SMBH/QSO形成

SMBH/QSO形成
榎基宏
（国立天文台天文データセンター）
Contents
1. Introduction
2. 銀河＋SMBH/QSO形成モデル
Semi-Analytic Galaxy Formation Model (SA-model)
3.応用1．SMBH連星からの重力波
背景放射、重力波バースト、重力波放射の反跳
4.応用2．QSOの環境
QSO-QSO空間相関と QSO-銀河空間相関
5. 議論
§1. Introduction
Spheroids (bulge or elliptical galaxy) in the local universe
多くの銀河の中心にSuper Massive Black Hole (SMBH)
(MBH=106-9 MSUN)
--- MBH / Mbulge = 0.001 – 0.006
--- MBH ∝ σbulgen , n = 3.７ – 5.3
(e.g. Magorrian et al. 1998, Gebhardt et al 2000, Merritte & Ferrarese 2001)
⇒中心BHとバルジ(spheroid)に相関あり
一方high-zでは
Quasar
非常に明るい (L > 1011 LSUN)活動銀河核
銀河中心にあるSMBH への物質の降積が放射機構
*Quasar host galaxy の観測
多くが、elliptical or bulge dominated spiral galaxies。
(e.g. Bahcall et al. 1997; McLure et al. 1999 )
様々な観測結果は
- Growth of SMBHs
- Formation of spheroids
- Formation of quasars
これらが密接に関連していることを示唆している。
⇒ 銀河形成とSMBHの成長は統一的に論じるべき
銀河：宇宙における物質分布の基本的な構成単位
銀河形成・SMBH形成
⇒ 宇宙論的な構造形成理論の枠組みの中で
考える必要がある。
§2. SMBH/QSO Formation Model
• Galaxy Formation in Hierarchical Clustering Scenario
CLUSTERLING OF DARK HALOS
ホットガス
ダークハロー
衝撃波加熱による
ホットガスの形成
銀河 (星間ガス, 星)
ホットガスの冷却・収縮
→ 星間ガスの形成
→ 星形成
→ 超新星爆発による
星間ガスの加熱
銀河同士の衝突合体
銀河の進化
銀河団ガス
銀河団の形成
SMBH growth model
(Nagashima et al 2001, 2002 + Enoki et al. 2003)
*近傍銀河での中心SMBHとbulge質量が比例
*Gas-dynamical simulation
・starburst,
galaxy major merger ⇒ ・bulge formation
・trigger of gaseous inflow
SMBH formation ⇔ Bulge formation via galaxy merger
Assumptions
1) 銀河同士の合体が major mergerの時は、 cold gasの一部を
SMBHに降着させる。
M acc = f BH M *, burst
2)銀河同士がmergeした時、バルジにあるSMBHsは
binaryとなり、重力波を出してcoalesceする.
*gasの進化のサイクル
galaxy
cooling
cold gas
SNe feedback
dark halo
hot gas
star formation
hot gas accretion
disk
star
galaxy
starburst
major merger
bulge
black
hole
*galaxy = disk + bulge
disk = disk star + cold gas
bulge = bulge star + black hole
* hot gas ; diffuse gas, virial temperature
bulge
star
*Galaxy Merging (NOT dark halo merging)
hot gas
dark halo merging
progenitor dark halos
・satellite-central merger
dynamical friction
satellite galaxies
central galaxy
dark halo
(common dark halo)
central galaxy
satellite galaxies (in sub-halos)
・satellite-satellite merger
random collision
satellite galaxies
central galaxy
*Galaxy merger time scale
・Satellite-Central merger
tfric (dynamical friction time-scale)
・Satellite-Satellite merger
tcoll
(random collision)
(Makino & Hut 1997)
＊合体のタイプ
・Major merger: msmall/ mlarge > fbulge
→star burst + bulge formation
・Minor merger: msmall/ mlarge < fbulge
→小さい銀河は、大きい銀河のdisk にする
* SMBH growth
M acc = f BH M *, burst
SMBH growth;
*coalescence
*accretion
MBH / Mbulge の結果と観測結果を
比べてfBHを決める
=> fBH=0.03
SMBH mass function
-1
<MBH > [Msun yr ]
10 -2
dn / dlog MBH [ Mpc-3]
total
coalescence
accretion
.
