論文紹介

Evidence that most type 1 AGN are reddened by dust in the host ISM

D.Baron, J.Stern, D.Poznanski, H.Netzer

arXiv:1603.06948

Introduction

• AGN 統一モデル

  

  Type I は直接中心核とその周辺が見えていると考えられているが...

• UV-selected type 1 AGN (0.3<z<2.2) (Richards et al. 2003)
  α_opt ~ -0.5±0.25　(L_ν ∝ ν^αopt)
  α_opt の分布には "red tail" があり、全体の 10% が赤化を受けている

• Standard disk model
  

  rest UV (観測波長は可視光)では α_opt~ 1/3 (上図緑線)
  短波長側では α_opt はやや緩やかになるが、観測値(上図水色線)とはかなり異なる

  全 Type I AGN が母銀河により緩く赤化(E_B-V~0.07)を受けているという仮定で説明できるか？
  gas と dust は比例していると考え、gas 吸収線(NaID) と α_opt と比較してみる
  

Data and methods

AGN sample

• SDSS DR7
  3800-9200Å, Δλ=2.5Å, M_i<-22 AGN 105,783 天体 (S/N>10 /pix)

• サンプル条件
  Hβ, MgII が受かっている
  0.35<z<0.5 (3000Å cont. と NaID を使うので)
  母銀河と AGN の z の違いが 0.002 以下
  → 4946 QSOs, MW dust の影響を補正

• サンプルの分布(図１)

  

  

  -0.25 は、L_ν(3000Å)の 13% が FeII や Balmer continuum であることの補正値

• α_opt と disk SED の slope の関係は dust と母銀河(f_host)の影響を受ける
  log(5100/3000)=0.23 と α_opt の決定間隔が狭いため、母銀河の影響が出やすい

• 静止波長で 5700-6100Åを 0.5Å間隔でサンプリング後、吸収線のない部分にスムージングをかけ、continuum を３次で fit して１に規格化

• 個々のスペクトルでは NaID (5890,5896) は見えていない

Stacked spectra

• α_opt と FWHM(Hβ) でグループ分け
  FWHM(Hβ) は NaID の吸収線幅と強い関係があり、NaID 近くの HeI 輝線の影響の分離に必要
  最低でも 200天体重ねないと NaID の吸収強度が測定できない
  ~200天体 x6(α_opt) x4(FWHM(Hβ))となるように bin を決定

• Fig.2: FWHM(Hβ) 毎の median stacked spectra
  α_opt 小で EW(NaID)大となることがわかる

  

  5780Åの吸収は多分 FeI
  5855Åの吸収は不明 (blue absorption feature, BAF と呼ぶ事にする)

• Fig.3: narrow MgII absorber (Shen & Menard 2012) の速度分布と比較
  v<-1500km/s の視線上のガス雲、quasar に付随するものと手前にあるもの
  quasar に付随する成分の速度分布で stacked spectra の NaID profile が説明できる(median でも大丈夫？)

  

Equivalent width measurements

• Fig.4: 式(2) に基づいて fit した結果

  

  Hβ：HeI に合わせるため波長をずらした Hβ profile
  N　：NaID の profile
  G　：BAF 成分

  

EW vs. α_opt

• Fig.5: Δα_opt=0.1 で "running median" を取ったものと比較

  

• Table 1: 式(3) での fitting 結果

  

  

Additional evidence for the connection between α_opt and E_B-V

• α_opt を決める３つの要因
  
  • disk の SED
  • 星の SED
  • dust による reddening

  NaID 吸収線は視線上の gas だけでなく星のスペクトルにも存在

• dust により α_opt が決まっていると判断する理由
  • EW(NaID)~0 となる α_opt=-0.1 は、母銀河の影響を顧慮すると disk SED に近い値となる
  • FWHM 毎の fitting 結果の傾きがほぼ同じ

Contribution from stellar photospheres

• Fig.6: Mgb と NaID との関係

  

  BLR の FeII が混ざっているため Mgb を正確に評価することは難しいが、α_opt との関係はあまりなさそう
  → 星の NaID は影響していない

• Mgb と FWHM(Hβ) の関係
  FWHM大だとMgb大だが、この原因の議論は後で。

• 最大の EW(NaID)=4.8Å で、星の EW(NaID)=5.6Åである事を考えると、星の寄与だけで NaID 吸収の説明は困難

Hα/Hβ vs. α_opt

• dust の分布は BLR の外側とされている(引用多数あり)
  → Hα/Hβ 比は α_opt と関係あるはず

• extinction 補正
  A_λ=R_λE_B-V として、

  

  上記の仮定が正しければ、

  

  ２式を合わせると、

  

