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ALMAへの戦略: X線観測から
寺島 雄一(ISAS/JAXA)
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Keywords
構成要素構造(「トーラス」)
そのfuelingとの関連
星生成活動との関連
母銀河の性質
など、主に分子ガスの観測を想定
対象近傍銀河中心核 (ふつうのSeyfert, 低光度AGN)
Narrow-line Seyfert 1, Type 2 QSO
関連天体(SMBHの種?としてのIMBH)
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X線観測の役割
(1) 中心核の光度の指標AGNの光度を知った上でfuelingなどを議論したい
特に吸収の大きいAGNのintrinsicな光度や、近傍の低光度AGN
(2) X線スペクトルからトーラスなどの構造に制限
(3) 特異な天体の発見スターバーストに埋もれたAGNやType 2 QSOなど
(4) その他
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1. 近傍銀河中心核の構造(D<40 Mpc)
分子ガス(トーラス)の構造・運動とfueling/星生成活動などの 関係が知りたい
できるだけ小さい構造まで
見たい → 近傍銀河
内縁̃1 pcくらいか(これまでの観測から)
0.”05 = 3.6 pc at 15 Mpc
ALMAでトーラスの形状は直接撮像可
100 pc
1 pc
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近傍AGNサンプル (<40 Mpc)
1.1 近傍銀河中心核の活動性近傍に明るいAGNは少ない
AGNの光度やエディントン比を知った上で、構造やfuelingなどを議論したい
1.2 SeyfertのX線スペクトル視線上の吸収量の変動や鉄輝線を使った吸収体(トーラス)構造の制限
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1.1 近傍銀河中心核の活動性
Palomarサンプル(Ho, Filippenko, & Sargent 1997a)
BT<12.5, Dec>0 galaxies; spectroscopic survey
近傍にあるものはほとんど低光度光度によって構造は違うか?何が降着率を決めているか?
Ho 2004Ho et al. 1997c
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光度・エディントン比のわかったAGNサンプルを観測 したい
活動性の起源Seyfert: AGN (accretion onto BH)
LINER 1: AGN
LINER 2: 一部はAGN、一部はstellar process
LINER-HII Transition objects: ほとんどすべてがstellar process、AGNを持つものはまれ
指標:AGNの存在 flat spectrum compact radio core / X-ray nucleus
AGN dominance Lx/LHα> 1
AGN dominant ならLx, LHαはAGN光度の指標
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Chandra Images
Ho et al. 2001Eracleous et al. 2002Terashima & Wilson 2003
Ho et al. 2001
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Lx/LHα correlation
80 objects from Chandra
archives/published data
+ luminous AGNs
AGNにはLx-LHαよい相関(Terashima et al. 00, Ho et al. 01)
X線で暗いものは星による電離 一部はobscured AGNか
→この図からAGNサンプルを定義
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ALMAによるimaging
X線スペクトルから視線方向の厚み(柱密度NH)
もし「トーラス」が一様なら
サイズ・柱密度・密度
わかる、
が、実際には、、、
Power law スペクトル x 光電吸収
log NH = 20 cm-2
2122
23 24
1.2 SeyfertのX線スペクトルと 吸収体(トーラス)構造の制限
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Clumpyな構造
A few – 100 pc
の構造はALMAで分解
大きめのclump(> a few pc)は分解可
運動も測れる
これで十分か? Starburst-induced obscuring torus R<100 pcのガスのふるまい 1-10 pc スケールの非一様、乱流構造 (Wada & Norman 2002)
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(1) 視線上の吸収NHの時間変動
Mrk 348RXTE; Akylas et al. 2002
XMMスペクトルNH=5x1022 cm-2
0.2 1 10Energy (keV)
NGC 3227RXTE; Lamer et al. 2003
Time (yr)
1x1023
3x1023
days
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NGC 4051 XMM-Newton
平均のスペクトル
吸収を受けた成分 変動
<10^4 secの時間スケールで変動Clumpによるoccultationか(Uttley et al. 2003)
5000 sec
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NHの時間変動
a few x 1023 cm-2
104
sec – several years
短い時間スケールの変動がケプラー回転するcloudによる
吸収だとすると
サイズは1011 – 1015 cm
分解して直接見ることはできない
→ ガスの平均的な運動(ALMA)と組み合わせcloudのサイズ、密度など調べる
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R<100 pcスケールのガスの運動
NHの変動を作るもと
1. ALMAで速度場を測る
2. Astro-E2で鉄蛍光輝線幅・プロファイルを測る空間分解はできないがX線と相互作用
しているガスの平均的速度幅がわかる
FWHM~200 km/sより太ければAstro-E2 XRSで検出可能
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[提案] NHが変動しているSeyfert
z D (Mpc)NGC 2110 0.0078 31NGC 2992 0.0077 30.5NGC 3227 0.0039 20.6NGC 3516* 0.0088 38.9NGC 4051 0.0023 17.0NGC 4151 0.0033 20.3NGC 7582 0.0053 17.6ESO103-G35 0.0133 53Mrk 6 * 0.019 75Mrk 348 0.015 60
Intermediate Seyfert (Type 1.5-1.9)が多い
*: Dec ̃ +75 deg
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(2) 鉄輝線を使ったトーラス構造に対する制限
Seyfert 2の鉄輝線
極めて強い鉄輝線をもつもの
他にも
NGC 4968 5.3 keV
IC2560 3.6 keV
NGC 5135 2.4 keV, etc.
