1 / 19

Ｘ線観測で探る 巨大ブラックホールと銀河 の 共進化

Ｘ線観測で探る 巨大ブラックホールと銀河 の 共進化. 上田佳宏 ( 京都大学理学研究科 ). ( 復習）銀河と巨大ブラックホールの共進化. ブラックホール質量 vs 星質量 @z =0. ブラックホール降着史　 vs 星生成史. e.g., Marconi & Hunt 03. Marconi+ 04. 内容. なぜＸ線か？ Ｘ線サーベイによるＡＧＮ宇宙論的進化の理解の現状 残された最大の謎： 埋もれたＡＧＮ 共進化問題：　ブラックホール質量関数. １．なぜＸ線か？.

atalo
Télécharger la présentation

Ｘ線観測で探る 巨大ブラックホールと銀河 の 共進化

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Ｘ線観測で探る巨大ブラックホールと銀河の共進化Ｘ線観測で探る巨大ブラックホールと銀河の共進化 上田佳宏 (京都大学理学研究科)

  2. (復習）銀河と巨大ブラックホールの共進化 ブラックホール質量 vs 星質量 @z=0 ブラックホール降着史　vs 星生成史 e.g., Marconi & Hunt 03 Marconi+ 04

  3. 内容 • なぜＸ線か？ • Ｘ線サーベイによるＡＧＮ宇宙論的進化の理解の現状 • 残された最大の謎： 埋もれたＡＧＮ • 共進化問題：　ブラックホール質量関数

  4. １．なぜＸ線か？ • Mushotzky et al. (2000) の結果「Chandra AGNの主要種族は可視光で見えない」にショックをうける谷口先生 • 硬Ｘ線サーベイは最も強力なAGN探査法　 • XRBの形→大多数のAGNは塵やガスに隠されている。他の波長では見逃されることがしばしば • 中間赤外： 星生成成分との分離が困難 • 可視：幅の広い輝線 or 強い狭輝線が必要 • 可視光は星が邪魔をする • high-zではますます隠されているかも？ • 1型AGNについても検出限界フロンティア • @z~4 Chandra 1Ms の感度　Lx~ 1043 erg/s (⇔　ＭB ~ -20) • しかし、同定AGN一個あたりに使った税金はX線が最も高い

  5. total • 2 10 • (keV) nuclueus An X-ray Bright Optical Normal GalaxyXMM J021822.3-050615.7 Severgnini et al. (2003) A&A 406, 483 • SXDSで見つかった「硬い」X線天体：可視で一見ふつうの銀河 • 「すばる」により中心核成分を高S/N比で取り出すことでAGN成分を初めて検出 XMM spectrum Subaru/FOCAS spectrum

  6. 吸収を受けたＡＧＮのスペクトル • Compton thick AGN: NH>1024 cm-2 　　（コンプトン散乱に対する光学的厚み>1：　出てくるまでの散乱回数～τ2 ） • 10 keV以下では、（トーラスの内壁からの）反射成分と、（トーラス周囲のガスからの）散乱成分しか見えない。→中心核の光度はわからない • Heavily Compton thick AGN に対してはE>10 keVでもバイアスあり Wilman & Fabian (1999) Done+ (2003) NGC 4945 Log NH=24.25 Log NH=24.75 Log NH=25.25

  7. X線背景放射 • XRB ~ 30 keVに強度ピーク：大多数のAGNは「隠れて」いる！　 • 既存のサーベイ（E<10keV）により、 “Compton thin” AGN (log NH<24) の描像はほぼ確立 Subaru-XMM Deep Survey (YU+08) Comastri+ 95

  8. ２．ＡＧＮ宇宙論的進化の理解 1. Ｘ線光度関数 (Luminosity Function) • type1, type 2 両方を含む 2. 吸収量関数 (NH function) • ある（赤方偏移、光度）におけるAGNの吸収量分布 • AGN現象の理解の基礎 • 統一モデルは正しいか？ • AGNの環境に宇宙論的進化はあるか？ 1+2 →X線背景放射の種族合成モデル(eg, U+03, Gill+07) • 広域スペクトルを仮定してCompton thin AGNのXRBへの寄与を計算 • 足りない30 keVの強度をCompton thick AGNで説明

