[논문 리뷰] Star-forming accretion flows: an explanation for the low luminosity nuclei of giant elliptical galaxies

Jonathan C. Tan, Eric G. Blackman|arXiv (Cornell University)|2004. 09. 17.

Astrophysical Phenomena and Observations인용 수 1

한 줄 요약

논문은 거대 타원은하의 저광도 핵이 블랙홀에 대한 비효율적 응축이 아니라 중력적으로 불안정한 응축 원반 내에서의 별 형성에 기인한다고 제안한다. 가스는 블랙홀에 도달하기 이전에 별로 응축되며, 이는 관측된 H-알파 방출, 먼지로 이루어진 원반, 그리고 중심에서 약 100 pc 거리에서 관측되는 초신성 활동을 설명한다. 이는 볼드니 응축률과 일치한다.

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.

연구 동기 및 목표

• 이론적 얇은 원반 응축 모델에 비해 예상치 못하게 낮은 거대 타원은하 핵의 광도를 설명하기 위해.
• 연간 0.01~0.1 태양질량의 예상 볼드니 응축률과 관측된 낮은 핵 광도 사이의 괴리를 설명하기 위해.
• 열 분리 또는 대류를 포함한 비효율적 응축 모델을 대체하기 위해, 가스가 블랙홀에 도달하기 이전에 별로 응축된다는 가설을 제안하기 위해.
• M87에서 관측된 H-알파 방출과 먼지 원반과 같은 특징들을 물리적으로 일관된 프레임워크 내에서 설명하기 위해.
• 은하 중심과 활성은하핵 연료 공급 메커니즘에 대한 영향을 탐색하기 위해.

제안 방법

• 초거대 블랙홀의 볼드니 반경(~100 pc) 내에서 중력적으로 불안정한 응축 원반 형성 모델링.
• 블랙홀에 응축되는 것이 아니라 가스가 별로 응축되는 데로 이어지는 원반 불안정 조건 적용.
• 관측된 H-알파 및 적외선 방출을 이용해 볼드니 응축률과 일치하는 별 형성률 추정.
• H-알파 및 먼지 특징의 공간 구조 분석을 통해 M87의 관측된 나선형 구조와 먼지 띠와 일치시키기.
• 젊은 별과 먼지 원반의 열 방출을 예측하고 관측된 적외선 및 H-알파 광도와 비교하기.
• 대량 별 형성에 따른 타입 II 초신성의 역할 평가

실험 결과

연구 질문

• RQ1 왜 거대 타원은하의 핵은 볼드니 속도에서의 얇은 원반 응축 예측보다 훨씬 낮은 광도를 보이는가?
• RQ2 M87의 은하 중심에서 약 100 pc 거리에서 관측된 H-알파 방출과 먼지 원반은 무엇에 의해 설명될 수 있는가?
• RQ3 중력적으로 불안정한 응축 원반 내 별 형성이 관측된 별 형성률과 에너지 출력을 설명할 수 있는가?
• RQ4 이 모델은 관측된 응축률과 중심 블랙홀의 낮은 복사 효율성 사이의 모순을 어떻게 해결하는가?
• RQ5 이 메커니즘이 은하 중심과 고적도수의 활성은하핵 연료 공급에 어떤 영향을 미치는가?

주요 결과

• 중력적으로 불안정한 응축 원반 내 별 형성이 블랙홀에 직접 응축되는 가스를 방향 전환시켜 거대 타원은하의 낮은 핵 광도를 설명한다.
• 이 모델은 M87에서 관측된 H-알파 방출과 먼지 원반 형태, 특히 중심에서 약 100 pc 거리의 나선형 구조와 먼지 띠를 재현한다.
• H-알파 및 적외선 방출에서 유추된 별 형성률은 시스템의 볼드니 응축률과 일치하며, 관측된 연료 공급과의 일관성을 보여준다.
• 먼지 원반의 열 방출과 타입 II 초신성의 특징은 모델에 자연스럽게 예측되며, 젊은 대량 별의 존재를 뒷받침한다.
• 열 분리나 대류와 같은 비효율적 응축 메커니즘을 요구하지 않는 물리적으로 일관된 저광도 핵 설명을 제공한다.
• 이 프레임워크는 유사한 과정이 은하 중심과 고적도수의 활성은하핵을 별 형성에 의한 원반 연료 공급을 통해 공급할 수 있음을 시사한다.