| 名称 | 手法 | 代表的な survey |
|---|---|---|
| UV excess technique | U-B <-0.4 | BQS (Schmidt & Green 1983), PG (Green,Schmidt,Liebert 1986) |
| Objective prism survey | Emission line search | LBQS (Chaffee et al. 1991 他), HQS (Hagen et al. 1995) |
| Grism survey | Emission line search | PTGS (Schneider et al. 1994) |
| Multicolor survey | 2-5 color diagram | ? (Koo & Kron 1982), SDSS (Schneider et al. 2003 他) |
| Spectroscopic survey | Spectral feature | 2QZ (Croom et al. 2002 他) |
Optical/UV spectrum (SDSS)Figure/Caption
α=-1.76 (300Å-1200Å) => α=-0.46 (1200Å-5000Å) => α =-1.58 (5000Å-, hot dust の影響)
Big blue bump と Small blue bump
Optical/UV spectrum (X-Shooter)Figure/Caption
Optical/NIR SED Figure/Caption
Big blue bump の影響で、1μm で凹型のSEDになる
X ray spectrum Figure/Caption
全体として α=1-Γ=-0.8 ～ -1.0 (power-law, reflection components, Fe-K line, Warm absorbers)
GP(Gunn-Peterson)効果 Figure/Caption
Lyαより短波長側の continuun が Quasar 周辺の中性水素により吸収される
GP(Gunn-Peterson)効果 Figure/Caption
High-z ほど中性水素が多い
Velocity offset Figure/Caption
原因不明 (inflow/outflow, dust の影響, 相対論的効果, 異なる場所からの放射)
N enrichment Figure/Caption
IMF が high-mass star に偏っている環境下では N abundance が増大
MS 1512-cB58 Figure/Caption
α-element だけが先にできている状態 (primary N の出る前の状態)
Z - line ratio 関係 Figure/Caption/Text
2ndary population star による N enrichment の効果を利用して abundance を出す方法
MBH と Quasar spectra Figure/Caption
MBH が大きくなると輝線幅が広がり continuum が増大
Baldwin Effect Figure/Figure/Caption Figure/Caption
Baldwin Effect (β - χ 関係) Figure/Caption/Text Figure/Caption
明るい source ほど continuum が soft であると解釈されているが、いまいちはっきりしない
Hβ と MgII の FWHM 比較 Figure/Caption
Hβ と CIV の FWHM 比較 Figure/Caption
High-z Quasar で Hβ の代りに使われるもの
Hα,Hβ,MgII,CIV CIV で求めた MBH 比較 Figure/Caption
CIV は使えなさそう...
Hβ と MgII で求めた MBH Figure/Caption
４次のモーメント(kurtosis) で補正すれば MgII でも使える
MgII の輝線の裾野 Figure/Caption
高速 Inflow/Outflow 成分が裾野を形成している？
Hα と MgII で求めた MBH Figure/Caption
COSMOS の暗い AGN で調べたもの
Hα,MgII,CIV で求めた MBH 比較 Figure/Caption, Figure/Caption
MgII は OK だが CIV はダメ
CIV を補正して求めた MBH Figure/Caption Figure/Caption
CIV の blueshift 量を用いて補正すればある程度改善する
輝線比から MBH Figure/Caption
U=∫ν0+∞(Lν/hν)dν/(4πnHcr2) から r を出す方法
z - MBH Figure/Caption Figure/Caption
MBH は high-z でも大きい
Bulge - MBH 関係 Figure/Caption Figure/Caption Figure/Caption Figure/Caption Figure/Caption
最近の結果では結構ばらつきが大きいが...
σ - MBH 関係 Figure/Caption Figure/Caption
近傍の銀河の結果は明るい AGN には適用できない？
z - MBH/M* 関係 Figure/Caption
z=4 では MBH/M*比が local の10倍
z - Z 関係 Figure/Caption
N enrichment を利用して求めた abundance (zf～6-8 で説明可)
L - Z 関係 Figure/Caption Figure/Caption
明るいものほど abundance が大きい ?
