2021年度せいめいUM, 2021年8月12日

せいめい望遠鏡を用いた
AGN time-domain サイエンスの展望
小久保充 (プリンストン大)

峰崎岳夫(東大)、岩室史英(京大)、野田博文(阪大)、鮫島寛明(東大)Image Credit: Nahks TrʼEhnl (www.nahks.com)
Catherine Grier (The Pennsylvania State University) and the SDSS collaboration
http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/psmt/image/telCG̲still.png

内容• AGN反響マッピング (Reverberation Mapping; RM):
原理、最近の進展、残された論点・課題(*1型AGN; ブレーザーの話は含みません)• せいめい望遠鏡(KOOLS-IFU, IRS + TriCCS)の強みを生かした(超)長期AGNモニタによるRM観測提案(*非せいめいユーザーからの提案なので実証データはありません. 概念的な話のみ)

AGN円盤放射と再放射成分(広輝線、ホットダスト)
Broad lines (>2000 km/s) from
Broad Line Region (BLR)
1600Å

C IV

ダストトーラス内縁放射(T~1500K)

2800Å

Mg IIν fν4800Å

Hβ

降着円盤連続光
1000

2000

3000

4000 5000

10000

20000

30000

40000

Rest-frame λ (Å)

ダストトーラス

BLR

降着円盤~0.01 pc~1 pc

Urry+Padovani 1995
Cackett+2021

Disk

AGN 反響マッピング

HβReverberation Mapping (RM)R

• AGN降着円盤のランダムな光度変動 (~0.1等/年)(降着円盤不安定性? e.g., Kokubo 2015; 2018)
̶> 広輝線、ダストトーラス放射は “反響”(reveberate)する: R = c × Δt

• 降着円盤+反響光度曲線から タイムラグ Δt , つまり R = c × Δt の測定 = RM
空間分解できないAGN領域の大きさを”測定”できる. ただし高コスト (長期間分光)
Arp151 Hβ (Bentz+2009)

R = c × Δt
R
Flux

降着円盤連続光入力
なまされた応答~ 4日
Hβ広輝線

Netzer 1990
Pancoast+2014

R - L 関係: 放射領域半径 R vs. AGN円盤光度 L
5個の近傍セイファート

40個の近傍セイファート

Hβ5CIV0.0±10.6

R∝

L

4CIV

Peterson+2005(HST, IUE)

1350

R

∝

CIV

530.

L

03
.
03±(erg/s)
Bentz+2013(MgII : R — L 関係は不定)(erg/s)• 大まかにR ∝ L0.5 … 電離パラメータ ( L / 4πR2 )一定のスケーリングに(大体)乗る
光度 輝線幅• この経験的関係がSMBH質量推定の基礎:

SDSS QSOs + α の MBH vs. 赤方偏移
可視で観測可能な広輝線
Hβ MgII
CIV

分光 MBH 推定

Hβ in H-band

Stat. errors

Hβ in K-band
MgII in K-band

1σMgII in H-band~40個のRM AGNs (z < 0.1)
https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept13/Shen/Shen4.html

最近のRM観測の進展, 残された論点・課題
Alvarez+20

Hoormann+19

高赤方偏移QSOs(可視分光)

エディ

近傍セイファート

L
∝
R?

0.

034.
0±533

比ン

トン

(IUE, HST)

HβCIV• エディントン比の大きいAGNsではHβ R— L関係がずれている? (Grier+2017, Du+2018, Alvarez+20)• 静止系UV広輝線(CIV, MgII)のRM観測は少ないまま… MBH推定の基礎は実はあやふや
̶> 高光度(エディントン比)、高赤方偏移AGNsのRM観測サンプルを増やしたいτ ∝ L0.5 × (1+z) … 超長期(>年単位)の高測光精度分光モニタ必須

最近のRM観測の進展, 残された論点・課題
Alvarez+20

Hoormann+19

R - L直線関係からのズレ

高赤方偏移QSOs(可視分光)

近傍セイファート(IUE, HST)

HβCIVエディントン比• エディントン比の大きいAGNsではHβ R— L関係がずれている? (Grier+2017, Du+2018, Alvarez+20)• 静止系UV広輝線(CIV, MgII)のRM観測は少ないまま… MBH推定の基礎は実はあやふや
̶> 高光度(エディントン比)、高赤方偏移AGNsのRM観測サンプルを増やしたいτ ∝ L0.5 × (1+z) … 超長期(>年単位)の高測光精度分光モニタ必須

観測提案➊:KOOLS-IFU可視面分光モニタによる高エディントン比AGNsの高精度Hβ RM
Alvarez+20

エディ<̶ ここを狙う

トン(z~1で i < 19等のAGNに対応)
比ン

L∝R?

340.0
±330.5Hβref. 名越さん(京大)の観測・研究 (unpublished)

KOOLS-IFU (after 2020 Oct.)

