Статистика активных ядер галактик и космический рентгеновский фон по данным ИНТЕГРАЛа С. Сазонов, Р. Кривонос, М. Ревнивцев, Р. Сюняев, Е. Чуразов и др. - презентация

1 Статистика активных ядер галактик и космический рентгеновский фон по данным ИНТЕГРАЛа С. Сазонов, Р. Кривонос, М. Ревнивцев, Р. Сюняев, Е. Чуразов и др.

2 Gilli 2004 Космический рентгеновский фон = суммарное излучение массивных черных дыр? Дает общее представление о том, когда и как росли массивные черные дыры: 1) Положение максимума на 30 кэВ основная эпоха роста дыр - на z~1-3 2) Жесткость (Г=1.4) аккреция в основном скрыта пылью и газом 3) Сравнение с локальной массовой плотностью черных дыр высокая излучательная эффективность аккреции (~10%)

3 Gilli, Comastri & Hasinger 2007 Основная часть рентгеновского фона на энергиях ниже 10 кэВ разрешена на отдельные источники: keV: 94±7%, 2-10 keV: 89±7% (Moretti et al. 2003) 1-2 keV: 77±3%, 2-8 keV: 80±8% (Hickox & Markevitch 2006)

4 История роста черных дыр: маленькие после больших АЯГ 1-го типа, кэВ (Hasinger et al.)

5 Что еще нужно в дополнение к глубоким рентгеновским обзорам? 1) Широкоугольные обзоры для переписи АЯГ на малых красных смещениях и самых мощных квазаров по всей Вселенной 2) Обзоры на энергиях >10 кэВ, чтобы находить сильно поглощенные АЯГ 3) Надежное измерение спектра рентгеновского фона

6 INTErnational Gamma-Ray Laboratory Октябрь 2002 г. – конец 2012 г. (как минимум) Телескоп IBIS с детектором ISGRI Диапазон энергии: кэВ Площадь детектора: 2600 см 2 Поле зрения: 28°x28°, 9°x9° полного кодирования Угловое разрешение: 12 угл. мин Точность локализации: 2-3 угл. мин - слабых источников,

7 Обзор всего неба ИНТЕГРАЛа (дeк – июнь 2006) IBIS/ISGRI keV В основном случайный + программа наблюдений пустых полей 12% неба - 1 мКраб, 80% - 5 мКраб в кэВ

8 IBIS/ISGRI кэВ 403 источника, включая 131 подтвержденных АЯГ (на середину 2006 г.) Krivonos et al. 2007

9 Chandra Deep Field North >80% фона ниже нескольких кэВ разрешено на далекие квазары 20'x20' ИНТЕГРАЛ Cen-Shapley region 1-2% фона в кэВ разрешено на близкие АЯГ

10 log N - log S внегалактических источников

11 Все небо: 94 АЯГ (86 сейфертов, 8 блазаров) +37 временно детектируемых АЯГ +40 неотождествленных источников |b|>5°: 76 АЯГ (68 сейфертов, 8 блазаров) +7 неотождествленных источников Каталог активных ядер галактик DSS Chandra (все числа на середину 2006 г.)

12 R=3' DSS N H ~ см -2 (Sazonov et al. 2005) Открытие новых сильно поглощенных АЯГ NGC 4992 Sa-галактика на z= DSS Chandra Нет характерных линий АЯГ (Masetti et al. 2007) ближайшая optically normal, X-ray bright galaxy ?

13 Оптическое отождествление NGC 4992 z= DSS Chandra Вполне посильная задача для 1.5-метрового телескопа, например Russian-Turkish Telescope, если положение уточнено с помощью Chandra или Swift/XRT, или даже без этого Sy 1 на z=0.084Sy 2 на z=0.053 Бикмаев и др. 2005

14 Функция жесткой рентгеновской светимости Log(L * )=43.4±0.3 γ 1 =0.76±0.19 γ 2 =2.28±0.25 Пространственная плотность АЯГ: n(L>10 41 )= (1.4±0.6) Мпк -3 Объемное энерговыделение: ε кэВ (L>10 41 )= (12.4±1.5) эрг/с/Мпк 3 Хорошо согласуется с: RXTE Slew Survey 3-20 keV LF (Sazonov & Revnivtsev 2004) HEAO keV LF (Shinozaki et al. 2006) Swift (Tueller et al. 2007) Sazonov et al. 2007

15 Chandra, ASCA z= z= INTEGRAL, RXTE, Swift z

16 Поглощенные и непоглощенные АЯГ Аналогичные результаты получаются по данным RXTE (Sazonov & Revnivtsev 2004) и Swift (Tueller et al. 2007) Доля поглощенных АЯГ падает с 65-70% до 20-30% с уменьшением светимости как объяснить? Только 10-15% - толстые по Комптону - все на малых L много ли еще скрыто от нас?

17 Mueller & Hasinger 2007 Похожая тенденция обнаружена на больших z

18 Средний жесткий рентгеновский спектр близких АЯГ Простое суммирование: S=Σ f i 5 sources 6 sources 57 sources

19 Сумма с учетом функции светимости: S=Σ L i /V max,i we Energy, keV νF ν, erg/s/Mpc 3 Sazonov et al., submitted L

20 we Energy, keV Sazonov et al., submitted L> эрг/c νF ν, erg/s/Mpc 3 Модель: Σ f(N H ) E -Γ e -E/Ecut Сумма с учетом функции светимости: S=Σ L i /V max,i

21 Наблюдения Земли в январе-феврале 2006 Churazov et al. 2007

22 Revnivtsev et al. 2003, Churazov et al. 2007

23 Эволюция объемного энерговыделения АЯГ Barger et al Chandra

24 Свернем суммарный спектр близких АЯГ с эволюционной зависимостью CXB ε ~ 1/z at z>1

25 CXB ε = const at z>1

26 Локальное соотношение поглощенных и непоглощенных АЯГ падает с 2:1 на низких светимостях до 1:3 – на больших. Схожая тенденция проявляется в глубоких обзорах на больших красных смещениях. Влияние активного ядра на пылевой тор или что-то еще? Измеренная доля комптоновски толстых АЯГ значительна (10-15%), но не велика. Но мы пока плохо знаем сколько вокруг нас АЯГ с N H > см -2 – инфракрасные обзоры могли бы помочь. Свойства локальной популяции АЯГ согласуются (в пределах больших ошибок) с формой спектра и потоком рентгеновского фона если АЯГ на z=0 – просто уменьшенная копия квазаров на z=1-2. Основные результаты пока

27 Закончить идентификацию источников ИНТЕГРАЛа вблизи плоскости и центра Галактики – возможность изучения крупномасштабной структуры в Zone of Avoidance. ИНТЕГРАЛ+Swift скоро покроют все небо с чувствительностью

28 Спектр-Рентген-Гамма SRG Чувствительность 4-летнего обзора всего неба составит: эрг/с/см 2 в кэВ эрг/с/см 2 в 2-10 кэВ На 2 порядка лучше предыдущих обзоров всего неба (ROSAT, RXTE) Будут открыты несколько миллионов АЯГ

29 Полная перепись близких АЯГ и далеких квазаров

30

31 RXTE Slew Survey (3-20 кэВ) 294 источника на |b|>10˚, включая 103 подтвержденных АЯГ Revnivtsev et al Sazonov, Revnivtsev 2004

32 Плотность АЯГ (D

33