MBH - Z 関係 Figure/Caption
NV での計測だが...
MBH - Z 関係 Figure/Caption
N は Quasar 活動期に post starburst phase にある AGB から供給される？
λEdd - Z 関係 Figure/Caption
近傍での関係が遠方でも保たれている(M - Z 関係や outflow などで説明できるらしいが...)
N rich Quasar Figure/Caption
SDSS DR1 Quasar 6650 天体の 0.2-0.7% が N enriched Quasar であるらしい
N だけが多い？ Figure/Caption
N enriched Quasar も他の輝線は普通の Quasar と同じ
α - CIV Wabs 関係 Figure/Caption
R - CIV Wabs 関係 Figure/Caption
D - CIV Wabs 関係 Figure/Caption/Text
SSRQ で、若く compact な source ほど CIV の吸収が大きい
FeII Grotrian 図 Figure/Caption Figure/Caption Figure/Caption Figure/Caption
FeII は UV continuum / collision の他、Lyα photon でも励起される
Turbulent の効果 Figure/Caption
small blue bump には非常に大きい影響が出る
z - FeII/MgII 関係 Figure/Caption Figure/Caption Figure/Caption Figure/Caption
FeII/MgII は high-z でもほぼ同じ
z - (SiIV+OIV)/CIV 関係 Figure/Caption
N 以外の輝線でも Z 進化なし
z - (SiIV+OIV)/CIV 関係 Figure/Caption
UV スペクトルはほとんど変化しない(Cが増えるのは 1Gyr かかるはずだが...)
FeII と他の輝線の関係(EW(FeII)でクラス分け) Figure/Caption
BLR の FeII は Z と相関があるが NLR では dust に取り込まれている?
RFeII と Hβ幅の関係 Figure/Caption Figure/Caption
RFeII は Eddington 比で決まり、Hβ幅は円盤状BLRを見る角度で決まる
RFeII と Hβ幅の関係２ Figure/Caption
RLQ は Hβ 幅が大き目で FeII は弱く、CIV が blueshift しているものはその逆
Hβ幅と radio loud 率の関係 Figure/Caption Figure/Caption
RL と RQ はほぼ同じスペクトルだが、jet の影響でやや [OIII] が強い
RFeII と Hβ幅の関係３ Figure/Caption Figure/Caption
L大で Hβ幅の下限値大、スペクトルの違い
PCA Eigenspectra Figure/Caption
1: 平均, 2: EW, 3: Eddington 比, 4,5: inclination angle という感じ
RFeII と Hβ幅の関係４ Figure/Caption Figure/Caption Figure/Caption Figure/Caption
High-z では関係がわかりにくくなる(高速 outflow の存在率が高い？)、z>2 ではほぼ変化ない感じ
RFeII と Hβ幅の関係５ Figure/Caption
Eddington 比は R_FeII と相関があるのか... ?
RFeII(UV) と MgII幅の関係 Figure/Caption
UV でも同様な関係が作れる(continuum level の決定が難しいが...)
FeII(UV) と FeII(opt) の比較 Figure/Caption Figure/Caption
FWHM は大体相関するが Hβ, MgII との比較ではやや違いが出る(小さい AGN 程 FeII(opt) は外側？)
RFeII(UV) と MBH,L,Eddington 比の関係 Figure/Caption
FeII(UV) でも Eddington 比に相関が見られる
CIV の FWHM と Blueshift 成分の関係 Figure/Caption
CIV の outflow 成分(Eddington 比と相関あり)が FWHM に影響を与え MBH を大きく見積もる事に...
