銀河スケール (10 - 100 pc) からもっと小さい半径への角運動量輸送は超大質量
ブラックホールの形成と進化を理解する際の極めて重要な問題の一つである。一見
無関係に見える観測から M31 ブラックホールを回る起源不明の片寄った（？）恒星
円盤が発見された。
我々はこれらの互いに独立な謎は実は関連していることを示す。銀河からブラック
ホールに至るガスの流れを複スケールのシミュレーションで調べた結果、ブラック
ホールへの流量が大きいと重力不安定により大きなスケールから内側へと、偏心した
細長い円盤が形成されることが判った。
図１．多スケールシミュレーションの例。赤＝投影恒星密度。青/緑＝ 投影ガス密度。緑から青にかけて単位質量当たり星形成率が高くなる。 各パネルは円盤を正面から見ている。
上：銀河スケール。二つの等質量円盤銀河 (1011Mo) の中心核融合直後。
マージャー開始時には円盤のガス比率 fgas = 0.4, バルジの質量比
B/T = 0.2. マージャーは大量のガスを中心 1 kpc 領域に落とし込む。その
結果、中心領域で爆発的星形成が起こる。
中：0.1 - 1 kpc 領域の再計算。爆発的星形成円盤は自己重力系で、渦状腕と
棒モードを発達させ、それがガスを 10 pc にまで落とす。その付近でバー
はブラックホールの重力で弱くなる。
下：30 pc 領域の再計算。この大きさでの流入ガスは偏心した細長い円盤を形
成する。これはより大きな距離では一本腕の渦巻となる。円盤は < 0.1 pc
への降着率を 1 - 10 Mo/yr に上げ、図 2, 3 の恒星円盤を残す。
図３．恒星円盤の左＝平均視線速度 V と、右＝速度分散 σ 分布。
（上）シミュレーション結果。ガスが消えたずっと後。実線＝真横から54°
傾いて見た例。点線＝10°づつ傾けた例。
（下）黒四角＝ M31 HST 観測(Bender et al 2005)。
マゼンタ丸＝地上観測(Kormendy,Bender 1999)。
偏心恒星円盤は残りのガスに強いトルクをかけ、ブラックホールを成長させる
ガス流入を促す。この同じ円盤は多方向に対して強い減光を産み出す。それは
隠された活動銀河核を説明するために引き合いに出されるトーラスの実体であ
ろう。
ガスが消えた後に残った恒星円盤は寿命が長く、細長い形状を維持する。
クエサー程度の降着率だと、M31 観測と合う表面密度プロファイル、歳差運動、
扁平率、運動を持つ恒星円盤を残す。中心核恒星円盤の観測はこの様に
超大質量ブラックホールの形成史に拘束を掛けるのである。
図２．幾つかの計算での中心核円盤の例。左下パネルのスケールは全パネル
で共通。各行は異なる中心 50 pc の計算例。上から下へ、h/R = 0.16,
0.08, 0.28, 0.25, 0.15, MBH = 3 × 107 Mo,
初期10pc内円盤質量 = 1.2, 1.7, 3.0, 8.1, 0.25 × 107 Mo,
偏心円盤はどの例にも出現する。
（左） ガス表面密度。青から赤/黄にかけて星形成率が大きくなる。図のエッジ
はショックで、エネルギーの消散が起きて、急速なガス流入を引き起こす。
（中央左） 左の図を横から見たもの。
（中央右） 星の分布。ショックが立たないのでエッジはぼやける。
（右） 横から見た星密度。二つの核が見える例がある。M 31 の離心円盤
P1/P2 を思わせる。
図４．モデル恒星円盤の性質。実線は図３と同じ計算。灰斜線＝観測
（左上）＝恒星表面密度。（右上）＝主軸に沿った円盤の離心率。？
（左下）＝円盤のパターン角速度（歳差運動）。個々の星の角速度は点線
（右下）＝ガス流入率。円盤形成時の活動期。