熱的赤外線で高感度の glao を用いた合体銀河中の multiple agn の探査
DESCRIPTION
熱的赤外線で高感度の GLAO を用いた合体銀河中の multiple AGN の探査. 今西昌俊. NAOJ/Subaru Telescope. Simulation (Kazantzidis). ガスに富む銀河同士の合体は 宇宙では普遍的に生じている. HST image. 銀河の中心には超巨大ブラックホール ( SMBH )がほぼ普遍的に存在. AGN feedback. Di Matteo+05 Nature 433 604. AGN あり. gas poor. AGN なし. ULIRG = 近傍のガスに富む合体銀河. - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
熱的赤外線で高感度の GLAOを用いた合体銀河中のmultiple AGN の探査
今西昌俊
NAOJ/Subaru Telescope
ガスに富む銀河同士の合体は宇宙では普遍的に生じている
Simulation(Kazantzidis)
HST image
銀河の中心には超巨大ブラックホール( SMBH )がほぼ普遍的に存在
AGNあり
AGNなし
AGN feedback
gas poor
Di Matteo+05 Nature 433 604
ULIRG = 近傍のガスに富む合体銀河CDM に基付く銀河成長を理解するための優れた labolatory
AGN 晴れ上がりBuried AGN
Hopkins+06 ApJS 163 1
合体銀河中の成長中の AGN は埋もれている
Chandra X 線観測による dual AGNs (1)( 0.5” 分解能)
NGC 6240
Komossa+03 ApJ 582 L15
XMM X 線観測による dual AGNs
Ballo+04 ApJ 600 634
Arp299
散乱光( 6.4keV 鉄輝線強い)
直接透過光XCompton thick(NH >10^24 cm^-2)
X 線観測の見ているもの
散乱率不明 AGN 光度は求まらない
Insensitive to ageSorba & Sawicki 2010
Ramos Almeida+09
赤外線観測による合体銀河中に埋もれた AGN 探査
L
K
高温ダスト放射
Lo
g (
Fνν )
)K-L>2
AGN
AGN は Starburst よりエネルギー放射効率がはるかに高く、周囲に高温ダスト
KL
10Myr
10Gyr
1Gyr
100Myr
Lo
g (
Fνν )
)
Starburst
K-L<0.5
赤外線 L バンドは AGN に極めて敏感
L-band/Bolometric = 0.2 (AGN)
L-band/Bolometric = 0.002 (SB)
Risaliti,Imanishi,Sani 10 MN 401 197
AGN の bolometric への寄与が 10% ( 5% )でも
L バンドの 91% ( 84% )は AGN 起源( Av=0mag )
L バンドの 52% ( 34% )は AGN 起源( Av=35mag )
AGN は K-L 赤い AKARI 2.5-5um
Normal SB
Buried AGN
PAH
Imanishi+11 AJ 141 156
赤外線 AO 撮像観測( K-L の赤い点源探査)の優位性
1. 赤外線分光より暗い核( secondary nucleus ) に適用できる
3. Chandra X 線観測( 0.5” )より小さな separation ( 0.2” )の dual AGNs を 分解できる
L(bol) = 10^42 erg/s の AGN (z = 0.1)
2. AGN 光度を定量的に導出できる
( X 線観測では、 Compton-thick AGN の光度求められない)
M(SMBH)
2”
暗い方の核に埋もれた AGN の探査は、L バンドの限界等級で決まる
L の感度を落とさずに PSF 小さくしたい( =GLAO )
Subaru/IRCS+LGS-AO ( 2011 年 7-8 月)
5”
K L
L バンドでの感度比較(現行の LGS-AO )
すばる +IRCS: L’=17.0 mag
15 分、 10σ ( imaging )
Gemini+NIRI : L’=15.5 mag ( TT 星の視野も狭い)
Keck+NIRC2 : L’=14.5 mag
GLAO で、点源に対する L の感度が 1mag向上すれば、さらに優位性が増す。
J,H 撮像は HST に比べて感度負けるが、K,L 撮像は地上観測がベストな波長
視野 ~60” あれば充分
必要な仕様のまとめ
L バンド撮像で高感度(可変副鏡を用いた AO )
Pixel scale~0.04” ( L の回折限界の半分程度)
L バンドに感度のあるカメラ必要
( L バンド IFU があれば、 3.3um PAH mapping からAGN-SB connection の詳細研究も可能になる)
まとめ
K-L の赤い点源探査から、合体銀河中に埋もれた AGN の研究をしたい
L バンドで高感度を保ったまま PSF を小さくできる GLAO は強力な手段になり得る
End
Chandra X 線観測による dual AGNs (2)( 0.5” 分解能)
Bianchi+08Mrk463
Koss+11Chandra X 線観測による dual AGNs (3)( 0.5” 分解能)
XMM X 線観測による dual AGNs
Piconcelli+10
X 線 dual AGNs
NGC6240 (Komossa+03)
Arp299 (Ballo+04; XMM)
N: Compton thick Lx(2-10keV) = 1.9 x 10^42 ergs/sS: Compton thick Lx(2-10keV) = 0.7 x 10^42 ergs/s
IC694: Compton thick, 6.7keV N3690: Compton thick, 6.4keV
X 線 dual AGNs
IR20210 (Piconcelli+10; XMM)
Mrk463 (Bianchi+08)
N: Lx(2-10keV) = 4.7 x 10^42 ergs/s NH = 4.7 x 10^23 cm^-2S: Compton thick
E: Lx(2-10keV) = 1.5 *10^43 ergs/s NH = 7 x 10^23 cm^-2W: Lx(2-10keV) = 3.8*10^42 ergs/s NH = 3 x 10^23 cm^-2
Mrk938 (Koss+11)
E: Lx(2-10keV) = 1.1 x 10^43 ergs/s NH=1.5 x 10^21 cm^-2W: Lx(2-10keV) = 1.0 x 10^42 ergs/s NH=4.6 x 10^21 cm^-2