CIV の FWHM と Blueshift 成分の関係２ Figure/Caption Figure/Caption
MgII は disk-wind で CIV の方がより軸に近い所から出ると考えると、inclination で説明できる(こんな感じ？)
CIV の Blueshift と CIV,[OIII] の EW の反相関関係 Figure/Caption Figure/Caption Figure/Caption
CIV の outflow は銀河スケールの NLR にまで影響している
CIV の Blueshift と Eddington 比の相関関係 Figure/Caption Figure/Caption
inclination と Eddington 比両方とも影響？
CIV の Blueshift と Hot dust の相関関係 Figure/Caption
Hot dust は他のパラメータとの相関が無いので、BLR と関係がありそうな感じ
CIV の Blueshift と Radio Jet の関係 Figure/Caption
関係ないか、関連していても timescale が異なる現象で直接的な関係はなさそう
CIV の Blueshift と UV 輝線比 Figure/Caption Figure/Caption
UV 輝線比から metallicity などを議論する際は、CIV の type を考慮する必要がある
αox と HeII の相関 Figure/Caption
X が強ければ FUV も強い、RLQ は RQQ と同じで Jet は HeII とは無関係
αox と Eddington 比の関係 Figure/Caption Figure/Caption Figure/Caption
X-ray binary の model では λ=0.01 で accreation disk の相転移が起こるが、同様か？ (Mrk1018 では単独で確認)
HeII と N2 の関係 Figure/Caption
HeII/Hβ は metallicity の影響を余り受けずに AGN 判定ができる
FeIII の redshift と BL 輝線幅の相関関係 Figure/Caption
FeIII の redshift は BH の重力によるもの？
Warm Dust emission Figure/Caption
7.7μm PAH feature がないので energy source は AGN
FIR 比と dust 温度 Figure/Caption
30-1000K の dust の影響を顧慮した model
Hot Dust emission Figure/Caption
2μm bump を探すと Red Quasar が効率よく見つけられる
Hot Dust emission Figure/Caption
AKARI+Spitzer のサンプルだと 4μm bump がある
FSRQ(αradio>-0.5) の SED Figure/Caption
Ltorus/Ldisc 比(～1)は RQQ (～1/3-1/2) より大きい
RLQ と RQQ のスペクトルの違い Figure/Caption
RLQ の方が [OII] が強く少し赤い → RLQ の方が SF が活発で AGN 成長期にある？
Quasar LF Figure/Caption Figure/Caption Figure/Caption Figure/Caption Figure/Caption
HzQuasar LF の進化は DE
Quasar LF Figure/Caption Figure/Caption
z<2 Quasar LF の進化は LE
Quasar LD Figure/Caption
LD の peak は z=2.5
Z @z=2.5 Figure/Caption
Quasar は化学組成の最も進化した系
Quasar の母銀河は Seyfert と同じ Figure/Caption
Seyfert + Quasar で暗い Quasar と同じになった
FIRST-2MASS red quasar survey Figure/Caption
BAL Quasar の割合が非常に高い
最も赤い Red Quasar Figure/Caption
intrinsic な明るさは最大級
Red Quasar の host は spiral Figure/Caption
AGN 活動に対する merger の割合は luminosity dependent
スペクトルから母銀河成分を分離 Figure/Caption
SDSS Quasar の stacked spectra から CaII H+K 吸収の深さで母銀河の光度を判定
Lgal - σ([OIII]) 関係 Figure/Caption
MBH - σ([OIII]) 関係 Figure/Caption/補足
[OIII]幅は母銀河(bulge)の速度分散として代用できる
σgal - σ([OIII]) 関係 Figure/Caption, Figure/Caption
[OIII]幅は母銀河の速度分散として代用できない
σgal - σ([OIII]) 関係2 Figure/Caption
最近の結果では微妙...
