SS2013	  Poster	  Award	  Talk@Zao
Aug	  01,	  2013

Buried	  AGN	  ac-vity	  in	  infrared	  galaxies	  studied	  by	  AKARI	  2.5-­‐5	  um	  spectroscopy
Ichikawa	  et	  al.	  2013,	  to	  be	  submi7ed

Your	  understanding

Infrared	  (IR)Galaxies
AGNs

ICHIKAWA,	  Kohei
市川幸平	  (Kyoto	  University)

PAH

1

Before	  my	  talk...
For	  the	  anonymous	  9	  guys	  who	  voted	  me✔	  Thank	  you	  for	  vo6ng!!
✔	  My	  talk	  was	  realized	  by	  your	  great	  passion!

For	  the	  audience✔	  Thank	  you	  for	  coming/sharing	  the	  6me	  with	  us!!
✔	  My	  talk	  will	  be	  completed	  by	  adding	  your	  frui@ul	  ques6ons!!

For	  the	  LOC	  members✔	  Thank	  you	  for	  the	  great	  organiza6on!
✔	  This	  summer	  school	  cannot	  be	  realized	  without	  your	  help!!

2

Mo-va-on:	  Hidden	  Energy	  Source

ﬂux

Infrared	  Galaxies	  (IRGs)

ﬂux

ﬂux

ﬂux

Normal	  Galaxies

Op6cal InfraredOp6cal Infrared

wavelength

wavelength

Infrared	  Galaxies:	  very	  bright	  in	  IR	  than	  op6cal	  ✔	  Hidden	  energy	  source	  should	  exist	  behind	  the	  dust✔	  Possible	  energy	  sources:	  Starburst	  (SB)	  and/or	  AGNs

Disentangling	  two	  energy	  sources	  are	  crucial	  to	  understand	  the	  starforma-on	  and	  AGN	  ac-vity	  3	  Mo-va-on:	  Hidden	  Energy	  Source

ﬂux

Infrared	  Galaxies	  (IRGs)

ﬂux

ﬂux

ﬂux

Normal	  Galaxies

Op6cal InfraredOp6cal Infrared

wavelength

wavelength

Infrared	  Galaxies:	  very	  bright	  in	  IR	  than	  op6cal	  ✔	  Hidden	  energy	  source	  should	  exist	  behind	  the	  dust✔	  Possible	  energy	  sources:	  Starburst	  (SB)	  and/or	  AGNs

見えないものを、見てみたい4Sample:	  Infrared	  Galaxies	  13sun

12IR-1log
LIR [erg	  /L s )]log(L12.5

11.5

1110.5

10AKARI	  satellite●	  Our	  sample
our sample■	  Imanishi+	  Ima+ ’10 ’10
0 0.05 0.1 0.15 0.2 0.25 0.3 0.35 0.4 0.45 0.5

redshift

Infrared	  Galaxies	  in	  the	  local	  Universe
LIRG:	  LIR	  >	  1011	  Lsun	  ,	  ULIRG:	  LIR	  >	  1012	  Lsun	  5あるいは星間ダスト呼Buried	  AGN	  diagnos-cs:	  PAH#!!

含む鉱物や、有機物のきな分子が含まれてい"!!

素や一酸化炭素などのの濃い分子雲中に取りAGN:	  EW<40nm

SB:	  EW>40nm!

子雲中に星が誕生し星NGC2339

放射や分子の格子振動&#'$

ストからの放射のエネ60の波長域に対応するた

うことにより、ある天+.-(%)

(µ*!

**

NGC262PAH*"

*&*#

100

されるようになると、みと実際の天体物理環50下でのダストの光学特flux (mJy)のためには、実験室に40た状態で存在している

flux (mJy)のような組成や分子構PAH?

測的に明らかにする試20必要となる。

00ドは、多環式芳香族炭化33.54wavelength(µm)

drocarbon; PAH) を
図 1: (a)ISO Short Wavelength Spectromeる。PAH は、紫外線
ter(SWS) によって取得された一連の未同定赤外のエネルギーを炭素バンドのスペクトルの例 (HD44179)。(b) 各バン、屈伸振動などの格子ドに対応する格子振動モードの模式図。丸数字はセスを通して解放し、(a) の図中の各バンドの識別番号に対応している。
射として寄与すると考

4.5

3

3.5
4wavelength(µm)

4.5PAH	  emission	  ✔	  PAH	  emission	  is	  excited	  by	  UV	  radia-on	  (from	  SB)
✔	  PAH	  emission	  is	  destroyed	  by	  X-­‐ray	  (from	  AGN)
1	  PAH	  Diagnos6cs✔	  Weak	  PAH	  emission	  (EW<40nm):	  a	  sign	  of	  buried	  AGN 6

Buried	  AGN	  diagnos-cs:	  con-nuum
ESO286ïIG19stellar

100

flux (mJy)

20Hot	  dust

3

3.5
4wavelength(µm)

4.5Hot	  dust	  component✔	  starburst	  can	  heat	  only	  up	  to	  ~100K✔	  Hot	  dust	  (T>200K)	  con-nuum:	  a	  sign	  of	  buried	  AGN7

ResultsBuried	  AGN	  energy	  contribu6on✔	  increase	  with	  infrared
Luminosity✔	  only	  up	  to	  ~10%	  	  	  	  	  (very	  small!)Buried AGN fraction✔	  increase	  with	  infrared
Luminosity✔	  AGN	  ac6vity	  is	  almost
ubiquitous	  in	  U/LIRG	  range

0.8

0.6

0.4

0.2

0
10

10.5

1110.51111.51212.51311.51212.513

log LIR/Lsun

0.2

Buried AGN contribution

Buried	  AGN	  frac6on

10.15

0.1

0.05

010

log LIR/Lsun

Bulk	  of	  infrared	  emission	  originates	  from	  SB,	  NOT	  AGN!!

