巨大ブラックホールと銀河巨大ブラックホールと銀河のの共進化

上田佳宏上田佳宏 (( 京都大学理学研究科京都大学理学研究科 ) )

内容内容

1.1. 硬Ｘ線によるブラックホール探査の意義硬Ｘ線によるブラックホール探査の意義2.2. ＡＧＮ宇宙論的進化の理解の現状ＡＧＮ宇宙論的進化の理解の現状3.3. 残された最大の謎： 埋もれたＡＧＮ残された最大の謎： 埋もれたＡＧＮ4.4. Astro-HAstro-H への期待への期待

1. 1. 埋もれた埋もれた AGNAGN の探査の意義の探査の意義

銀河中心巨大ブラックホールは宇宙進化の主役銀河中心巨大ブラックホールは宇宙進化の主役の一つ！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（マゴリアン関係マゴリアン関係 ; M-σ; M-σ 関係）関係） →→　ブラックホールと星生成の強いリンク（共進化　ブラックホールと星生成の強いリンク（共進化

）を示唆）を示唆

活動銀河核活動銀河核 (AGN)(AGN) = = 質量降着による巨大ブラック質量降着による巨大ブラックホール成長の現場ホール成長の現場

激しい星生成銀河は、塵に埋もれた急速に成長中の激しい星生成銀河は、塵に埋もれた急速に成長中のBHBH を含む　を含む　→ → 「共進化」シナリオと合致「共進化」シナリオと合致

超高光度赤外銀河超高光度赤外銀河 at z~0 (Imanishi et al. 2006)at z~0 (Imanishi et al. 2006) 　　 サブミリ銀河　サブミリ銀河　 at z~2at z~2 (Alexander et al. 2005)(Alexander et al. 2005)

巨大ブラックホールと銀河の共進化巨大ブラックホールと銀河の共進化

e.g., Marconi & Hunt 03

ブラックホール降着史　ブラックホール降着史　 vs vs 星生成史星生成史

Marconi+ 04Marconi+ 04

ブラックホール質量 ブラックホール質量 vs vs 星質量 星質量 @z@z=0=0

AGNAGN 統一モデル統一モデル(Antonutcci and Miller 1985, Awaki et al 1991)(Antonutcci and Miller 1985, Awaki et al 1991)

11 型型 AGN = AGN = トーラスに隠されていないトーラスに隠されていない 可視：可視：幅の広い輝線 ＋狭い輝線　　　幅の広い輝線 ＋狭い輝線　　　 XX 線：線：吸収なし吸収なし

22 型型 AGN = AGN = トーラスに隠されているトーラスに隠されている 可視：可視：幅の狭い輝線のみ（あれば）　　幅の狭い輝線のみ（あれば）　　 XX 線：線：吸収あり吸収あり

なぜＸ線か？なぜＸ線か？

硬Ｘ線サーベイは最も強力な硬Ｘ線サーベイは最も強力な AGNAGN 探査法　探査法　

XX 線背景放射線背景放射 (XRB)(XRB) の形→大多数のの形→大多数の AGNAGN はは塵やガス塵やガスに隠されているに隠されている。他の波長では見逃されることがし。他の波長では見逃されることがしばしばばしば

中間赤外： 星生成成分との分離が困難中間赤外： 星生成成分との分離が困難 可視：幅の広い輝線 可視：幅の広い輝線 or or 強い狭輝線が必要強い狭輝線が必要

可視光は可視光は星が邪魔をする星が邪魔をする high-zhigh-z ではますます隠されている？ではますます隠されている？

An X-ray Bright Optical Normal GalaxyAn X-ray Bright Optical Normal Galaxy XMM J021822.3-050615.7 XMM J021822.3-050615.7 Severgnini et al. (2003) A&A 406, 483Severgnini et al. (2003) A&A 406, 483

SXDSSXDS で見つかった「硬い」で見つかった「硬い」 XX 線天体：可視線天体：可視で一見ふつうの銀河で一見ふつうの銀河

「すばる」により中心核成分を高「すばる」により中心核成分を高 S/NS/N 比で取比で取り出すことでり出すことで AGNAGN 成分を初めて検出成分を初めて検出

1 　　　 2 10 (keV)

XMM spectrum

Subaru/FOCAS spectrum

nuclueus

total

吸収を受けたＡＧＮのスペクトル吸収を受けたＡＧＮのスペクトル Compton thick AGN:Compton thick AGN: N NHH>10>1024 24 cmcm-2-2 　　（コンプトン散乱に対する光学的厚み　　（コンプトン散乱に対する光学的厚み >1>1 ：　出てくるまでの散乱回数～：　出てくるまでの散乱回数～ ττ22

）） 10 keV10 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。ガスからの）散乱成分しか見えない。 Heavily Compton thick AGNHeavily Compton thick AGN に対してはに対しては E>10 keVE>10 keV でもバイアスありでもバイアスあり

NGC 4945

Done+ (2003)Wilman & Fabian (1999)

