Tsukuba2010 - ASTRO

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
1.
2.
3.
4.
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
e.g., Marconi & Hunt 03
ブラックホール降着史 vs 星生成史
Marconi+ 04
AGN統一モデル
(Antonutcci and Miller 1985, Awaki et al 1991)
 1型AGN = トーラスに隠されていない


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 J021822.3-050615.7


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
total
nuclueus
1
2
(keV)
10
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)
Log NH=24.25
Log NH=24.75
Log NH=25.25
Done+ (2003)
NGC 4945
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
1 deg
U+ 2008
Log N log S relations (2-10 keV)
Kushino+ 02
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210 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」
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?


XRBの強度から必要とされるCompton thick AGNの数は、
「仮定」するCompton反射成分の強度に強く依存
AGN広域スペクトルの詳細測定が重要: Suzaku, Astro-H
Observed XRB spectrum
Integrated spectrum
of type-1 AGNs
Compton-thick AGNs
YU+ 2003
0.5
1
10
100
(keV)
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
ESO 005-G 004
EFE
YU+ 2007
1
10
Energy (keV)
50
Two types?
New Type
Old Type
Eguchi+ 2009
Reflection
2
1
C: CXC
C: CXC
C: JAXA
0.5
1.0
1.5
Scattering Fraction (%)
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
NH
(Ikeda+09; Wilman & Fabian99)
Input: photon index=1.9 power law
5x1023 cm-2
1x1024
2x1024
4x1024
6x1024
8x1024
1x1025
HXI Simulation
C: Terashima & Astro-H team
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

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