論文紹介

FeII emission in active galactic nuclei

C.M.Gaskell, N.Thakur, B.Tian, and A.Saravanan

arXiv:2112.06559

Introduction

• AGN での FeII 輝線
  Wampler & Oke (1967): 3C 273 で発見
  Fe⁺ が多数の準位を持つため輝線が非常に密
  通常は Doppler 幅が広いので繋がってしまう

• NLS1
  Sargent (1968): I Zw 1 では FeII 輝線の幅が狭く分離できることを発見
  Doppler 幅は異なるが輝線比は 3C 273 と大体同じ
  I Zw 1 は NLS1 と分類される (Gaskell, 1984; Osterbrock & Pogge, 1985)

  

Background

FeII in Galactic objects

• 歴史
  Moore & Sanford(1914): η Carinae で FeII 検出
  Stratton & Manning (1939): Nova Herculis 1934 で FeII 検出
  　→ Wampler & Oke (1967) で 3C 273 での同定に利用
  Thackeray (1953): RR Telescopii で非常に細く強い FeII 検出

• 初期の疑問点
  なぜ planetary nebulae や HII region では FeII が非常に弱いのか？
  De Boer et al. (1972): Fe は dust に取り込まれている
  FeII が強い天体では gas 密度が高く dust に取り込まれていない
  

FeII in 3C 273

• AGN での輝線
  Dibai & Pronik (1967): NLR, BLR ２つの放射領域を定義
  　NLR: n_e～10³/cm³, ～100pc
  　BLR: n_e>10⁶/cm³, <1pc
  Galactic object の FeII は NLR から出る禁制線相当で、BLR の FeII とは異なる
  Wampler & Oke (1967): 3C 273 からは [FeII] は検出できなかった
  　→ FeII は n_e>10⁷/cm³ 領域から出ている
  　　 FeII, MgII は同じような領域から出ており、Mg/Fe は solar abundance 程度
  

Seven remarkable things about optical FeII emission

Relative strength

• FeII の total 輝線強度は Hβ に匹敵するほど非常に強い

  

Strong object-to-object differences

• FeII は他の AGN 広輝線には見られないほど強度や幅がまちまち
  理論モデルとしては、非常に強いものも説明できる必要がある

Correlation with line widths

• FeII の強度と Hβ 幅は反相関の性質が見られる↑

Correlation with radio type

• 通常の radio-loud 天体では FeII は弱い
  Seyfert 1 で FeII の強い天体が多い (Osterbrock 1977, Grandi & Osterbrock 1978)
  flat-spectrum source で FeII が強い (Setti & Woltjer 1977, Miley & Miller 1979)

Correlation with galaxy type

• 電波銀河は巨大楕円銀河で FeII は弱い
  Seyfert 1 は通常は渦巻銀河で FeII が強いものが多い
  母銀河の type や質量に関係ある可能性もある

Correlation with the narrow-line region

• FeII が弱い AGN は [OIII] が強い (Grandi & Osterbrock 1978)
  FeII が強い Type A, FeII が弱い Type B (Steiner 1981)
  　Type A では [O III]/Hβ が連続光強度と反相関、Type B では [OIII] が強く相関なし

• 主成分解析 (Boroson & Green 1992)
  eigenvector 1 (EV1): FeII/Hβ - FWHM(Hβ) 反相関、FeIIλ4570/Hβ - [OIII]/Hβ 反相関
  (前者の図は後に quasar の main sequence と呼ばれるようになる)

Correlation with soft X-ray excess

• Thermal AGN の SED
  降着円盤からの熱放射 : big blue bump (BBB)
  BBB は Soft X まで tail があり、EV1 と相関がある(下図右)

  

How and where is FeII emission produced?

• broad Balmer lines
  UV 連続光の変動と強度相関がある → photoionization
  CIV, Lyα, HeIIλ1640 も同様

• FeII のエネルギー源として提案されているもの
  low-temperature dense gas (Collin-Souffrin, Dumont, & Tully 1982, Joly 1987)
  hard X による accretion disk 外周部照射 (Collin-Souffrin, Hameury, & Joly 1988)
  small-scale jet (Zheng & Keel 1991)
  jet による shock (Joly 1991)
  photoionization model では説明できない (Collin & Joly 2000)
  Fe の overabundance ＋ shock 説が有力
  UV FeII も shock の可能性がある (Baldwin et al. 2004)

• 難しい点
  Akn 120 の分光モニタで reverberation mapping が検出できない
  photoionization 以外が原因 or Hβ よりも数倍広い範囲で光っている (Kuehn et al. 2008)
  

Is FeII emission caused by photoionization?

