論文紹介

The multiwavelength properties of red QSOs - Evidence for dusty winds as the origin of QSO reddening

G.C.Rivera, D.M.Alexander, D.J.Rosario, C.M.Harrison, M.Stalevski, S.Rakshit, V.A.Fawcett, L.K.Morabito, L.Klindt, P.N.Best, M.Bonato, R.A.A.Bowler, T.Costa, and R.Kondapally

arXiv:2103.02610

Introduction

• Red Quasar はなぜ赤い？
  異常な質量降着状態で intrinsic に赤い (Kim & Im 2018 など)
  synchrotron や母銀河などの別成分が混ざっている (Whiting et al. 2001 など)
  dust による赤化 (Klindt et al.2019 など)

  赤化だと思われるが、dust がどこにあるのかは不明
  統一モデルでの解釈の場合は、Type 1 と 2 の中間になるが...

• Red Quasar が他の Quasar と異なる(統一モデルでは説明できない)部分
  母銀河に merger が多い (Zakam-ska et al. 2019 など)
  母銀河の SFR が大きい (Wethers et al. 2020 など)
  光度関数が通常の Quasar よりも傾きが緩やか (Banerji et al. 2015)
  LoBAL 率が高い (Urrutia et al. 2009) → outflow 大
  Radio での検出率が通常の３倍で compact で thermal (Fawcettet al. 2020 など)

  AGN の進化の過程において Red Quasar は鍵となる可能性がある

• この paper の目的
  全波長データで control sample と比較して Red Quasar の性質を調べてみる
  AGNfitter (Calistro Rivera et al. 2016) を使う (big blue bump 成分に E(B-V)_BBB が使える)
  

Data sets and methods

Main sample selection

• データ
  

  SDSS DR14 Quasar catalogue (526356 天体) Lyman-break による color の影響を避けるため z<2.5 にする intrinsic luminositiy は dust の影響を受けにくい L6μm で評価 　(WISE W1,2,3 の内挿による評価なので、S/N>3 での検出が条件, 218747天体) redshift 順に 1000天体ずつで g-i 順に並べ、 　上位10% を rQSO (21800 天体), 中央50% を cQSO (109000 天体)とする 多波長の情報を得られる６領域に絞り込む rQSO (306 天体), cQSO (1483 天体)

Lz-matched subsample selection

• L_6μm 分布
  分布の形状を合わせるため、L_6μm - z 空間での最近接天体で rQSO と cQSO をペアリング
  Lz match はあっても無くても主な結果には影響はない

  

Multiwavelength photometry

• LoTSS (Kondapally et al. 2020) + HELP (Shirley et al. 2019) → dmu32 catalog
  GALEX, VISTA, UKIDSS, Herschel, LOFAR などのデータが加わる
  大部分(85%)の天体で synchrotron の寄与は無視できる
  

Spectroscopic properties

• SDSS DR14 のスペクトル解析は Rakshit et al. (2020) 参照
  fitting は broad (>900km/s) と narrow (<900km/s) の２成分
  赤化補正はしていないので rQSO に対しては考慮する必要がある
  

Fitting spectral energy distributions with AGNfitter

• AGNfitter (Calistro Rivera et al. 2016)
  accretion disk : empirical template (Richards et al. 2006) + SMC reddening (Prevot et al. 1984).
  dusty torus : torus templates (N_H) (Silva et al. 2004)
  stellar populations : BC03 + Chabrier (2003) (age, τ, Z, E(B-V))
  galaxy cold dust : cold dust SED library (M_dust, T_dust, PAH contribution(IR8))(Schreiber et al. 2018)
  の４成分

  天体と同一 z での銀河の UV LF (Parsa et al. 2016)から、母銀河が大きくなりすぎないようにする
  M_*>10⁹Mo となるように、母銀河の質量の確率分布を定義
  stellar population の赤化量と galaxy cold dust の放射を関連付けてエネルギー収支に矛盾が起こらないようにする