• IFU

8.4”

• ~100% ﬁber ﬁlling + oﬀset sky ﬁbers

8.0”

̶> ﬂux測定精度向上.
3.8 arcmin away

• 広い波長域をカバー
̶> スペクトル成分分解が容易.
FWHM=2”

赤方偏移選択の自由度.

http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/~kazuya/p-kools/inst-info/index.html

IFUの利点: [OIII]狭輝線を用いたHβ広輝線フラックスの相対較正KOOLS-IFU• [OIII]狭輝線は広がった母銀河ガスに付随= 無変動
̶> Hβ広輝線フラックスの相対較正に使える (Peterson et al. 1995)

Peterson+1998• KOOLS-IFU面分光ならスリットロス無し[OIII]で”[OIII]相対較正法”を使える
Hβ

Hβのみ有効.

MgII, CIVには適用できない.

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...501...82P/abstractターゲット, 必要な観測期間• SDSS分光QSOsで特に高光度のもの~10天体くらいが現実的?

?

比ン

トン

観測系でのHβ遅延 ~ 200 ̶ 600日
̶> 少なくとも2年間のモニタ観測
観測頻度は月に1回程度 (後述)ディ

• i ~ 19等 ~ L5100 ~ 1045 erg/sエ• Hβ+[OIII] は z < 1 で観測可能~5000 QSOs

~10天体くらいピックアップ

観測頻度?
具体例: 名越さんのKOOLS-IFU RM観測(i~18等 SDSS QSO at z~ 0.289)よりガウシアンプロセスによるモデル化を用いて、

τobs = 387 ± 40日
τrest = 296 ± 30日
一般論として• 円盤連続光測光データが密ならば、分光データが粗でも時間遅延を測定できる… 目安は月に1回分光• 測光データは自分で撮る(TriCCS) or 全天サーベイに頼る. 北天なら ZTF など.
ターゲットのpre-selectionも有効 (“良い”測光変動パターン ̶> 分光開始)
http://seimei.nao.ac.jp/ﬁles/UM/2020/Oral/Nagoshi.pdf

期待できる結果: Hβ R-L 関係の高エディントンAGNでの振る舞いの観測、円盤自己遮蔽モデルの検証• 高エディントン比天体では降着円盤がref. Wang+2014; Czerny+2019• R — L 観測値とモデル予言値の比較で直接検証可能 !

3log (Hβ 放射半径) [光日]薄い円盤 から 厚い円盤に変化
̶> 自己遮蔽で電離光子が減少する?

Czerny+2019

210

自己遮蔽 ∝
エディントン比424446log (L5100Å) [ergs/s]
Müller 2004

観測提案❷:
近赤外相対測光分光器IRSによる
超長期(~10年)近赤外反響マッピング

近赤外相対測光分光器IRS(see 岩室さんのトーク)(2020年代後半~?)• φ12' 内の任意の２天体を同時に面分光
̶> 相対測光/分光による高精度分光モニター• 広波長域 : zYJHK同時 (0.86 ‒ 2.2μm)
高分散 : R ~ 4000
赤外分光モニタは非常にユニーク!
クロスディスパーザで折りたたみ

岩室さんのwebpage: http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/~iwamuro/NIS/index.html

観測可能broad lines vs. 赤方偏移HβMgII • Hβ : z = 0.8 — 3.5MgII : z > 2.0

観測波長(Å)

K

C IV : z > 4.5

HJYz-band• HβとMg II (z = 2 - 3.5)
CIV

Mg IIとC IV (z > 4.5)を同時に狙える
̶> UV輝線, Hβ輝線間の放射半径を直接比較できる• サンプル, 観測頻度などは
KOOLS-IFUの議論と同じ

赤方偏移

̶> 全輝線のR-L関係の確立

最高赤方偏移QSO RM: CIV in Y/J band, MgII in H/K
From 峰崎さん, 北天+南天 (ref. Inayoshi+2020)

観測系遅延500日

700日

mAB (1450Å)

TAO/SWIMSSuper MAGNUM Legacy 200

1000日
観測frameのCIV遅延

せいめい/IRS
赤方偏移- せいめい/IRSでは北天の最も明るい z > 4.5 QSOs (せいぜい数個?)を観測- >3年以上モニタ、観測頻度は 最低でも半年に１回

最後に: RM-based AGN Hubble diagram ?
• R — L 関係がgiven ̶> RMによるRの測定から光度Lがわかる• RMはBAO, Ia超新星などと独立に宇宙のダークエネルギーのprobe(標準光源)になりうる [原理的にはz~7まで](e.g., Yoshii et al. 2014, King et al. 2014)• ダークエネルギーの時間進化の検出!?
IRS , TAO/SWIMSKOOLS-IFU

