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- X 線選択で見つかる obscured AGN の母銀河 -. @筑波大学 2010/02/19. 秋山 正幸(東北大学天文学専攻). 宇宙の歴史の中でのブラックホールの成長、銀河の成長. 1:1000 ratio. X線光度関数から推定されるブラックホールの(降着による)成長曲線 Marconi et al. 2004, MNRAS, 351, 169. 銀河の星質量の集積史:それぞれの質量範囲の銀河の“数”が現在に比べてどれだけあるか Perez-Gonzalez et al. 2008, ApJ , 675, 234.

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Presentation Transcript


X obscured agn

- X線選択で見つかる obscured AGNの母銀河 -

@筑波大学2010/02/19

秋山 正幸(東北大学天文学専攻)


X obscured agn

宇宙の歴史の中でのブラックホールの成長、銀河の成長

1:1000 ratio

X線光度関数から推定されるブラックホールの(降着による)成長曲線

Marconi et al. 2004, MNRAS, 351, 169

銀河の星質量の集積史:それぞれの質量範囲の銀河の“数”が現在に比べてどれだけあるか

Perez-Gonzalez et al. 2008, ApJ, 675, 234


Obscured agn

Obscured AGN の母銀河

  • 降着によるブラックホール成長が実際に起こっている銀河の性質を直接的に調べる。

    • 特に鍵になるバルジ領域について明るい中心核の影響なく詳細に調べることが可能になる。

    • AGN 母銀河の性質を普通の銀河の性質と比較できる。

  • 注意:  中心のブラックホールについては限られた情報しか得られない。

    • 吸収補正をしたX線光度は比較的高い信頼度で得られる。

    • X線光度からボロメトリック光度を推定することにより降着率が推定できる。

    • ボロメトリック光度にエディントン比を仮定することでブラックホール質量が推定できる(大きな不定性の要因だが、観測的には普通の光度のAGNでは比較的一定?)。


Obscured agn1

Obscured AGN の母銀河

  • z=1 付近の様子

  • z=2-4の様子


Obscured agns at z 1

Obscured AGNs at z~1

Kiuchi , Ohta, Akiyama. 2009, ApJ, 696, 1051

(GOODS + HST)


X obscured agn

SEDs of bulge component of z~1 obscured AGNs

Examples of SEDs of bulge component of z~1 obscured AGNs.

Kiuchi et al. 2009


X obscured agn

Bulge-mass vs. X-ray luminosity

Kiuchi et al. 2006 + Kiuchi et al. 2009

Consistent with local relation in the luminous (massive) end

Large scatter in the faint end (less-massive??).


X obscured agn

Bulge to total ratio : no preference ?

Kiuchi et al. 2006 + Kiuchi et al. 2009


X obscured agn

Star formation rate vs. BH accretion rate

Kiuchi et al. 2009 Star-formation rate in entire galaxies

SFR is 100 times lower than 1000:1 relation on average


X obscured agn

● LIRG disk▲LIRG bulge

○ non-LIRG disk△non-LIRG bulge

●X-ray

locate AGNs among z~1 field galaxies

赤方偏移1の星形成銀河の形態は (Konishi, MA+, 2010, in prep)

  • Z=0.8-1.2 galaxies in GOODS-North

  • SFR fraction (●:▲:○:△) 0.64:0.14:0.19:0.03

  • SFR > ~ 19 Msun yr-1 (24 mm limit)では、約70%がLIRG。

  • Non-LIRG bulgeには活発な星形成は見られない。

24 mm completeness limit

Sbc-Sd

S0/a-Sb

E/S0

SDSSemlines

z ~ 1 の(Ms ≥ 1010Msunの)星形成に大きく貢献しているのは、LIRG (disk)。


X obscured agn

locate AGNs among z~1 field galaxies

赤方偏移1の星形成銀河の形態は (Konishi, MA+, 2010, in prep)

  • LIRG に相当するような激しい星形成をしている銀河は近傍ディスク銀河に相当する形態、星の分布のサイズを持っている。一方で星形成領域はディスク領域に広がって分布していて、同じ星サイズの近傍銀河より外側に広がる。: この赤方偏移ではガス降着によるディスク部分での活発な星形成が効いている?


X obscured agn

Star formation rate vs. BH accretion rate

Kiuchi et al. 2009

Massive

Disk-like galaxies

Active SF in disk

AGNs

Early-type

galaxies


X obscured agn

X-ray sources in SXDS

Spectroscopic-z sample

Photometric-z sample

  • Optically-faint objects are expected to be narrow-line obscured AGNs at z=1-3

Narrow-line AGNs

Broad-line AGNs


X obscured agn

Photometric redshift estimation for optically-faint obj.

Using GALEX NUV/FUV , Suprime u- to z-bands, WFCAM J,H,K-bands, and Spitzer IRAC 4 bands. In total 14 bands.


X obscured agn

Stellar mass of host galaxies of obscured AGNs in SXDS

z(spec) sample

z(phot) sample

Local-MBH-Mbulge relation with Eddington ratio of 0.1

z<1.0

1.0<z<2.0

2.0<z

Stellar mass of the host galaxies are roughly constant in the large luminosity and redshift range.

