2020年代の光赤外天文学
活動銀河核サイエンス班 検討状況
松岡良樹（国立天文台／プリンストン大学）
on behalf of
活動銀河核サイエンス検討班

活動銀河核サイエンス検討班：メンバー•

秋山 正幸（東北大学）•

今西 昌俊（国立天文台ハワイ観測所）•

大須賀 健（国立天文台理論部）•

鮫島 寛明（JAXA/宇宙科学研究所）•

長尾 透（編集委員；愛媛大学）•

松岡 健太（京都大学／ソウル大学）•

松岡 良樹（班長；国立天文台／プリンストン大学）•

三澤 透（信州大学）•

諸隈 智貴（東京大学）

活動銀河核サイエンス検討班：活動状況
2014年•

前年12〜2月：メンバー募集、検討班立ち上げ•

2月14日：第１回検討班会議（顔合わせと方針の確認）•

4月23-24日：キックオフ研究会「活動銀河核ワークショップ」（国立天文台すばる棟大セミナー室；参加者 ~60名；国立天文台研究集会）
招待講演者… 伊藤洋介氏（東京；重力波）、上田佳宏氏（京都；X線）、梅村雅之氏（筑波；理論）、柏川伸成氏（国立天文台；地上大型計画）、河野孝太郎氏（東京；赤外線〜電波）、寺島雄一氏（愛媛；X線）、土居明広氏（宇宙研；電波VLBI）、西山正吾氏（宮城教育；銀河系中心）、吉田道利氏（広島；地上中小計画）•

4月24日午後：第２回検討班会議（キーサイエンスの選定）•

5月上旬：各班員へ検討項目の割り振り〜検討作業期間１〜•7月22日：第３回検討班会議（検討状況の報告）〜検討作業期間２〜•

9月1日：ここまでの検討結果の取りまとめ•

9月8-10日：光赤天連シンポジウム•

9月9日：第4回検討班会議（検討結果の議論、他分野との境界領域）

検討状況

活動銀河核：何がおもしろいのか？
暗黒物質ハローの銀河間物質

宇宙論的進化母銀河の星・星間物質

ジェット

電離物質
塵遮蔽体
降着円盤
超巨大ブラックホール

現在の検討項目（ キーサイエンス）
1. First Quasarsを発見する (seed BH?)：y松岡
2. 近傍宇宙のIMBHを発見する：諸隈
3. BH質量／Eddington比関数の宇宙論的進化を“完全に”解明する：秋山... そのためにBH質量測定の精密化を図る：k松岡... 塵に埋もれたSMBH成長期をあばく：今西
4. MBH - σstar関係の形成と進化を解明する：k松岡
5. SMBH近傍の物質の流れを解明する... 塵遮蔽体（トーラス）の形態・速度構造を空間分解によって解明する：今西... 降着円盤からSMBHへの質量供給機構を解明する：大須賀... SMBH近傍からのアウトフロー（UFO, BAL, NAL）の全貌を解明する：三澤
6. 母銀河へのAGN feedback（有無と頻度、規模、etc.）を完全に理解する：y松岡... 母銀河の星形成効率とそのAGN活動との関連性を導き出す：k松岡
7. 降着円盤から電離ガスにかけての構造をRMにより明らかにする：長尾（7a. 遠方宇宙までのRMの応用により、宇宙論パラメータを決定する：鮫島）
8. 時間変動観測で突発的質量降着を捉え、静穏SMBHの性質に迫る：諸隈
9. 電離ガスの金属量から、宇宙史に渡るAGN（母銀河）の化学進化を解明する：鮫島... Zero-metal Quasarsは（どこに）あるか？

SMBH質量の精密測定（k松岡）

現在の10m望遠鏡で力学的BH質量測定が可能な活動銀河NGC 4151。RM的BH質量と力学的BH質量は矛盾しない（e.g., Onken et al. 2014, ApJ, 791, 37）。

RM法は静穏銀河と活動銀河が同じMBH-σ関係に従うという仮定の下で成り立っているが、活動銀河の力学的BH質量測定によってこの仮定の真偽を調べる事ができる（静穏銀河と活動銀河のMBH-σ関係の直接比較）。これは高赤方偏移天体に用いられるSE法のレシピにも密に関係しており、SE的BH質量測定の精度向上にも繋がる。
RM天体の力学的BH質量を測定することでf factorの観測的決定が可能となる。例えば、velocity-resolved RM法（VRRM法）によって示唆されたf factorと傾斜角の関係（Pancoast et al. 2013, arXiv:1311.6475）を用いること
で、BLR構造に制限を加えることができる。

SMBH近傍の物質循環（大須賀）SMBH近傍の物質循環：アウトフロー（三澤）SMBH近傍の物質循環：アウトフロー（三澤）NAL

観測①：超高分散分光観測・超高S/N分光観測
吸収線モデルフィットによるパラメータ（柱密度, 掩蔽率, 放出速度, 速Mini-BAL度幅）の評価が可能。分解能R〜40,000、S/N比>30程度の観測で分解を試みる。また、R〜100,000程度の超高分散分光により、内部構造の微細内部構造に迫る

BAL

電離ガス領域の構造（長尾）京都3.8m/IFU可視分光装置~ 可視中分散分光の限界等級： mAB~19.5 (5 sigma, 1 hour)~ IFU mode à スリットロスのない観測が可能（本トピックとの関係では強力）~ 感度面では十分、十分な望遠鏡時間を用いて大規模モニタリング観測へ~ 現状よりもサンプル数を拡大（monitoring obs. for 20-30 objects or more）
TAO 6.5m/第１期装置： 近赤外撮像装置 SWIMS~ 近赤外分光観測の限界等級： KAB~22.2 (5 sigma, 1 hour, R~1000)~ MOS mode à 正確な相対キャリブレーションが可能（これも強力）~ 赤方偏移したバルマー輝線を調査可能（z ~ 0.6 - 3.5）
~現状よりも赤方偏移レンジ、BH質量レンジ、エディントン比レンジを拡大