10 -3
10 -4
SA model
10 -2
10 -3
10 -4
10 -5
Salucci et al. (1999)
0
2
4
z
6
8
8
9
log[M BH /M SUN ]
10
* SMBH mass function
Galaxy merging processes;
*Dynamical Friction [D.F.] (satellite-central merger)
*Random Collision [R.C.] (satellite-satellite merger)
R. C. & D. F.
D. F. only
R. C. only
dn / dlog MBH [ Mpc-3]
10 -2
10 -3
central galaxy中のSMBHの成長
→ cold gasの降着が主
→ SNe feedbackが効く小
さい銀河では降着する
cold gas が無くなってし
まう。
10 -4
10 -5
Salucci et al. (1999)
8
9
log[M BH /M SUN ]
10
→小さい銀河中ではSMBH
はあまり成長しない
*QSO formation model
Assumption
銀河同士の合体が major mergerの時は、 cold gasの一部を
starburstでできる星の量に比例させてBHに降着させ、
以下のlight curve で光るとする。
QSO light curve (B-band)
L B (t ) =
ε B M acc c 2
t life
⎛
t ⎞⎟
⎜
exp −
⎜ t ⎟
⎝ life ⎠
εΒ : B-bandでの放射効率
t life = tlife ( z ) ∝ t dyn ：QSO lifetime scale
*QSO Luminosity function
2dF; z<0.5
3
2dF; 0.5<z< 1
tlife (0)
3 *107 yr
3 *108 yr
-3
-1
10
-5
(b)z=0.5
10 -6
(c)z=1.25
10
-5
(d)z=2
2dF; 1<z<1.5
2dF; 1.5<z<2
3
-3
-1
Φ [ h Mpc mag ]
放射効率、life timeの決定
=> 様々なredshift での
光度函数の比較が
重要
Φ [ h Mpc mag ]
(a)z=0.25
10 -6
-26
-24
M B-5 log[h]
-22
-26
-24
M B-5 log[h]
-22
§3.SMBH連星からの重力波
CDM宇宙における銀河形成
⇒Hierarchical clustering scenario
銀河は衝突合体を繰り返し成長する
銀河同士が衝突合体(merge)した時、
中心にあるSMBHはどうなる？
⇒dynamical friction によりmerger 後の銀河の
中心に沈み込みbinaryとなる。
⇒最後には重力波(GW)を放射し合体(coalescence)
・SMBH binary からの重力波の重ね合わせ
→ Gravitational Wave Background Radiation
・SMBHの合体による強い重力波
→ Gravitational Wave Burst
* Coalescence of SMBH binary
1. in-spiraling phase
2. plunge and merge to form a single BH
3. ring-down phase
- An ensemble of GWs from in-spiraling SMBH binaries.
=> Gravitational Wave Background Radiation (GWBR)
f ~ 10 -9 -- 10-5 Hz
・Pulsar timingの測定により上限が決まる。
・スペクトルは ?
- Coalescence of SMBH (phase 2+3)
=> Gravitational Wave Burst
h ~ 10 -18 -- 10 -15
・LISA （レーザー干渉型宇宙重力波望遠鏡）なら測定可能。
・出現確率は?
SMBH coalescing rateを知る必要がある。
そこで、
準解析的銀河＋SMBH形成モデル
(SA-model)
SMBH coalescence rate
*GW background radiation spectrum from SMBH binaries
* Events rate of GW burst from SMBH coalescence
§3-1. SMBH連星からの重力波背景輻射(GWBR)
(Enoki et al. 2004, Enoki & Nagashima 2006)
Phinney (2001)の公式を用いる
現在のGWBGのエネルギー密度
n(z): Number density of GW source
EGW: Energy emitted in GW from a source
fr : GW frequency in the source’s rest frame
*GWBG spectrum
hc(f): Characteristic amplitude of GWBG spectrum
重力波源が連星系なら
n(M1,M2,z): Number density of binaries
* Gravitational Wave from a Binary
*円軌道の場合（weak field /slow motion 近似で）
GWのLuminosity
GW輻射のtime scale
*Eccentricity ?