High-luminosity AGNs are consistent MBH-M(bulge)

Low-luminosity AGNs have different Eddington ratio (or large M(galaxy), small MBH ) ?


X obscured agn

赤方偏移2までのAGN母銀河の様子

  • 2極化分布の中での位置づけ


X obscured agn

赤方偏移2までのAGN母銀河の様子

  • 2極化分布の中での位置づけ


X obscured agn

赤方偏移2までのAGN母銀河の様子

  • 2極化分布の中での位置づけ=それぞれの赤方偏移で明るいAGNは若い系列の最も質量の大きい銀河に付随


Host galaxies of z 2 4 obscured agns in goods regions

Host galaxies of z=2-4 obscured AGNs in GOODS regions

  • SED fit with z(spe)=3.064

  • Constant SF model, 1.8Gyr, E(B-V)=0.5mag, with Mstar=5.3x1011Msoloar

Akiyama 2005, ApJ, 629, 72


Hst acs f775w extended agn

HST/ACS F775W 画像: 広がった像を示す “extended” AGN

  • 4” x 4” (~30kpc @ z=2-4)

17個の “extended” AGNs

~ narrow-line AGNs

Akiyama 2005, ApJ, 629, 72


Hst acs f775w compact agn

HST/ACS F775W 画像: コンパクトな像を示す “compact” AGN

14個 “compact” AGNs ~ broad-line AGNs

4” x 4” (~30kpc @z=2-4)

Akiyama 2005, ApJ, 629, 72


X obscured agn

Stellar mass of host galaxies of obscured AGN at z=2-4(GOODS)

Akiyama 2005, ApJ, 629, 72

2<Z<4

Stellar mass of the host galaxies are roughly constant in the large luminosity range.


Locating agns among field galaxies

Locating AGNs among field galaxies

K-selected 2<z<4 galaxies from MOIRCS Deep Survey

Yamada, Kajisawa, MA+ .

2009, ApJ, 699, 1354

At 2<z<4,1/3 of the high stellar mass galaxies are detected in deep Chandra image (estimated hard X-ray luminosity L(2-10keV)=10^42-10^45erg/s, i.e. Seyferts and QSOs).

Squares:

Chandra-detected galaxies


Accretion rate vs sfr

Accretion rate vs. SFR

For each AGN, estimated SFR is >10 times smaller than the expected SFR from MBH/Mbulge ratio and mass accretion rate.

For massive galaxies, there is no difference in the SFR distribution between AGN – non-AGN galaxies.


Summary

Summary

  • Evolution of MBH-Mbulge relation across cosmic time

    • No significant evolution necessary up to z=3 to explain the estimated M* of host galaxies.

  • Locating AGNs among normal galaxies

    • AGNs are always associated with massive (>10^11Msolar) galaxies.

    • Significant fraction of massive galaxies show AGN activity in the high-redshift universe.


X obscured agn

Yes, AGNs are more common !

Number density of X-ray AGNs

Stellar mass density in galaxies

  • At z=1-3

    Number density of AGNs ~10 times larger than in the local universe.

    Number density of galaxies ~10 times smaller than in the local universe.

  • Naïve argument: !! AGN should be 100 times more common among galaxies in the redshift range !!

Ueda et al. 2003

Marchesini et al. 2008


Galaxy morphology up to z 1

Galaxy morphology up to z=1

  • ハッブル宇宙望遠鏡による赤方偏移1の銀河の画像:

    • HSTの空間分解能 (~0.1” @ 1um)があればかなり詳細まで調べられる。

    • 補償光学なしの地上望遠鏡(<1.0”)でもぎりぎり内部構造を調べることが可能。


X obscured agn

Eddington ratio of X-ray selected type-1 AGNs

Eddington

ratio=0.1

Kiuchi , Ohta, Akiyama, et al. 2006, ApJ, 647, 892

Trump et al. 2009, ApJ, 700, 49

NOTE: low-luminosity end では異なるかもしれない。後述。


X obscured agn

Bulge-mass vs. X-ray luminosity

Bell et al. 2003


X obscured agn

Stacked spectrum of obscured AGNs at z~1

  • Optical colors of narrow-line AGNs are dominated by host galaxy component, thus we can evaluate their stellar mass using multi-band SED fitting.


X obscured agn

X-ray AGNs on BzK diagram

z(spec) or z(phot) > 1.4

z(spec) or z(phot) < 1.4

Optically-faint sources have similar color to red sBzK galaxies (expected to be z>1.4, consistent with photmetric redshift estimate)

They have red optical – NIR colors, i.e. bright in the NIR wavelength


X obscured agn

Redshift distribution of the SXDS X-ray AGNs

Black histograms show redshifts of spectroscopically identified hard X-ray sample.

Red histogram shows all AGNs including only with photometric redshifts.

Photometric redshift estimation indicates there are large number of missing z=1-3 narrow-line obscured AGNs with faint optical magnitude.


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