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

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