• 最近の reverberation mapping の結果
  (９晩の観測を平均してエラー付き１点にしている)

  

  FeII の変光振幅は Hβ の 73%
  delay は Hβ 270d、FeII 450d (同程度に見えなくもないが...)
  これ見ると FeII は photoionization に見えるが、問題もある(以下)

The structure of the BLR: the Gaskell, Klimek & Nazarova model

• BLR のイメージ (Gaskell et al. 2009)

  

  low-ionization component ほどこの中で円盤状に分布している
  pole 方向には穴が開いている(Lyα に吸収端がないことから)
  accretin disk とともに回転
  Reverberation mapping に適用した結果
  BL 輝線形状の説明には多くのパラメータの輝線の重ね合わせが必要
  単一の optically thick cloud で説明しようとすると RM の結果と合わない↓

  

Photoionization modelling of FeII emission

2007年の時点では FeII の delay が検出できていなかったが、
現在はデータがあるので FeII 輝線領域をモデル化できる

Model parameters

• Cloudy 17.10 (Ferland et al. 2017) を使用
  入射 UV continuum は過去の結果との比較のため Mathews & Ferland (1987) を使用
  密度 n_H=10¹¹/cm³, solar abundance
  計算は column density 10²⁵/cm まで
  ionization parameter -2.5 < logU < +0.5 で計算
  FeII は λ4570, λ5300 両方のグループそれぞれで評価

Strength of optical FeII emission

• Fe⁺ の ization potential は 16.18eV
  → Strömgren 半径付近から光るが、その外側では中性 H の増加で UV が取られる

  

  Strömgren 半径の数倍のところに dust torus があるので BLR はそこまで
  

• R_FeII = F₄₅₇₀/F_Hβ
  このモデルでは R_FeII ≈ 0.35 で Fig.2 と合う
  [Fe/H] が２～３ solar であれば R_FeII 大のものも説明可
  

Responsivities of FeII and Hβ

• 以前は FeII は hard X からエネルギーを受け取っていて
  他の輝線とは振る舞いが異なると考えられていた
  → α_ox が flat であるほど FeII が強くなるはずだが実際は逆
  → これは違う

Predicted effective radii for FeII

• RM 結果を説明できるか？
  モデル：emissivity-weighted radius の比 = 2.1 (Fig.7)
  RM　　：responsivity-weighted radius (Fig.8 を重みとする平均値のようなもの)だが、
  　　　　UV continuum が強くなると Fe⁺ ⇒ Fe⁺⁺ となってしまうので外側にずれる
  → responsivity-weighted radius の比 ～ 1.5 - 2.2 で RM 結果とも合う
  → OI とほぼ同じ距離で MgII よりも 10% 大きい (Fig.6)

Line widths

• 輝線幅からの放射領域の推定
  I Zw 1 では FeII の輝線幅は Hβ の 75-100% (Phillips 1978)
  　↓FeII 輝線幅測定例

  

  RM の delay と輝線幅には相関がある(Krolik et al. 1991)
  SDSS AGN では FeII の幅は Hβ の 71% (Hu et al. 2008)
  → FeII の放射領域は Hβ の約２倍
  近赤外の FeII/Paβ でも同様な結果 (Marinello et al. 2016)

Reverberation mapping

Problem number one: FeII variability is reduced and smeared out because of the larger region size

• シミュレーション
  damped random walk (DRW) モデル
  連続光：τ_dump=10日
  Hβ　：delay 50日
  FeII ：delay 100日

  

  smoothing の効果で FeII の方が変光しづらくなる
  最近の RM 結果では FeII変更幅/Hβ変更幅 = 83% (Lu et al. 2021 ほか)
  FeII 輝線強度は計測しづらいことも難しい要因

Problem number two: Narrow-line Seyfert 1s are less variable than broad-line AGNs

• NLS1
  FeII は非常に強いが、ほとんど変光しない
  Ark 564 は17年間観測されたが、RM は全て失敗 (Doroshenko et al. 2006 ほか)
  変光が細かすぎて、外側ではほとんど変化しないという事情もある

Reverberation-mapping results

• 異なる結果
  τ_FeII/τ_Hβ≈1 (Chelouche et al. 2014, Hu et al. 2015)
  信頼度の高い順に FeII RM 結果を並べてみると、エラーが大きいものは比が小さい傾向がある

  

  S/N が悪く観測期間が短い場合は delay は過少評価される
  → エラーの小さいものを信用すればこれまでの話の通りで問題なし

"Anomalies" in reverberation mapping responses

• 特異な状況
  Fig.5 の始めの1000日は明るさが合わない
  2000日付近の連続光の減り方もその後の輝線の変化とは異なる
  → 強度が合わない・delay の変化 はどの sample にも見られる
  　 FeII の輝線領域の広がりを調べるのは大変...

• Gaskell et al. (2021)
  NGC5548 の長期 RM 観測では、特異な状況は非等方放射か
  コンパクトなUV吸収体が関係している

The FeII emitting region in context

Relationship to other low-ionization lines

• 低励起輝線
  OI, CaII, FeII は輝線幅が大体同じ (Marinello et al. 2016)
  O, Mg⁺, Ca⁺, Fe⁺ のイオン化エネルギーは 13.6, 15.0, 11.9, 16.2 eV で大体同じで
  Mg, Ca, Fe だと 7.6, 6,1, 7.9 eV となり、HII region 透過 UV でもイオン化できる
  これらの輝線は放射領域が広くて変動しづらく RM が難しい

Relationship to the surrounding dust

• hot dust の位置
  hot dust の RM 結果では Hβ の 3.5倍の距離 (Suganuma et al. 2006)
  低励起輝線はこれにかなり近いので見えづらい可能性がある

