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

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
サイズ中心天体
活動銀河核（AGN）ジェット pc-Mpc 超巨大BH
系内ジェット（XRBs） 100AU-100pc
星質量
BH
AGNジェット系内ジェット
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)
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
４０００
５０００
６０００
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
LRIAF
& # 2
& M
2 LEdd
&
&
$
!
' 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 ! = 0.1
Log(質量降着率)
! < 0.1 (MRI)
&
M
max
(Balbus & Hawley 1991: Machida et al. 2000)
+
Qvis
= Qadv
+
Qvis
= Qrad
& "!
M
& " !2
M
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）
-3 L
>
3
X
10
Edd =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
黒体放射
Ｘ線光度（降着円盤）
ジェットなし
標準円盤
ジェットあり
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
べき型
ソフト（スペクトルの形）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！

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