8Summary

見えないものを、見てみたいInfrared	  Galaxies:	  very	  bright	  in	  IR	  than	  op6cal	  ✔	  Hidden	  energy	  source	  should	  exist	  behind	  the	  dust✔	  Possible	  energy	  sources:	  Starburst	  (SB)	  or	  AGNs-­‐>	  Disentangling	  two	  energy	  sources!!

Results✔	  Buried	  AGN	  is	  ubiquitous	  in	  infrared	  galaxies✔	  Buried	  AGN	  energy	  contribu6on	  is	  very	  small	  (only	  up	  to	  ~10%)-­‐>	  Bulk	  of	  infrared	  emission	  originates	  from	  SB,	  not	  AGN	  in	  the	  local	  Universe!!
9Thank	  you!!

10Appendix11Ac-ve	  Galac-c	  Nuclei	  (AGN)
GalaxySMBH	  +	  accre-on	  disk

AGN

Dust	  torus<10	  kpc

pc	  scale

What	  we	  see	  at	  each	  energy	  band
Accre-on	  disk：Op-cal	  to	  X-­‐ray
Dust	  torus	  :	  mid/far	  Infrared
12

からの紫外線や可視光が供給されるようになると、PAH(Polycyclic	  Aroma-c	  Hydrocarbon)分子受け取ったエネルギーを熱放射や分子の格子振動のいルギーは、ちょうど赤外線の波長域に対応するたSakon-­‐san’s	  slide%!!

6.2	  um 7.7	  um+,-

め、赤外線の分光観測を行うことにより、ある天動

ネ

た

天

構る(%)

(µ*!

***"

*&*#+.-

ν

かを探ることができる。そのためには、実験室に#!!

おいてさまざまな物理環境下でのダストの光学特3.3	  um
性や化学的な性質を探る試みと実際の天体物理環境下でのダストの性質を観測的に明らかにする試

8.6	  um

11.2	  um

みとのコラボレーションが必要となる。

"!!

!

1.1

星と、$造をもつダストがどういった状態で存在しているのり'

体固有の物理環境下で、どのような組成や分子構

$!!

ﬂux

呼#によって解放する。このダストからの放射のエネ

体っ&波長	  (μm)

未同定赤外バンド

Sakon-­‐san’s	  slide

本研究で着目するダストは、多環式芳香族炭化水素 (polycyclic aromatic hydrocarbon; PAH) をPAH分子の性質
星生成(紫外線)
&#+.-

図 1:

(a)ISO Short Wavelength Spectromeによって取得された一連の未同定赤外'$(%)*!
***"*& ter(SWS)*#
光子を吸収し励起され、そのエネルギーを炭素(µバンドのスペクトルの例 (HD44179)。(b) 各バン
炭素や炭素-水素の伸縮振動、屈伸振動などの格子ドに対応する格子振動モードの模式図。丸数字は振動モードに対応するプロセスを通して解放し、(a) の図中の各バンドの識別番号に対応している。
主に中間赤外域にバンド放射として寄与すると考含む炭素系の大きな分子である。PAH は、紫外線

AGN(X線)励起され、赤外線で再放射(輝線が見える)破壊される
1(輝線が見えない)
131.
P
PAH

G3-35umx2
ULIRGのエネルギー源とその診断法
PAH輝線の見え方
EW:	  等価幅
PAHsy7?0^x PDRsQ~500pc

AGNSsyl
7?0(SB)(a) 星生成(SB)起源
エネルギー源:UV

}oAGN(b) AGN起源

エネルギー源:UV+X線(c) 複合型

エネルギー源:UV+X線

Imanishi et al. (2006)

featureless
UV: 生き残る

PAH
EW(PAH) : large

PAH(多環芳香族炭化水素)分子 2AGN+SB

EW(PAH) : small(=輝線が見える)

X線: 破壊される(=輝線が見えない)
ダスト吸収

H»!"de¯¨V L ²³´ ¥¦ 2.8!4.1 µ¶³ <>¼#: 3.3 µ¶³ PAH BC: ½(¾:ULIRG,LIRG(のエネルギー源)を、地上から唯一観測でき=<>?@M$%Y: ULIRGs #¿ÀÁÂ#E±ÃÄÅ15)8 (a): vwx'ÆÇ-.Y
るPAH輝線3.3μmの有無で分類
14
ULIRG#<>8»:’08, ’10)
^vwx#=<>?@'("V%YZ:vwx'ÆÇ-.Yop](Moorwood1986, Imanishi+^:#UPV 100 ÈÉÊ>¹º: 3.3 µ¶³ PAH BC4: 'de-./8 (b): vwx4

EW(PAH)>40	  nmEW(PAH)<40	  nmサンプルULIRGに関しては、多数のサンプルがある	  (Imanishi+	  ’06,	  ’10)より低光度側のIRG,	  LIRGを中心としたサンプルからランダムに選択
NGC520 (z=0.007609 ; HII ; logLIR/Lsun=10.9101)
IRG:	  6天体,	  LIRG:	  11天体,	  ULIRG:	  6天体をAKARI	  IRCで観測

100

連続光

3.3um	  PAH3.4um	  PAH+輝線+吸収線で

Brβ

Pfβ50

Pfγ

3.1um	  H2O氷4.29um	  CO24.67	  um	  CO0flux(mJy)(mJy)
ﬂux	  フィッティング

Brα33.5
4wavelength(µm)
波長(μm)

4.5