King et al. 2014

まとめ装置KOOLS-IFU

装置の強み

提案

面分光による[OIII]フラックス

z < 1 高エディントン比(光度)AGNのロスの軽減̶>高精度相対測光

Hβ+[OIII] RM

近赤外相対測 2天体同時分光による相対フラ光分光器IRS

ックス精度の向上、近赤外線

UV輝線R-L関係の確立、高赤方偏移
AGNによる宇宙論• RMによるR-L関係は遠方AGNs/QSOsのSMBH質量推定の基礎なので、高精度のRM観測は銀河・AGN進化の文脈でも高インパクト• RM-based AGN Hubble diagram ̶> 宇宙パラメータ?
• Flux(相対)精度はとても重要. テクニック次第で~0.01magいけるか?
• 超長期のlow cadence monitoringは共同利用の文脈にはのらない?
(キュー観測に移行すれば、”割り込み”でcadence観測取得可能?)期間

月1分光/2年̶5年

月1分光/3年̶10年

Coaddによる高S/Nスペクトル• RMの複数エポックの分光データをcoadd —> 超高S/N分光• 母銀河成分とAGN成分のスぺクトル分解 …高赤方偏移でのAGN-銀河共進化• AGNスペクトル中のFe II/Mg II輝線比を用いた金属量測定

Mg II
Fe IIAGN成分

Fe II

母銀河成分

Matsuoka+2015; SDSS複数分光データのcoadd

Sameshima+2020; z~2.7 QSOCoaddによる高S/Nスペクトル• RMの複数エポックの分光データをcoadd —> 超高S/N分光• 母銀河成分とAGN成分のスぺクトル分解 …高赤方偏移でのAGN-銀河共進化• AGNスペクトル中のFe II/Mg II輝線比を用いた金属量測定

QSO [Mg/Fe]と化学進化モデルの比較

AGN成分
母銀河成分

灰点: non-AGN銀河
赤点: Matsuoka+2015 AGN母銀河
Matsuoka+2015; SDSS複数分光データのcoadd

観測提案❸:
TriCCS多バンド測光によるAGN降着円盤連続光反響マッピング
Kokubo 2018, and references therein

QSO PG2308 at z=0.433
Kiso/KWFC ~3 yrsu

griz

降着円盤光自身も他バンドで時間遅延を示す(X線コロナ放射の再放射)• ダイクロイックミラーによる3色同時撮像*AGNには秒スケールの早い変動は無い …
CMOS高速読み出しは活かせない(ref. 星質量BH GX 339­4 ~ 1秒)

Kokubo 2018, and references therein

ルデモ

盤円準標

• 標準円盤モデルの予言値と 円盤RMの測定値が合わないという指摘• 高光度QSOサンプルの”密な”モニタ で high-mass end を押えたいSeyfert galaxy NGC5548 (z = 0.016)
ContinuumContinuum
HβNGC5548; De Rosa+2017

Continuum

Mg II(day)NGC5548, HST/COS; De Rosa+2015
NGC5548, Swift/; Cackett+2015

MgII variability is typically weak (e.g., Kokubo+2014; **MgII is collisionally excited)Hβ R-L のディスク影モデルの検証
Wang+2014

At very high accretion rate, diskʼs
thick funnel (slim disk) selfshadows the ionizing photons
̶> small RBLR at high accretion rate

geometrically thick funnel

self-shadowing

Hβ R-L のディスク影モデルの検証
Wang+2014

Czerny+2019

At very high accretion rate, diskʼsthick funnel (slim disk) selfshadows the ionizing photons
̶> small RBLR at high accretion rate

geometrically thick funnel

self-shadowing

TAO “super MAGNUM”• Tokyo Atacama Observatory 6.5-m IR telescope @5640 m Chajnantor, Chile.
Science operation in 2023̶

• IR RM for AGNs is one of the TAOʼs key projects (“Super-MAGNUM”)• Hβ RM at z < 4 and MgII RM at z > 1• MgII RM-based MBH for z ~ 7 AGNs !? (monitor for ~10yrs)

Transmittance• Survey simulations and sample selection are ongoing … (MK+)

zYJHKLHβ @ z<4MgII @ z~7

TAO/SWIMS+MIMIZUKUSubaru/PFS-RM
Higher-z, higher-S/N,wider-λ version of SDSS-RM• Subaru Prime-Focus multi-object Spectrographwith 2400 ﬁbers,
covering 0.4 ̶ 1.26 μm (J-band)

HSC/COSMOS ﬁeld

• PFS/SSP ̶> Subaru Intensive program• Plan: 1 obs. (1 hr) per month, 3 years• ~2 mag deeper than SDSS-RM• Photometry light curve from LSST ? (J. Trump)>1300 variable AGNs
in a single pointing

Kimura, MK+2020; MK in prep.

Subaru/PFS-RM
Hβ & MgII

Higher-z, higher-S/N,wider-λ version of SDSS-RM

MgII & CIV• RM for two lines in each of AGNs
̶> inter-calibration between the two• Survey light curve simulations• Success rate ~ 20%
̶> lag detections in100 ‒ 200 AGNs are expectedplanplanMK+