これまでのSMBH連星系からの重力波背景輻射の研究
→ 連星系の軌道は円と仮定されている
しかし、SMBHを中心に持つ銀河がmergeする時に形成され
るSMBH連星の軌道は楕円になることが多い。
・SMBH - IMBH (Matsubayashi et al. 2005)
・SMBH binary + SMBH (Iwasawa et al. 2006)
・SMBH binary + gas disk (Armitage & Natarajan 2005)
連星系の軌道が楕円なら、円の場合と比べて
・重力波放射のSpectral Energy Distribution が異なる
・重力波放射のtimescaleが短くなる
・重力波放射のluminosityが大きくなる
=> GWBRのspectrumの形も変わってくる
*GW from Binaries on Eccentric Orbit
連星系の軌道が楕円であると、
軌道周波数 fpの整数倍の振動数の高調波が放射される。
(Peters & Mathews 1963)
GWのSED
*g(n,e)
5
e=0.0
e=0.2
e=0.4
e=0.6
e=0.8
g(n,e)
4
3
2
1
0
0
4
8
12
n
16
20
*Fourier analysis of Kepler motion
軌道周波数 fpの整数倍の振動数の高調波？
← Kepler運動の各フーリエモードの重力波
r
軌道長半径：a
離心率:e
θ
(
)
a 1 − e2
r=
1 + e cos θ
∞
r
e2
2e ′
= 1+
−∑
J n (ne ) cos (n ω t )
a
2 n =1 n
*Luminosity & Timescale of GW
from Eccentric Binary
GWのLuminosity
GW輻射のtime scale
*Evolution of Binary Orbit
重力波放射による、
連星系の軌道長半径(a)、離心率(e)の進化
*Energy emitted in GW from a Binary
楕円軌道の場合、軌道周波数の整数倍の
周波数の重力波が放射される。
fp: Orbital frequency
τGW: timescale of the emitting GW
*GWBG from binaries on eccentric orbit
※円軌道であれば、hc2 ∝ f -4/3
離心率eは定数ではない。
ある fp,0での、離心率e0の分布函数が必要。
*Spectrum of GWBG
10 0
10 0
10
e0 =0.8
10 -1
-1
10 -2
10
Φn
Φ
10 -2
e0
e0
e0
e0
e0
-3
10 -4
0
1
log[fr /fp,0 ]
2
=
=
=
=
=
0.2
0.4
0.6
0.8
0.9
10 -3
Φ
Φ1
Φ2
Φ3
Φ4
Φ5
10 -4
10 -5
3
0
1
log[fr /fp,0 ]
→高調波が出るため、
低周波数側のspectrumの振幅が小さくなる。
2
3
*GWBG Spectrum from SMBH Binaries
e0=0.0
e0=0.2
e0=0.4
e0=0.6
e0=0.8
e0=0.9
-13
log(hc)
-14
-15
fmax; 考える周波数の上限
<= BH の大きさ
fmax
~ 5×10-5 (MBH/108Msun)-1 Hz
-16
-17
※ e0の分布は
考慮していない
-10
-9
-8
-7
log(f [Hz])
-6
-5
*GWBG Spectrum from SMBH Binaries 2
e 0=0.0
e 0=0.8
e 0=0.8, n=1
e 0=0.8, n=2
e 0=0.8, n=3
-13
-15
-16
-17
-14
log(hc)
log(hc)
-14
circular
fmax/fp,0=10 3
fmax/fp,0=5 3
fmax/fp,0=20 3
-13
-15
-16
-10
-9
-8
-7
log(f [Hz])
-6
-5
-17
-10
-9
-8
-7
-6
-5
log(f [Hz])
a = 0 .5 × 10 −2 × ( M / 10 8 M sun )1 / 3 ( f p / 10 −8 Hz ) −2 / 3 pc
*GWBG Spectrum from SMBH Binaries 3
(a)
total
0<z<1
1<z<2
2<z<3
3<z
-12
log(hc)
-14
・ f < 10-6 Hzでは
hｃ~10-16×( f / 1 μHz) -2/3
-16
・ 0<z<1 にあるSMBH
binaryからの寄与がほとんど
-18
limit from
pulsar timing
-20
-10
-8
-6
-4
