- 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）

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1 - 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）

2 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

3  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

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

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

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

7 Bulge-mass vs. X-ray luminosity Kiuchi et al. 2006 + Kiuchi et al. 2009 Consistent with local relation in the luminous (massive) end Large scatter in the faint end (less-massive??).

8 Bulge to total ratio : no preference ? Kiuchi et al. 2006 + Kiuchi et al. 2009

9 Star formation rate vs. BH accretion rate Kiuchi et al. 2009 Star-formation rate in entire galaxies SFR is 100 times lower than 1000:1 relation on average

10  Z=0.8-1.2 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 ≥ 10 10 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)

11  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)

12 Kiuchi et al. 2009 Early-type galaxies Star formation rate vs. BH accretion rate Massive Disk-like galaxies Active SF in disk AGNs

13  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

14 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.

15 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<1.0 1.0<z<2.0 2.0<z Local-MBH-Mbulge relation with Eddington ratio of 0.1

16 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

17 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

18 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

19 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

20 HST/ACS F775W 画像： 広がった像を示す “extended” AGN 4” x 4” (~30kpc @ z=2-4) 17 個の “extended” AGNs ~ narrow-line AGNs Akiyama 2005, ApJ, 629, 72

21 HST/ACS F775W 画像 : コンパクトな像を示す “compact” AGN 4” x 4” (~30kpc @ z=2-4) 14 個 “compact” AGNs ~ broad-line AGNs Akiyama 2005, ApJ, 629, 72

22 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

23 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+. 2009, ApJ, 699, 1354 Squares: Chandra-detected galaxies K-selected 2<z<4 galaxies from MOIRCS Deep Survey

24 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.

25  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

26  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. 2003 Yes, AGNs are more common ! Marchesini et al. 2008 Number density of X-ray AGNsStellar mass density in galaxies

27 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 (~0.1” @ 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。

28 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

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

30 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

31 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

32 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.