論文紹介

A Quasar-Galaxy Mixing Diagram: Quasar Spectral Energy Distribution Shapes in the Optical to Near-Infrared

Heng Hao, Martin Elvis, Brandon C. Kelly, Francesca Civano, Angela Bongiorno, Gianni Zamorani, Annalisa Celotti, Luis C. Ho, Andrea Merloni, Knud Jahnke, Andrea Comastri, Jonathan R. Trump, Vincenzo Mainieri, Mara Salvato, Marcella Brusa, Chris D. Impey, Anton M. Koekemoer, Giorgio Lanzuisi, Cristian Vignali, John D. Silverman, C. Megan Urry, Kevin Schawinski

arXiv:1210.3044

Introduction

• SED による host と AGN の分離
  銀河は波長 1μm で上に凸なのに対し、AGN は凹になることを利用する(big blue bump の影響)
  νF_ν∝ ν^α として、
  α_OPT：0.3-1μm での傾き
  α_NIR：1-3μm での傾き
  で plot する → Quasar-Galaxy mixing diagram

  

  これを以下の３つの type 1 AGN sample に適用する
  

  • large XMM-COSMOS type 1 AGN sample (Elvis et al. 2012, Paper I)
    
  • SDSS-Spitzer quasar sample (Richards et al. 2006, R06)
    
  • bright quasar sample (Elvis et al. 1994, E94) この平均が上図の "E94"
    

  H₀=71 km/s/Mpc, Ω_M=0.26, Ω_Λ=0.74
  

Quasar-Galaxy Mixing Diagram

• mixing diagram 上での位置
  右下(A)：Type 1 AGN、通常の E94 SED で合う
  左下(B)：赤化を受けたAGN
  左上(C)：銀河
  右上(D)："hot dust poor" AGN
  

Galaxy Fraction Mixing Curves

• host galaxy contribution fraction：f_g
  波長1μm での母銀河の寄与

  

Reddening Vector

• reddening は SMC type
  主に α_OPT に影響する

  

  f_g の曲線群とはほぼ直交する方向なので、分離できる
  SMC type と LMC type は、0.3μm より長い波長ではほぼ同じなので、type の影響は小さい

Mixing Diagram for Type 1 AGN Samples

Type 1 AGN Samples

• XC413：XMM-COSMOS type 1 AGN 413天体
  FWHM > 2000km/s
  radio - X まで 44 bands (可視近赤で 36 bands)
  0.1 < z < 4.3
  16.9 < i_AB < 24.8
  94%-98% は radio quiet
  • SS206：XC413 のうち、M_BH が求められている 206 天体
    全て MgII だけで M_BH が決定されている

• R06：SDSS-Spitzer quasar sample
  SDSS quasar のうち、Spitzer でも受かっている 259 天体
  0.14 < z < 5.2 (93% は z < 3)
  2MASS で受かっているものは 44天体のみ

• E94：bright quasar sample
  UV excess technique (U-B < -0.4)で検出された 42天体
  0.025 < z < 0.94 (80%は z < 0.3)

Mixing Diagram for the Type 1 AGN Samples

• XC413 の plot
  緑×：SS206 sample
  

• R06 と E94 の plot
  E94 はUV excess で選ばれているため、α_OPT が大きい

  

Intrinsic Slope Dispersion

• AGN dominated sub-sample<：α_OPT > 0.2
  α_OPT=0.61±0.24, α_NIR=-0.29±0.41
  このうち測定エラーは 0.11 であるため、それを差し引くと intrinsic dispersion は
  σ_OPT=0.21, σ_NIR=0.39
  R06 や E94 でもほぼ同じ値となる
  → Bayesian method (Kelly et al.2007) で有意に同一であることを確認

  mixing diagram 右下の丸の範囲は 横3σ_OPT, 縦1.5σ_NIR の範囲ということになる

Application of the Mixing Diagram for XC413 Sample

SED Evolution on the Mixing Diagram

• XC413 を z, L_bol で、SS206 を z, L_bol, M_BH, logλ_E で４つの sub-sample に分ける
  λ_.E：Eddington 比
  

  

  L_bol の大きいものは、f_g が小さくなることがわかる
  E94 中心と比べて L_bol 最大の bin の分布が左上にずれている
  E94 sample より、L_bol が同じ bin に入るものだけで比較しても同様
  (selection effect だけで説明できるかどうかは微妙とのことだが...)

