The Origin of Line Emission in Massive z〜2.3 Galaxies:
Evidence for Cosmic Downsizing of AGN Host Galaxies(astro-ph/0611724)
DATA
Sample
MUSYC(Multi-wavelength Survey by Yale-Chile) 2.0 < zphot < 2.7, K<19.7
→ 26 天体を GNIRS(Gemini Near-InfraRed Spectrograph) で分光
→ 20 天体が 2.0 < z < 2.7
→ 11 天体が輝線天体
→ 10 天体を SINFONI で面分光 (1天体については van Dokkum et al. 2005 参照)GNIRS spectra
2004 Sep, 2005 May, 2006 Jan, 2006 Feb
R=1000, 0.675" x 6.2" slit, 1.0 - 2.5 μm
low-resolution continuum spectra を BC03 で fitting
(Salpeter IMF + Calzetti reddening)
広い波長範囲が一度に取得できるので信頼性が高い
輝線天体に対する fitting 結果↓
SINFONI Spectra
2005 Dec.10-13, 2006 Mar.3-4, seeing 0.4"
R=2000, 8" x 8" aperture (0.25" x 0.125" sampling), 1.45 - 2.5 μm
解析は面倒くさそう
Extraction of one-dimensional spectra
SINFONI の Spectra で場所ごとの velocity gradient が大きい2天体(ECDFS-3694, ECDFS-10525)は、velocity gradient を補正してから重ね合わせ
GNIRS の data を合わせて S/N が良くなれば合わせるLine measurements
H-band: Hβ, [OIII], K-band: Hα, [NII]
輝線幅を同じにして gaussian fit
[NII], [OIII] の doublet 輝線比は 0.34, 0.33 で固定
Hβが検出できていない場合は Hα/Hβ=2.76 として Hβ を推定、[OIII] upper limit から[OIII]/Hβ を出す
continuum fitting → Stellar extinction: Es(B-V)
emission lines → Gas extinction: E(B-V)
Es(B-V)=0.44E(B-V) (Calzetti et al. 2000) で輝線比を修正
1030-2026 の Hα の隣にある feature は 3D image では real っぽい(隣に輝線天体がある？)Line maps
SINFONI data cube から作成、輝線は Hα+[NII]
ORIGIN OF THE LINE EMISSION
Emission line ratios
[OIII]/Hβ - [NII]/Hα diagnostic diagram
実線：経験則 (Kauffmann et al.2003b)
破線：Photoionization model (Kewley et al.2001)
点線：Sy - LINER 境界 (Kauffmann et al.2003b)
High-z だと HII sequence は右へ shift (Erb et al. 2006a, Shapley et al. 2005) するので注意が必要
色々あるOther diagnostics of AGN activity
X では1天体しか受かっていない → highly obsured AGN ?(弱い AGNかも?)
輝線分布は compact だったり広がっていたり色々(AGN でも広がっている場合もあるし...)
WHα は星生成で説明できないものが4天体ある
AGN: 1030-2026, 1030-2329, 1030-2728, ECDFS-3896
HII(+AGN): ECDFS-3662, ECDFS-3694, CDFS-6036
Summary and AGN Fraction
AGN の割合 4/20=20% は underestimation
HII region / shock の寄与との分離が困難 → 他波長での分光か deep SINFONI data が必要
Papovich et al. (2006): DRG の 25% が AGN (X + photo-zで判定)
Rubin et al. (2005): DRG の 5% が AGN (LX>1.2 x 1043 ergs s-1 は条件が厳しすぎなので、これとも consistent)
K-selected は UV-selected に比べて AGN fraction が有意に高い
Erb et al. (2006b): UV selected gal. の 4% が AGN
Steidel et al. (2002): LBG の 3% が AGN
この原因に関しては後で議論
IMPLICATIONS
Stellar populations of AGN host galaxies
low resolution GNIRS spectra
continuum への AGN の寄与は不明
median SFR 9Mo yr-1, specific SFR 0.04 Gyr-1
type 別の SED 比較 (quiescent galaxies は photo-z なので細かい feature は無意味)
Star Forming に AGN が入っているかどうかは定かでないが、
Star Forming → AGN → quiescent と母銀河は変化するように見える
AGN 活動と星生成の終了には何らかの関係があるのかもStellar masses of AGN host galaxies
R-K, specific SFR - M*
AGN の M* はどちらの sample でもほぼ同じ
R-K > 5.2 の AGN は BM/BX では暗過ぎて検出できない
赤くて母銀河の小さい AGN については不明だが、青いものだけ見れば AGN の母銀河は大きい
MBH が M* に関連すると考えると、specific SFR は BH の単位質量あたりの SFR の寄与とみなせるので、透過幅は同じになるはず
→ MBH が大きいほうが、効率良く accretion しているDownsizing of AGN host galaxies
Steffen et al. (2003), Ueda et al. (2003), Hasinger et al. (2005):
Xで見た AGN は暗いものほど後の時代に個数ピークを迎える
Heckman et al (2004): active AGN の mass scale が z 小で減少
Desroches et al. (2006): active AGN 母銀河の質量が z 小で減少
母銀河の質量毎の AGN fraction
今回の sample と似たような accretion rate を持つ SDSS bright AGN の母銀河は小さい
→ 今回の sample の子孫は弱い AGN として観測されているものになっているのでは...AGNs and the suppression of star formation
Bundy et al. (2006): z 小で critical "quenching mass" 小
Rest-frame u-g color, Dn(4000) - M* の関係
今回の sample の質量では、z〜2.3 くらいで star-forimng → quiescent への転換が起っている
(critical quenching mass はもっと小さいかもしれないが)
AGN の Rest-frame u-g color, Dn(4000) は z によらずほぼ一定
Sanchez et al. (2004), Nandra et al. (2006): X-ray selected AGN でも同様な結果
AGN 活動が star-formation を終らせるような model
Hopkins et al. (2006): quasar mode (high-z で effective)
Croton et al. (2006): radio mode (low-z で effective)
今回の結果は、quasar mode の model の方が合っているようだ
