論文紹介

A Novel Method to Identify AGNs Based on Emission Line Excess and the Nature of Low-luminosity AGNs in the Sloan Digital Sky Survey I / II

Masayuki Tanaka

arXiv: 1111.0132, 1111.0133

A new method

• SF, AGN ２つの寄与が混ざった輝線から continuum を利用して SF 成分を分離する方法

Sloan Digital Sky Survey

• SDSS 分光データから specCLASS=2 (galaxies) を利用
  0.02<z<0.10 (zCONF>0.8, zWARNING=0) 283,031天体
  QSO like (specCLASS=3) は入れていないが、この方法で1/4は AGN と判定された

Spectral fitting

• continuum fit のパラメータ
  SFH: exponential(time scale = 0 - ∞)
  Dust extinction: μ=0.3 (30% は全体で 70% は 10⁷yr 以下の SFR のみ), τ∝λ^-0.7 (Cardelli et al. 1989), τ_V=0-3
  Age: 1Gyr ~宇宙年齢 (fit 結果が 1Gyr 未満の場合は SFR が異常な値である事が多いため)
  → 8,400 templates

  Metallicity: Solar metallicity のみ
  IMF: Chabrier IMF
  Stellar velocity dispersion: 75-250km/s (25km/s 間隔で８通り)

• 輝線付近を mask して fit (5577Åの夜光輝線も隠す)、スペクトルからモデル成分を引く
  power-law 成分を入れると結果の収束が悪くなるので入れていない

Accuracy of SFRs and extinction from the spectral fits and the predicted L_SF

• continuum から得られた SFR,τ_V と dust 補正後の Hα から得られた SFR,τ_V の比較
  (BPT で AGN 判定の出たものは除く)

  

  傾きが 0.63 だが、1として扱っても結果には大きな影響は出ないので、傾き1として進める

• continuum から推定される L(Hα) と実測された dust 補正後の L(Hα) を比較

  

  (1.7 は Salpeter → Chabrier 変換係数、0.75 は V → Hα波長変換)

  

  continuum fit から得られる SFR が若干 underestimate になっていたのが、同様に
  τ_V が若干 underestimate になっていることで相殺して関係が良くなった(傾き 0.8)
  SFR_Hα は瞬間的な値を反映し、SFR_specfit は数100Myrの平均的な値を反映するので、
  これが scatter の一因になっている(SN の高いものの分布を見ても同様なので)

• [OII], [OIII] 輝線は経験則により導出

  

  これらの輝線は metallicity の影響を受けているが、M-Z 関係(Tremonti et al. 2004)
  によりこの図のような分布となっているものと考えられる

Line of choice: Hα, [OII], or [OIII]?

• AGN 判定に最適な輝線を調べる

  

  BPT で AGN 判定された天体の[OII],[OIII]分布は SF の分布とは有意に異なるが、
  Hαに関しては少し offset がある程度
  AGN の ionization paraneter の違いによって [OII],[OIII] の強度比は変わるので
  [OII]+[OIII] を考えるのが良さそう → Oxygen-excess 天体

  

  

  点線より下が Oxygen-excess 天体

• Oxygen-excess 天体の BPT 図上での分布

  

  Oxygen-excess 天体の 43% は Hβ が弱くて BPT が使えないが
  Hβ の強いもので調べると 75% は BPT でも AGN
  BPT curve からの距離に対する分布を見ると、0より左で速やかに収束し
  全銀河の分布からの均一な混ざりこみの成分は見られない

• Oxygen-excess 法は [OII] のみにも適用でき、より High-z の天体の AGN を
  判定することが可能である

Comparisons between Oxygen-excess, BPT, X-ray and radio sources

Stacked objects on the BPT diagram

• BPT で判別できない Hβ の弱い天体に対して、stacking spectra を用いて確認する
  model spectrum を差し引いたものを inverse-variance stacking, median stacking の両方で評価

  

• 内訳
  

  O+B+: 6.3%
  O+B-: 2.3% BPT では SF だが Oxygen excess はある
  O-B+: 4.5% Oxygen excess 法で見逃した AGN、scatter もしくは AGN continuum の寄与が原因？
  O-B-: 29.4%
  BPT 判定のできる天体の 85% は Oxygen excess 法と一致している
  O+Bn: 17.2% Oxygen excess 法のみで判定された AGN、stacking spectrum の BPT 判定も AGN
  O-Bn: 18.1% こちらも同様
  OnBn: 22.1% 輝線が弱すぎて微妙だが、BPT では LINER の判定が...

