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宇宙進化に基づく銀河の形成・進化の過程を明らかにするために、研究代表者らはこれまでN体シミュレーションをベースにした準解析的銀河形成モデルを構築してきた。本研究では、銀河中心に存在する超巨大ブラックホールの形成・進化と、ブラックホールへのガス降着により発現する活動銀河核の進化の理解に焦点を当てて研究を進めてきた。
ガスの降着は、銀河同士が激しく合体すると、非軸対称な重力ポテンシャルが発達し、ガスの角運動量が効率的に抜けるために起きると考えられている。これまではガスが速やかにブラックホール近傍まで落ち込むと仮定されてきたが、質量の小さいブラックホールでは角運動量が抜けるタイムスケールが長いと考えることで、低光度の活動銀河核の光度関数について、幅広い赤方偏移帯の観測を再現することに成功した。
また活動銀河核の空間相関を計算した。これは最新の巨大なN体シミュレーションを用いたために可能となった計算である。限られた計算機パワーから、銀河形成を理解するために十分な分解能を維持しつつ、広大な計算領域を確保することは困難であったが、これを克服し、活動銀河核の自己相関を計算可能にした。その結果、ガスの降着率と活動銀河核の光度にはある関係が必要となることがわかった。従来、もっとも単純なモデルでは、降着率と光度は比例関係が成り立つとしていたが、いわゆるエディントン光度を超えると、降着率ほどには光度が上がらなくなる。高赤方偏移宇宙において観測されている相関関数を再現するためには、エディントン光度の数倍程度で光度を制限することが必要であることがわかった。これは、宇宙の大構造と、ブラックホール近傍の物理過程が直接的に関連していることを示すものであり、銀河形成におけるスケール間連結を考慮する必要があることを端的に示すものでもある。
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