあまりよらない(Hidden Starburst)

単純なトーラスモデルでは説明がつかない！

• ••

••••
•

• ••

•••

•

••
•

•

•

NuclearStarburst

• ••
••

•

Circumnuclear• Starburst•••

Starburst Rings
NGC1300

NGC6782

NGC1300
Yen et al 2006
OILR=8.62kpcΩ p = 4.1 km / s ⋅ kpc

Double Ring Feature
Yen et al 2006

OLR & OILRTurbulent-Supported Obscuring Torus
Wada & Norman, 2002, ApJ, 566, L21
SN feedback による遮蔽トーラス形成と乱流粘性発生

Obscuring Wall Model
Ohsuga & MU, 2001, ApJ, 559, 157
スターバーストの輻射圧で形成される Stable Gas Wall
AGNが明るくなると平衡解はなくなる（QSO）
Outer Obscuring Wall
Size ~ several 100pc
AV ~ 1

Inner Obscuring Wall
Size ~ several 10pc
AV ~ several - 10AGN

Starburst Ring

Radiation-Pressure Driven Obscuring Clouds
Watabe & MU, 2005, ApJ, 618, 649

スターバースト輻射圧によるガス雲の巻上げと非一様遮蔽構造発生
AV ~ 1-50

遮蔽 & AGNタイプ
課題• スターバーストとAGN遮蔽，AGN活動の関係は？
• 観測
可視光 AV ~ 1-10
X線 AV ~ 100
遮蔽は一元論でよいか• ブラックホール降着とどのように関係しているか

Conclusions① 超巨大ブラックホール
key physics はかなりわかってきた
銀河スケールからサブパーセックまでつながったわけではない② 降着円盤＆ジェット
磁気粘性降着円盤のモデルが確立しつつある
輻射の役割はまだ十分にわかっていない③ 遮蔽&AGNタイプ
単純なトーラスモデルは行き詰まっている（？）
スターバーストとの関係
ブラックホールへの降着との関係

END