log(f [Hz])
-2
*銀河形成過程の影響
SMBHの成長 <= cold gas の降着が主
<= cold gas の量を左右する過程に依存
<= Star formation & SNe feedback
SNe feedback strength:
-13
-13
-14
-14
-15
-15
log(hc)
log(hc)
Star formation time-scale:
-16
-17
-18
-10
-9
-8
-7
-6
-5
log(f [Hz])
-17
-18
τ *,0 = 4.5 Gyr
τ *,0 = 1.5 Gyr (fiducial)
τ *,0 = 0.5 Gyr
-19
-16
V hot= 0 km/s
V hot= 280 km/s (fiducial)
V hot= 420 km/s
-19
-4
-3
-10
-9
-8
-7
-6
-5
log(f [Hz])
-4
-3
*GWBG energy density from SMBH Binaries
M BH=10 9-10 10 Msun
M BH=10 8-10 9 Msun
M BH=10 7-10 8 Msun
M BH=10 6-10 7 Msun
total
10 -7
ΩGW
10 -8
e0 =0.8
fp,0/fmax=1/103
10 -9
fmax ∝ 1/MBH
10 -10
-9
-8
-7
-6
-5
-4
log(f [Hz])
-3
-2
*GWRB detection limit
Smith et al. astro-ph/0506422 （Phys. Rev. D 73, 023504 (2006) ）
§3-1.のまとめ
・準解析的銀河形成＋SMBH形成モデルを用いて、ＧＷ
ＢＲ spectrumを計算した。
Spectrumの全体的な振幅
<= 銀河形成過程に大きく依っている。
連星の軌道が楕円であると、高調波が出るため、
低周波数側のspectrumの振幅が小さくなる。
・pulsar timingにより離心率の影響の測定可能性あり。
・離心率分布を求めることが重要！
§3-2. GW burst from SMBH coalescence
(Enoki et al. 2004)
*Gravitational Wave Burst
coalescenceの最後にエネルギー ε MBH c2の重力波
をバースト的に出す(Thorne & Braginsky 1976)。
--The GW amplitude
--The observed characteristic
frequency
--The GW energy flux
--The expected event rates of GW burst
*SA model ⇒ the SMBH coalescence rate； nc(M1,M2, z)
⇒ GW burst の rate; ν(h,f)
*Integrated GW burst rate
Integral event rate of GW burst; ν(log[h])
(a)
total
0<z<1
1<z<2
2<z<3
3<z
10 0
10 -1
-18
-16
-14
10
ν [log(hburst)] [yr-1]
ν [log(hburst)] [yr-1]
10
1
1
(b)
total
M tot/M SUN < 1076
6
107 < M tot/M SUN < 108
108 < M tot/M SUN < 10
10 < M tot/M SUN
10 0
10 -1
-18
log (h burst)
h -17 ; MBH < 10 6 Msun from z > 3
h -15 ; MBH ~10 7 - 10 8 Msun from z < 3
-16
log (h burst)
-14
*GW burst rate
Expected signals of GW burst; ν（log[h], log[f]）
-14 (a)
(b)
ν > 1 yr-1
-16
log(hburst)
ν > 3 yr-1
-18
ν > 1/5 yr-1
-20
-22
hinst (1/3 yr)
hinst (5 yr)
LISA noise (1 yr)
-5
-4
-3
-2
log(fc [Hz])
-1
0 -5
-4
-3
-2
-1
log(fc [Hz])
We adopt ε = 0.1
Note; h ∝ ε1/2
0
§3-2. のまとめ
*準解析的銀河+SMBH形成モデル(SA model)を用いて、
SMBH coalescence rate を求め、SMBH coalescenceによる
･Gravitational wave burst rate
を計算した。
*GW background
