COSMOS天域における高赤方偏移低光度クェーサー探査
Download
Report
Transcript COSMOS天域における高赤方偏移低光度クェーサー探査
COSMOS天域における
高赤方偏移低光度クェーサー探査
池田 浩之 （愛媛大M1）
大まかな流れ
(1)Introduction
(2)Data and Sample Selection
(3)Completeness
(4)Contamination
(5)QSO Luminosity Function
Introduction
等級ごとに
個数密度の
変化を見ると‥
10-5
10-6
AGNの
ダウンサイジング
0.40<z<0.68
0.68<z<1.06
10-7 1.06<z<1.44
1.44<z<1.82
1.82<z<2.20
2.20<z<2.60
10-5
個数密度(Mpc-3)
個数密度(Mpc-3 mag-1)
超巨大ブラックホール(SMBH)の進化を探る一つの手段として
活動銀河核(AGN)の光度関数に着目した。
光度関数とは？：単位体積、単位等級あたりの天体の個数分布
10-6
10-7
10-8
-21.5
-22.5
-23.5
-24.5
-25.5
-26.5
-27.5
-28.5
(Mg)
このように光度関数の形が
10-9
よくわかっていれば、
Croom et al. 2009
10-8 Croom et al. 2009
SMBHの進化について
10-100
-20
-22
-24 -26
-28
1
2
3
Redshift
Mg 議論することができる。
クェーサー光度関数(z<2.6)
クェーサー個数密度の変化
クェーサー光度関数(高赤方偏移)
しかし、高赤方偏移では
低光度クェーサーサンプルが
得られていない。
低光度側の光度関数の形が
よく分かっていない。
●: 3.6 < z < 3.9
▲: 3.9 < z < 4.4
○: 4.4 < z < 5.0
Fan et al. 2001
SMBHの進化を探るために必要な
Parameterを制限するためには、
高赤方偏移で低光度のクェーサー
サンプルが必要である。
クェーサー光度関数
高赤方偏移低光度クェーサー探査をすべきだ！
Data and Sample Selection
• サーベイ領域：COSMOS天域（2平方度）
• Data：COSMOS Photo-z Catalog（937013天体）
→ SDSSよりも限界等級が約３等ほど深い!!
•Subaru Suprime-Camで得られたg’,r’,i’,z’のデータ
•CFHTで得られたuのデータ
•HST/ACSの画像データ
•Sample Selection
・22<i’<24のうち、HST画像で点源である天体(6310天体)
→ 主に銀河と区別することができる。
z=3,4,5のクェーサーモデルスペクトルとFilter Response
Lyα輝線
Filter Response
遠方に存在するクェーサーは、
視線上の中性水素ガス雲により
Lyα輝線よりも短波長側の
スペクトルが吸収を受ける(左図)
この吸収を利用して星と区別し、
クェーサー候補を選出。
u
g’
r’
i’
z’
２色図(g’r’i’図)
r’-i’
：クェーサーの２色図上の変化
×:22<i’<24の点源
＜Selection Criteria＞
(1)g’-r’>1.0 (g’-r’で赤い)
(2)r’-i’<0.42(g’-r’)-0.22
(星の系列から3σ以上離す)
(3)u-g’>2.0 (u-g’で十分赤い)
z 〜 4.7
クェーサー
候補領域
z〜 3.7
g’-r’
クェーサー候補
31天体@z~4
2色図(r’i’z’図)
：クェーサーの２色図上の変化
i’-z’
×:22<i’<24の点源
＜Selection Criteria＞
(1)r’-i’>1.0 (r’-i’で赤い)
(2)i’-z’<0.45(r’-i’)-0.24
(星の系列から３σ以上離す)
(3)g’-r’>2.0 (g’-r’で十分赤い)
z 〜 5.5
クェーサー
候補領域
z 〜 4.5
r’-i’
クェーサー候補
15天体@z~5
＜Completeness＞
2色図を使ったSelectionでは、
クェーサーをとりこぼす可能性がある。
（クェーサーの個性、Photometric Errorの効果）
モデルスペクトルを用いてシミュレーションし、
等級と赤方偏移の関数としてCompletenessを求める。
＜Quasar Model Spectra＞
Flux Density (arbitrary units)
•連続光のべき指数αν、Lyα輝線の等価幅EWの分布が
