銀河と活動銀河核の準解析的モデルとすばるHSCサーベイ
素粒子・原子核・宇宙「京からポスト京に向けて」シンポジウム
201９年１月１０日
大木 平
カブリIPMU
共同研究者:
白方光 (北海道大学), 長島雅裕 (文教大学), 川口俊宏 (尾道市立大学),
岡本崇 (北海道大学), 石山智明 (千葉大学), nu2GC team

序論

超巨大ブラックホール(SMBH)形成

SMBHの質量と銀河のバルジ質量の相関

MBH (Msun)

McConnell & Ma 2013

Mbulge (Msun)

QSO 3C273(ESA/Hubble & NASA)• 超巨大ブラックホール (SMBH) と銀河の共進化の示唆• 宇宙論的な枠組みのもとで、銀河とSMBHの形成・進化を統一的に理解したい• AGN/QSO の統計的性質が、共進化を理解する手がかり

QSO/AGN クラスタリング
QSOバイアス

二点相関関数

ハローバイアス
ホストハロー質量SDSS & 2dF QSO Redshift SurveyQSOバイアス  

• QSO/AGN のホストハロー質量

   • SMBH 形成過程, QSO/AGN 放射過程, light curve に依存

AGN クラスタリング

様々なタイプの AGN のホストダークマター (DM) ハロー質量の赤方偏移進化(Alexander & Hickox 2012).

••

活動銀河核 (AGN) のクラスタリング
は、SMBH の形成過程や AGN 発現過程の観測的制限の一つ
ただし現状はまだ観測の不確定性大目的AGN 形成モデルはクラスタリング観測によってどのように制限されるか？
− 準解析的銀河・AGN形成モデルを用いた調査 −• 大規模宇宙論的N体シミュレーションに基づく準解析的銀河・AGN形成モデルを用いたAGNのクラスタリング解析• 観測との比較

準解析的銀河形成モデル ν2GC

1. 銀河形成モデル••

宇宙論的N体シミュレーションに基づく DM ハローの merger tree (Ishiyama et al. 2015)
バリオン物理：ガス cooling, 星形成, supernovae & AGNs からのフィードバック(Shirakata et al. 2019)
Galaxy mergers
Disk instability

2. AGN 形成モデル

仮定: 銀河同士の major/minor merger 及び disk instability
により、 SMBH へのガス供給が起き、AGN が発現する&̇ '( =

3. SMBH へのガス降着のタイムスケール

Image Credit: NASA, ESA, Hubble Heritage Team∆&-..
! − !7!-8!
exp!-..
!-..

仮定: ガス降着によるBH成長のタイムスケールは、 < 100 pcスケールの/0ガスの角運動量損失のタイムスケール !loss で制御される, !loss ∝ &).+'( ∆&-.. .
ここで、&'( は SMBH 質量, ∆&-.. は降着するガス質量を表す。
!loss の &'( , ∆&-.. 依存性は、降着円盤と circumnuclear disk のダイナミクスから導かれる結果と定性的に一致する。

QSO 3C273(ESA/Hubble& NASA)CosmologicalN-body simulations
Ishiyama et al. 2015

550 billion particles
1.12Gph/h box

Merger trees of dark matter halos

Merger history of dark matter halos

7B4/ 3 6()0/)

68 3 6/ 7/6.

9 5CC

192 38CC

192 38

バリオンの進化
Hot gasDisk stars

Bulge stars

Cold gas

Supermassive
black hole

Nagashima et al. 2005; Shirakata et al. 2019

AGN luminosity functions
Shirakata et al. 2019

モデルは観測される AGN luminosity function を幅広い redshift で再現する

結果

X-ray AGN の2点相関

z~01log10 LX = [43.5,44.5]
log10 LX = [42.5,43.5]
log10 LX = [41.5,42.5]

10z~0.5
1100wp(rp) [h-1 Mpc]

10100wp(rp) [h-1 Mpc]

wp(rp) [h-1 Mpc]

100

log10 LX = [43.5,44.5]
log10 LX = [42.5,43.5]
log10 LX = [41.5,42.5]

log10 LX = [43.5,44.5]
log10 LX = [42.5,43.5]
log10 LX = [41.5,42.5]

