[論文レビュー] Star-forming accretion flows: an explanation for the low luminosity nuclei of giant elliptical galaxies

Jonathan C. Tan, Eric G. Blackman|arXiv (Cornell University)|Sep 17, 2004

Astrophysical Phenomena and Observations被引用数 1

ひとこと要約

この論文は、低光度核が、ブラックホールへの効率の悪い降着とは対照的に、重力的に不安定な降着円盤内での星形成によって生じると提案している。ガスはブラックホールに到達する前に星へ凝縮され、観測されたHα線放出、ほこりを含む円盤、および中心部から約100 pcの距離で観測される超新星活動を説明する。これはボンディ降着率と整合的である。

ABSTRACT

The luminosities of the centers of nearby elliptical galaxies are very low compared to models of thin disc accretion to their black holes at the Bondi rate, typically a few hundredths to a few tenths of a solar mass per year. This has motivated models of inefficiently-radiated accretion that invoke weak electron-ion thermal coupling, and/or inhibited accretion rates due to convection or outflows. Here we suggest an alternative: most of the accreting gas does not reach the central black hole because it condenses into stars in a gravitationally unstable disc. The star formation occurs far from the central engine, but inside the Bondi radius, which is typically ~100pc in giant ellipticals. The model predicts the presence of cold, dusty gas discs, as well as associated H-alpha emission, thermal emission from the dusty gas disc and type II supernovae, all of which result from the presence of young, massive stars. The model accounts for several features of the M87 system: a thin disc, traced by H-alpha emission, is observed on scales of about 100pc, with features reminiscent of spiral arms and dust lanes; the star formation rates inferred from the intensity of H-alpha and infrared emission are consistent with the Bondi accretion rate of the system. Finally we discuss some implications of this model for the fueling of the Galactic center and quasars.

研究の動機と目的

• 理論的な薄い円盤降着モデルと比較して、巨大楕円銀河核の予想外に低い光度を説明すること。
• 年間0.01〜0.1太陽質量の予想されるボンディ降着率と観測された低核光度との不一致を解明すること。
• 熱的分離や対流による効率の悪い降着モデルの代替として、ガスがブラックホールに到達する前に星へ凝縮されることを提案すること。
• M87で観測されたHα線放出やほこりを含む円盤を、物理的に整合性のある枠組みで説明すること。
• このメカニズムが、銀河中心部や高赤方偏移クェーサーの燃料供給に与える影響を検討すること。

提案手法

• 特大ブラックホールのボンディ半径（約100 pc）内での重力的に不安定な降着円盤の形成をモデル化すること。
• 円盤の不安定性が、ガスがブラックホールに降着するのではなく星へ凝縮されることを引き起こす条件を適用すること。
• 観測されたHα線および赤外線放出を用いて、ボンディ降着率と整合する星形成率を推定すること。
• Hα線およびほこりの空間的構造を分析し、M87で観測されたらせん状の構造やほこりの帯と一致させること。
• 若い星とほこりを含む円盤からの予測された熱放射を、観測された赤外線およびHα線の光度と比較すること。
• 大質量星形成の副産物としてのタイプII超新星の役割を評価すること。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 なぜ巨大楕円銀河の核は、ボンディ降着率での薄い円盤降着モデルの予測よりもはるかに低い光度を示すのか？
• RQ2 M87の銀河中心部から約100 pcの距離で観測されるHα線放出やほこりを含む円盤を説明する物理的メカニズムは何か？
• RQ3 重力的に不安定な降着円盤内での星形成が、観測された星形成率とエネルギー出力を説明できるか？
• RQ4 このモデルは、中心部のブラックホールの低い放射効率と観測された降着率をどのように調和させられるか？
• RQ5 このメカニズムは、銀河中心部や高赤方偏移クェーサーの燃料供給にどのような意味を持つのか？

主な発見

• 重力的に不安定な降着円盤内での星形成は、ガスがブラックホールへの直接降着から逸れることで、巨大楕円銀河の低核光度を説明する。
• このモデルは、M87で観測されたHα線放出およびほこりを含む円盤の形状を再現し、中心部から約100 pcの距離でらせん状の特徴やほこりの帯を含む。
• Hα線および赤外線放出から推定される星形成率は、システムのボンディ降着率と一致しており、観測された燃料供給と整合的である。
• ほこりを含む円盤からの熱放射およびタイプII超新星の痕跡は、このモデルで自然に予測され、若い大質量星の存在を支持する。
• このモデルは、弱い電子・イオン結合や対流といった効率の悪い降着メカニズムを必要とせず、物理的に整合性のある低光度核の説明を提供する。
• この枠組みは、同様のプロセスが、ブラックホールへの直接降着ではなく、円盤内の星形成を通じて銀河中心部や高赤方偏移クェーサーを燃料供給している可能性を示唆する。