2020年代の活動銀河核研究の展望
川口 俊宏 (山口大学)
2013年8月6日(火) 光赤天連シンポジウム

ダストトーラス

降着円盤
巨大ブラックホール(BH)

活動銀河核(AGN)の模式図

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2020年前後のAGN研究の(個人的)展望まとめ
1. より遠くへ・より低光度へ・rare objects/eventsの統計◆ 『巨大ブラックホールの形成史・成長史』◆ SDSSからの自然な拡張: 撮像探査＋follow-up分光
HSC, PFS, WISH, TAO, TMT
2. より高い空間分解能: Narrow-Line Region◆ 『巨大ブラックホールが果たした役割』
AGN Feedback, Coevolution◆ TMT, AO?, (南極?)3. 時間変動(24時間ネットワーク)・偏光◆ 『中心エンジンの実態解明』◆ 2020年になっても、中心部の空間分解不可能◆ <1日の時間分解能, Astro-H (2015--)◆ 大学間連携+?, (広島?, 南極?)
網羅はできていません(e.g., Hidden AGNs)。すみません。 2/23

1. より遠くへ・より低光度へ・rare objects/eventsの統計◆ HSC, PFS, WISH, TAO, TMT◆ SDSSからの自然な拡張: 撮像探査＋follow-up分光◆HSC & PFS によるAGN研究の進展* 白書担当/取りまとめ
再電離/IGM
柏川さん
クラスタリング
秋山さん
化学進化
長尾さん
重力レンズ
稲田さん
『巨大ブラックホールの形成史・成長史』 川口 (今西さん)* Rare天体/イベントの統計 (e.g., 星の潮汐破壊,1型-2型遷移; HSC 1yr計画の一つ, PI = 川口, 諸隈さん他)
v.s. Pan-Starrs, LSST (2018?--)

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1. より遠くへ・より低光度へ・rare objects/eventsの統計

AGN数密度◆ HSCサーベイで検出されるAGN: 光度関数の予想光度(柏川さん作図)
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PFSで探る巨大BHの進化: 質量分布, Downsizing◆ 今遠方までわかっているのは、巨大BH(>10^5 Msun, as of 2013夏)種族の”Outliers”
10^9

巨大BH数密度

10^8.7 Msun

10^9.7

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赤方偏移

10^10
(Kelly et al. 2010, ApJ, 719, 1315)

PFSで探る巨大BHの進化: 質量分布, Downsizing◆今遠方までわかっているのは、巨大BH種族の”Outliers”◆ PFSの一部のファイバーを使い、より平均的な巨大BHを測る
大まかな数比

BH質量1..
10SDSS ..
100(Vestergaard et al. 2008)

PFS

8:

4:1(Richards+06)(Kelly+10)

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PFSで探るBH進化: ガス降着率(巨大BH成長率)分布◎ 大(Super-Eddington)ガス降着はhigh-zで近傍宇宙よりもcommonLog(Eddington ratio)(See also Nobuta,(McLure & Dunlop 04) Akiyama, Ueda et al.
12)redshift⇒ Massive BHs were formed via super-Eddington accretion.
(Kawaguchi et al. 04)◎ PFSでより高redshiftまで、精度良く求める

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2. 高い空間分解能: Narrow-Line Regionの空間分解◆ TMT (~0.01”), AO?, (南極?)◆ 『巨大ブラックホールが果たした役割』
AGN Feedback, Coevolution◆ すばるは広視野機能を重点化 (選択と集中)◆ それ以外の機能は時間交換枠を活用？
◆ TMTの高い空間分解能を活用する研究を行えるよう準備が必要: 基盤となる研究(者)◆ Kyoto 3DII+AO188 (AO付き可視光面分光@大望遠鏡として唯一)が使い倒されているか？
◆ 新規学生さんが、撮像サーベイ・follow-up分光に流れている？
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(2) AGNが母銀河へ与えるフィードバック: 観測の現状 (1/2)● Riffel & Storchi-Bergmann 11:
AO-supported 近赤外線面分光(Gemini/NIFS),~0.”1 (40pc) resolution● Sugai +05: jetの短いAGN,1”
可視光面分光 (Kyoto 3D II,Subaru),~0.”4 (40pc) resolution

