Ｘ線観測で探るＸ線観測で探る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 ) )

(( 復習）銀河と巨大ブラックホールの共復習）銀河と巨大ブラックホールの共進化進化

e.g., Marconi & Hunt 03e.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

内容内容

1.1. なぜＸ線か？なぜＸ線か？2.2. Ｘ線サーベイによるＡＧＮ宇宙論的進化の理解のＸ線サーベイによるＡＧＮ宇宙論的進化の理解の

現状現状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. 共進化問題：　ブラックホール質量関数共進化問題：　ブラックホール質量関数

１．なぜＸ線か？１．なぜＸ線か？ Mushotzky et al. (2000) Mushotzky et al. (2000) の結果「の結果「 Chandra AGNChandra AGN の主要種の主要種

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硬Ｘ線サーベイは最も強力な AGNAGN 探査法　探査法　 XRBXRB の形→大多数のの形→大多数の AGNAGN はは塵やガスに隠されている塵やガスに隠されている。他の波長。他の波長

では見逃されることがしばしば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かも？ではますます隠されているかも？

11 型型 AGNAGN についても検出限界フロンティアについても検出限界フロンティア @z~4 Chandra 1Ms @z~4 Chandra 1Ms の感度　の感度　 LLx~ 10x~ 104343 erg/s ( erg/s (⇔⇔ 　　ＭＭ BB ~ -20) ~ -20)

しかし、同定しかし、同定 AGNAGN 一個あたりに使った税金は一個あたりに使った税金は XX 線が最も線が最も高い高い

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。→→中心核の光度はわからない中心核の光度はわからない 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 線背景放射線背景放射

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！　

既存のサーベイ（既存のサーベイ（ E<10E<10 keVkeV ）により、）により、 “ “ Compton thinCompton thin” ” AGN (log AGN (log NNHH<24) <24) の描像はほぼ確立の描像はほぼ確立

Comastri+ 95

Subaru-XMM Deep Survey (YU+08)

２．ＡＧＮ宇宙論的進化の理解２．ＡＧＮ宇宙論的進化の理解

1. 1. Ｘ線光度関数Ｘ線光度関数 (Luminosity Function)(Luminosity Function) type1, type 2 type1, type 2 両方を含む両方を含む

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 → XX 線背景放射の種族合成モデル線背景放射の種族合成モデル (eg, U+03, (eg, U+03, Gill+07)Gill+07)

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

z>3z>3で数が減少で数が減少??

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 ??

しかし、しかし、 Swift/BAT Swift/BAT サーベイサーベイとの関係はとの関係は ? ? （バイアスに注（バイアスに注意。上の多くは意。上の多くは heavily heavily Comton thickComton thick か）か）

Maiolino＋ (2003)

Tueller＋ (2009)

遠方宇宙遠方宇宙 (z~2)(z~2) におけるにおけるCompton thick AGNsCompton thick AGNs の探査の探査

Spitzer Spitzer ：中間赤外超過を用いた選択　：中間赤外超過を用いた選択　　　　　 (eg, Daddi+07, Fiore+08, Alexander+08)(eg, Daddi+07, Fiore+08, Alexander+08)

ChandraChandra でも感度は届かない→でも感度は届かない→ stacking stacking analysisanalysis ((LLx> a few 10x> a few 104444 erg/s erg/s ならなんとか個別に検出可ならなんとか個別に検出可 ) )

Alexander＋ (2008)

遠方宇宙遠方宇宙 (z~2)(z~2) におけるにおけるCompton thick AGNsCompton thick AGNs の量の量

少なくとも近傍宇宙からの予想の少なくとも近傍宇宙からの予想の 2-2-33倍はある倍はある

吸収量関数の進化と定性的には合致吸収量関数の進化と定性的には合致

Alexander＋ (2008)

Ｇｉｌｌ＋ (2007) の仮定

4. 4. 共進化への制限共進化への制限

直接的方法直接的方法 : : 　　 AGNAGN の母銀河の調査の母銀河の調査 (Akiyama talk)(Akiyama talk) 星生成銀河星生成銀河からのからの AGNAGN の探査の探査 もし、星質量もし、星質量 /BH/BH 質量　質量　 or or 　星生成率　星生成率 // 降着率降着率

　にばらつきがあるとすると、サンプル選択によ　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　るバイアスに注意　

間接的方法：　統計量（間接的方法：　統計量（ eg , BHeg , BH 　質量密度　質量密度 or BHor BH 質量関数）に基づく議論質量関数）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（最初のブラックホール（ z>5z>5 のの mini QSOmini QSO ）） 多くは埋もれている可能性あり！（しかし 多くは埋もれている可能性あり！（しかし

high-zhigh-z ではでは K-correctionK-correction が効く）が効く）

XRBXRB の起源：「外挿」に基づく議論に注意。完の起源：「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（全に理解できたとはいえない（ 10 keV10 keV 以上は以上は数数 %% しか分解されていない）しか分解されていない）

未解決問題：未解決問題： Compton thick AGNCompton thick AGN の存在量とＢの存在量とＢＨ成長への寄与Ｈ成長への寄与 E>10 keVE>10 keV サーベイの重要性　（サーベイの重要性　（ Astro-H Astro-H ）） 多波長アプローチの重要性多波長アプローチの重要性