⇒ z < 1 のSMBHからの寄与が主
*GW burst rate
⇒ z > 2 のSMBHからの寄与が主
LISAで 0.1～１/ yr の割合で見つかる可能性あり
観測⇔理論予言 → SMBH合体形成モデルへの制限
§3-3. Gravitational Radiation Recoil
等質量ではない連星の出す重力波
=> 重力波は非等方に放射される
=> 連星は非等方重力波放射による反跳を受ける
反跳
×
net GW
反跳によってＳＭＢＨ連星が得た速度（Kick Velocity）が、銀
河の脱出速度より大きいと、ＳＭＢＨ連星は銀河から飛び出し
てしまう。
=> SMBHの成長にも影響を与える可能性あり。
(e.g. Merritt et al. 2004, Madau & Quataert 2004, Libeskind et al.2006)
そこで、
準解析的銀河＋SMBH形成モデル
(SA-model)
(Nagashima et al 2001,
Enoki et al 2003)
Kick Velocity > Circular Velocity
なら、SMBH連星は反跳で飛び去る
SMBHの質量函数がどのようなものになるか？
* Gravitational radiation recoil from SMBH binaries
Kick velocity (Fitchett 1983)
⎡ f (q ) ⎤ ⎡ 2G ( M 1 + M 2 ) / c ⎤
= 1480 ⎢
⎥⎢
⎥
f
a
⎦
⎣ max ⎦ ⎣
2
V kick
4
km/s
q = M1 / M2 : mass ratio (M1 < M2)
f(q) = q2(1-q)/(1+q)5
fmax ~ 0.0179 @ q ~ 0.382
＊近似（quasi-Newtonian）を使っており、不定性が大きい
V kick
⎡ f (q ) ⎤
= V pf ⎢
⎥
f
⎣ max ⎦
Vpfをパラメータとする。
Vkick > Vc なら、
SMBH binaryは銀河から飛び出し戻ってこない、と仮定
* SMBH mass function 1
dn / dlog MBH [ Mpc-3]
10 -2
V kick
10 -3
Vpf= 0 km/s
Vpf= 100 km/s
Vpf= 300 km/s
Vpf= 500 km/s
Vpf= 700 km/s
Vpf=1000 km/s
10 -4
10 -5
106~109 Msun
のBHが減少する
Salucci et al. (1999)
6
7
8
log[M BH/M SUN ]
⎡ f (q ) ⎤
= V pf ⎢
⎥
f
⎣ max ⎦
9
10
* SMBH mass function 2
上限： 109 Msun ?
Scaling
V kick = V pf
dn / dlog MBH [ Mpc-3]
10 -2
⎡ f (q ) ⎤
⎥
⎢
f
⎣ max ⎦
V kick = V pf
No-scaling
10 -3
M BH = f M bulge
Ωb
= f
M DH
Ω0
10 -4
Vpf= 0 km/s
Vpf= 300 km/s
Vpf= 300 km/s (No scaling)
10 -5
6
7
8
log[M BH /M SUN ]
9
3
10
M BH
⎡ Vc
⎤
~ 10 ⎢
M Sun
⎥
⎣ 300 km/s ⎦
9
* SMBH mass function 3
下限： 106 Msun ?
一度合体を経験した
SMBHを取り除く
dn / dlog MBH [ Mpc-3]
10 -2
10 -3
合体をしてない
SMBHのみ残る
10 -4
Vpf= 0 km/s
Vpf= 300 km/s
No coalesence
10 -5
6
7
8
log[M BH /M SUN ]
9
10
MBH <106MsunのSMBH
は殆ど合体を経験して
いない
* SMBH mass density
log [ ρBH(z) ]
-7
Vpf= 0 km/s
Vpf= 100 km/s
Vpf= 300 km/s
Vpf= 500 km/s
Vpf= 700 km/s
Vpf=1000 km/s
V kick
⎡ f (q ) ⎤
= V pf ⎢
⎥
⎣ f max ⎦
Vpf =300km/sの場合、
ｚ=0で、36％減っている。
-8
-9
0
2
4
z
6
8
§3-4. のまとめ
*準解析的銀河+SMBH形成モデル(SA model)を用いて
SMBH合体時の重力波放射の反跳の効果を考慮した場合、SMBH
の質量函数がどのような影響を受けるか解析した。
仮定
「Vkick > Vc なら、SMBH連星は銀河から飛び出し戻ってこない」
結果：106~109 Msun のBHが減少する
・ 109 Msun ?
