- X 線選択で見つかる obscured AGN の母銀河 -

＠筑波大学 2010/02/19

秋山　正幸（東北大学天文学専攻）

宇宙の歴史の中でのブラックホールの成長、銀河の成長

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

Marconi et al. 2004, MNRAS, 351, 169

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

Perez-Gonzalez et al. 2008, ApJ, 675, 234

1:1000 ratio

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 AGN の 母銀河

Obscured AGNs at z~1Kiuchi , 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 luminosityKiuchi 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 rateKiuchi et al. 2009 Star-formation rate in entire galaxies

SFR is 100 times lower than 1000:1 relation on average

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) 。

○ 　 non-LIRG disk△ 　 non-LIRG bulge ● 　 X-ray● 　 LIRG disk

▲ 　 LIRG bulge

24 mm completeness limit

E/S0S0/a-SbSbc-Sd

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？

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)

Kiuchi et al. 2009

Early-type galaxies

Star formation rate vs. BH accretion rate

Massive Disk-like galaxiesActive SF in disk

AGNs

Optically-faint objects are expected to be narrow-line obscured AGNs at z=1-3

X-ray sources in SXDS

Narrow-line AGNs

Broad-line AGNs

Photometric-z sampleSpectroscopic-z sample

Photometric redshift estimation for optically-faint obj.

Using GALEX NUV/FUV , Suprime u- to z-bands, WFCAM J,H,K-bands, and Spitzer IRAC 4 bands. In total 14 bands.

Stellar mass of host galaxies of obscured AGNs in SXDS

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 ) ?

z(spec) sample

z(phot) sample

z<1.01.0<z<2.0

2.0<z

Local-MBH-Mbulge relation with Eddington ratio of 0.1

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

赤方偏移２までの AGN 母銀河の様子

Host galaxies of z=2-4 obscured AGNs in GOODS regions

Constant SF model, 1.8Gyr, E(B-V)=0.5mag, with Mstar=5.3x1011Msoloar

SED fit with z(spe)=3.064

Akiyama 2005, ApJ, 629, 72

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)

Stellar mass of the host galaxies are roughly constant in the large luminosity range.

2<Z<4

Akiyama 2005, ApJ, 629, 72

Locating AGNs among field 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(2-10keV)=10^42-10^45erg/s, i.e. Seyferts and QSOs).

Yamada, Kajisawa, MA+ .

2009, ApJ, 699, 1354

Squares:Chandra-detected galaxies

K-selected 2<z<4 galaxies from MOIRCS Deep Survey

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.

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.

Summary

At z=1-3Number 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 !!

Ueda et al. 2003

Yes, AGNs are more common !

Marchesini et al. 2008

Number density of X-ray AGNs Stellar mass density in galaxies

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。

Kiuchi , Ohta, Akiyama, et al. 2006, ApJ, 647, 892Trump et al. 2009, ApJ, 700, 49

NOTE: low-luminosity end では異なるかもしれない。後述。

Eddington ratio of X-ray selected type-1 AGNs

Eddington ratio=0.1

Bulge-mass vs. X-ray luminosity

Bell et al. 2003

Optical colors of narrow-line AGNs are dominated by host galaxy component, thus we can evaluate their stellar mass using multi-band SED fitting.

Stacked spectrum of obscured AGNs at z~1

X-ray AGNs on BzK diagram

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

z(spec) or z(phot) > 1.4 z(spec) or z(phot) < 1.4

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.