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塵に埋もれた AGN/ 銀河との相互作用

Subaru. Spitzer. SPICA. AKARI. 塵に埋もれた AGN/ 銀河との相互作用. 今西昌俊（国立天文台）. 可視. LIRG. 赤外. 赤外. 可視. M100 （ Sbc ）. エネルギー源はダストの向こう側に隠されて存在する. 赤外線銀河（ LIRG ）. L(IR) > 10^11 Lsun. ( 一般渦巻き銀河 ~ 10^10 Lsun). > 10kpc. 星生成 Starburst （ SB ）. AGN. 質量降着している 超巨大ブラックホール （ >10^6Mo ）. < 1pc.

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塵に埋もれた AGN/ 銀河との相互作用

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Presentation Transcript

  1. Subaru Spitzer SPICA AKARI 塵に埋もれたAGN/銀河との相互作用 今西昌俊（国立天文台）

  2. 可視 LIRG 赤外 赤外 可視 M100（Sbc） エネルギー源はダストの向こう側に隠されて存在する 赤外線銀河（LIRG） L(IR) > 10^11 Lsun (一般渦巻き銀河 ~ 10^10 Lsun)

  3. > 10kpc 星生成 Starburst（SB） AGN 質量降着している 超巨大ブラックホール （>10^6Mo） < 1pc LIRG : 考えられるエネルギー源

  4. LIRG ULIRG LIRG ULIRG 0 1 0 1 2 Le Floc’h et al. 2005 Caputi et al. 2007 LIRG: 遠方宇宙で重要 L(IR) LIRG ULIRG

  5. NLR LIRGの中心核には大量の ガス/ダストが集中 埋もれた（Buried）AGNは見つけにくい >70% LIRGs = non-Sy LIRG中のAGNはダストに埋もれている トーラス状のダストに隠されたAGN Sy2 可視光線分光で見つけることができる

  6. 埋もれたAGN AGN+SB 星生成(SB) featureless PAH EW(PAH) : small EW(PAH) : large 1. 赤外線（3-35um）の低分散分光 PAH PAHsは星生成領域の PDRで励起 AGN近傍では壊される

  7. ULIRG core <500pc Foreground screen dustmodel 1-exp(-Tau) exp(-Tau) Tau strong 2. ダスト吸収フィーチャー 埋もれた（Buried）AGN 星生成（SB） Mixed dust model Dust absorption feature: weak

  8. z<0.15 ULIRG Subaru 3-4 um Buried AGN AGN+SB SB PAH 3.3um Bare 3.4um PAH 3.3um Ice 3.1um Bare 3.4um PAH strong (SB): Dust abs. weak PAH weak (AGN): Dust abs. strong wavelength Imanishi+06

  9. 2.5-5 um z>0.15 ULIRG AKARI SB AGN+SB PAH strong (SB): Dust abs. weak PAH weak (AGN): Dust abs. strong wavelength Imanishi+08

  10. Spitzer z<0.3 ULIRG 5-35 um SB Buried AGN AGN+SB PAH PAH 18um 18um 9.7um 9.7um 9.7um PAH PAH 18um 18um 9.7um 9.7um 9.7um PAH strong: Silicate Abs. weak PAH weak: Silicate Abs. strong wavelength Imanishi+07

  11. LIRG（<10^12太陽光度） （空間的に広がっている） AKARI SB 2.5-5 um Slitless分光 Buried AGN Seyfert Imanishi+10 in prep wavelength

  12. 近傍のLIRG/ULIRG >100天体 Imanishi+10 ApJ 709 801 LIR大きいほど、埋もれたAGN増加 AGNと星生成の関係は銀河の光度に依存する

  13. z=0 Big bang 現在星質量の大きな重い銀河は 赤く、宇宙のより昔に主要なSB を終了 Galaxy down-sizing low-z high-z

  14. AGN feedback massive galaxies B-AGN less massive AGN weak

  15. M(star) ~ several x 10^10Msun Kauffmann et al. 2003 AGN-feedback for galaxy down-sizing ? Imanishi+10 ApJ 709 801

  16. 銀河/AGN形成のピークであるz>1に拡張したい Rest = 3-25 um Obs > 6-50 um 高感度の R~100分光 SPICA MIRACLE + SAFARI : 15-150 um

  17. AGN feedbackによる銀河の ダウンサイジング現象に関係？ まとめ Buried AGNはかなりの近傍ULIRG中に存在 B-AGNは、赤外光度の大きな銀河（将来星質量 の大きな銀河）でエネルギー的により重要 Imanishi+06 ApJ 637 114 (Subaru) Imanishi+07 ApJS 171 72 (Spitzer) Imanishi+08 PASJ 60 S489 (AKARI) Imanishi+10 ApJ 709 801(Spitzer)

  18. End

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