The microphysics of FeII emission

Physical processes

• FeII の励起メカニズム
  Collisional excitation + self-fluorescence (Netzer & Wills 1983, Wills, Netzer, & Wills 1985)
  Lyα fluorescence (Johansson & Jordan 1984, Penston 1987)
  　optical FeII への寄与は 10-20% (Garcia-Rissmann et al. 2012)
  　最近のモデルでは 10万準位近くを考慮(Sarkar et al. 2021 ほか)

Turbulence and reddening

• Lyα fluorescence に必要な条件
  準位の密度が高い＋速度幅が大きい
  Turbulent velocity ～ 100km/s 程度で small blue bump 最大 (Sarkar et al. 2021)

• reddening の効果
  UV/optical FeII 比は E(B-V)～0.2 程度の reddening があると説明しやすい (Wills et al. 1985)

FeII Templates

• empirical template
  I Zw 1 template + broadening で大体の AGN で合う (Boroson & Green 1992 ほか)

• theoretical modelling
  まだ完全なモデルは無く、観測と組み合わせた semi-empirical template まで
  (I Zw 1 と異なる部分は修正する)

Reddening

• internal reddening は無視できない
  ↓⁴G/⁴F (Kovacevic et al. 2010) と reddening の関係
  SDSS で FeII のある赤い quasar 127天体を10天体ずつに分けて平均

  

  AGN の内部の状態が異なるという可能性もあるが、reddening の可能性が高い
  仮定した reddening タイプはこれ

Eddington ratio: the driver of eigenvector 1

• EV1 (Boroson & Green 1992)
  Eddington ratio の違いによる系列と考えられている
  L/L_Edd大だと BL 幅小 (Wandel & Boller 1998 直接的な図は無い...)
  L/L_Edd ∝ L/M_BH ∝ L/(Rv²) ∝ L^1/2v^-2
  logL/L_Edd = 0.5logL₅₁₀₀ - 2logFWHM - 16.3 として評価 (論文では 0.5 が 2.5 となっている...)

  

  左下部分が疎となっているのは、Kovacevic et al. (2010) の sample が S/N の良いものに限定しているため
  かなり良い相関が見られる (縦軸を EW([OIII]) にしても同様)
  scatter の主要因は変光しているため (Eddington ratio もそれにより変化)
  L-R 関係の scatter により M_BH に不定性があること、
  reddening 補正をしていないこと、
  metallicity の違い、等も要因

The cause of weak FeII

• dust に取り込まれる metal
  Si, Al, Mg, Fe は dust があると aubndance が減少
  BLRG で FeII が弱いのは dust が原因 (Osterbrock 1984)

Metallicity

• [Fe/H] の値
  巨大銀河の中心では +0.5 程度まで、ガスだと更に +0.2 程度までは考えられるが、
  solar abundance でも R_FeII の値は説明できるので問題ない
  Fe は main coolant となっているのでサチっており abundance の変化には鈍感
  高い Eddington ratio の場合でもサチってきていることがわかる↓

  

The weakening of Hβ

• Hβ に関して
  幅の変化は EV1 の一部
  Narrow 成分(FeII と同程度の幅)の EW は Eddington ratio と反相関↑
  Broad 成分は相関なし
  FeII は collision (?)、narrow Hβは photoionization なので振る舞いが異なる
  → heating を効率よく行う soft X の量で状況変化
  2-3Zo では >100eV で heavy element の opacity が hydrogen を上回る (Osterbrock & Ferland 2006)
  (Eddington ratio 大ほど UV は hard になるということ？
  　Fe⁺⁺ になるという話はどうなったの？)

AGN downsizing: the cause of the correlations with radio properties and galaxy type

• Jet を伴う天体の特徴
  P_5GHz と M_BH は正相関 (Franceschini, Vercellone, & Fabian 1998)
  Eddington ratio 小 (Blandford-Znajek process で BH spin energy が抜かれるため)
  → FeII は弱くなる
  flat-spectrum source の場合は相対論的増光が効いているので M_BH のバイアスを受けにくくなる
  → 通常の radio quiet 天体と同様な FeII 分布

Some Future directions

Reverberation mapping

• とにかく、連続した長い分光モニタが必要
  高緯度天体をモニタするのがいいだろう

Modelling FeII emission from realistic BLRs

• velocity-resolved RM への適用に耐えうる高精度モデルが必要

Causes of scatter in EV1

• dust への降着の影響があるのでかなり難しい
  photoionization condition の違いで注意深く分ける必要がある

Dust and FeII

• AGN 環境による dust 破壊に関して更に詳しく調査する必要がある

Downsizing

• 遠方の AGN の方が活動的で質量降着率が大きい
  → 遠方の方が明るい天体に bias がかかるので注意が必要
  → R_FeII の進化を調べるのがいいだろう

An "iron chronometer"?

• FeII/MgII を銀河年齢の判定に使えるか？
  FeII/MgII から Fe の abundance を推定することは困難
  z < 2 でこの比が小さくなるのは Eddington ratio の減少が原因だろう