- 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 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 1:1000 ratio

 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 AGN の 母銀河

 ｚ =1 付近の様子  ｚ＝２－４の様子 Obscured AGN の 母銀河

Obscured AGNs at z~1 Kiuchi, Ohta, Akiyama. 2009, ApJ, 696, 1051 (GOODS + HST)

SEDs of bulge component of z~1 obscured AGNs Examples of SEDs of bulge component of z~1 obscured AGNs. Kiuchi et al. 2009

Bulge-mass vs. X-ray luminosity Kiuchi et al Kiuchi et al Consistent with local relation in the luminous (massive) end Large scatter in the faint end (less-massive??).

Bulge to total ratio : no preference ? Kiuchi et al Kiuchi et al. 2009

Star formation rate vs. BH accretion rate Kiuchi et al Star-formation rate in entire galaxies SFR is 100 times lower than 1000:1 relation on average

 Z= galaxies in GOODS-North  SFR fraction （ ● : ▲ : ○ : △） 0.64:0.14:0.19:0.03  SFR > ~ 19 M sun yr -1 (24  m limit) では、約 70% が LIRG 。  Non-LIRG bulge には活発な 星形成は見られない。 z ~ 1 の（ M s ≥ M sun の ）星形成に大きく貢献し ているのは、 LIRG (disk) 。 ○ non-LIRG disk △ non-LIRG bulge ● X-ray ● LIRG disk ▲ LIRG bulge 24  m completeness limit E/S0 S0/a-Sb Sbc-Sd SDSSemlines 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？ 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)

Kiuchi et al Early-type galaxies Star formation rate vs. BH accretion rate Massive Disk-like galaxies Active SF in disk AGNs

 Optically-faint objects are expected to be narrow-line obscured AGNs at z=1-3 X-ray sources in SXDS Narrow-line AGNs Broad-line AGNs Photometric-z sampleSpectroscopic-z sample

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.

Stellar mass of host galaxies of obscured AGNs in SXDS 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 ) ? z(spec) samplez(phot) sample z< <z< <z Local-MBH-Mbulge relation with Eddington ratio of 0.1

２極化分布の中での位置づけ 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 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 赤方偏移２までのAGN母銀河の様子

Host galaxies of z=2-4 obscured AGNs in GOODS regions n Constant SF model, 1.8Gyr, E(B-V)=0.5mag, with Mstar=5.3x10 11 Msoloar  SED fit with z(spe)=3.064 Akiyama 2005, ApJ, 629, 72

HST/ACS F775W 画像： 広がった像を示す “extended” AGN 4” x 4” z=2-4) 17 個の “extended” AGNs ~ narrow-line AGNs Akiyama 2005, ApJ, 629, 72

HST/ACS F775W 画像 : コンパクトな像を示す “compact” AGN 4” x 4” z=2-4) 14 個 “compact” AGNs ~ broad-line AGNs Akiyama 2005, ApJ, 629, 72

Stellar mass of host galaxies of obscured AGN at z=2-4 (GOODS) Stellar mass of the host galaxies are roughly constant in the large luminosity range. 2<Z<4 Akiyama 2005, ApJ, 629, 72

Locating AGNs among field galaxies 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). Yamada, Kajisawa, MA , ApJ, 699, 1354 Squares: Chandra-detected galaxies K-selected 2<z<4 galaxies from MOIRCS Deep Survey

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.

 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. Summary

 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 Yes, AGNs are more common ! Marchesini et al Number density of X-ray AGNsStellar mass density in galaxies

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 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。

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。 Eddington ratio of X-ray selected type-1 AGNs Eddington ratio=0.1

Bulge-mass vs. X-ray luminosity Bell et al. 2003

Optical colors of narrow-line AGNs are dominated by host galaxy component, thus we can evaluate their stellar mass using multi-band SED fitting. Stacked spectrum of obscured AGNs at z~1

X-ray AGNs on BzK diagram 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 z(spec) or z(phot) > 1.4z(spec) or z(phot) < 1.4

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.