ALMAへの戦略: X線観測から

寺島 雄一(ISAS/JAXA)

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)

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

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

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

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

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

Chandra Images

Ho et al. 2001Eracleous et al. 2002Terashima & Wilson 2003

Ho et al. 2001

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

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

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)

(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

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

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

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

[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

(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

NMAによるM51の結果

Kohno et al. 1996; Taken from NMA web page

[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

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

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

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

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

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

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

[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

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

z̃0.04-0.23

Chandra off-nuclear

X-ray sources in

the GOODS field

Hornschemeier et al. 2004

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