大きなSMBHはVc の大きな銀河にいる。
→ 反跳を受けても、銀河から飛び出さない。
・ 106 Msun ?
小さなSMBHは最近できる。
→ 合体を殆ど経ていない。
→ 反跳を受けない
§4. QSO environments
Formation of spheroid
Interaction of galaxies
Growth of SMBHs
QSO activity
銀河同士の衝突合体がQSOの活動性を引き起こすなら、 QSOがどん
な所にいるのか（環境）を明らかにすることは重要。
＊QSO-QSO空間相関 (large scale)
＊QSO-galaxy空間相関 (small scale)
*QSO auto-correlation & QSO-galaxy cross-correlation
銀河とクェーサーの相互相関
small scale (< 1Mpc) なら、
一つのdark halo中での銀河とクェーサーの分布を反映
small scale
large scale
merger がQSOの活動性の原因？
host galaxy ?
QSO周囲の銀河の分布を知ることが重要
cluster ? group ? field?
§4-1. QSO auto-correlation
QSO-QSO空間相関函数から何が分かるのか？
Correlation function
ξ QSO = b
2
QSO
ξ DM
7
dark halo のバイアス
（Jing 1998）
bhalo(Mhalo, z)
6
5
DM halo bias (1011.5 Msun)
DM halo bias (1012.0 Msun)
DM halo bias (1012.5 Msun)
DM halo bias (1013.0 Msun)
4
3
2
1
0
1
2
z
3
4
観測より求めた bQSO と, bhalo と比べると、
QSOのいる典型的なdark halo (host halo)
5
の質量が分かる。
*QSO auto-correlation
QSO形成モデルとの比較
Halo Model の利用
Effective bias
(Baugh et al. 1999)
bQSO,eff
b (M ) N (M ) n(M )dM
∫
=
∫ N (M ) n(M )dM
halo
QSO
QSO
* bhalo(M) : 質量Mのdark halo のbias
*n(M) : dark halo の mass function
* <NQSO(M)> : 質量Mのdark haloに存在するQSOの平均個数
QSO 形成モデルから予言されるべき量
＊QSO のlife time、放射効率、などに依存
*QSO auto-correlation function; z > 3
ξ (r)
10
M B > -23
1
M B > -24
101
100
100
10-1
10-1
10-2 0
10
r [ Mpc]
high-zに行くほど
t03 z=3
t03 z=4
t03 z=5
10
1
10
0
t30 z=3
t30 z=4
t30 z=5
10
1
r [ Mpc]
DM z=3
DM z=4
DM z=5
1.dark matterの相関は弱くなる
2. QSOのバイアスは強くなる
となるので、QSO（や銀河）の相関長の進化は見られなくなる（強くなる）
10-2
*QSO effective bias
t03
t03
t30
t30
beff
7
MB >
MB >
MB >
MB >
-23
-24
-23
-24
7
6
6
5
5
4
4
3
3.5
4
z
4.5
5
3
3.5
4
z
4.5
5
DM halo bias (1011.5 Msun)
DM halo bias (1012.0 Msun)
DM halo bias (1012.5 Msun)
DM halo bias (1013.0 Msun)
QSOは主に Mhalo = 1012-13 Msun のdark haloにいる。
*dark halo 中でのgalaxy の merger rate
=> Mhalo = 1012-13 Msun_ （group ぐらい）で最大
§4-2. QSO-Galaxy cross correlation
small scaleまで見たい
=> 銀河・クェーサーの位置情報が必要
=> N体計算との結合
Semi-analytic model of galaxy formation
and QSO/SMBH formation
+Cosmological N-body simulation
Numerical Galactic Catalog : nGC
Numerical Galactic Catalog
N-body simulation
Yahagi’s Adaptive Mesh Refinement code
Carried out on the VPP5000@ADAC/NAOJ
- Cosmology
ΛCDM; Ω M = 0.3, Ω Λ = 0.7, h = 0.7, σ 8 = 0.9, Ω b = 0.048
- Box size: 70 Mpc/h
