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ASCA June12 , 2000
Sy2 & ULIRG review
粟木（愛媛大学）
Sy2 ASCAによるテーマ
• AGNの統一モデル
統一モデルの検証
AGNの構造
• AGN-Starburst connection
SBとAGNの共存
AGN⇔SBの進化
• .........
Strategy of the ASCA observations
•
•
•
•
•
•
個々で面白いSy２
Wide band spectrum (XTEとの同時観測）
Non bias sample
例えば、bright [OIII] sample
PBL Seyfert 2 galaxies
Masar天体
SBと共存したSeyfert 2
.........
合計６０個くらい観測
（IRAS sy2を入れると７０個くらい）
Seyfert 2 galaxyのスペクトル
散乱成分
散乱成分
反射成分
反射成分
直接成分
Turner et al. 1997
直接成分
Sy2の性質(明るい天体)
Turner et al. 1997a, Weaver et al. 2000など
Sy2
• 明るさ
Sy1
LX
LX/LFIR
1042 -- 1044
10-4 -- 10-1
1042 -- 1044
10-2 -- 10-1
• スペクトル Γ
0 -- 2
1022 -- 1024
1.7
< 1023
NH
• 時間変動
ほとんど無し
有り
(IRAS18325, NGC4945, Mrk3,..)
• 鉄輝線 EW
σ
100-2000 eV
0.1 keV
100-500eV
disk line
Sy2の多様なスペクトルの解釈
Sy2中心核からの輻射＝吸収された成分＋反射成分
この比率が銀河毎に異なる。
（例えばBassani et al. 1999）
縦軸：反射成分の寄与
横軸：[OIII]から予想される
強度と見かけの強度の比
図中の負の相関ーー＞
見かけの強度が下がる程
反射成分の寄与が大きい
左上のスペクトルがflatである
ことと一致。
比率の変化する理由
• 直接光が変化している。（直接光が減少している）
• PBL seyfert 2 galaxyの観測から、変化の割合はviewing
angleに依存している。
Awaki et al. 2000
⇩
Scattering efficiency
＝低エネルギー成分／吸収成分〜(ΔΩ/4π)NHσ
一部の銀河で１０％以上の大きな値を持ち、問題であった。
Mulchaey et al. 1994, Turner et al .1997b
直接光が何らかの形で減少していれば、説明可能。
Awaki et al. 2000, ….
Non biasサンプル --Sy2の特徴
bright [OIII] sample
Awaki 1997, Risaliti et al. 1999, Bassani et al. 1999…
Bright [OIII]sample
RM95
20個中17個
20個中11個
ようやく可視光等の他波長のデータと比較できるサ
ンプルができる。
• NHの分布ーーー1023台集中
• Sy２の活動性やスペクトルの形について議論
AGNの統一モデルについて
明るい天体を見る限り、中心核が隠されている。
散乱効率=1%
位置は1pc程度
強度がviewing angle
により変化
中心核
トーラス
log (平均の柱密度)=23.5
トーラスの幅 r(pc)
M
= 105Mo(N H/1023.5)(r/1pc)2
dM/dt=0.02Mo/yr(0.1/η)-1(L/1044)
寿命(M/dM/dt)=107yr
SBとAGNの共存(weak Sy2)
Mas-Hesse et al. 1995, Turner et al. 1997a, Weaver et al. 2000
(submitted to ApJ)
• SB起源の輻射とAGN起源
の輻射の分離
SB：kT~0.8keV + hard
Ptak et al. Tsuru et al., Weaver et al.
AGN: Γ~2
Netzer 1997
分離できているのは、
NGC1068, NGC5135など
大部分がLINERやSBと同じスペ
クトルーー分類ミス？？
SBとAGNの分離
(Weaver et al. 2000)
Sy１
Sy２
Sy２＆SB
α(60,25)
Log SX/HX
AGN-like
Sy1
SB like
Log IR/HX
Log SX/IR
Ueno D-thesis
青丸：SB または共存型
赤丸：powerful AGN
「あすか」による
大光度赤外銀河(ULIG)の観測
Ultraluminous Infrared Galaxy (ULIG, ULIRG):
LIR(8-1000um) > 1012Lo = 3x1045 erg/s
ULIG
• LIR>1012Loの赤外線で極めて明るい銀河がIRAS (1983)に
よって発見された
• QSOに匹敵する光度を赤外線領域だけで放射
• 数密度はz<0.1の近傍宇宙でQSOを上回る
• ほとんどすべてが合体あるいは相互作用している
• 強いCO輝線→大量のH2ガス(>1010Mo)が数百pc以下の中心
領域に集中
• 多波長観測→AGNとstarburstの兆候
ULIGからQSOへ？
• 分子ガスの豊富な渦巻銀河同士の強い相互作用、合体が激
しい活動のトリガになっている
• QSOに匹敵する光度、QSOを上回る数密度
→evolutionary connection?
