[論文レビュー] Synchronized Co-evolution between Supermassive Black Holes and Galaxies Over the Last Seven Billion Years as Revealed by the Hyper Suprime-Cam

Junyao Li, J. D. Silverman+12 more|arXiv (Cornell University)|Sep 6, 2021

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 122被引用数 40

ひとこと要約

本研究では、0.2 < z < 0.8 の範囲で均一に選択された584個のSDSSクェーサーを、Hyper Suprime-Camの画像とバーリ性ブラックホール質量推定値を用いて分析し、MBH–M⋆関係の進化を調査した。選択バイアスと測定誤差を補正するためのモッククェーサー・サンプルを用いたフォワードモデリングにより、z ∼0.8以降にMBH–M⋆関係に顕著な進化は認められず、内在的散乱は0.25+0.03−0.04 dexであった。これは局所値と整合的であり、AGNフィードバックや共通のガス供給によって駆動される可能性の高い、きわめて密接で同期的な共進化を示唆している。

ABSTRACT

We measure the evolution of the $M_{ m BH}-M_*$ relation using 584 uniformly-selected SDSS quasars at $0.2<z<0.8$. The black-hole masses ($M_{ m BH}$) are derived from the single-epoch virial mass estimator using the H$\beta$ emission line, and span the range $7.0<{ m log}\,M_{ m BH}/M_\odot<9.5$. The host-galaxy stellar masses ($M_*$), which cover the interval $10.0<{ m log}\,M_* / M_\odot <11.5$, are determined by performing two-dimensional quasar-host decomposition of the Hyper Suprime-Cam images and spectral energy distribution fitting. To quantify sample-selection biases and measurement uncertainties on the mass terms, a mock quasar sample is constructed to jointly constrain the redshift evolution of the $M_{ m BH}-M_*$ relation and its intrinsic scatter ($\sigma_\mu$) through forward modeling. We find that the level of evolution is degenerate with $\sigma_\mu$, such that both positive mild evolution (i.e, $M_{ m BH}/M_*$ increases with redshift) with a small $\sigma_\mu$, and negative mild evolution with a larger $\sigma_\mu$ are consistent with our data. The posterior distribution of $\sigma_\mu$ enables us to put a strong constraint on the intrinsic scatter of the $M_{ m BH}-M_*$ relation, which has a best inference of $0.25_{-0.04}^{+0.03}$ dex, consistent with the local value. The redshift evolution of the $M_{ m BH}-M_*$ relation relative to the local relation is constrained to be $(1+z)^{0.12_{-0.27}^{+0.28}}$, in agreement with no significant evolution since $z\sim0.8$. The tight and non-evolving $M_{ m BH}-M_*$ relation is suggestive of a coupling through AGN feedback or/and a common gas supply at work, thus restricting the mass ratio of galaxies and their black holes to a limited range. Given the considerable stellar disk component, the $M_{ m BH}-M_{ m bulge}$ relation may evolve as previously seen at higher redshifts.

研究の動機と目的

• 遠方宇宙における特大ブラックホール質量–星族質量（MBH–M⋆）関係の赤方偏移による進化を調査すること。
• 高赤方偏移クェーサー・サンプルにおける観測されたMBH–M⋆関係を歪める可能性があるサンプル選択バイアスと測定誤差を扱うこと。
• 最後の70億年間にわたってMBH–M⋆関係が顕著に進化するかどうかを特定すること、特にAGNフィードバックや共通のガス供給メカニズムの文脈で。
• 中赤方偏移における銀河形態（例：ディスク優位 vs. バルジ優位）が、MBH–M⋆およびMBH–Mbulge関係に与える影響を評価すること。
• 観測されたMBH–M⋆関係が局所関係と整合的であるかどうか、また選択バイアスや物理的プロセスによって進化の兆候が見られるかどうかを検討すること。

提案手法

• 0.2 < z < 0.8 の584個のSDSSクェーサーについて、grizyバンドにおけるHyper Suprime-Cam（HSC）サーベイの深さと高解像度画像を用い、2次元のクェーサー–ホスト分解を実施した。
• 分解されたホスト成分のスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングにより、ホスト銀河の星族質量（M⋆）を測定した。
• Hβ線幅とAGNの等価等級に基づく1エポック・バーリティカル質量推定法を用いて、ブラックホール質量（MBH）を推定した。
• 赤方偏移の進化、内在的散乱（σµ）、観測バイアス（例：等級限界、選択関数）を組み込んだフォワードモデリングにより、モッククェーサー・サンプルを構築した。
• ベイズ推論を用いて、観測データとモック分布を比較することで、MBH–M⋆関係の赤方偏移による進化とその内在的散乱を同時に制約した。
• バーリティカル質量推定値における光度依存バイアスや、MBH依存のAGNの稼働周期（duty cycle）に起因するサンプル選択バイアスを考慮した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 z ∼0.8 から現在にかけて、MBH–M⋆関係は顕著に進化するか？
• RQ2 サンプル選択効果と測定誤差が、高赤方偏移クェーサー・サンプルにおける観測されたMBH–M⋆関係にどの程度歪められるか？
• RQ3 z ∼0.8 におけるMBH–M⋆関係の内在的散乱（σµ）は何か？ これは局所値とどのように比較されるか？
• RQ4 中赤方偏移におけるクェーサー・ホストの形態（ディスク優位 vs. バルジ優位）は、MBH–M⋆およびMBH–Mbulge関係にどのような影響を与えるか？
• RQ5 z ∼0.8 におけるMBH–M⋆関係は、局所のMBH–Mbulge関係と整合的か？ これは、巨大銀河の進化経路に何を示唆するか？

主な発見

• 局所関係に対するMBH–M⋆関係の赤方偏移進化は、(1 + z)^0.12+0.28−0.27 に制約され、z ∼0.8 以降に統計的に有意な進化は認められなかった。
• MBH–M⋆関係の内在的散乱（σµ）は 0.25+0.03−0.04 dex と測定され、局所値と整合的であり、選択バイアスに対しても頑健であった。
• MBH–M⋆関係は、最後の70億年間に顕著な進化を示さず、AGNフィードバックや共通のガス供給によって駆動される同期的共進化メカニズムを示唆している。
• z ∼0.8 のディスク優位クェーサーは、全星族質量（M⋆）を用いる場合、局所のMBH–Mbulge関係に従うが、今後3–7 Gyrの間にバルジ質量を2倍以上に増加させる必要があると予想される。
• バルジ優位およびディスク優位の両クェーサーにおいて、観測されたMBH/M⋆比は、局所のMBH/Mbulge比と整合的であり、MBH–M⋆関係が局所のMBH–Mbulge関係の前身である可能性を示唆している。
• 合体がさらなる関係のタイトニングを引き起こす可能性があり、質量が大きい銀河（log M⋆ > 10.8）では内在的散乱が小さく（σµ = 0.21+0.04−0.04 dex）、質量が小さい銀河（σµ = 0.29+0.04−0.05 dex）よりも小さくなっている。