  

• BPT との比較
  BPT は sample 全体の 43% にしか適用できないのに対して、Oxygen excess 法は 78% 使える
  7% は判定が食い違うが、AGN 検出数が２倍以上になるのは大きい

  

X-ray sources

• CSC-SDSS cross-match catalog (Evans et al. 2010)
  XMM-Newton sources は位置精度が悪いので、ここでは Chandra のみ

  

  Bn 天体は X で暗く、１つも入っていない

• 各カテゴリでの X 線検出率相対値

  

  

  O+B+: 約80% の天体で X が強くしかも hard
  O+B-: 1天体しか sample がないので不明
  O-B+: X でも AGN なので、Oxygen excess 法で逃している AGN であることが確定
  O-B-: X 検出率は O+B+ の 2% しかないが、まれに X で AGN と判断される天体もある
  O+Bn: X 検出率はそこそこで、検出されたものは全て AGN → Oxygen excess 法は有効
  O-Bn: 1天体を除き X は SF 起源で、X 検出率も低い
  OnBn: 輝線が無いのに X が出るのは不思議、LMXB か obscured AGN かも
  

FIRST sources

• BPT 図上での分布

  

  SF のコンタミが X よりも多い
  radio - SFR 関係(Hopkins et al. 2003) x factor 5 よりも radio が強いものを AGN とする

  

  O+Bn: X 検出率が高く radio でも AGN 判定が多い
  O+B-: X 検出率は高いが大半は radio でも SF 判定(O-B+も同様だが)
  

---

Dust in AGNs and AGN power indicator

Extinction in AGNs

• Oxygen excess 天体で SF 成分を差し引いた Hα に一様成分の extinction 補正をかける(μ=0.3)

  

  (specfit で出てくるのは 0.3τ_V の値)
  Hβ に対しても同様な補正をかけた後に Hα/Hβ 比を出す

  

  τ_V=0-2 で median 値は τ_V=1.2
  代表値としてこの median 値を用い、一様成分を加えたものを Oxygen excess 天体の τ_V,totalとする

  

  (stacking spectrum を使わないのはなぜ?)
  以後、添字 "AGN" は SF 成分差し引き後、上記 τ_V,total で extinction 補正をした値

A new indicator of AGN power and comparisons with X-ray power

• AGN power を表すものとして [OIII] が使われることが多いが、low luminosity AGN でも使えるのか？
  
• LINER の定義は [OII]>[OIII], [OI]>0.33[OIII] (Heckman 1980) だが、
  ここでは [OII]_AGN>[OIII]_AGN を LINER と考える

  

  Oxygen excess 天体の 93% は LINER で [OII]+[OIII]_AGN も弱い

• Hard X との比較
  ここでは soft で X が弱い天体(Paper I 図11 左下部分)は除いている

  

  やはり [OIII] が最も Hard-X との関係が強いが、Oxygen-excess 天体は
  [OII] の方が強いのでここでは [OII]+[OIII]_AGN を AGN power の指標とする

• Hardness ratio の比較
  X が hard だと輝線比も hard (かつ大半が X で明るい)

  

Possible evidence against a dominant role of post-AGB photo-ionization

• 輝線に post-AGB からの寄与がどの程度混ざっているか？
  
• Hard X は銀河の質量とは無関係 → AGN 起源

  

  [OII]+[OIII]_AGN は hard X と相関がある → post-AGB の寄与は小さい？

• X の出ていない天体でも確認
  0.055<z<0.060 (輝線に対する感度を一律にするため), SFR=0 ([OII]=[OII]_AGN) の subsample
  [OII]+[OIII] は質量と弱い関係がある

  

  

  として fit すると、logL_AGN=39, β=0.3 即ち輝線の 23% が post-AGB (Fig.6 破線)

Comparisons with radio power

• radio との関係
  SF 起源でないもの(Paper I 図13 破線下部分)のみ plot

  

  関係は非常に弱い(強い AGN の結果とは異なる)
  弱い AGN では radio は良い指標とはならないようだ

Is [OII] an indicator of SFRs of AGN host galaxies?

