ULIRG

● 特徴など

ULIRG: L_8-1000μm > 10¹²Lo

HLIRG: L_8-1000μm > 10¹³Lo

z > 1 では近傍の 100 倍以上の密度で存在 → 銀河進化の途中の段階

1983 年 IRAS により最初に発見される

Starburst (+ AGN)

FIR survey Figure/Figure/Caption

最初の z > 2 HLIRG IRAS FSC 10214+4724 (z=2.286) Figure/Caption

ULIRG の SED Figure/Caption

(U)LIRG の MIR スペクトル Figure/Caption

warm : f₂₅/f₆₀ > 0.2 (cool : それ以外)

● morphology

< 10⁹Lo → E/S0

10⁹～10¹¹Lo → Spiral(Sb/Sc)

> 10¹¹Lo → ほとんどが merger

ULIRG の例 Figure/Caption

Keck での MIR imaging では、6/7 ULIRGs で0."3 以下の compact source あり Figure/Caption

Mrk231 や IRAS0857+39 では長波長ほど放射領域が広がる → AGN

● Opt/NIR 分光

ULIRG は大部分 SB だが FIR で明るすぎるものは AGN が多くなる Figure/Caption

FIR で cool(warm) SED を持つものは通常 SB(Seyfert) の性質を示す Figure/Caption

また、可視で Seyfert2 と分類された場合は、赤外で BL が見えることが多い

ISO での ULIRG 内訳 Figure/Caption

ULIRG の host(meregr) は楕円銀河に進化途中の段階 Figure/Figure/Caption

● MIR 分光

Sy1 の MIR スペクトル Figure/Caption

Sy2 の MIR スペクトル(中心核の光は吸収されて見えない) Figure/Caption

Sy1 では 7.7μm PAH が弱く、Sy2/SB では強い Figure/Caption

SB と AGN の MIR スペクトルの違い Figure/Caption

MIR の diagnostic diagram Figure/Caption Figure/Caption

MIR で判定に使われる輝線 Figure/Caption

metallicity の違いによるスペクトルの変化 Figure/Caption

Arp220 の FIR スペクトル Figure/Caption

(U)LIRG の FIR スペクトル (ARP220のみAGNで他はSF) Figure/Caption

● Radio

Radio-FIR 関係 Figure/Caption

ULIRG は HCN/CO 大 Figure/Caption

● その他

Hot DOGs (WISE selected AGN で Type 1 QSO と同程度の数密度存在) Figure/Caption

Hot DOGs の Warm Dust emission Figure/ Caption / Figure/ Caption
赤外で明るいものほど dust の温度が高い Figure/ Caption / Figure/ Caption

WISE で急激に増光した天体(MIRONG)は AGN の可能性大 Figure/ Caption