X線観測で探る 巨大ブラックホールと銀河 の共進化

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Presentation transcript:

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