1 / 14

近傍 ULIRG の ブラックホール質量

2010.02.20. 近傍 ULIRG の ブラックホール質量. 大井渚 ( 総合研究大学院大学 ) 今西昌俊 ( 国立天文台 ). 1.Introduction. QSO. ・非常に明るい（ L>10 12 L o ） AGN M BH ～ 10 8 M o. ☆ M BH ~ 10 7 M o のガスに富む銀河の衝突・合体で形成可能 ( シミュレーション ) (Sanders & Mirabel 1996) ・多くの母銀河は楕円 (Bahcall+97, McLure+99).

luther
Télécharger la présentation

近傍 ULIRG の ブラックホール質量

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. 2010.02.20 近傍ULIRGのブラックホール質量 大井渚(総合研究大学院大学) 今西昌俊(国立天文台)

  2. 1.Introduction QSO ・非常に明るい（L>1012Lo）AGN MBH～ 108Mo ☆ MBH ~ 107Moのガスに富む銀河の衝突・合体で形成可能 (シミュレーション) (Sanders & Mirabel 1996) ・多くの母銀河は楕円(Bahcall+97, McLure+99) ・major merger  Hopkinsによると十分条件 　(和田) ・accretion

  3. 1.Introduction ULIRG LIR(8-1000μm) > 1012Lo ガスが豊富な銀河の衝突・合体の末期 ・ 赤外線領域だけで、QSOの全光度に匹敵 　 エネルギー源がダストに隠されて存在 ・ ダストに一度吸収され、赤外線で再放射 ・衝突の末には楕円銀河が形成される

  4. 1.Introduction 近赤外分光観測 (Spitzer) Imanishi et al. 2006 ULIRGのエネルギー源 AGN Starburst+AGN ULIRGに中心集中したエネルギー源あり H2O 炭素系ダスト

  5. 1.Introduction QSOとULIRGの進化関係 Sanders & mirabel (1996) 赤外線放射が強いQSOと比較  赤外線光度、ガスの質量がほぼ一致 　　　　　　　　　　　　　　　　　 （ Lir~a few * 1012Lo、M(H2)~a few * 1010Mo ） ∴ ULIRG  QSO with strong IR emission 　　　　　　　 QSOと進化 Tacconi et al. (2002) ・ULIRGの母銀河のLK-bandは、radio-laud QSOよりも暗い (radio-quiet QSOと同程度)  MBH_ULIRG < MBH_radio-laud QSO ・ULIRGは、radio-laud QSOよりも低密度の環境内にいる ∴ ULIRGはradio-laud QSOに進化しない 　むしろ、大質量の楕円銀河に進化する

  6. 2.goal ULIRG ⇒ QSOの進化関係を検証 MBH∝Reff (MBH∝σ、MBH∝Mbulge) ★進化段階の違う両者を比較 進化に鈍感な物理量を使う 　☆観測しやすい利点 ULIRGの中心部にはガスが集中 減光の影響が強い NIRのK-bandを用いる Marconi & Hunt (2003) Veilleux(2002)でK-bandの有効半径を見積もっている（UH2.2m）。 問題点：深さが足りず、多くの天体で有効半径が求まっていない（18/118）。

  7. 3.observation IRSF / SIRIUS InfraRed Survey Facility / SIRIUS (南アフリカ共和国) 視野：7.7’×7.7’ ULIRGの広がった成分まで観測できる バンド：J, H, K ３バンド同時撮像 pix scale = 0.”45 観測期間： 　　・2008/9/17 – 2008/10/7　（３週間） 　　・2009/2/11 – 2008/3/10　（４週間） 対象天体： ・IRAS 1Jy ULIRGサンプル(Kim & Sanders 1998) 　・DEC<20deg・・・33/50 objects (z<0.15)+5/29 objects (z>0.15) 今回は13objectsに対しての結果

  8. 4.results de Vaucouleurs profile IRAS08559+1053 IRAS13335-2612 mag/arcsec2 r1/4 [kpc1/4]

  9. 4.results AM0956-282 mag/arcsec2 Reff=2.05 r1/4 [kpc1/4] Reff=1.35 Rothberg & Joseph (2004)

  10. 4.results AM1158-333 mag/arcsec2 Reff=1.27 r1/4 [kpc1/4] Reff=1.10 Rothberg & Joseph (2004)

  11. 5. discussion バンドによるReffの違い Reff_K < Reff_J 中心部の減光の影響!? number Reff (kpc)

  12. 楕円銀河に対する 有効半径(Reff_J)とSMBH質量(MBH) (Tremaine et al. 2002; Marconi & Hunt 2003) log MBH log MBH=(1.13±0.17)×log Reff_J+(7.49±0.12) log Reff_J

  13. MBH_QSOに匹敵 number log MBH (Mo) 5. discussion Reff_Jから見積もったMBH

  14. 6. summary まとめ ・ULIRGの近赤外線撮像観測から有効半径を見積もった ・Reff_KはReff_Jはと比べて系統的に小さい ULIRGの中心に集中したガスによる吸収の影響があるかもしれない ・Reff_Jから見積もったSMBHの質量は log MBH = 7.0-9.0Mo これまで言われてる典型的なQSOのSMBH質量に匹敵 ★楕円銀河のMBH-Reff_JがULIRGにも成り立つと仮定 ★Reff_Jに効いているかもしれない減光の影響を無考慮

More Related