  9. 最新のX線AGN光度関数 • X線天文学の全サーベイデータを最大限利用した静止系2-10 keVバンドでの全Compton thin AGN光度関数（1型＋2型）の構築 • 2型AGNを検出するには、 • 低赤方偏移:　硬X線バンド（E>2 keV）サーベイが必要 • 高赤方偏移 (z>2):　軟Ｘ線バンド(0.5-2 keV)サーベイでもOK !（negative K correction) • 同定完全性の高い（>90%）サンプルに限定 • 観測バイアス補正（Maximum likelihood method） • 各サーベイについて、count rate vs zの2次元分布を最もよく再現する光度関数（＋吸収量関数）を求める。

  10. Compton thin ＡＧＮ (type1+2) の空間数密度 • 光度に依存した密度進化(LDDE) cf. LADE (Aird+ 2010) 高光度ＡＧＮほど高赤方偏移にピーク • z>3で数が減少? Ueda+ 03

  11. Integrated spectrum of type-1 AGNs Compton-thick AGNs 0.5 1 10 100 (keV) XRBスペクトルの再現Compton thick AGNか Compton reflectionか? • XRBの強度から必要とされるCompton thick AGNの数は、「仮定」するCompton反射成分の強度に強く依存 • AGN広域 スペクトルの詳細測定が重要: Suzaku, Astro-H Observed XRB spectrum YU+ 2003

  12. 3. AGN進化に残された大問題：Compton thick AGNの存在量 • 巨大ブラックホールの成長に大きな寄与をしている可能性大 • ブラックホールの質量成長には、Compton thick AGNの寄与が重要(たとえＸ線背景放射への寄与が小さくても） • 近傍宇宙では、Compton thick AGN はCompton thin AGNと同じか、それ以上の存在量 (Maiolino et al. 2003) • （少しでも）遠方の宇宙では、Compton thick AGNの数密度はほとんど分かっていない！ • 星生成の激しい初期宇宙では、より多量に存在するか??

  13. EFE 1 50 10 Energy (keV) Swift/BAT＋「すざく」：　新型ＡＧＮの発見　 • 可視では「ただの」銀河：　[Ｏ III] 見えず • Compton-thick AGN (NH～1024 cm-2) • 10 keV以下で吸収のない反射成分。おそらくface-onで見ている。 • ソフトバンドでの散乱成分なし→　「深い谷のトーラス」に埋もれたAGN 　　多量の、さらに大きな吸収をうけたAGNの存在を示唆 • E>10 keVでのみ発見可能！可視サーベイ（e.g.,SDSS）は不完全 ESO 005-G 004 YU+ 2007

  14. New Type Old Type 2 Reflection 1 C: CXC 0.5 1.0 1.5 C: JAXA Scattering Fraction (%) Two types? Eguchi+ 2009 C: CXC

  15. 近傍宇宙におけるCompton thick AGNsの量 Maiolino＋(2003) • 可視スペクトルに全くAGNの特徴のない赤外銀河Chandraで追求観測→Compton thick AGNの兆候を発見 • 2型セイファート銀河と同程度の数密度? • しかし、Swift/BAT サーベイとの関係は? （バイアスに注意。上の多くはheavily Comton thickか） Tueller＋(2009)

  16. 遠方宇宙(z~2)におけるCompton thick AGNsの探査 • Spitzer ：中間赤外超過を用いた選択　 (eg, Daddi+07, Fiore+08, Alexander+08) • Chandraでも感度は届かない→stacking analysis(Lx> a few 1044 erg/s ならなんとか個別に検出可) Alexander＋(2008)

  17. 遠方宇宙(z~2)におけるCompton thick AGNsの量 • 少なくとも近傍宇宙からの予想の2-3倍はある • 吸収量関数の進化と定性的には合致 Alexander＋(2008) Ｇｉｌｌ＋(2007)の仮定

  18. 4. 共進化への制限 • 直接的方法: • AGNの母銀河の調査(Akiyama talk) • 星生成銀河からのAGNの探査 • もし、星質量/BH質量　or 　星生成率/降着率　にばらつきがあるとすると、サンプル選択によるバイアスに注意　 • 間接的方法：　統計量（eg , BH　質量密度　or BH質量関数）に基づく議論

  19. まとめ：　Ｘ線サーベイの今後の課題 • 最初のブラックホール（z>5のmini QSO） • 多くは埋もれている可能性あり！（しかし high-zではK-correctionが効く） • XRBの起源：「外挿」に基づく議論に注意。完全に理解できたとはいえない（10 keV以上は数%しか分解されていない） • 未解決問題：Compton thick AGNの存在量とＢＨ成長への寄与 • E>10 keVサーベイの重要性　（Astro-H ） • 多波長アプローチの重要性

More Related