• fitting 計算
  1789 天体に対し AGNfitter を適用、92% でうまく fit できた
  議論に用いるのは LZ matched sample のみ

  

  disk 成分が intrinsic に赤い場合は前提が崩れるが、赤化で赤いとする報告が多い
  赤化の type は SMC で合う (Glikman et al. 2012) ... 合わないという報告もあるが、まあ大局的には影響は少なそう
  X-Shooter の UV-NIR スペクトルを同様な手法で fitting 中 (Fawcett et al. in prep)
  

Statistical comparative methods

• PDF (Probability Density Function)
  乱数を加えた100回の fitting で各パラメータのばらつきを得る
  Gaussian kerneldensity estimator (KDE: ヒストグラム＋gaussian smoothing のような感じ) で PDF を推定
  適当な rQSO,cQSO のペアで Kolmogorov-Smirnov (KS) 検定、を3000回繰り返す
  得られた p 値の median < 0.05 である場合はその特性は異なるものと判断
  

Results

The far-infrared--UV SEDs of blue and red QSOs

• average SED
  L_6μm で規格化

  

  optical/UV 部分以外はほぼ同じ

• L,z で分けてみる (rQSO: 実線、cQSO: 点線)

  

  z 小では L小の天体が多く SED は flat になるが、z大では中央が凹む典型的な形に
  → 母銀河の寄与は非常に小さい
  z<1.6 or L_6μm < 10⁴⁵ では、NIR で母銀河と disk, dust は大体同じ寄与
  L,z で分けても optical/UV 部分以外はほぼ同じ SED
  dusty torus 成分が rQSO,cQSO で全く同じ → rQSO は inclination によるものではない
  

Intrinsic accretion properties

• M_BH, L_bol, λ_Edd の違い
  Rakshit et al. (2020) では赤化補正をしていないので、今回の fitting 結果で補正する

  

  CIV,λ=1350Å MgII,λ=3000Å Hβ,λ=5100Å の組み合わせ、A,B は Rakshit et al. (2020) 参照

  

  → 赤化補正後の M_BH 中央値はほぼ同じになった(分布の幅は異なるが...)

  L_bol は accretion disk 成分を積分し SED には出ていない X の寄与(δlogL_bol=0.3)を加えて算出
  → ほんの少し rQSO の方が大きく中央値も異なる(p=0.01)と判定された

  

  → λ_Edd の分布はほぼ同じになった

  rQSO は intrinsic accretion の性質でも cQSO とほぼ同じ

Obscuration properties of blue and red QSO

• accretion disk 成分の赤化量 E(B-V)_BBB と dusty torus 成分の N_H の関係
  

  E(B-V)_BBB は有意に異なるが、N_H は同一
  NIR で select された red quasar では、X で求めた N_H は有意に大きい
  との報告(Goulding et al. 2018; Lansbury et al. 2020)はあるが...

  今回用いた torus model では Type 1/2 AGN での torus 成分の違いは出ているので、model が原因ではない

• Reprocessing efficiency
  torus 成分と disk 成分(赤化補正なし/あり)の luminosity 比
  → torus の covering factor の指標

  

  赤化補正をすると、逆に rQSO の方が若干再放射率(covering factor)が小さくなる(p=0.00002 で有意)
  Stalevski et al. (2016) の torus 放射の非等方性に基づく補正(Fig.8 下段)をかけても相対的な結果はほぼ同じ
  → やはり dust torus は関係なさそう

• Residual dust distributions

  

  best fit からの残差(特に IR 領域)に着目する
  ＋の残差が残る A,B 領域は、model に含まれない emission があると考えられる
  rQSO の方が残差の大きいものが多く、特に A 領域で有意(rQSO の 20%, cQSO の 11% で 2σ超え)
  Fig.3 の左側下２つにこの残差が出ている

