論文紹介

Determining Quasar Orientation

S.Y.Yong, R.L.Webster, A.L.King, N.F.Bate, K.Labrie, M.J.O'Dowd

Introduction

Unification model

パラメータは orientation, M_BH, accretion rate, luminosity など
radio quiet の場合は orientation を決めるのが難しい
radio loud の場合は R = L_core/L_lobe などが指標になるが、R 小での信頼度はいまいち
Quasar main sequence

FeII と [OIII] は反相関
R_FeII = EW(FeII)/EW(Hβ)大 → Eddington ratio (λ_edd)大
FWHM(Hβ)大 → inclination大
EW([OIII])大 → inclination大という報告もある([OIII] は等方的だが continuum は非等方なので)
BAL quasar
HiBAL(CIV, NV, SiIV) > LoBAL(+MgII, AlIII, AlII) > FeLoBAL (+FeII, FeIII)と数が減り吸収を伴う輝線が増加
outflow は軸方向なのか円盤方向なのか決着がついていないため、orientation ×
この論文では orientation を決める方法を提案

SDSS DR7Q (Shen et al.2011) の値をそのまま利用
MgII と CIV 部分で、pixel あたりの SN>15 も条件に追加
non-BAL に限定(FWHM の測定結果に吸収の影響が出るため)
極端な値を持つものも削除(IQL: interquartile range で判定)
この結果、残った天体数は 1835 天体 (1.50<z<2.25)

輝線形状の頻度分布が orientation に関係しているのでは？
他の輝線の影響が少ない UV 輝線 (CIV, MgII) に関して詳しく調査
CIV : 1549Å, 64.49eV
MgII: 2798Å, 15.04eV
どちらも速度は 2,000-10,000km/s
速度差 - FWHM 比関係
disk-wind model

ion は disk のある程度外側部分から極方向への加速を始め、角運動量を持った状態で outflow となる
→ らせん状になるため、極方向と回転方向の２つの情報が混ざる(磁場の影響は無視している)
反対側の outflow は disk にさえぎられて見えない
連続光は disk からも大気からも出る
軸付近では、ion は完全電離されていて輝線は出ない(ionization cone)
イオン化エネルギーの違いにより、BLR は層状に重なっている
→ CIV は極方向の成分が強く、MgII, Hβ は回転方向の成分が強くなる(disk-wind)
wind 中に密度が高い部分があれば BAL となる(LoBAL は disk-wind になるはず)
CIV は blueshift が多く、MgII は対称なものが多いのはこの分布の違いが原因
→ 図１が極方向と回転方向の成分の強度比を見ているのであれば、orientation の指標になる
→ pole-on なら左上、edge-on なら右下で、MBH や λ_edd などのパラメータは scatter 成分
(この scatter 成分の解析は今後の paper で)

bootstrap 法で分布を推定
とりあえず、(1)式で inclination angle を得られるものと仮定 (d_p は直線上の投影位置)

もう少し細かい議論は後で。

S/N の高い data のみを残しているが、自動処理をしている以上系統的なエラーは起こりうる
個々の outlier のエラー評価は行っていない
直線に対して data をどのように投影するかも分布に影響する
(1)式の上限を 90°より小さくする事もありうる(分布の形状はあまり変わらないが)
→ 別な評価方法が必要か

inclination を推定する他の手法との比較
VizieR を利用
S/N が悪くても使う
２つの手法での結果の相関を調べる
Spearman の順位相関係数と p 値(* 印は p<0.001 で信頼度高)

Core-dominated の方が Lobe-dominated よりも左上方向に寄っている
Jet や Lobe が見えている天体は右下に集中

FSRLQ の方が SSRLQ よりも左上(BL Lac の位置が左上でないが１天体しかないので...)

Core dominance

λ = 20cm, α_core = 0, α_lobe = -0.8 として R を算出

R 大で左上方向にずれる傾向がある

EW([OIII]) の分布

EW([OIII])大の天体は右下(edge-on)に寄る傾向がある(相関係数でも裏付け)
S12xS16 sample では相関なしだが、EW([OIII])大の天体がほとんど含まれていないことが原因
FWHM(Hβ) - EW([OIII]) は相関係数でも相関ありとの結果が出ている

disk-wind BLR model 概要

wind は disk から出で螺旋状に流れて外側に出ていく
中心に近い領域ではほぼ回転だが外側では r,z 成分が増加
BH mass

(a,b) = (0.62,0.74) for MgII @0.7<z<1.9
(a,b) = (0.53,0.66) for CIV @z>1.9
sample 平均 3.07x10⁹ Mo → model では 10⁹ Mo
Accretion rate
η = L_bol/M●_accc² = 0.2
M●_acc ～ 10Mo/yr ～ M●_wind
Disk-wind model (Yong et al. 2018)
角度範囲：15°～60°
距離範囲：5x10¹⁷ ～ 4x10¹⁸cm (0.16 ～ 1.3pc)
BLR 範囲：
　　　　　
　　　　　(c,d) = (19.1,0.56) @1350Å → 1.39x10¹⁸cm (0.45pc)
　　　　　(c,d) = (18.5,0.62) @3000Å → 1.50x10¹⁸cm (0.49pc)
　　　　　Hβ の BLR 半径は CIV で求められたものより数倍大きいので 5x10¹⁸cm (1.6pc)とする
CIV は blueshift → 極方向に十分加速されている
acceleration scale height(極方向の終端速度の半分の速度を得る disk からの高さ)：R_ν = 1x10¹⁸cm (0.32pc)
power law index ：α = 3.5 (意味不明)
4x4 の wind zones に分ける (図15)
MgII：主に [0,1], [0,2], [0,3] から
CIV ：主に [2,0],[2,1] から
random particle を各領域内で生成し、i=10°- 80°の範囲での輝線 profile を計算