梅村 雅之

筑波大学 計算科学研究センター

活動銀河核と銀河の共進化ワークショップ2006年3月15日～17日

1. Downsizing2. Magorrian 関係はいつ成立したか3. QSO BH の成長4. AGN-Starburst Connection5. ブラックホール形成と成長

Contents

SMBH

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

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

大きな銀河ほど先に生まれた

大きなＢＨほど先にできた

銀河全体？ バルジ？

1. Downsizing

超巨大ブラックホールのダウンサイジング

早期型銀河は早期に出来た

Hubble type は物理的だった！?

重いバルジほど昔星形成を終了した

SMBH-bulge 関係

+

=

Galaxies

Mgal

1+zc

1

10

301σ

DwarfGalaxies

CDM Density Fluctuations

Clusters

First Objects(Pop III)

low z(low baryon density)

high z(high baryon density)

Biased Galaxy Formation

small Mhalo

large Mhalo

no downsizing(hierarchical)

2 σ

2 σ

Galaxies

Mgal

1+zc

1

10

301σ

First Objects(Pop III) Dwarf

Galaxies

CDM Density Fluctuations

Clusters

NeutralNeutral IonizedIonized

-1/5 3/52 -321

shield 81.5 10 cm 10 α

− ⎛ ⎞ ⎛ ⎞= × ⎜ ⎟ ⎜ ⎟⎝ ⎠⎝ ⎠

IMnM

crit HI crit30.6

Ln a Rν

ατα+

≡ =

電離宇宙での銀河形成

-21 - -1 -2 -1 -10 21 10 ( / ) erg s cm Hz str

=1-5

αν να

= LI I

shield>n n

M

Shielding criterion

n>nshield

Small bulge の形成（high M/L）

given Mhalo

Large bulge の形成（low M/L）

low z(low baryon density)

high z(high baryon density)

4≈cz

2≈cz

spin 0.08λ =

spin 0.08λ =

赤：電離ガス

緑：冷却ガス

白：星

The Evolution of Galaxies from Primeval Irregularsto Present-day Ellipticals

Mori & Umemura, 2006

Mtot=1011 M , Mgas=1.3×1010 M (initial)

Star formation with Salpeter's IMF

Supernova feedback: mSN>8 M(Type II SNe (SNe II), 1051 ergs, 2.4 M oxygen)

ff

*d

Cd t t

ρ ρ∗=

Box size: 40 kpc, Total mass: 1011 MSub-galactic units: 5 x 109 MStar formation: Jeans unstable, Salpeter’s IMF、 Supernovae: Type IIN= 10243

Multiple Supernova Explosions in a Forming Galaxy

by Earth Simulater

Metal Enrichment

U

B

V

K

LAE

LBG

SSA22 LAB1 Simulation

• AGN母銀河観測から

z<1 では成り立っているz>2 では成り立っていない

• AGN fractionLBGで数％ （Nandra et al. 2002, ApJ, 576, 625）BzK 2-3割ULIRG ～5割 （Type I ULIRG）

2. Magorrian 関係はいつ成立したか

3. QSO BH の成長•成長時間

z=6.4 QSO ⇒ tBH<several 108yrsuper-Eddington accretion ?

•母銀河

① z<1 では，QSO 母銀河は，進化した明るい楕円銀河⇒ SFは major mass accretionより前

② z>2 では， QSO 母銀河はDRGに近いLBGよりは赤く，Passive evolutionよりは青い（数100Myr）

z=6.4 QSO の母銀河は gas rich⇒ QSO BH は，母銀河より先に出来た？（super-Eddington mass accretion の場合，Luminosity がQSO級でも

BH質量が> 108M とは限らない）

•光度関数進化QSO LF ピークは z～2

(Fan et al. 2001, ApJ, 121, 54; Ueda et al. 2003, ApJ, 598, 886)Galaxy LF ピークは z～3

(Poli et al. ApJ, 2003, 593, L1)

QuasarSeyfert 1

BLSy1

NLSy1

QSO

Growing phase

Slow growing phase

evolution

(early phase)

(late phase)

BH growthAGN type

vBLR < 2000km/s

vBLR 2000km/s

?

QSO Formation

vBLR 2000km/s

Properties of NLSy1

NLSy1 BLSy1

Broad line width

Spectral Index

Metallicity

BH BH bulgef M M≡

2000km/svΔ ≤ 42000 10 km/svΔ = −narrow

( at soft-X)αν ν −∝F

2 3α ≈ − 1α ≈steep

supersolar

-3BH 10f

4 3BH 10 10f − −≤ −

supersolarsmall black hole mass

growing BH phase

② AGN fractionLBG 数％BzK 2-3割ULIRG ～5割 （Type I ULIRG） LIR と共に増大

成長期のQSOはどこに？

LBG, LAB, ERO, DRG, BzK, SMG, ULIRGのいずれかに成長期のQSOがあるはず（?）

① Super-Eddington mass accretion の場合，Luminosity はQSO級でもBH質量が> 108M とは限らない⇒ broad line width, photon index を見る

• categorized as radio-loud AGNs

High-z Radio Galaxies

• possess massive BH • LAGN/Lbulge is less than unity• galactic age : 0.1~2 Gyr• an appreciable amount of dust• solar or supersolar metallicity

high z の電波銀河の諸性質は proto-QSO に近い

Proto-QSO と電波銀河

Kawakatu, Umemura & Mori, 2003, ApJ, 583, 85

① Circumnuclear Starburst は2型に多い② Nuclear Starburst は1型，2型にあまりよらない

(Circumnuclear Starburst よりは１桁暗い)③ Starburst とObscuring の関係④ Starburst と fueling の関係 （Nuclear Starburst はAGN光度と相関）⑤ 母銀河（タイプ）とCircumnuclear/ Nuclear Starburst との関係

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Starburst

BRLNRL

4. AGN-Starburst Connection

Seed BH5

BH 1 10= −M M supermassive star (104-5M ) SN/GRB remnant (Pop III remnant) (1-103M )

6BH 10=M M

8 9BH 10 −=M M

ガス降着(Super/Sub-Eddington)

合体成長

ガス降着

/= &t M M810 yr≈t

7 910 yr−≈t

（合体成長）

5. ブラックホール形成と成長

AGN feedback, viscosity, radiation drag

1 2

5 2Dimensionless spin parameter: 0 05/

/.

J E

GMλ = =

221 1

2 2 2,

vGMJ MRv E M

Rϕ

ϕ σ λσ

= = − = − ⇒ =

Tidal Spin-up by gravitational instability

角運動量問題

Rotation Barrier2 3 2

7 1810 1

10 0 05

gravitational radius

/

( ).

:

bgbarr

g

MR r z

M

r

λ−

−⎛ ⎞ ⎛ ⎞≈ +⎜ ⎟ ⎜ ⎟⎜ ⎟ ⎝ ⎠⎝ ⎠

BH形成のためには大量の角運動量を抜かなければいけない

巨大BHは円盤ではなく，球状のバルジ成分と相関している！

Thank you