銀河同士の相互作用、合体
 大量のガスが角運動量を失なって中心に落ち込む
 大規模なstarburst
大質量BHの形成、エネルギーはダストを介して遠赤外線領域で放射
(dust-enshrouded AGN)
 超新星爆発等によってcircumnuclearガスが吹き飛ばされるとAGNから
の放射が直接見えるようになる
硬X線観測の意義
AGNとstarburst両方の兆候
• ULIGとQSOの関係を強く示唆
• しかし、一般に吸収が大きいために、それぞれの寄与を正確
に見積もることは難しい
• したがって、どの時期にAGNが形成されて、どの時期にAGN
が主要なエネルギー源となるかはまだわかっていない
透過力の強い硬X線での高い感度の観測が必要
「あすか」で観測したULIG
1.2Jy Redshift Survey Catalog中のサンプル
IRAS
alias
z
12um 25um 60um
100um L(8-1000) 25/60 ASCA paper
12265+0219
3C 273
0.158 0.52 0.93
2.22
2.91
12.71 0.42
15327+2340
Arp 220
0.018 0.46 8.11 104.08 117.69
12.19 0.08 Nakagawa et al.,
16504+0228
NGC 6240
0.024 0.56 3.42
22.68
27.78
11.82 0.15 Nakagawa et al.,
12540+5708
Mrk 231
0.042 1.81 8.52
33.60
30.89
12.52 0.25 Nakagawa et al.,
13428+5608
Mrk 273
0.037 0.31 2.30
23.70
22.31
12.14 0.10 Nakagawa et al.,
05189-2524
0.042 0.76 3.52
13.94
11.68
12.10 0.25 Nakagawa et al.,
00198-7926
0.073 0.28 1.15
3.10
2.87
12.07 0.37
08572+3915
0.058 0.35 1.73
7.53
4.59
12.09 0.23 Nakagawa et al.
07598+6508
0.149 0.20 0.60
1.80
1.90
12.45 0.33 Nakagawa et al.,
09320+6134
UGC 05101
0.039 0.25 1.05
12.09
20.07
12.01 0.09 Nakagawa et al.
17208-0014
0.043 0.20 1.66
31.14
34.90
12.37 0.05 Risaliti et al.
03158+4227
0.134 <0.069860.45
4.26
4.28
12.63 0.11 Risaliti et al.
11598-0112
0.151 <0.361 <0.573
2.41
2.73
12.64 <0.24
13451+1232
PKS 1345+12
0.121 0.14 0.67
1.92
2.06
12.36 0.35 Imanishi & Ueno
19254-7245
Super Antennae 0.062 0.22 1.24
5.48
5.79
12.14 0.23 Imanishi & Ueno
04154+1755
0.056 0.20 0.71
3.82
5.84
11.93 0.19 Imanishi & Ueno
09018+1447
Mrk 1224
0.050 0.18 0.50
4.12
6.98
11.84 0.12 Imanishi & Ueno
13536+1836
Mrk 463
0.051 0.57 1.61
2.18
1.87
11.77 0.74 Ueno et al.
23128-5919
0.045 0.24 1.59
10.80
10.99
11.97 0.15 Misaki et al.
20551-4250
0.043 0.28 1.91
12.89
9.95
11.98 0.15 Misaki et al.
遠方のサンプル
20460+1925
23060+0505
09104+4109
F15307+3252
F10214＋4724
0.181 0.23 0.53
0.173 0.20 0.43
0.442 0.13 0.33
0.926 <0.064460.07
2.290 <0.08305
<0.1279
0.88 <1.453
1.15
0.83
0.53 <0.4379
0.23 <0.7118
0.20
0.57
0.60
0.37
0.63
0.30
<0.63
Ogasaka et al.
Brandt et al.
Fabian et al.
Ogasaka et al.
Iwasawa
Iwasawa et al.
Iwasawa
Iwasawa
Risaliti et al.
Risaliti et al.
「あすか」による観測でわかったこと
• 軟X線領域にはstarburst起源と考えられるthermalな成分が存
在する。LX/LFIR=10-3-10-5
• 遠赤外放射を十分に説明できるAGNが存在するものもあるが、
一般にpowerlaw成分は暗い(LX<0.01LFIR)
• SEDの形状から示唆されるevolutionary scenarioには必ずしも
合致していない
• ULIG中のAGNの硬X線光度(powerlaw成分)は暗い?
AGNが卓越
Based on Nakagawa et al. 1999, Ap&SS 206, 43 (+はX線データが上限)
10
-1
LX (Power Law, 2-10keV) / LF I R
F20460+1925
NGC6240
10
-2
05189-2524
PKS1345+12
F15307+3212
M rk273
10
-3
M rk231
UGC05101
10
07598+6508
Super Antennae
17208-5453
-4
08572+3915
Arp220
-1.2
-1.0
-0.8
-0.6
-0.4
-0.2
log (F25/F60)
進化が進む
「あすか」観測提案
• 「あすか」によって初めてULIGのX線での性質を本格的に調
べることが可能になり、これまでにない数の観測が行なわれた。
• その結果は従来の理解では説明できないものである。
 統計的な議論を可能にするために、IRAS flux-limited の
complete sampleを作ることを提案したい。
• NGC 6240からはAGNの反射成分と思われるflatな硬X線放
射が観測された
 時間変動を調べて硬X線放射の起源を探りたい
済
済
済
済
済
済
済
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
IRAS name
alias
15327+2340
Arp 220
12540+5708
Mrk 231
13120-5453
Wkk 2031
17208-0014
13428+5608
Mrk 273
05189-2524
10565+2448
09022-3615
08572+3915
09111-1007
12112+0305
15250+3609
23365+3604
19254-7245 Super Antennae
19297-0406
z
FIR (x10 -12)
0.018
7.82
0.042
3.35
0.031
3.15
0.043
2.18
0.037
1.79
0.042
1.37
0.043
1.03
0.060
0.90
0.058
0.68
0.055
0.61
0.073
0.60
0.055
0.59
0.064
0.55
0.062
0.53
0.086
0.52
×
△
×
△
○
×
△

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