Transcript ハードX線選択AGNの母銀河について

- X線選択で見つかる obscured AGNの母銀河 -
秋山 正幸（東北大学天文学専攻）
＠筑波大学 2010/02/19
宇宙の歴史の中でのブラックホールの成長、銀河の成長
1:1000 ratio
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
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
Marconi et al. 2004, MNRAS, 351, 169
Perez-Gonzalez et al. 2008, ApJ, 675, 234
Obscured AGN の 母銀河


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

ｚ=1 付近の様子

ｚ＝２－４の様子
Obscured AGNs at z~1
Kiuchi , Ohta, Akiyama. 2009, ApJ, 696, 1051
(GOODS + HST)
SEDs of bulge component of z~1 obscured AGNs
Examples of SEDs of bulge component of z~1 obscured AGNs.
Kiuchi et al. 2009
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??).
Bulge to total ratio : no preference ?
Kiuchi et al. 2006 + Kiuchi et al. 2009
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
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)
● LIRG disk
▲ LIRG bulge
○ non-LIRG disk
△ non-LIRG bulge
●
X-ray
 Z=0.8-1.2 galaxies in
GOODS-North
 SFR fraction （●:▲:○:△）
0.64:0.14:0.19:0.03
 SFR > ~ 19 Msun yr-1 (24 mm
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（Ms ≥ 1010 Msun の）
星形成に大きく貢献してい
るのは、LIRG (disk)。
24 mm completeness limit
Sbc-Sd
S0/a-Sb
E/S0
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)

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？
Star formation rate vs. BH accretion rate
Kiuchi et al. 2009
Massive
Disk-like galaxies
Active SF in disk
Early-type
galaxies
AGNs
X-ray sources in SXDS
Spectroscopic-z sample
Photometric-z sample
Narrow-line AGNs
Broad-line AGNs

Optically-faint objects are expected to be narrow-line obscured
AGNs at z=1-3
Photometric redshift estimation for optically-faint obj.
Using GALEX NUV/FUV , Suprime u- to z-bands, WFCAM J,H,Kbands, and Spitzer IRAC 4 bands. In total 14 bands.
Stellar mass of host galaxies of obscured AGNs in SXDS
z(spec) sample
z(phot) sample
Local-MBH-Mbulge relation with
Eddington ratio of 0.1
z<1.0
1.0<z<2.0
2.0<z
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 ) ?
赤方偏移２までのAGN母銀河の様子

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

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

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
Host galaxies of z=2-4 obscured AGNs in GOODS regions
SED fit with
z(spe)=3.064

Constant SF model, 1.8Gyr, E(B-V)=0.5mag, with
Mstar=5.3x1011Msoloar
Akiyama 2005, ApJ, 629, 72
n
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
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
Stellar mass of host galaxies of obscured AGN at z=2-4 (GOODS)
Akiyama 2005, ApJ, 629, 72
2<Z<4
Stellar mass of the host galaxies are roughly constant in the large
luminosity range.
Locating AGNs among field galaxies
K-selected 2<z<4 galaxies from MOIRCS Deep Survey
Yamada, Kajisawa, MA+ .
2009, ApJ, 699, 1354
Squares:
Chandra-detected 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(210keV)=10^42-10^45erg/s, i.e. Seyferts and QSOs).
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.
Summary

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.
Yes, AGNs are more common !
Number density of X-ray AGNs
Ueda et al. 2003

At z=1-3
Stellar mass density in galaxies
Marchesini et al. 2008
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 !!
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。
Eddington ratio of X-ray selected type-1 AGNs
Eddington
ratio=0.1
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。
Bulge-mass vs. X-ray luminosity
Bell et al. 2003
Stacked spectrum of obscured AGNs at z~1

Optical colors of narrow-line AGNs are dominated by host
galaxy component, thus we can evaluate their stellar mass
using multi-band SED fitting.
X-ray AGNs on BzK diagram
z(spec) or z(phot) > 1.4
z(spec) or z(phot) < 1.4
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
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.