10z~1
1

110110110-1-1-1z <~1では、明るいAGNより暗いAGNのamplitudeの方が大きい
rp [hMpc]
rp [hMpc]
rp [hMpc]

z~1.5
11rp [h-110Mpc]

log10 LX = [43.5,44.5]
log10 LX = [42.5,43.5]
log10 LX = [41.5,42.5]

10z~21

1rp [h-110Mpc]

100wp(rp) [h-1 Mpc]

10100wp(rp) [h-1 Mpc]

wp(rp) [h-1 Mpc]

100

log10 LX = [43.5,44.5]
log10 LX = [42.5,43.5]
log10 LX = [41.5,42.5]

log10 LX = [43.5,44.5]
log10 LX = [42.5,43.5]
log10 LX = [41.5,42.5]

10z~2.5
11rp [h-110Mpc]

AGN バイアス

3log10 LX = [43.5,44.5]
log10 LX = [42.5,43.5]
log10 LX = [41.5,42.5]

2.5

221.5

1.5

1.5z~1111rp [h-11110rp [hMpc]
3log10 LX = [43.5,44.5]
log10 LX = [42.5,43.5]
log10 LX = [41.5,42.5]-1

101Mpc]3log10 LX = [43.5,44.5]
log10 LX = [42.5,43.5]
log10 LX = [41.5,42.5]

bias

221r[h-110Mpc]

log10 LX = [43.5,44.5]
log10 LX = [42.5,43.5]
log10 LX = [41.5,42.5]z~2.5
111Mpc]2z~2z~1.5

101.5

1.5

1.5

rp [h-12.5

2.5

2.5

bias

2z~0.5z~0log10 LX = [43.5,44.5]
log10 LX = [42.5,43.5]
log10 LX = [41.5,42.5]

2.5

bias

bias

bias

2.5

33

log10 LX = [43.5,44.5]
log10 LX = [42.5,43.5]
log10 LX = [41.5,42.5]

bias

3

$%,'()⁄$%, *+!=

1r

[h-110Mpc]

1rp [h-110Mpc]

AGN バイアス!(# $%& Mpc) =-.,012⁄-., 344log10 LX = [41.5,42.5]
log10 LX = [42.5,43.5]
3.5 log10 LX = [43.5,44.5]

AGNバイアスは、high-z と low-z でluminosity dependence が逆転する

bias

32.5

•
•

2
1.5
1
0.5
00.5

1

1.5

2

2.5

redshift

33.5

4high-z では明るいAGNの方がバイアス大low-z では暗いAGNの方がバイアス大X-ray AGN の２点相関: 観測との比較
Cappelluti et al. 2010

100

10z=0
1z~3

Koutoulidis et al. 2013
Model: log10 LX = [43.5,44.5]
Model: log10 LX = [42.5,43.5]
Model: log10 LX = [41.5,42.5]

1000wp(rp) [h-1 Mpc]

1000wp(rp) [h-1 Mpc]

z~110010z~110.11rp [h••-110Mpc]

Allevato et al. 2014

1000wp(rp) [h-1 Mpc]

z=010010z~310.11rp [h-110Mpc]

0.11rp [hモデルの AGN クラスタリングは観測をよく再現する
z=0 では、比較的暗い AGN のクラスタリングの方が、明るいAGN のクラスタリングよりも強い。

-110Mpc]

Lx-Mhalo relationz=2 では、ハロー質量は AGN luminosity とともに増加する傾向。

z=0.5 では、重い (!"#$% ≳ '(') "*' !⨀ ) ホストハローに属する暗い AGN が存在する(赤い波線の領域)。
これらの AGN は長いガス降着タイムスケール ,loss を持つ。