Log NH=24.25

Log NH=24.75

Log NH=25.25

XX 線背景放射のスペクトル線背景放射のスペクトル XRB ~ 30 keVXRB ~ 30 keV に強度ピーク：大多数のに強度ピーク：大多数の AGNAGN は「隠れて」は「隠れて」

いる！　いる！　 既存の高感度サーベイ（既存の高感度サーベイ（ E<8E<8 keVkeV ）により、）により、 “ “ Compton Compton

thinthin” AGN (log ” AGN (log NNHH<24) <24) の描像はほぼ確立の描像はほぼ確立 Ｘ線背景放射のダークサイドＸ線背景放射のダークサイド : “: “Compton thickCompton thick” AGN” AGN の進の進

化は化は 10 keV10 keV 以上のサーベイで始めて切り開かれる！以上のサーベイで始めて切り開かれる！

Comastri+ 95

Subaru-XMM Deep Survey fields 0.5-10 keV

1 deg

Log N log S relations (2-10 keV)

Kushino+ 02

XX 線背景放射（ＸＲＢ）＝宇宙のＡＧＮの線背景放射（ＸＲＢ）＝宇宙のＡＧＮの総和総和

～～ 10 keV10 keV 以下の世界～以下の世界～

U+ 2008

2. 2. ＡＧＮ宇宙論的進化の理解の現状ＡＧＮ宇宙論的進化の理解の現状（（ E<10 keV)E<10 keV)

1. 1. Ｘ線光度関数Ｘ線光度関数 (Luminosity Function)(Luminosity Function) ある（赤方偏移、光度）におけるある（赤方偏移、光度）における AGNAGN の数密度の数密度 AGNAGN の宇宙論的進化を記述する、最も基本的な観測量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光っているブラックホールのみ見えることに注意

2. 2. 吸収量関数吸収量関数 ((NNH H function) function) ある（赤方偏移、光度）におけるある（赤方偏移、光度）における AGNAGN の吸収量分布の吸収量分布 AGNAGN 現象の理解の基礎現象の理解の基礎

統一モデルは正しいか？統一モデルは正しいか？ AGNAGN の環境に宇宙論的進化はあるか？の環境に宇宙論的進化はあるか？

1+2 →1+2 → 　種族合成モデル　種族合成モデル 広域スペクトルを仮定して広域スペクトルを仮定して Compton thin AGNCompton thin AGN のの XRBXRB への寄への寄

与を計算与を計算 足りない足りない 30 keV30 keV の強度をの強度を Compton thick AGNCompton thick AGN で説明で説明

最新の最新の XX 線線 AGNAGN 光度関数光度関数

XX 線天文学の全サーベイデータを最大限利用した静止系線天文学の全サーベイデータを最大限利用した静止系2-10 keV2-10 keV バンドでの全バンドでの全 Compton thin AGNCompton thin AGN 光度関数（光度関数（ 11型＋型＋ 22 型）の構築型）の構築

22 型型 AGNAGN を検出するには、を検出するには、 低赤方偏移低赤方偏移 :: 　硬　硬 XX 線バンド（線バンド（ E>2 keVE>2 keV ）サーベイが必要）サーベイが必要 高赤方偏移 高赤方偏移 (z>2):(z>2): 　軟Ｘ線バンド　軟Ｘ線バンド (0.5-2 keV)(0.5-2 keV) サーベイでもサーベイでも OK OK

!! （（ negative K correction)negative K correction)

同定完全性の高い（同定完全性の高い（ >90%>90% ）サンプルに限定）サンプルに限定

観測バイアス補正（観測バイアス補正（ Maximum likelihood methodMaximum likelihood method ）） 各サーベイについて、各サーベイについて、 count rate vs zcount rate vs z のの 22次元分布を最もよく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。再現する光度関数（＋吸収量関数）を求める。

Compton thin Compton thin ＡＧＮ ＡＧＮ (type1+2) (type1+2) の空間数密の空間数密度度

Ueda+ 03

光度に依存した密度進化光度に依存した密度進化 (LDDE) cf. LADE (Aird+ 2010)(LDDE) cf. LADE (Aird+ 2010)高光度ＡＧＮほど高赤方偏移にピーク高光度ＡＧＮほど高赤方偏移にピーク““down-sizing” (down-sizing” (大きな大きなBHBHほどより初期に形成された）ほどより初期に形成された）

z>3z>3で数が減少で数が減少??

Heavens et al. 2004

Cowie et al. 1996

•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

銀河の「ダウンサイジング」銀河の「ダウンサイジング」

XRBXRB スペクトルの再現スペクトルの再現Compton thick AGNCompton thick AGN か か Compton reflectionCompton reflection かか ??