  A 領域の残差は E(B-V)_BBB と相関がある
  → hot dust 成分で rQSO に多く存在しているという可能性がある

  

  hot dust だとすると温度は 550-1700K で、母銀河に属する成分ではないことは明白
  z や WISE/Spitzer の違いによる偏りもないことを確認
  既存の dusty torus model ではこの高温成分は説明できない → dusty wind を後で検討
  

Host galaxy properties of red and control QSOs

• SFR, M_*, M_gas に関する考察
  母銀河の age と赤化に関しては UV 部分の不定性が大きすぎるので議論しない
  SFR: 8-1000μm の cold dust 成分のみから算出(UV は使わない)
  M_*: 近傍では NIR 部分から出せるが、high-z ではかなり怪しい
  M_gas: L_850μm dust emission より算出

  

  M_* に違いが見られるが、M_BH - M_* 関係からの推定だと違いは出ないので、違いはないものと考える
  他２つも特に違いはなし

• 母銀河が分離しやすい low-z sample (0.2<z<0.8) だと...
  cQSO よりも rQSO の母銀河の方が若干 ULIRG 寄りになるが、M_BH からの推定だと違いはなくなる
  sample 数(～50)も少ないので、この違いは参考程度

  

Discussion

The origin of QSO reddening: No link with orientation and host galaxy ISM

• rQSO と cQSO の比較まとめ
  torus 成分はどちらも同じで E(B-V)_BBB と dusty torus 成分の関係はなし
  Radio loud/quiet の中間で rQSO 検出率が上がる(Fawcett et al. 2020 ほか)
  　→ rQSO では電波を出す何らかの活動(wind/jet/SF/corona)がある
  X で求められた rQSO での logN_H～21.5 という値(Wilkes et al. 2002)は Type 1/2 の中間程度
  　→ unification model 支持の結果だが wind でも説明可
  近赤外 continuum (dusty torus 成分) と Paβ 強度比は rQSO でも通常とほぼ同じ(Kim & Im 2018)

  とにかく、赤化の原因は torus でも母銀河スケールの dust でもなさそう...
  

The origin of QSO reddening: the dusty wind scenario

• 残差に現れた hot dust 成分に関して
  dust 分布が flared disk 状だとすると 1500K になる半径は(Stalevski et al. 2016 ほか)

  

  logL_bol=46.5, T_dust=1000K, a=0.05μm とすると、R ～ 7pc (結構遠い)
  同様な hot dust 成分は近傍の QSO や Seyfert にもある (Burtscher et al. 2015 ほか)
  sublimation radius 付近からの放射で CIV outflow を伴うものに多く存在 (Temple et al. 2021)

• dusty polar wind
  radiation pressure により dusty wind が発生する model (Hönig 2019)

  [OIII] FWHM で wind の有無を確認してみる
  z<1, logL_6μm>44.5 (母銀河の寄与を避けるため)で調べた
  

  S/N の良いものに絞り込むと rQSO の [OIII] wing がより顕著にわかる

  sample 数が少ないので、SDSS 全体での rQSO と cQSO でも比較してみる

  

  [OIII] wing は rQSO に多く存在することが確認できた

  [OIII] wing と hot dust 成分との関係を確認してみる

  

  FWHM([OIII])>1000km/s の rQSO で hot dust 成分が顕著に

  high-z 天体では CIV blueshift で確認してみる

  

  rQSO の方が CIV blueshift 大のものが多い

  CIV blueshift と hot dust 成分との関係を確認してみる

  

  CIV blueshift>800km/s の rQSO で hot dust 成分が顕著に

  [OIII]/CIV wind が disk 成分の赤化と host dust の存在の両方に寄与している
  → extremely red QSOs (ERQs) にも見られる傾向

On the role of red QSOs in galaxy evolution

• rQSO の母銀河に関して
  cQSO の母銀河と比較して同じとか違うとか様々な報告があるが、今回は同じという結果に
  → QSO の lifetime が ～10Myr だと考えると rQSO の期間は ～1Myr (存在確率10%) で銀河はほぼ変化しない