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 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)

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 Marconi+ 04 e.g., Marconi & Hunt 03 Marconi+ 04

AGN統一モデル (Antonutcci and Miller 1985, Awaki et al 1991) 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

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？

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。 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<8 keV）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

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

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

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 “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

銀河の「ダウンサイジング」 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 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

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? 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)

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

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

HXI Simulation C: Terashima & Astro-H team 5x1023 cm-2 Ueda+07 1x1024 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.

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<8 keV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