論文紹介

The SDSS-V Black Hole Mapper Reverberation Mapping Project: Unusual Broad-Line Variability in a Luminous Quasar

L.B.Fries, J.R.Trump, M.C.Davis, C.J.Grier, Y.Shen, S.F.Anderson, T.Dwelly, M.Eracleous, Y.Homayouni, K.Horne, S.Morrison, J.C.Runnoe, B.Trakhtenbrot, R.J.Assef, W.N.Brandt, J.Brownstein, C.Dabbieri, A.Fix, G.F.Alvarez, S.Frederick, P.B.Hall, A.M.Koekemoer, J.I.Li, X.Liu, M.L.Martinez-Aldama, C.Ricci, D.P.Schneider, H.W.Sharp, M.J.Temple, Q.Yang, G.Zeltyn, and D.Bizyaev

arXiv:2301.10252

Introduction

• BLR の構造を調べる手段
  近傍 AGN の VLTI 撮像(GRAVITY)
  RM (Reverberation Mapping)

• RM
  BLR がビリアル平衡にある場合、
  
  　ν：BLR gas の速度
  　R_BLR：BLR の半径
  　G：重力定数
  　f：BLR 分布パターンや inclination angle で決まる係数
  　　(VLTI での直接撮像や速度分解した RM で推定可能)
  line breathing (flux-FWHM の反相関) が見られる

• Quasar の変光
  ～10%/数週～数年：降着円盤の熱的なゆらぎが原因と思われている
  周期性のあるもの：SMBH binary の可能性がある
  　　　　　　　　　(ランダム変光でも周期性があるように見える場合もあるが...)
  　　　　　　　　　velocity shift に周期性があればより確実
  とにかく、長期の分光モニタが必要

• velocity shift の要因
  SMBH binary の他、
  tidal disruption events (TDE)
  gas outflows/inflows
  asymmetric reverberation ← これが本題

• SDSS J141041.25+531849.0
  以降 RM160 と表記
  SDSS-III/IV (SDSS-RM), SDSS-V(SDSS-BHM) ターゲットの１つ

Observations and Parent Sample

Data

• SDSS-III,IV,V (SDSS 2.5m + BOSS spectrograph)
  blue channel：3000～6350Å
  red channel ：5650～10400Å
  R～2000
  127 epochs/9年 (2013-2022)
  最大３夜までの連続観測で g バンド S/N>4.5 を達成できれば１epoch (g～22 程度まで)

• 分光 light curve

  

  SDSS-RM (2014-2020) → SDSS-BHM (2021-2025?)

Parent Sample

• SDSS-RM / SDSS-BHM 重複 quasar 320天体
  0.1<z<4.34 (z_med=1.52), i_PSF<21.7 (i_med=21.09)
  

Identifying Unusual Line Profile Changes in SDSS-RM / BHM-RM Quasars

• line profile 変化の検出
  127 epochs の median spectrum を平均スペクトルとする
  各スペクトルの輝線領域の flux に平均スペクトルを合わせる
  
  mp4 video

  reduced χ²>6 の場合、有意に line profile が変化したと判断
  redshift した成分が出現していた

  

  15天体がこの条件で hit したが、目で確認したところ RM160 以外はノイズが原因
  

The Source of Interest: RM160

• RM160
  λL_λ(5199Å)=4.7x10⁴⁴ erg/s
  z=0.359, i=19.68
  τ_Hβ=31.3^+8.1_-4.1 days
  τ_Hα=27.7^+5.3_-4.7 days
  → M_BH=7.0^+1.7_-1.3 x10⁷ Mo (Grier et al. 2017b)
  τ_MgII=144.7^+24.7_-22.6 days (Hamayouni et al. 2020, 半年に近いのであまり良くない)
  これらの結果は Fig.1 と大体合っている

  HST imaging では F606W で host の寄与は 14% (Li et al. 2023)
  Fiber の aperture は 2" なので、host の寄与はもう少し小さいはず
  

Quantifying the Emission-Line Profiles

Fitting the Continuum

• Continuum
  輝線両側の line-free region で 50pix median で決定
  PyQSOFit でもやってみたが、結果に違いはなし

  

Fitting the Narrow Emission Lines

• Narrow Emission Lines
  single Gaussian, 9 年間不変 を仮定 ([OIII]λ5007 で確認)
  輝線幅は各スペクトルの [OIII]λ5007 で決定 (5007 / 4959 比は3で固定)
  中心波長は SDSS quasar composite で決定 (velocity offset があるので)
  [OIII] には outflow に起因する blue wing があるがここでは無視
  他の NL も同様な blue wing があったとしても BL の profile 判断には影響しない

Second-Order Calibrations Based on Narrow Emission Lines

• [OIII] 輝線の変化

  

  NGC5548 の場合は、[OIII] の強度は ～30年で ～10% 変化 (Peterson et al. 2013)
  2021 にかなり暗い 8epochs がある
  2014, 2015 の 3epochs は波長シフトしている
  波長分解能は安定していて問題なし

• 他の narrow line
  [OII] と [SII] でも同様な影響が出ていることを確認
  → 波長依存性は無さそうで、装置の状態によるもの

• ２次較正
  [OIII] の強度と波長が一定になるように factor で調整 (波長も factor でいいのか? と思うが...)
  

