Transcript X線観測で探る巨大ブラックホールと銀河の共進化

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
e.g., Marconi & Hunt 03
ブラックホール降着史 vs 星生成史
Marconi+ 04
内容
1.
2.
3.
4.
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




1型AGNについても検出限界フロンティア


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？
@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 J021822.3-050615.7


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。→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)
Log NH=24.25
Log NH=24.75
Log NH=25.25
Done+ (2003)
NGC 4945
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)

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

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?


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?
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
Ｇｉｌｌ＋(2007)の仮定
Alexander＋(2008)
4. 共進化への制限

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）
 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Ｂ
Ｈ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