EW([OIII]) - blueshift 関係 Figure/Caption
disk が良く見えるほど outflow がこちら向きになる
EW([OIII]) による SED 形状変化 Figure/Caption
clumpy torus model では、edge on になるほど吸収で torus が赤くなるが、EW([OIII]) にも違いが出る
EW([OIII]) による SED 形状変化２ Figure/Caption
[OIII] が強いと warm dust も多い
EW([OIII]) による SED 形状変化３ Figure/Caption Figure/Caption Figure/Caption
[OIII] が強いと hot dust は弱くなる(CF は Lbol で規格化した flux、ionization cone 大 → torus solid angle 小)
L[OIII] - 広がり関係 Figure/Caption, Figure/Caption, Figure/Caption
[OIII] が明るいほど outflow が強くなる
Red Quasar からの [OIII] outflow Figure/Caption
この段階では母銀河の外までは吹き出していない感じ
[OIII] と Jet の関係 Figure/Caption
NLS1 では [OIII] は Jet 有無の判定に使える
Mgal - MBH 関係 Figure/Caption
z～0.2 では小さい銀河ほど BH はできていない
z<1 Quasar の母銀河 Figure/Caption Figure/Caption
green valley に位置する, 母銀河が若いほど活動的
High-z Quasar の dust Figure/Caption Figure/Caption
SMC よりも FUV で flat
球形 dust Figure/Caption
半径0.54μm の球形 dust で flat extinctin が説明可
Red Quasar のスペクトル Figure/Caption
DESI でデータが大量に...
Red Quasar の dust Figure/Caption
z>2 のものは SMC type だが、z～1 だと判別不能
Red Quasar の dust Figure/Caption
SDSS temlpate + SMC dust では形が合わない
Red Quasar の dust その２ Figure/Caption Figure/Caption
多くの Red Quasar で SMC dust よりも steep (赤化している以外は通常の quasar と同じ)
Red Quasar の明るさ Figure/Caption
どの z でも最も明るい Quasar に対応
Red Quasar の SED Figure/Caption
disk 成分のみ赤く他は通常 quasar と同じ(CIV blueshift 大, [OIII] の裾野が広いものが多い => outflow 中に dust が？)
F2M Quasar の [OIII] superbubble Figure/Caption
Quasar 誕生の現場
Quasar の変光 Figure/web Figure/Caption
長期的には同じ変光だが、短期では短波長ほど変光
変光の構造関数 Figure/Caption Figure/Caption
期間が離れるほど違いが大きいが、限界が存在
Damped Random Walk model Figure/Caption
上記構造関数を説明する Disk model
変光の構造関数2 Figure/Caption
thermal timescale(∝λ2√L) で時間を規格化すると timescale が揃う
変光の構造関数3 Figure/Caption
Hβ が広く CIV の blueshift が小さいほど変光幅が大きい
周期的に変光する Quasar Figure/Caption
Binary BH だとすると、logM = 8.5, d = 0.01pc
SDSS-HSC 比較 Figure/Caption
長期的には AGN は必ず暗くなる
変光天体の観測シミュレーション Figure/Caption
減光天体が多いのは selection effect
"Changing Look" quasar Figure/Caption
8-10年スケールで、BLR が ON/OFF
BLR のみが見えている Red Quasar Figure/Caption
Unification model では説明できない？ (誕生直後かもと思ったが... ztf light curve)
BLR が存在しない Blue Quasar Figure/Caption
Disk wind で BLR が吹き飛ばされた？
Quasar が軌道運動？Figure/Caption
Mrk1018 では 29年周期のBH軌道運動が Type1 <=> Type1.9 の原因？
WISE W1,W2 で Quasar を識別 Figure/Caption
COSMOS field での結果(ApJ,753,30)を SDSS data + Random Forest algorithm でより明確に再現
WISE W1,W2 で Quasar を識別2 Figure/Caption
z-W1 で z>6.5 識別
WISE W1,W2 で Quasar を識別3 Figure/Caption
u-W3 で Red Quasar 識別
遠方 or 明るい AGN 程 Red Quasar 率が高い Figure/Caption
JWST MIRI で sed 識別すると数がかなりあることが判明