All AGNs

All AGNs

Satellites

Satellites
Centrals

DMハロー

z=0.5

Centrals

Central andsatellite AGNs

z=2.0

Central AGN
Satellite AGN
Satellite AGN は同程度の明るさのcentral AGN と比較してより重いハローに属する   

Halo occupation distribution (HOD)
log10 LX = [43.5,44.5]
100 log10 LX = [42.5,43.5]
log10 LX = [41.5,42.5]
CentralSatellite-1z~31010-210-310-4
10-5 1010

log10 LX = [43.5,44.5]
100 log10 LX = [42.5,43.5]
log10 LX = [41.5,42.5]
CentralSatellite-1z~410<N(Mhalo)>log10 LX = [43.5,44.5]
100 log10 LX = [42.5,43.5]
log10 LX = [41.5,42.5]
CentralSatellite-1z~1
10<N(Mhalo)>halo<N(M)><N(M halo)>

Mean occupation number <N(Mhalo)> : 質量 Mhalo のハローに含まれる AGN の平均個数

10-2
10-310-4

101110121310
Mhalo [Msun/h]

10

Mhalo[Msun/h]

141015

10-5 101010-210-3
10-4

101110121310
Mhalo [Msun/h]

10

Mhalo[Msun/h]

141015

10-5 1010101110121310
Mhalo [Msun/h]1014

Mhalo[Msun/h]• Central AGN のmean occupation number <N(Mhalo)> は、!"#$% ~'(').+ ",' !⨀ からおおよそ flat.
• Satellite の <N(Mhalo)> はハロー質量とともに増加• HOD は less massive end まで続いている -> small scale まで解くことが重要

1015

Satellite AGNs の重要性
2PCF への satellite AGNs の寄与
All
CentralSatellite

wp(rp) [h-1Mpc]

100

10

Central AGN
Satellite AGN

z~12halo term

11101halo termrp [h-1 Mpc]

Satellite AGNs が 2点相関の 2halo term に寄与し、amplitude を増加させる

トリガー機構ごとのHOD
z~110-310-4halo<N(M)><N(M halo)>

100z~310-2
10-3
10-4

1011

1012
1013
Mhalo [Msun/h]1014

All satellite
Merger driven
DI driven

10-1

100z~1

10-3
10-4
10-5 10101011

1012
1013
Mhalo [Msun/h]

1014

111012

1310
Mhalo [Msun/h]1014

Mhalo[Msun/h]

1015

10-3

100

z~310-2
10-3

10-5 10101011

1012
1013
Mhalo [Msun/h]

1014

1015

All satellite
Merger driven
DI driven

10-1

10-4

1010-210-5 10101015

All satellite
Merger driven
DI driven

10-1

10-2

z~410-4

10-5 10101015

All central
Merger driven
DI driven

10-1<N(Mhalo)>

10-2

100

All central
Merger driven
DI driven

10-1<N(Mhalo)>

10-1

10-5 10
10Satellite AGNs

100

<N(Mhalo)>halo

All centralMerger driven
DI driven<N(Mhalo)>100<N(M)><N(M halo)>

Central AGNs

X-ray AGNs with 42.5 < log (Lx / erg s-1) < 43.5

z~4

10-2
10-3
10-4

1011101213

10
Mhalo [Msun/h]1014

Mhalo[Msun/h]

1015

10-5 1010101110121310
Mhalo [Msun/h]1014

Mhalo[Msun/h]

High-z (z~4) central AGNs を除いて merger driven AGNs が支配的

1015

すばるHSCサーベイ

Hyper Suprime-Cam Subaru Strategic Program (HSC-SSP)He et al. 2018

HSC-DR.A.

HSC-W

DEC

HSC-D/UD
Galactic Extinction E(B-V)• HSC-SSP• Wide (~1400 deg2) and Deep (r~26) survey

まとめ• 大規模宇宙論的N体シミュレーションを用いることにより、AGNクラスタリングをより精密に予言可能になった• AGNバイアスは、high-z と low-z で luminositydependence が逆転する• high-z では明るいAGNの方がバイアス大• low-z では暗いAGNの方がバイアス大• 大規模構造を解きつつ、小スケールのハローを解像できるシミュレーションが必要• X-ray AGN クラスタリングにおいて、satellite AGN の果たす役割が大きいことが分かった• 今後、すばるHSCサーベイ観測との直接比較を行なっていく