Quantifying the Broad Emission-Line Profile Variability

• Broad line の測定
  中心波長：１次モーメント
  輝線幅　：中心からの２次モーメントの平方根
  FWHM　：5pix median boxcar smoothing の後、specutils package で測定
  ノイズを与えて200回測定し σ を決定

Results and Discussion

Broad Emission-Line Profile Variability

• MgII, Hβ, Hα の変光

  

  

  

  line breathing が確認できる
  MgII は Hβ,Hα よりも外側
  ３つの輝線とも narrow line と比べて全て redshift している
  赤 → 青 → 赤 と変化するのも共通の傾向
  Hβ の速度変化は他の２倍
  MgII は始めの赤まで戻ったが、Hα,Hβ は中間まで
  明るさ変化とは異なり、MgII の速度変化に明らかな lag はなさそう

• 速度変化
  

  NGC4593	266km/s	～2ヵ月	(Barth et al. 2015)
  NGC5548	～1000km/s	～30年	(Sergeev et al. 2007)
  RM160	～800km/s	～4年

Line Breathing

• Line Breathing
  BLR がケプラー回転していれば、外側程遅いので広い範囲が光れば幅は狭くなる
  
  　W：輝線幅
  　L：光度
  　β：定数

  L-R 関係とビリアル平衡の条件より
  R_BLR∝L^0.5∝1/ν² なので
  ν∝L^-0.25 で β=-0.25 となる
  Hβ はこれと大体 consistent
  MgII はほとんど breathing しない (Wang et al. 2020)
  Hα は breathing が弱いことや CIV は reverse breathing であることはここでは議論しない

• PM160 の場合
  Bayesian linear regression package linmix (Kelly 2007) で解析

  

  定性的な傾向としては Wang et al. (2020) と一致しているが、定量的には異なる
  FWHM と σ でも異なる
  この天体に対する結果の違いの比較

  

  特に FWHM の結果は大きく異なるが、横軸の違い(continuum / f_BL) が原因？

• σ と FWHM での結果の違い

  

  FWHM/σ の値
  

  Lorentzian	：0
  Gaussian	：2.355
  Triangular	：2.449
  Boxy	：3.464 (max)

  MgII の形状は安定、Hβ,Hα は明るくなると尖ってくる
  これが FWHM と σ での breathing の違いの原因

  BLR の光り方は一様ではなく、増光時には外側程良く光るのでは？

The Binary Supermassive Black Hole Hypothesis

• Binary SMBH の可能性
  この場合は、全ての輝線に同じような速度変化が見られるはず

  

  PM160 は各輝線の速度変化が異なる上、輝線形状も変化する
  また、変動の中心は速度０にあるはずで、赤の状態で反転するのはおかしい
  
  　binary 間隔：a
  　周期　　　 ：P
  で無理やり周期と M_BH=7.8x10⁷ Mo から a を計算すると
  a = 14.9 (MgII), 7.4 or 13.6 (Hβ), 18.1 (Hα) 光日となり、
  lag から求められる R_BLR～30 光日よりも内側になる
  → BLR が安定して存在できない

  系全体の質量が 1000倍でも a は 10倍にしかならないので MgII の lag と同程度で状況は同じ
  以上から、binary SMBH の可能性はないものと考えられる

BLR Kinematics and Geometry

• dynamical timescale
  Hβ のパラメータから計算すると
  τ_dyn～√(R_BLR³/GM_BH)=7.7年
  変化の timescale はこれよりも少し長いので BLR の構造が変化したと考えても良い

• Model
  PM160 は他の quasar とは異なり速度変化が大きい
  → inflow / outflow もしくは disk が回転対称に光っていない？

  
  mp4 video

  全体としては視線方向に対して常に中心程速い inflow (～500-1600km/s)がある
  (redshift が重力による一般相対論効果で発生している可能性があるが、輝線幅が
  σ<3000km/s とそれほど大きくなく、ほぼ face-on の仮定が必要になるので却下)

  line breathing + hot spot で幅と速度変化を定性的に説明したもの
  (本当にこれで BL 形状が再現できるのかは不明)
  Velocity-resolved RM でちゃんと輝線形状も説明するのはこれから...

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Alternative Fitting Procedures

Single Gaussian Fits

• ASTROPY package で NL, BL 全てを gaussian fit
  

PyQSOFit

• PyQSOFit で以下のパラメータで fit

  

Comparison of the Three Fitting Methods

• ３つの手法の比較

  

  

  

  

  σ の計算は、continuum level に対して非常に敏感なので、手法によりかなりの差が出る
  特に輝線形状が複雑な Hβ では違いが大きい
  PyQSOFit では σ大 Δv小 となりやすい
  全体の結果としては手法は影響しない
  line breathing を評価する際は σ よりも FWHM を用いるべき