[論文レビュー] The distribution of stars around the Milky Way's black hole III: Comparison with simulations

Holger Baumgardt, Pau Amaro‐Seoane+1 more|arXiv (Cornell University)|Jan 13, 2017

Astrophysical Phenomena and Observations参考文献 62被引用数 30

ひとこと要約

本研究は、銀河中心の超大質量ブラックホール周囲の星集団をシミュレートすることで、長年の『欠落している巨大星』問題を解決した。反復的星形成と2体衝突緩和の結果、投影されたパワーロー係数が Γ ≈ 0.3 の浅い星のコアが形成され、観測された拡散光と解像された星の数え上げと一致する。0.1 pc以内の明るい巨大星の不足は、コアの欠如ではなく、ガス円盤によるエンvelopの剥がれによるものとされる。

ABSTRACT

The distribution of stars around a massive black hole (MBH) has been addressed in stellar dynamics for the last four decades by a number of authors. Because of its proximity, the centre of the Milky Way is the only observational test case where the stellar distribution can be accurately tested. Past observational work indicated that the brightest giants in the Galactic Centre (GC) may show a density deficit around the central black hole, not a cusp-like distribution, while we theoretically expect the presence of a stellar cusp. We here present a solution to this long-standing problem. We performed direct-summation $N-$body simulations of star clusters around massive black holes and compared the results of our simulations with new observational data of the GC's nuclear cluster. We find that after a Hubble time, the distribution of bright stars as well as the diffuse light follow power-law distributions in projection with slopes of $Γ\approx 0.3$ in our simulations. This is in excellent agreement with what is seen in star counts and in the distribution of the diffuse stellar light extracted from adaptive-optics (AO) assisted near-infrared observations of the GC. Our simulations also confirm that there exists a missing giant star population within a projected radius of a few arcsec around Sgr A*. Such a depletion of giant stars in the innermost 0.1 pc could be explained by a previously present gaseous disc and collisions, which means that a stellar cusp would also be present at the innermost radii, but in the form of degenerate compact cores.

研究の動機と目的

• 理論的予測では急勾配の星のコアが予想されるが、観測ではSgr A*の近傍で平坦または欠損した密度プロファイルを示す明るい巨大星との間に生じる不一致を解消すること。
• 銀河中心の核星集団の複雑で進化する環境において、現実的な動的過程が、銀河中心の星と拡散光の表面密度プロファイルが浅いことを説明できるかを調査すること。
• 銀河中心の内側数弧秒以内に明るい巨大星が存在しないのは、星同士の衝突やガス円盤との相互作用といった物理的過程によるものであり、コアの欠如によるものではないかを検証すること。
• 赤外線遮へい、密集、若年星による汚染といった観測的課題にもかかわらず、銀河中心に星のコアが存在するかどうかを特定すること。
• 現実的で複数回の星形成を伴う環境における星のコアの存在を確認することで、重力波天文学における極端質量比降下（EMRI）源に与える影響を評価すること。

提案手法

• 中心に巨大ブラックホールを有する星集団の直接和計算N体シミュレーションを実施し、現実的な初期条件と星形成歴を組み込んだ。
• Hubble時間にわたる集団の進化を、2体衝突緩和、星の進化、重力的焦点化を考慮してシミュレートした。
• 銀河中心核星集団の複雑な動的および物理的年齢構造を再現するため、複数エポック星形成歴を用いた。
• 銀河中心の高解像度適応光学観測と比較して、シミュレートされた星の表面密度プロファイルと拡散光を評価した。
• シミュレートされたおよび観測された星分布の投影パワーロー係数（Γ）を計算し、一致度を定量化した。
• ガス円盤の破壊的挙動を組み込み、巨大星のエンvelop剥がれをモデル化し、明るい巨大星の観測的不足を説明した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 明るい巨大星の表面密度プロファイルが平坦または欠損しているにもかかわらず、銀河中心に星のコアが存在するのか？
• RQ2 現実的な星形成歴を用いたN体シミュレーションで、観測された星と拡散光の表面密度に現れる浅いパワーロー係数（Γ ≈ 0.3）を再現できるか？
• RQ3 星のコアの存在に矛盾しない範囲で、Sgr A*の0.1 pc以内で明るい巨大星が見られないという現象を説明する物理的過程は何か？
• RQ4 ミルキーウェイの生涯にわたる反復的星形成は、核星集団の最終的構造とその表面密度プロファイルにどのように影響するか？
• RQ5 ガス円盤との相互作用や星同士の衝突は、内側領域における巨大星の欠損をどの程度説明できるか？

主な発見

• シミュレーションによる銀河中心の解像星と拡散光の表面密度プロファイルは、投影されたパワーロー係数Γ ≈ 0.3 の観測結果と一致した。
• シミュレーションから推定された3次元密度プロファイルは、半径方向のパワーロー係数がγ ≈ 0.9に近く、浅いコアと一致しており、観測推定値とも整合的である。
• 銀河中心の内側0.1 pc以内で明るい巨大星が欠落しているのは、コアの欠如によるものではなく、破壊的ガス円盤によるエンvelop剥がれによる可能性が高い。
• シミュレーションにより、内側半径で星のコアが存在することが確認されたが、それは完全な巨大星ではなく、縮退したコンactコアから構成されている。
• 特にブラックホールの影響半径が効く20弧秒以降の領域では、シミュレートされたプロファイルと観測プロファイルの一致が顕著に良好であった。
• 本研究は、ミルキーウェイ核に星のコアが存在することについて、理論と観測の一致を初めて確立した。これにより、数十年にわたる不一致が解消された。