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(2) AGNフィードバックのTMT観測 (1/2)● 目標: AGN outflow and/or まだ短いjet (GPS/CSS天体) と星間ガスとの interaction/feedback の現場を見たい AOで空間分解する必要 (TMT+AO @ NIR  0.01”)(可視光面分光+AOがあれば、fluxの大きい[O III]線を使えるのでさらに強力)

Eddington比● [O III] 輝線高速 outflow (Zamanov +02):
発現の条件(Aoki, Kawaguchi, Ohta 05):
= 大降着率 and/or
大Eddington比 (>1)
~10/23

BH質量(2) AGNフィードバックのTMT観測 (2/2)● TMTの高空間分解能(と大集光力)を生かした面分光観測で、AGN outflowが母銀河星間ガスに及ぼす影響を明らかにする(速度マップ、運動量マップ、ガス噴出率)● 大集光力のおかげで、[S III]9531A, [S II]1.032um等 様々な輝線が高空間分解能で検出可能(感度検討は、2010年10月TMT研究会で報告)● 見積もり例
面分光素子サイズ
空間分解能

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視野サイズ

IRIS+AOを念頭
望ましい
0.”004 (5pc at z=0.06)
0.”01 (10pc)
可視光AO(さらに高い分解能)3”(3.6kpc)
もう少し?

3. 時間変動(24時間ネットワーク)・偏光◆ 2020年になっても、中心部(Torus, Broad-LineRegion, 降着円盤)の空間分解不可能◆ 『中心エンジンの実態解明』◆ <1日の時間分解能で分光(偏光)モニター◆ Astro-H (2015--): 中性鉄輝線(“細い鉄輝線”)プロファイルの時間応答観測が初めて可能に⇒ トーラス内壁—BLRまでのガスの運動を統一的に理解◆ 大学間連携+?, (広島?, 南極?)12/23

3. 時間変動(24時間ネットワーク): 知りたいことトーラスと円盤の間に居るガス(Broad-line region,中性鉄輝線)の運動(輝線のDoppler shift)?
z [0.15 pc]

BH

BH+diskー・ー

トーラス
今日は、主に可視光輝線について話します

r [0.15pc]

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1.1 Echo mapping とは: 広輝線放射領域のサイズ測定
光度曲線

照射光
光源

紫外線

相互相関

9か月

照射光

連続光
可視光
輝線

He II
輝線
Ly a

輝線放射雲C IV◆ 遅延時間測定(サイズ測定)⇒ BH質量C III◆ Stratified ionization
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再放射光(遅延)

Hb

Peterson et al.

時間

1.2 速度分解Echo mappingとは: 速度毎の遅延測定
モデル計算例
速度分解
エコーマップ

遅延時間

観測例

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濃度:
flux

輝線形状
視線速度(波長)波長◆ 観測データの質(観測頻度, モニター期間, スペクトルS/N 等)不足のため、よくわからなかった。
◆ 同じHSTデータから、別/逆(inflow, outflow)の結論(1995--1997)。

1.2 速度分解Echo mapping: ここ数年の展開

遅延時間

例: Lick Obs. 3m Shane telescope, 64 nights,
12 objects

速度分解
エコーマップ

5日

Ha

HbHg

観測輝線形状「infallを示唆」

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遅延時間

視線速度(波長)モデル計算例(infallモデル)
視線速度

1.2 速度分解Echo mapping:
今後必要なもの/まだ足りないもの

WithA. Pancoast(UCSB),
峰崎さん〇 理論面: モデル計算の絶対的不足 (おそらく、十分な精度の観測データが不足していたため)
観測データが何を示しているのか導くのに不可欠
必要な準備研究を終えたので今後開拓していきます。

〇 観測面: 分光データのS/N and/or
観測頻度(現状は、typical interval~2日)⇒ 経度の異なる望遠鏡の連携モニターが必要
高S/N分光が必要な例