- Number of particles: 5123
- Effective halo mass resolution: 1011 Msun
Galaxy formation model parameters
近傍の銀河の観測結果と比較して決定。
* SMBH growth
M acc = f BH M *, burst
SMBH 質量函数の計算結果
MBH = 0.01 * Mbulge
MBH = 0.005 * Mbulge
SFB
Salucci et al. 1999 (z=0)
9
10-2
dn/dlogMBH [Mpc-3]
log[MBH / Msun]
10
8
7
6
9
10
11
log [ Mbulge /Msun]
10-3
10-4
SFB z=0
SFB z=1
SFB z=2
10-5
7
8
9
log(MBH/Msun)
fBH = 0.01とした
10
*QSO Luminosity function
QSO light curve (B-band)
L B (t ) =
t life
⎛
t ⎞⎟
⎜
exp −
⎜ t ⎟
⎝ life ⎠
εΒ : B-bandでの放射効率
t life = t life ( z ) ∝ t dyn ：QSO lifetime scale
(a) z= 1.69
10-5
10-6
2dF (1.5 < z < 2)
SFB
10-7
-26
-24
-22
MB - 5 log[h]
SFB : tlife(0) = 1.0 x 107 yr, εB = 0.0045
Φ [ h3Mpc-3mag-1 ]
Φ [ h3Mpc-3mag-1 ]
10-5
ε B M acc c 2
(b) z= 1.24
10-6
10-7
2dF (1 < z < 1.5)
SFB
-26
-24
MB - 5 log[h]
-22
QSO environments
Projected distributions of galaxies and QSOs in νGC.
70
SFB @z=1.5
y [ h-1 Mpc]
60
50
40
×: QSO
・ : galaxy MB < -18.0
30
20
10
0
10
20
30
40
50
x [ h-1 Mpc]
60
70
*Clustering of galaxies around QSOs
QSOgalaxyの空間相関函数と銀河同士の空間相関函数
z=1.5
104
z=2.04
ξ [r]
103
102
101
100
10-1
10-2
10-1
100
r [h-1 Mpc]
101 10-2
10-1
100
r [h-1 Mpc]
galaxy-galaxy with MB < -15
QSO-galaxy with MB < -15
101
*The mean occupation functions
１つのdark haloにある、平均の銀河個数と QSOの個数
<N[log(Mhalo)]>
104
(b) z=2.04
(a) z=1.01
(c) z=3.09
102
100
10-2
10-4
10
11
12
13
log [ Mhalo / Msun]
14 10
11
12
13
log [ Mhalo / Msun]
galaxy MB < -15,
14 10
11
12
13
log [ Mhalo / Msun]
QSO
QSOは質量が1012~1013 Msun のdark halos にいる傾向がある。
＊galaxy merger rate
・１つの dark halo 中の銀河の個数が増えれば、増大。
・dark haloの速度分散が大きくなれば、減少。
⇒ 最大になるのは、Mhalo~1013 MSUN
14
§4のまとめ
Environments of QSO （QSOはどこにいるのか？）
- QSO-QSOの空間相関函数
- １つのdark halo中のQSOの平均個数
- QSO-Galaxy 空間相関函数
このモデルでは
QSO activity
← galaxy major merger
← merger rate は質量が1012 -1013Msun
のdark haloで最大。
=> QSOはGroups of galaxiesにいる傾向がある。
モデル結果と観測結果との比較により,
galaxy merging process
QSO formation scenarios
に制限が加えられる。
§5．議論
このSMBH/QSOモデルの問題
・SMBHの合体をちゃんと解いていない。
本当に合体するのか？
銀河中心部の構造？、3体相互作用が必要? etc
・ガスの降着過程を解いていない。
→ QSOのlight curve のモデル化に影響
・QSOがガスを加熱することによるfeedback
→ ガスの降着だけでなく、星形成にも影響大？
どこまで効くの？どう入れる？禁断の果実！
・QSOのトリガーは銀河のmergerだけ？
→ QSO環境の観測で、本当に制限できる？
・ Dark halo の merger tree （EPS vs N-body）
→ どっちが正しいの？

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