電離ガス領域の金属量（鮫島）[α/Fe] の進化•Cosmic Clock–SN Ia と SN II の寿命の違いにより、ガス中の鉄の増加はα元素に比べて ~1 Gyr遅れる。

–[Fe/α] が急激に増加する時期を観測的に求めることができれば、その ~1 Gyr 前が第一世代星形成時期だと推定できる。

•

クェーサーの FeII/MgII フラックス比–FeII/MgII フラックス比を [Fe/α] の指標として使う。

–

z ~ 6 までいってもフラックス比の急激な増加の兆候は見られていない。

–z = 7 クェーサー (Mortrock+11) にもFeII の兆候が見られる。

•z > 7 の世界– 宇宙年齢 t < 0.77 Gyr.
– SN Ia はほとんど起こっていないはず。
– SN II の [Fe/α] と異なっている
場合、Pop III 星による金属汚染?
2020s

分子雲／塵遮蔽体の正体（大須賀）分子雲／塵遮蔽体の正体（今西）
4.6um

9.7um

12.0um

30.2um母銀河：AGN-SF connection（k松岡）[0] AGN活動と星形成の関係
近年の研究によって、AGNの活動性とその母銀河の星生成率の間には正の相関があることがわかってきた。この関係は言い換えるとSMBH成長と銀河進化の関係であり、銀河とSMBHの共進化の理解において重要な鍵となる。
現在の主なFIR観測装置
では近傍宇宙でさえpure-AGN領域に到達することができない

図13：現在の主要なFIR観測装置（左図：AKARI/FIS、右図：Herschel/PACS）で探査可能な天体分布のシミュレーション（0.01 < z < 0.22）。丸印と星印はそれぞれAKARI/FIS全天サーベイ、PEPサーベイ（COSMOS）によってFIRで検出されたtype-2 AGNを示す。また、白線はpure-AGN領域を示している（Matsuoka et al. 2014,submitted to ApJ）。

SPICA/SAFARIによる高感度広視野FIR観測（e.g., 10 deg2: on-sourceで0.2 hours）によって初めてpure-AGN天体の探査が可能になる（赤方偏移：0.01 < z < 0.22、AGN光度：41 < log LAGN < 45）。

母銀河：星間ガスの性質（y松岡）
超巨大ブラックホールは、宿主である銀河の進化にどのような影響を与えたのか？ MBH - σbulge 関係は何を意味するのか？

現状：明るい電離ガス輝線の観測↓
高速のガス・アウトフローが母銀河全体に広がっている。
頻度？質量？空間スケール？
中心AGNとの関係？

中性ガス？

（温かい）分子ガス？

（冷たい）分子ガス？

補償光学 + 面分光観測の独壇場- より暗く、細かく、遠くへ… TMT（~100 pc res. @ z ~ 2; 電離・中性・分子ガス）- 大規模観測による電離ガス・アウトフローの系統調査… すばるなど8m望遠鏡

宇宙論的進化：SMBH質量・Eddington比関数（秋山）
X線選択 + 可視赤外測光/分光 サンプル
• X 線選択は現状で最もクリーンな AGN の選択法である。
• AGN 光度関数の宇宙論的進化を明らかにするためには光度赤方偏移面をまんべんなくカバーするサンプルが必要であり、これまでのさまざまな探査観測でサンプルは広がってきた。2020 年代にはより広い範囲のカバーが可能になり、近傍宇宙の吸収を受けた種族の理解や最遠方宇宙の種族の理解が進む。

ハード X 線選択

ソフト X 線選択

+ SPICAなど赤外線観測
による、塵に埋もれたAGNの探査 (今西)eROSITA all-sky survey : 2016-2020

ATHENA : 2028-Ueda et al. 2014

赤方偏移 1.18 < z <1.68 の AGN のブラック
ホール質量関数、エディントン比分布関数、X 線光度関数の同時フィット

Akiyama et al. in preparation

AGN 種族全体としてのブラックホール質量関数、エディントン比分布関数

宇宙論的進化：IMBHsの探索（諸隈）[1] TMT+AOの高空間分解能観測による近傍銀河の力学的BH質量測定
TMT+AOによって実現される高空間分解能観測は高精度な力学的BH質量測定を可能にする。これまで測定が困難であった低質量BHの検出も可能になる：log(MBH/Msun) 〜 5 – 6。ちなみにTMT+AOは球状星団の中心におけるIMBH、log(MBH/Msun) 〜 4の測定も可能にする（Do et al. 2014, AJ, 147, 93）。

宇宙論的進化：SMBHsの誕生（y松岡）
最初の109 Msun BHが生まれる赤方偏移

LEddで光るSMBHの各バンド等級

Euclid/WFIRST/WISHとTMT分光で、
109 Msun SMBHはz~20まで観測可能;(M < -23等, MBH > 107 Msunという意味での)First Quasarsはz~15まで探索可
TMT/IRIS-spec: R=1000, S/N=5, t=5hrs活動銀河核研究は、2020年代に新たなステージへ
暗黒物質ハローの銀河間物質

宇宙論的進化母銀河の星・星間物質

ジェット

電離物質
塵遮蔽体
降着円盤
超巨大ブラックホール