X線観測で探る
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X線観測で探る 巨大ブラックホールと銀河 の 共進化 PowerPoint PPT Presentation


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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?.

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X線観測で探る 巨大ブラックホールと銀河 の 共進化

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Presentation Transcript


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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)


4706744

(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


4706744

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


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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


An x ray bright optical normal galaxy xmm j021822 3 050615 7 severgnini et al 2003 a a 406 483

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


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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


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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


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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


X agn

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。


Compton thin type1 2

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


Xrb compton thick agn compton reflection

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


3 agn compton thick agn

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??


Swift bat

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


Two types

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


Compton thick agns

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)


Z 2 compton thick agns

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)


Z 2 compton thick agns1

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


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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


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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


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