論文紹介

Quasar main sequence in the UV plane

S.Kozlowski, B.Czerny, S.Panda

arXiv:1810.09363

Introduction

• EV1 optical plane (Boroson & Green (1992))
  R_FeII - FWHM(Hβ) には相関があり、Quasar のスペクトルの違いを生む主要因となっている
  最近の研究 (Marziani et al. 2018)

• UV の輝線でも同様な関係がある
  FeII_opt → FeII_UV
  Hβ → MgII
  EV1 optical plan とどう違うのか？

Method

• QSFIT (Calderone et al. 2017) の fitting カタログを用いる

  

  FWHM(Hβ,MgII), EW(MgII,Hβ,FeII_opt,FeII_UV) の fitting エラーが 20% 以下のもの
  　1016天体, 0.4<z<0.9

  

  FeII_opt の fitting 結果は Shen et al. (2011), Shen & Ho (2014) の結果と異なるので
  (fitting range が QSFIT の方が広いため) EV1 optical plane も作り直した

Results

EV1 plane の比較

分布のすそ野の scatter が広いが、Shen & Ho (2014) では切り落とされているため
定性的には EW(O[III]) → EW(MgII) の対比も含めて良く似ている
FeII_opt と FeII_UV の関係は良くわかっていないので詳しく調べる

EW(FeII_opt,UV) の比較

関係性をわかりやすくするため log scale で plot した
opt では負の相関があるように見えるが、Peason 相関係数では無相関(0.004)の判定
どちらも無相関ではあるが、FeII_opt と FeII_UV の振る舞いは異なっているように見える

EW(Hβ,MgII) の比較

MgII は EW と FWHM に正の相関(0.633)があるが、Hβ にはない

Discussion

• UV plane で見られる相関は MgII の EW - FWHM の相関を見ているだけ
  
• UV では EW - FWHM の相関がみられるが opt では見られない原因を以下で考察する

Comparison of the FWHM and EW line trends with the BLR model

• Failed Radiatively Accelerated Dusty Outflow (FRADO) model
  Czerny & Hryniewicz (2011)
  Hβ, MgII, FeII などの LIL 許容線は対称形状が多く、outflow の影響は小さい

  BLR のケプラー運動より
  

  FRADO model では BLR の位置は flux で決まる
  

  標準 disk (Shakura & Sunyaev 1973) では
  

  Type 1 AGN では cosi ~1 と考えて以下省略する

  (1)~(3) 式より
  

  EW は
  

  輝線強度は、 (η: BH スピンに依存する降着効率)と
  中心から見た BLR の立体角 両方に比例し、
  

  ηを省略すると (3)(5)(6) より
  

  BLR が disk に沿って全方位にあり、disk からの高さを z_max とすると
  

  (2)(3)(7)(8) より
  

  FRADO model の BLR の運動では、
  

  (9)(10) より
  

  Eddington 比を用いて (4)(11) を書き直すと
  

  EW と FWHM は反相関となるはずだが、これは MgII に見られる正の相関と異なる
  上記の流れのどこかが間違っている

  (10) のような関係は、一般的にどの model にも見られるもの
  "BLR が disk に沿って全方位にある" とした仮定を変えてみる

  (8) の代わりに
  

  Eddington 比大で covering factor f_c 小
  disk から上がってくる物質で BLR への UV が阻害される感じ(FRADO model では顧慮されていない)

  FWHM ∝ EW とするには、
  

  この場合、z_max の効果と相殺して、真上から見た時の BLR の面密度は Eddington 比に対しほぼ一定となる
  Czerny et al. (2015), Adhikari et al. (2016, 2018) 等でも同様な効果が顧慮されている
  しかし、MgII ではこのようになり、Hβ ではそうならない原因は不明
  

Effects of the continuum curvature

• continuum の曲がりの影響
  QSFIT では単一の power law を使っているが、実際は曲がっているはず

  

  BH 質量大、降着率小で power law からのずれ大
  QSFIT カタログの BH 質量と降着率から標準 disk model で 5100Åと3000Åの
  continuum を算出、power law との違いの factor で QSFIT の EW を補正してみる

  

  EW(MgII) が大きく変わり相関も負になったとあるが、
  ・そもそも QSFIT では MgII 付近も含めて power を決めているので、Fig.5 はおかしい
  ・factor の使い方が逆？
  ・キャプションが間違っている
  など、何度読んでもこのセクションは意味不明。

Comparing Emissivity profiles of FeII in UV and optical

• MgII - FeII_UV と Hβ - FeII_opt の関係の比較
  CLOUDY で単一層の計算
  ・関係する全ての輝線が同じ領域から出ているものと仮定
  ・1016天体の平均パラメータを使用
  ・R_BLR - L₅₁₀₀ は Bentz et al.(2013) のものを使用
  ・n_H=10¹² cm^-3
  ・column density が 10²⁴ cm^-2 で計算終了

  

  

  Hβ, MgII とも似たような振る舞いだが、column density が 10²⁴ cm^-2 付近になると Hβ が減り、
  MgII が増える状態となる。両者の振る舞いの違いはこういう部分に関係している可能性がある。

  (BLR のモデル計算はまだ問題が多いはずだが...)