Gauss分布であると仮定。
モンテカルロシミュレーションにより、1000個のスペクトルを生成。
＜αν ＞=0.46、σαν=0.3 ＜EW(Lyα)＞=90Å、σEW=20Å
母銀河の影響
1000
5000
Wavelength(Å)
モデルと観測の比較
• SDSS DR3 QSOs(46420天体)
g’–r’
Model QSOs(Barは±1σ)
Redshift
＜Completenessの計算結果＞
g’r’i’-selection(z~4)
r’i’z’-selection(z~5)
22.0
22.5
23.0
23.5
24.0
Completeness
Completeness
22.0
22.5
23.0
23.5
24.0
Redshift
・i’=22でもCompletenessが1にならない。
→foregroundに存在する明るい天体
→クェーサーの個性
→Photometric Error
Redshift
この3つの効果によるもの
＜分光結果＞
・z~4
８天体／３１天体
・z~５
0天体／15天体
＜クェーサー光度関数 @z~4＞
This Work(z~4)
NDWFS(z=4.15)
NDWFS(z=4.15)
SDSS(z=4.25)
SDSS + NDWFS
10-5
10-6
10-7
10-8
10-9
10-10
-20
-22
-24
-26
M(1450Å)
- 28
-30
10-4
クェ−サー個数密度の変化
-21.5
-22.5
-23.5
-24.5
-25.5
-26.5
-27.5
-28.5
Mi
2SLAQ
＆ SDSS
10-5
？
10-6
10-7
10-8
SWIRE
NDWFS
10-9 0
1
2
3
Redshift
4
5
これまでは‥
z=3からz=0でAGNダウンサイジング
↓
大きなSMBHの質量成長（=AGNとして光り輝くフェーズ）の方が
より早期に終わってしまうということを意味する。
↓
massiveな銀河ほど早期に進化が完了しているという
銀河のダウンサイジングと密接に関係
今回の結果
z>3から低光度クェーサーの個数密度が増加
↓
massiveな銀河そのものが極めて少なくなってくるので、
重いSMBHが少なくなってきて、軽いSMBHばかりになる。
↓
仮にエディントン光度で輝いた場合でも低光度になるので
このような観測結果になると考えられる。
＜クェーサー光度関数＞
• 有効共動体積
Va
dV
Va pmi ,z
dzdmi
dz
m i z
pmi,z :Completeness
(1)
•光度関数 mi,z
1
mi ,z j
j Va mi
:標準偏差
12
2
1
(3)
(2) , j
j Va mi
3.0
2.5
2.0
u-g’
1.5
1.0
0.5
0
-0.5
0
1
2
3
4
Redshift
5
6
3.0
2.5
2.0
g’-r’
1.5
1.0
0.5
0
-0.5
0
1
2
3
Redshift
4
5
6
3.0
2.5
2.0
r’-i’
1.5
1.0
0.5
-0.5
0
1
2
4
3
Redshift
5
6
3.0
2.5
2.0
i’-z’
1.5
1.0
0.5
0
-0.5
0
1
2
3
Redshift
4
5
6
モデルと観測の比較
• SDSS DR3 QSOs(46420天体)
r’-i’
Model QSOs
Redshift
モデルと観測の比較
• SDSS DR3 QSOs(46420天体)
i’-z’
Model QSOs
Redshift
＜Completenessの計算方法＞
・i’=22.0、22.5、23.0、23.5、24.0とおいたときの
g’,r’,z’での等級を計算(モデルスペクトルを使用)。
・計算した値の等級で、各bandごとの画像に点源を
重ならないように埋め込み、 SExtractorで検出・測光。
・ g’–r’,r’–i’,i’–z’の値を用いたSelectionを行い、
Completenessを求める。
Completeness=(Selectionの条件を満たす数)/(埋め込んだ数)
＜クェーサースペクトル @z~4＞
＜コンタミネーション(Late type star?)＞
＜２色図 @z~4＞
十 ; クェーサー
r’-i’
×;クェーサー以外
セレクション条件ぎりぎりの天体は
クェーサーでない場合が多いようだ。
g’-r’
＜Future Work＞
•観測データの解析を行う。
・高赤方偏移低光度クェーサーの周辺環境
について調査
→z~4 LBGの探査を行い、クェーサー周
辺のLBGの個数分布を調べる。