Sy2 & ULIRG review

1. ASCA June12 , 2000 Sy2 & ULIRG review 粟木（愛媛大学）

2. Sy2 ASCAによるテーマ • AGNの統一モデル 　統一モデルの検証 AGNの構造 • AGN-Starburst connection SBとAGNの共存 AGN⇔SBの進化 • . . . . . . . . .

3. Strategy of the ASCA observations • 個々で面白いSy２ • Wide band spectrum (XTEとの同時観測） • Non bias sample例えば、bright [OIII] sample • PBL Seyfert 2 galaxies • Masar天体 • SBと共存したSeyfert 2 . . . . . . . . . 　　　　　合計　６０個くらい観測　 　　（IRAS sy2を入れると７０個くらい）

4. Seyfert 2 galaxyのスペクトル 散乱成分 散乱成分 反射成分 直接成分 反射成分 直接成分 Turner et al. 1997

5. Sy2の性質(明るい天体)Turner et al. 1997a, Weaver et al. 2000など Sy2Sy1 • 明るさ LX 1042 -- 1044 1042 -- 1044 LX/LFIR 10-4 -- 10-1 10-2 -- 10-1 • スペクトル Γ 0 -- 2 1.7 NH1022 -- 1024 < 1023 • 時間変動 ほとんど無し　　　有り (IRAS18325, NGC4945, Mrk3,..) • 鉄輝線 EW 100-2000 eV 100-500eV σ 0.1 keV disk line

6. Sy2の多様なスペクトルの解釈Sy2中心核からの輻射＝吸収された成分＋反射成分この比率が銀河毎に異なる。（例えばBassani et al. 1999） 縦軸：反射成分の寄与 横軸：[OIII]から予想される 　　　強度と見かけの強度の比 図中の負の相関ーー＞ 　　見かけの強度が下がる程 　　反射成分の寄与が大きい 左上のスペクトルがflatである 　ことと一致。

7. 比率の変化する理由 • 直接光が変化している。（直接光が減少している） • PBL seyfert 2 galaxyの観測から、変化の割合はviewing angleに依存している。 Awaki et al. 2000 　　　　　　　　　　　　　⇩ Scattering efficiency　　　　　　　　＝低エネルギー成分／吸収成分　〜(ΔΩ/4π)NHσ一部の銀河で１０％以上の大きな値を持ち、問題であった。Mulchaey et al. 1994, Turner et al .1997b直接光が何らかの形で減少していれば、説明可能。Awaki et al. 2000, ….

8. Non biasサンプル　--Sy2の特徴bright [OIII] sampleAwaki 1997, Risaliti et al. 1999, Bassani et al. 1999… Bright [OIII]sample 20個中17個 RM95 20個中11個 ようやく可視光等の他波長のデータと比較できるサンプルができる。 • NHの分布ーーー1023台集中 • Sy２の活動性やスペクトルの形について議論

9. AGNの統一モデルについて 明るい天体を見る限り、中心核が隠されている。

10. SBとAGNの共存(weak Sy2)Mas-Hesse et al. 1995,Turner et al. 1997a, Weaver et al. 2000 (submitted to ApJ) • SB起源の輻射とAGN起源の輻射の分離 SB：kT~0.8keV + hard Ptak et al. Tsuru et al., Weaver et al. AGN: Γ~2 Netzer 1997 分離できているのは、 NGC1068, NGC5135など 大部分がLINERやSBと同じスペクトルーー分類ミス？？

11. SBとAGNの分離　(Weaver et al. 2000) AGN-like Sy１ Log SX/HX α(60,25) Sy２ SB like Sy1 Sy２＆SB Log SX/IR Log IR/HX 青丸：SB または共存型 赤丸：powerful AGN Ueno D-thesis

12. 「あすか」による大光度赤外銀河(ULIG)の観測 Ultraluminous Infrared Galaxy (ULIG, ULIRG): LIR(8-1000um) > 1012Lo = 3x1045 erg/s

13. ULIG • LIR>1012Loの赤外線で極めて明るい銀河がIRAS (1983)によって発見された • QSOに匹敵する光度を赤外線領域だけで放射 • 数密度はz<0.1の近傍宇宙でQSOを上回る • ほとんどすべてが合体あるいは相互作用している • 強いCO輝線→大量のH2ガス(>1010Mo)が数百pc以下の中心領域に集中 • 多波長観測→AGNとstarburstの兆候

14. ULIGからQSOへ？ • 分子ガスの豊富な渦巻銀河同士の強い相互作用、合体が激しい活動のトリガになっている • QSOに匹敵する光度、QSOを上回る数密度 • →evolutionary connection? 銀河同士の相互作用、合体 • 大量のガスが角運動量を失なって中心に落ち込む • 大規模なstarburst • 大質量BHの形成、エネルギーはダストを介して遠赤外線領域で放射(dust-enshrouded AGN) • 超新星爆発等によってcircumnuclearガスが吹き飛ばされるとAGNからの放射が直接見えるようになる

16. 硬X線観測の意義 AGNとstarburst両方の兆候 • ULIGとQSOの関係を強く示唆 • しかし、一般に吸収が大きいために、それぞれの寄与を正確に見積もることは難しい • したがって、どの時期にAGNが形成されて、どの時期にAGNが主要なエネルギー源となるかはまだわかっていない 透過力の強い硬X線での高い感度の観測が必要

17. 「あすか」で観測したULIG

18. 「あすか」による観測でわかったこと • 軟X線領域にはstarburst起源と考えられるthermalな成分が存在する。LX/LFIR=10-3-10-5 • 遠赤外放射を十分に説明できるAGNが存在するものもあるが、一般にpowerlaw成分は暗い(LX<0.01LFIR) • SEDの形状から示唆されるevolutionary scenarioには必ずしも合致していない • ULIG中のAGNの硬X線光度(powerlaw成分)は暗い?

19. AGNが卓越 Based on Nakagawa et al. 1999, Ap&SS 206, 43 (+はX線データが上限) 進化が進む

20. 「あすか」観測提案 • 「あすか」によって初めてULIGのX線での性質を本格的に調べることが可能になり、これまでにない数の観測が行なわれた。 • その結果は従来の理解では説明できないものである。 • 統計的な議論を可能にするために、IRAS flux-limited のcomplete sampleを作ることを提案したい。 • NGC 6240からはAGNの反射成分と思われるflatな硬X線放射が観測された • 時間変動を調べて硬X線放射の起源を探りたい