• [OII] は SF の指標としてどの程度役立つか？
  SF, AGN power, hardness の３つに対して、SF の [OII] に対する寄与を plot

  

  low luminosity AGN がある場合には [OII] は SF の指標としては使えない
  [OII] よりも Hα を使う方が良い

  

  このあたりの議論は Yan et al. 2006 と同じ

Nature of the Oxygen-excess objects: AGN activities and the host galaxy properties

Dependence of AGN fraction on Stellar mass, Color, SFR and Morphology

• AGN を持つ銀河の割合

  

  大きい銀河ほど AGN を持つ割合が急激に上がる
  OnBn にも AGN がいる可能性があるので、これは lower limit

• Color 分布

  

  Oxygen-excess 天体は大きくて赤い銀河に多い
  BPT は強い AGN に対してしか感度が無いため、green valley に集まる
  (X や radio で選んだ天体も green valley に集まる)

• SFR 分布

  

  Oxygen-excess 天体は SFR が小さい(というか SFR が大きい天体に対しては感度が落ちる)
  SFR よりも銀河の質量に対する相関が強い → 質量が AGN 活動に関係しているのか

• Morphology 分布
  inverse concentration index (Shimasaku et al. 2001, Strateva et al. 2001) R₅₀/R₉₀との関係

  

  BPT が中間程度の集中度を示すのに対し、Oxygen-excess 天体の集中度はばらばら

  BPT は弱い AGN に対する感度が無く、非常に bias のかかった sample になるので注意！

Dependence of LINERs and Seyferts on host galaxies

• Seyfert 率と質量との関係

  

  質量の大きい銀河ほど AGN を持つ確率は急激に上がるが、活動性は質量にはあまり依存しない
  

• Seyfert 率と color, SFR, morphology, AGN power との関係

  

  Seyfert は green で LINER より若い
  Seyfertは AGN power が強い
  

Correlations between AGN activity and host galaxy properties

• BH mass の導出 (Tremaine et al. 2002)

  

  σ：星の速度分散 (SDSS の波長分解能の都合で σ>70 のみ)
  SDSS のファイバー直径は 3" なので、距離によって aperture が変わるが補正はしていない

• BH mass と質量, SFR, morphology, AGN power の関係

  

  銀河の質量とは相関があり、典型的な BH mass は 10⁷-10⁸Mo
  集中度に見える相関は seeing が影響している可能性がある
  AGN power ともほんの少し相関があるが...

The co-evolution of black holes and host galaxies

• AGN power と SFR の関係

  

  斜めの破線より下は Oxygen excess 法の感度の低い領域
  AGN power 分布の上端のみを見ていることになるが、
  少なくとも AGN 活動は SF と連動しているようだ
  → red quiescent galaxy の AGN は弱く、BPT AGN の host は green
  → 遠方でもこの関係があるのであれば、AGN の進化は星生成史と連動するはず
  

• BH 成長率と母銀河成長率の関係

  

  小さい銀河ほど成長率が高い
  成長率の高い BH は成長率の高い銀河中に存在する
  成長率の低い銀河では BH は成長しない

• AGN が母銀河に与える影響
  AGN 活動が星生成を止めるというシナリオもあるが、この結果はそのままでは合わない
  → AGN 活動と輝線放射にかなりの時間差があるか、QSO などの強い AGN に限った話
  red quiescent galaxy 中の弱い AGN が gas を温めて星生成を起こさせない可能性はある