  右上にポツポツ現れるのは "hot dust poor" (HDP) quasar (Hao et al. 2010,2011)
  一番下の bin には HDP は出てこないが、これらのパラメータとの関係は不明

  

  B-band での AGN の寄与は M_BH,λ_E で決まる(Merloni & Heinz 2012)

  
  　(M_*/L_B)_host：母銀河の ML 比
  　(B/T)：バルジと全体の星の質量比

  Fig.6 でも λ_E が大きくなると、quasar の寄与が大きくなっている
  逆にλ_E が小さくなると big blue bump が弱くなって赤くなるはずだが、明確な傾向は見られず

Inferred Host Galaxy Fraction

• M_BH とバルジL関係 (Marconi & Hunt, 2003) から L_J,Galとの関係を推定
  

  この値と L_J 観測値から f_g,MH を算出して比較

• HST 画像から AGN と母銀河を分離 (Cisternas et al. 2011)
  この結果得られた 8140Åでの母銀河の寄与から f_g,C を算出

  

  相関がないのでどれがいいのか良くわからない、もう少し研究が必要か

Inferred Reddening

• templte の種類により、E(B-V) の値はかなり差が出る

  

• E(B-V) の値は Balmer decrement の値からも求められるが、
  このデータは z=1-2 が大半なので無理
  他の方法も E(B-V) を推定することはなかなか難しい

• L_ir, L_opt と比較してみる

  

  ある程度は関係している

• N_H, λ_E と比較してみる

  

  N_H 測定不能なものを除けば有意な関係と言えるが...
  λ_E とは有意な関係は見られない

Identify Outliers

• 分布から外れているものに関して
  E: mixing diagram 上では spiral だが、FIR が強く Arp220 と SED が似ている
  　broad line も見えているので、できたての quasar か
  F: E(B-V)=0.8 相等の赤化を受けているが、強い broad Hα が見えていて X で明るい
  　big blue bump のない quasar かも
  G: 可視では E94 SED で合うが、NIR では hot dust の成分がかなり強い
  　quasar として光りだす直前の段階か
  H: 極端な HDP quasar で、周辺の gas や dust を全て吹き飛ばしてしまったのか

  

Discussion and Conclusions

• mixing diagram 上での AGN の進化曲線
  母銀河の明るさにより、パスの大きさが変わる

  

  今後 Type2 AGN も sample に含めて進化曲線を検証していく予定
  FIR や X など他の波長でも同様な diagram は作れる

Suppression of the near-infrared OH night sky lines with fibre Bragg gratings - first results

S. C. Ellis, J. Bland-Hawthorn, J. Lawrence, A. J. Horton, C. Trinh, S. G. Leon-Saval, K. Shortridge, J. Bryant, S. Case, M. Colless, W. Couch, K. Freeman, L. Gers, K. Glazebrook, R. Haynes, S. Lee, H.-G. Loehmannsroeben, J. O.Byrne, S. Miziarski, M. Roth, B. Schmidt, C. G. Tinney, J. Zheng

arXiv:1206.6551

• ファイバー中に規則的に屈折率の濃淡を加えることで、透過率に波長特性を持たせる (詳細)

• GNOSIS: 1.47-1.70μm で 103本の OH 夜光輝線を波長分解能 10000 で 1/1000 の強度にする
  ユニット透過率 36% (46% までは改良で上げられる)
  背景光は 1/9 になった (thermal が入ってくるので)

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