Ｘ線観測で探る 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)

(復習）銀河と巨大ブラックホールの共進化 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

内容 なぜＸ線か？ Ｘ線サーベイによる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 共進化問題：　ブラックホール質量関数

１．なぜＸ線か？ Mushotzky et al. (2000) の結果「Chandra AGNの主要種族は可視光で見えない」にショックをうける谷口先生 硬Ｘ線サーベイは最も強力なAGN探査法　 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かも？ 1型AGNについても検出限界フロンティア @z~4 Chandra 1Ms の感度　Lx~ 1043 erg/s (⇔　ＭB ~ -20) しかし、同定AGN一個あたりに使った税金はX線が最も高い

An X-ray Bright Optical Normal Galaxy XMM J021822. 3-050615 An X-ray Bright Optical Normal Galaxy XMM 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 　　　2 10 (keV) nuclueus total

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。→中心核の光度はわからない 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

X線背景放射 XRB ~ 30 keVに強度ピーク：大多数のAGNは「隠れて」いる！ 既存のサーベイ（E<10 keV）により、 “Compton thin” AGN (log NH<24) の描像はほぼ確立 Subaru-XMM Deep Survey (YU+08) Comastri+ 95

２．ＡＧＮ宇宙論的進化の理解 1. Ｘ線光度関数 (Luminosity Function) 2. 吸収量関数 (NH function) type1, type 2 両方を含む 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 →　X線背景放射の種族合成モデル(eg, U+03, Gill+07) 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

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。

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 z>3で数が減少? Ueda+ 03

XRBスペクトルの再現 Compton thick AGNか Compton reflectionか? AGN広域 スペクトルの詳細測定が重要: Suzaku, Astro-H Integrated spectrum of type-1 AGNs Compton-thick AGNs 0.5 1 10 100 (keV) Observed XRB spectrum YU+ 2003

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??

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 1 10 Energy (keV) 50 EFE ESO 005-G 004 YU+ 2007

Two types? New Type Old Type C: JAXA C: CXC Scattering Fraction (%) 0.5 1.0 1.5 1 2 Reflection Eguchi+ 2009 C: CXC

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? しかし、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)

遠方宇宙(z~2)における Compton thick AGNsの探査 Spitzer ：中間赤外超過を用いた選択　 　　(eg, Daddi+07, Fiore+08, Alexander+08) Chandraでも感度は届かない→stacking 　analysis　(Lx> a few 1044 erg/s ならなんとか個別に検出可) Alexander＋(2008)

遠方宇宙(z~2)における Compton thick AGNsの量 少なくとも近傍宇宙からの予想の2-3倍はある 吸収量関数の進化と定性的には合致 Alexander＋(2008) Ｇｉｌｌ＋(2007)の仮定

4. 共進化への制限 直接的方法: 間接的方法： 統計量（eg , BH 質量密度 or BH質量関数）に基づく議論 直接的方法: 　 AGNの母銀河の調査 　(Akiyama talk) 星生成銀河からのAGNの探査 もし、星質量/BH質量　or 　星生成率/降着率　にばらつきがあるとすると、サンプル選択によるバイアスに注意　 間接的方法：　統計量（eg , BH　質量密度　or BH質量関数）に基づく議論

まとめ： Ｘ線サーベイの今後の課題 最初のブラックホール（z>5のmini QSO） まとめ：　Ｘ線サーベイの今後の課題 最初のブラックホール（z>5のmini QSO） 多くは埋もれている可能性あり！（しかし high-zではK-correctionが効く） XRBの起源：「外挿」に基づく議論に注意。完全に理解できたとはいえない（10 keV以上は数%しか分解されていない） 未解決問題：Compton thick AGNの存在量とＢＨ成長への寄与 E>10 keVサーベイの重要性　（Astro-H ） 多波長アプローチの重要性