1 / 23

巨大ブラックホールと銀河 の 共進化

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 ). 内容. 硬Ｘ線によるブラックホール探査の意義 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 Astro-H への期待. 1. 埋もれた AGN の探査の意義. 銀河中心巨大ブラックホールは宇宙進化の主役の一つ！ 近傍宇宙のほとんど全部の銀河は中心に巨大ブラックホールをもつ（ マゴリアン関係 ; M-σ 関係） → 　ブラックホールと星生成の強いリンク（共進化）を示唆 活動銀河核 (AGN) = 質量降着による巨大ブラックホール成長の現場

tao
Download Presentation

巨大ブラックホールと銀河 の 共進化

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. 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)

  2. 内容 • 硬Ｘ線によるブラックホール探査の意義 • 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 • Astro-Hへの期待

  3. 1. 埋もれたAGNの探査の意義 • 銀河中心巨大ブラックホールは宇宙進化の主役の一つ！ • 近傍宇宙のほとんど全部の銀河は中心に巨大ブラックホールをもつ（マゴリアン関係; M-σ関係） →　ブラックホールと星生成の強いリンク（共進化）を示唆 • 活動銀河核(AGN)= 質量降着による巨大ブラックホール成長の現場 • 激しい星生成銀河は、塵に埋もれた急速に成長中のBHを含む　→ 「共進化」シナリオと合致 • 超高光度赤外銀河 at z~0 (Imanishi et al. 2006) • サブミリ銀河　at z~2(Alexander et al. 2005)

  4. 巨大ブラックホールと銀河の共進化 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

  5. AGN統一モデル(Antonutcci and Miller 1985, Awaki et al 1991) • 1型AGN = トーラスに隠されていない • 可視：幅の広い輝線 ＋狭い輝線　　　X線：吸収なし • 2型AGN = トーラスに隠されている • 可視：幅の狭い輝線のみ（あれば）　　X線：吸収あり

  6. なぜＸ線か？ • 硬Ｘ線サーベイは最も強力なAGN探査法　 • X線背景放射(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？

  7. 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

  8. 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。 • 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

  9. X線背景放射のスペクトル • XRB ~ 30 keVに強度ピーク：大多数のAGNは「隠れて」いる！　 • 既存の高感度サーベイ（E<8keV）により、 “Compton thin” AGN (log NH<24) の描像はほぼ確立 • Ｘ線背景放射のダークサイド: “Compton thick” AGNの進化は10 keV以上のサーベイで始めて切り開かれる！ Comastri+ 95

  10. X線背景放射（ＸＲＢ）＝宇宙のＡＧＮの総和～10 keV以下の世界～ Subaru-XMM Deep Survey fields 0.5-10 keV Log N log S relations (2-10 keV) 1 deg Kushino+ 02 U+ 2008

  11. 2. ＡＧＮ宇宙論的進化の理解の現状（E<10 keV) 1. Ｘ線光度関数 (Luminosity Function) • ある（赤方偏移、光度）におけるAGNの数密度 • AGNの宇宙論的進化を記述する、最も基本的な観測量 • 光っているブラックホールのみ見えることに注意 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 →　種族合成モデル • 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

  12. 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。

  13. 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 “down-sizing” (大きなBHほどより初期に形成された） • z>3で数が減少? Ueda+ 03

  14. 銀河の「ダウンサイジング」 Cowie et al. 1996 Heavens et al. 2004 • 大きな銀河ほど早期に星生成を終了 • 小さな銀河は最近まで星生成を続けている

  15. 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

  16. 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??

  17. 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

  18. 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

  19. 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? • 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)

  20. 4. E>10 keVでのAGNサーベイ • Astro-H, NuSTAR ：　10-30 keV XRBの~30-40%を分解 • cf. Swift/BAT a few % Astro-H ~30-40% XRB Swift/BAT (2 year) Ueda+ 03

  21. Very Compton-thick AGNs C: Terashima & Astro-H team Monte-Carlo prediction (Ikeda+09; Wilman & Fabian99) NH Input: photon index=1.9 power law 5x1023 cm-2 1x1024 2x1024 4x1024 6x1024 8x1024 1x1025

  22. HXI Simulation C: Terashima & Astro-H team NEW type AGN: Swift J0601: NH~1x1024 cm-2; F2-10(intrinsic) = 1x10-11 cgs Assumption: log NH = 25 if viewed from edge-on photon index1.9; No reflection component. 5x1023 cm-2 Ueda+07 1x1024 5x1024 1x1025 100 ksec (300 ksec for 1x1025) 3% of NXB Scattered emission and Fe line not included. Buried very Compton thick AGN detectable at >10 keV.

  23. まとめ • さまざまな観測結果が、多量のCompton thick AGNの存在を示唆 • Ｘ線背景放射の起源は完全には解明されていない。6-8 keV以下では確立しているが、8 keV以上の起源はモデル依存 • 宇宙の降着史（巨大ブラックホール成長史）を理解するには、深く埋もれたAGN（Compton thick AGN）の進化の理解が必須 • E<8keV以下で行われたように、E>10 keVでさまざまな深さ・広さのサーベイを行うことが、この謎を解く唯一の方法である

More Related