モンテカルロシミュレーション結論 (Levenson et al. 2002)
Opning angle小̃10 deg
吸収体 光学的厚さ t̃4
ほぼedge-on
で説明できる
M51 Seyfert 2EW=5 keV
Terashima & Wilson 2001BeppoSAX Fukazawa et al. 2001NH=6x10^24 cm^-2
τ
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NMAによるM51の結果
Kohno et al. 1996; Taken from NMA web page
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[提案] 鉄輝線の強いSeyfert 2
断面(射影)の形状 ALMAによる直接撮像
視線方向のNHはX線から
「トーラス」内縁の形状鉄輝線からの類推と組み合わせる
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各種AGNの関係
セイファートタイプによる違いType 1, 1.2, 1.5, 1.8, 1.9, 2
吸収の大きいType 1/吸収の小さいType 2
Narrow-line Seyfert 1
Luminosity による違いType 2 QSOは本当に少ないのか
超光度赤外線銀河(ULIRG)などcomplex abs.
吸収体の形状を観測から決定Toy model (セイファート統一モデル)からの脱却物理的理解
Fraction of absorbed AGNUeda et al. 20032-10 keV selected sample
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2. Narrow-line Seyfert 1 & ObscuredAGNs
NLS1小質量SMBH+大質量降着率?
BH growing phase? (e.g., Kawaguchi et al. 2004)
なぜ降着率が大きいか? (fueling 問題)
Obscured AGN (Type 2 QSO etc.)AGNの大部分は隠されている
BH Obscured growth?
トーラス構造の光度依存
(少なくとも近傍AGNでは)、Starburst活動が活発なこと多い
トーラス形成とstarburstの関係
Unified modelでの位置づけ
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Fueling in NLS1
NLS1大質量降着率を支えているものは何か?Large scale bar
100 pc →1 pc まで落とすメカニズムは? → ALMA
Crenshaw et al. 2003
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Obscured NLS1
XMM spectra of z<0.5 PG Type 1 Quasars (Boroson & Green 92)41/87 data available
Type 1 AGNの
約1割はObscured
Leaky absorber?
トーラス構造?
gas/dust比?
starburstとの関連?
Obscured growth?
disk thermal emissionNH̃1023 cm-2Obscured comp.
Partial coveringmodel
ULIRGにもobscured NLS1 1例
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NLS1 sample 既存のサンプル+follow up
opt. selected (PGs, Boroson & Green 1992; SDSS, Wiliams et al. 2002)
IR+soft-X selected(RASS, Moran et al. 1996)
selection from new surveys
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Type 2 QSOs
Type 2 QSOs 既存の候補からselection
opt (SDSS, Zakamska et al. 2003)
Hard-X selection.
→ ALMA follow up
Luminous IR/sub-mm gal.
(Astro-F/ALMA)
→ Hard X-ray follow up
(NeXT)
NeXT simulationF2-10 = 10-15 cgsNH = 10^24 cm^-2
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[提案] NLS1 / Type 2 QSO
よく定義されたサンプルを構築し、系統的観測光度/Eddington比による違いを見る
準備
他波長データの集積
サンプル定義のためのサーベイデータのまとめ
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3. Other Classes
Ultraluminous compact X-ray sources (ULX)中間質量BH候補? / SMBHの種?
young star cluster / HII regionsからずれていることが多い
形成された環境/星生成活動
との関連?
近傍の例
M82 X-1
まわりのsuperbubble
Matsushita et al. 2000
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z̃0.04-0.23
Chandra off-nuclear
X-ray sources in
the GOODS field
Hornschemeier et al. 2004
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4. まとめと今後
さまざまなAGNサンプルについてChandra / XMMなどのデータ集積・理解が進んでいる
特徴的な天体の発掘が進んでいるNHの変動/Obscured AGN (in NLS1, SB gal., etc.)
ALMAで観測すべきサンプルの構築とmm/sub-mm プレサーベイを進める