http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/~iwamuro/CLQ/

岩室 史英 (京大宇物)

●活動銀河核(AGN) Broad Line 有だと Type 1 無しだと Type 2 https://ned.ipac.caltech.edu/level5/March18/Hickox/Hickox1.html 一般的には、Type の違いは中心部を見る方向の違いで説明できる(統一モデル) http://svs.gsfc.nasa.gov/10698/ ●Changing Look (CL) 現象 AGN の type が変化する現象。近傍の AGN では幾つかの天体で古くから CL が確認されており、dust cloud の隙間から中心部が見え隠れすることで説明できた Penston & Perez 1984, MNRAS, 211, 33 BH 質量が10倍以上大きい遠方の Quasar で、数年で CL 現象が起こっている → CLQ: 隠すべき部分のサイズが大きく数年では無理、赤化量も合わない MacLeod et al. 2016, MNRAS, 457, 389 ●CLQ サーチ 赤化量の変化でなく、降着円盤の状態そのものが変化している可能性が高い CLQ の数を増やし CL 中のスペクトルの変化を詳しく調べることが重要 → CLQ をどうやって探すか？ 測光サーベイ 太陽系内の移動天体や変光星・超新星などの研究目的で公開されているもの 数年で 1mag 以上明るさが変化した天体が CLQ 候補となる 名称 望遠鏡口径 期間 範囲 備考 SDSS S82 2.5m 2000-2008 赤道付近 300□° 領域が狭い CRTS2 1.5m等３台 2005-2014 全天 フィルター無し ASAS-SN 0.14mx20 2017- 全天 非常に明るい天体のみ ZTF 1.22m 2018- 北天 1.7TB/年でデータが増加 大きく変光した天体の内 CLQ は 1% 程度で、これだけで探すのはかなり大変 分光サーベイ 分光は測光ほど何度も行うことができないため、多くても数回まで 名称 望遠鏡口径 期間 範囲 備考 SDSS I-III 2.5m 2000-2014 北天 ２回分光が多数 LAMOST 4m 2011- 北天 Quasar 少ない DESI 4m 2020- 北天 2026年までに北天全域 CLQ を確実に検出できるがデータの公開が遅いためこのデータで探すのは手遅れ 変光タイプの解析 中心核付近が見えている Type 1 AGN は random walk 的な変光をする "random walk 度" を数値化することで Type 変化を検出する Wang et al. 2024,ApJ,966,128 検出成功率は80% だが、変化の初期で検出するのはなかなか困難 ●Quasar の主系列から見た CLQ の性質 Quasar のスペクトルには大きく分けて２つの種類がある。 FeII 強、[OIII]弱、FWHM(Hβ) 小～中(下図上) FeII 弱、[OIII]強、FWHM(Hβ) 大(下図下) Sulentic et al. 2007,RMxAC,28,83 Quasar Main Sequence RFeII=FeII/Hβ と FWHM(Hβ) との関係 右ほど [OIII] 弱い 下(右)ほど質量降着率大、CIV アウトフロー強い 上ほど Radio loud 率大きい CLQ は上(左)に分布 Marziani et al. 2018,FrASS,5,6 右下が Quasar 成長期、左上が成熟期と考えると、CLQ は断末魔の状況？ ●Hot Spot BLR の活動状態が大きく変化した天体で disk の一部が光っていると思われる事例 Logan et al. 2023,ApJ,948,5 せいめい望遠鏡＋KOOLS で同様な事例を CLQ で検出 (下図は Narrow Line 差し引き後の Broad Hβ 輝線を 相対論効果も含めた disk 状 BLR + Hot spot モデルで fit したもの) 通常の Quasar でこれらのような "Hot Spot" の検出事例はない Hot Spot は CL 中に出現しやすい可能性もあるので、せいめい望遠鏡で調査中