XRBXRB の強度から必要とされるの強度から必要とされる Compton thick AGNCompton thick AGN の数は、の数は、「仮定」する「仮定」する ComptonCompton 反射成分の強度に強く依存反射成分の強度に強く依存

AGNAGN 広域 スペクトルの詳細測定が重要広域 スペクトルの詳細測定が重要 : Suzaku, Astro-H: Suzaku, Astro-H

Observed XRB spectrum Integrated spectrum of type-1 AGNs

Compton-thick AGNs

0.5 1 10 100 (keV)

YU+ 2003

3. AGN3. AGN 進化に残された大問題：進化に残された大問題：Compton thick AGNCompton thick AGN の存在量の存在量

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能性大 ブラックホールの質量成長には、ブラックホールの質量成長には、 Compton thick AGNCompton thick AGN の寄与がの寄与が重要重要 (( たとえＸ線背景放射への寄与が小さくても）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、近傍宇宙では、 Compton thick AGN Compton thick AGN はは Compton thin Compton thin AGNAGN と同じか、それ以上の存在量と同じか、それ以上の存在量 (Maiolino et al. (Maiolino et al. 2003)2003)

（少しでも）遠方の宇宙では、（少しでも）遠方の宇宙では、 Compton thick AGNCompton thick AGN のの数密度はほとんど分かっていない！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星生成の激しい初期宇宙では、より多量に存在するか ????

Swift/BATSwift/BAT ＋「すざく」：　新型ＡＧＮの＋「すざく」：　新型ＡＧＮの発見　発見　

可視では「ただの」銀河：　可視では「ただの」銀河：　 [[Ｏ Ｏ III] III] 見えず見えず Compton-thick AGN (Compton-thick AGN (NNHH ～～ 10102424 cm cm-2-2)) 10 keV10 keV 以下で吸収のない反射成分。おそらく以下で吸収のない反射成分。おそらく face-onface-on で見ている。で見ている。 ソフトバンドでの散乱成分なし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　「深い谷のトーラス」に埋もれた AGNAGN　　多量の、さらに大きな吸収をうけた　　多量の、さらに大きな吸収をうけた AGNAGN の存在を示唆の存在を示唆 E>10 keVE>10 keV でのみ発見可能！可視サーベイ（でのみ発見可能！可視サーベイ（ e.g.,SDSSe.g.,SDSS ）は不完全）は不完全

ESO 005-G 004ESO 005-G 004

1 10Energy (keV)

50

EFE

YU+ 2007

Two types?Two types?

Scattering Fraction (%)0.5 1.0 1.5

1

2

Reflect

ion

C: CXC

Old Type

C: CXC

New Type

C: JAXA

Eguchi+ 2009

近傍宇宙における近傍宇宙における Compton thick AGNsCompton thick AGNs のの量量

可視スペクトルに全く可視スペクトルに全く AGNAGN のの特徴のない赤外銀河特徴のない赤外銀河 ChandraChandraで追求観測で追求観測→→ Compton thick Compton thick AGNAGN の兆候を発見の兆候を発見

22 型セイファート銀河と同程度型セイファート銀河と同程度の数密度の数密度 ??

Swift/BAT Swift/BAT サーベイとの関係サーベイとの関係はは ? ? （バイアスに注意。上の（バイアスに注意。上の多くは多くは heavily Comton thickheavily Comton thickか）か）

Maiolino ＋ (2003)

Tueller ＋ (2009)

4. E>10 keV4. E>10 keV でのでの AGNAGN サーベイサーベイ Astro-H, NuSTAR Astro-H, NuSTAR ：　：　 10-30 keV 10-30 keV XRBXRB のの ~30-40%~30-40%

を分解を分解 cf. Swift/BAT cf. Swift/BAT 　　　　 a few %a few %

Ueda+ 03

Astro-H~30-40% XRB

Swift/BAT 　　 (2 year)

Very Compton-thick AGNs

5x1023 cm-2

1x1024

2x1024

4x1024

6x1024

8x1024

1x1025

Monte-Carlo prediction (Ikeda+09; Wilman & Fabian99)

NH

Input: photon index=1.9 power law

C: Terashima & Astro-H team

HXI Simulation

NEW type AGN: Swift J0601: NH~1x1024 cm-2; F2-10(intrinsic) = 1x10-11 cgsAssumption: log NH = 25 if viewed from edge-onphoton index1.9; No reflection component.

1x1025

5x1024

1x1024

5x1023 cm-2

3% of NXB

100 ksec

(300 ksec for 1x1025)

Scattered emission and Fe line not included.

Ueda+07

Buried very Compton thick AGN detectable at >10 keV.

C: Terashima & Astro-H team

まとめまとめ さまざまな観測結果が、多量のさまざまな観測結果が、多量の Compton Compton

thick AGNthick AGN の存在を示唆の存在を示唆 Ｘ線背景放射の起源は完全には解明されていＸ線背景放射の起源は完全には解明されてい

ない。ない。 6-8 keV6-8 keV 以下では確立しているが、以下では確立しているが、 8 8 keVkeV 以上の起源はモデル依存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）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、深く埋もれたを理解するには、深く埋もれたAGNAGN （（ Compton thick AGNCompton thick AGN ）の進化の理解）の進化の理解が必須が必須

E<8E<8 keVkeV 以下で行われたように、以下で行われたように、 E>10 keVE>10 keVでさまざまな深さ・広さのサーベイを行うこでさまざまな深さ・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とが、この謎を解く唯一の方法である