観測頻度上昇が有効な例
光度曲線
連続光70日Hb17/23

2.3 トーラス内縁と輝線領域: 特徴のまとめ◆ トーラス内縁: 近赤外線連続光〇 物理過程にはっきりした基盤: dust sublimation× 運動情報無し〇 観測・理論共に、日本が世界をリード (Magunum; 川口+10,11)
ここから中心エンジンへのガス供給を観たい(が、2020年でも直接空間分解は無理)◆ 輝線領域: 可視光広輝線, X線中性鉄輝線△ (BLRの)物理過程少し不定性 (LOC, dust sublimation)〇 運動情報得られる (Doppler shift)
× BLRサイズ測定(エコーマッピング): 米国が主導？ 運動測定(速度分解エコーマッピング):？ 可視光: たぶん追いつける(実質的には、最近始まったばかり)〇 X線: Astro-H (2015--)で初めて可能に
18/23〇 鉄輝線の計算に着手

3.1 モデル計算で目指しているところ
時間変動をモデル計算し、観測データとの比較から、トーラス—円盤間のガス流出入を明らかにしたい

観測者◆ (軸方向は噴出・トーラス方向は流入などの)
方向依存性◆ 天体毎に速度分解エコーマップは少し異なる。起源は?
＊光度(ガス降着率)?
＊BH質量?
＊視線角による見かけ?
＊光度・質量に依らない?

回転軸

中性鉄輝線
広輝線

(Collin+Kawaguchi 04)◆ 流入・流出状態の遷移＊間欠的噴出?
＊(Jet?)ガス噴出に伴う?

ダストトーラス
降着円盤

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3.2 構造変化のタイムスケール
r [104 RSch]
1234107.5 Msun BH, Lbol/LEdd = 0.1
5z [0.15 pc]

3500

BH+diskー・ー

広輝線領域

トーラス

3000

Clump-to-clump
velocity dispersion

2500(~ rotation velocity)

2000km/s
1500
1000(Kawaguchi 13)

r [0.15pc]◆ BLR構造の時間変化が期待されるタイムスケール:
r/V ~ 4年 (MBH/107.5Msun)0.25 (Lbol/LEdd/ 0.1)0.75⇒ 初期に一度良質のデータ取得 → 長く貴重な参照データに

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3.3 モデルが満たすべき条件 ⇒ 仮定(ガスの配置・運動)に① 輝線形状② 輝線形状の光度依存性:
Eddington比大程、輝線形状がpeaky(たぶん)強い制限(Collin, Kawaguchi,Peterson, Vestergarrd 06)

boxier(肩が発達)
Gaussianprofile(2.35)
peakier(裾が広い)

Eddington 比(天体の全光度 / Eddington 光度比) 21/23

偏光モニター観測◆ 可視光偏光フラックスが、U-bandフラックスの約8日遅れて変動することが発見された(2012)
c.f. トーラス内壁 ~ 中心から40光日, Broad line region ~ 5光日⇒ (謎の)散乱ガスはトーラス内壁とBLRの間にある希薄ガス
U-bandflux

1.3m (クリミア)
偏光度 ~ 1%前後

Polarizedflux(B-band)(Gaskell+12)

観測日

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2020年前後のAGN研究の(個人的)展望まとめ
1. より遠くへ・より低光度へ・rare objects/eventsの統計◆ 『巨大ブラックホールの形成史・成長史』◆ SDSSからの自然な拡張: 撮像探査＋follow-up分光
HSC, PFS, WISH, TAO, TMT
2. より高い空間分解能: Narrow-Line Region◆ 『巨大ブラックホールが果たした役割』
AGN Feedback, Coevolution◆ TMT, AO?, (南極?)3. 時間変動(24時間ネットワーク)・偏光◆ 『中心エンジンの実態解明』◆ 2020年になっても、中心部の空間分解不可能◆ <1日の時間分解能, Astro-H (2015--)◆ 大学間連携+?, (広島?, 南極?)
網羅はできていません(e.g., Hidden AGNs)。すみません。23/23