  係数の 0.1 は Pei(1992) より MW/LMC/SMC で 0.099/0.100/0.096 となるもの
  波長範囲が狭いので dust のタイプはほとんど影響しない

• Case B では Hα/Hβ=2.74-2.86 だが、BLR のような高密度下(10⁹/cm³)では正しい値は不明(Netzer 2013)

• Fig.7: Hα/Hβ のカタログ(Shen et al. 2011) より、0.35<z<0.4 の data に対し Δα_opt=0.1 の bin で調査

  

• BLR に関して
  Case B + dust でうまく説明できる

  

  FWHM = 2200, 3400, 4900, 7200km/s それぞれのグループでの結果

  

  但し、最も青いものでも Hα/Hβ の値に有意にばらつきがあるため、個々の Hα/Hβ 値は異なると考えられる
  ← Lyα/Hβ 比だともっと顕著

• NLR に関して
  S/N が悪くなるので信頼度が下がるが、Case B より大きい値になる
  ← Balmer photon が extinction で減るため Case B から外れる

  slope が 0.1 より緩くなるが、 NLR は広がっているため一部しか dust の影響を受けない

Comparison with N_NaI vs. E_B-V seen in local galaxies

• E_B-V とα, EW(NaID) の関係
  式(4)より

  

  MW type で考えると典型的な Quasar では、α₀=-0.1, E_B-V=0.08 で、α_opt=-0.5 となる。
  上式と Fig.5 の fitting 結果から、

  

• local galaxies での結果と比較

  

  SMC, LMC, MW と Quasar の結果は大体合う
  MW の NaI は速度が小さいので早く飽和するが、外挿すると

  

  SMC での結果(Welty et al. 2012)は、個々の測定の scatter が大きいので最大と最小のみ考えて

  

  N_NaI は、optically thin であると仮定して、Draine 2011 などの式で計算

  

  式(10) と合わせて

  

Discussion

N_NaI and reddening in AGN photoionized gas

• N_NaI と E_B-V の関係

  

  f_NaI: 中性 Na の割合
  X: gas 中の水素の質量割合
  Σ_g: gas の面密度
  Σ_d: dust の面密度
  Galactic dust での値と solar abundance 入れて式(14)と比較すると f_NaI~0.003 となる。

  f_NaI は ionization parameter U: で決まっていて、

  

  ν₀: Lyman limit の振動数
  r_d: 中心から dusty gas までの距離

• Fig.9: CLOUDY (Ferland et al. 2013)で計算した結果
  全然説明できない！

  

  EW(NaID)~0.8Å → logU ~ -2.5
  かなり U の小さいところでないと NaID 吸収は現れない
  その場合、かなり強い Hα が出ることになる
  

Alternative scenario

• Fig.7 では BLR が dust で赤化を受けているということだったが、CLOUDY では NaI はイオン化されて吸収は現れない
• NaI 吸収は母銀河成分で、dust は広範囲に広がって AGN, 母銀河の両方を赤化している

  

Can the range in f_host drive the EW(NaID) vs. E_B-V relation?

• α_opt と EW(NaID) の関係が f_host だとすると
  • Mgb (Fig.6)が説明できない
  • broad Hα/Hβ 比(Fig.7) が説明できない
  • EW(Hα) は予想されるほど変化していない
  という事で、f_host で説明するのは無理

EW(NaID) and α₀ vs. FWHM(Hβ)

• M_BH ∝ FWHM² R_BLR ∝ FWHM² L^0.6
  今回の sample は L が大体同じなので、FWHM(Hβ) の違いは M_BH の違い
  → AGN の SED に違いができるかも
• M_BH - M_bulge 関係も考えると、
  FWHM 大 → M_BH 大 → M_bulge 大 → Mgb 大 となっているのでは...
  

Implied E_B-V distribution

• E_B-V の頻度分布

  

  E_B-V が負の部分は systematic error がこの程度ある事を示す
  Fig.5 では傾きが共通だったが、α₀ は FWHM 大で増加 → 母銀河の寄与として上図では除いてある

• 全体の半分は E_B-V > 0.08mag (結構多い)

• Type I AGN の L_bol は 1.5倍に...

Expected FIR and X-ray properties

• dust emission
  E_B-V=0.08mag (1/3 の UV photon が吸収される)
  → FIR で再放射
  1/cm³ の場合は 10⁴⁵erg/s が吸収され再放射する
  logU = 0 ~ 1 (@1-10kpc), covering factor ~ 0.5 で dust 温度は 10 ~ 40K
  L_FIR ~ 0.15 L_bol
  実際にはもっと FIR の寄与は大きい...

• X-ray emission
  U が非常に大きい場合、O, Ne, Mg, Si などはかなりイオン化される
  吸収線が主で、輝線は高階イオンのものが出るはずだが...