論文紹介

Identifying changing-look AGNs using variability characteristics

S.Wang, J.Woo, E.Gallo, H.Guo, D.Son, M.Kong, A.K.Mandal, H.Cho, C.Kim, and J.Shin

arXiv:2402.18131

Introduction

• AGN タイプ
  Type 1: broad (>1000km/s) line あり
  Type 2: broad line なし
  Type 1.8,1.9: Hα は broad だが Hβ は narrow

• 統一モデル
  
  視線方向の違いで BL のあり/なしを説明するモデル
  ・Type 2 でも偏光成分で BL が見えるものがある
  ・Compton-thick AGN は Type 2 である場合が多い
  など、統一モデルを支持する結果は多く存在

• Changing Look (CL) 現象
  数年で Type 変化する現象で統一モデルでは説明できない
  Hα/Hβ だけでも 150以上の事例が報告されている(母集団の 1% 以下)
  典型的 Timescale は１～10年 だが、数か月の場合もある
  X から中間赤外まで、ほぼすべての波長で何らかの変化が起こる
  → Timescale も合わせて Changing Obscuration では説明できない
  → 質量降着率の変化などによる Changing State が考えられるが、
  　 disk の粘性 timescale よりも早い変化なので、何らかの機構が必要
  一部の CL 現象は恒星の潮汐破壊現象(TDE)で説明が可能

• CL 探査方法
  Δg > 1mag など、大きな変光を示す天体の分光 (成功率 15～50%)
  変光パターンの分析

  

  Type 1 の変光は damped random walk (DRW) モデルで説明できる
  Type 2 はほとんど変光しないが、一部(～10%)のものは変光する
  CL 現象を判別する最も効果的な探査方法を ZTF データを用いて調べてみた

Candidate CL AGNs: Sample Selection

ZTF (g<20.8, ～3days cadence) DR15(2019-2022 の４年間) での
変光パターンが、スペクトルに基づく Type 判定と異なるものを探す
• Turn-on 候補
  Million Quasar Catalog (milliquas v7.2) で以下の条件で母集団を決定
  ・"K"(NL Seyfert) or "N"(NL Quasar) Type
  ・z<0.35 (Hα も欲しいので)
  → 20980 天体 (判定ミスで Type 1 が入っている場合あり)

• Turn-off 候補
  SDSS DR14 Quasar Catalog で以下の条件で別の母集団を決定
  ・z<0.35
  ・FWHM(Hβ)>1500km/s
  ・u-r > 1.0 (Type 1.9 などを除くため)
  ・median g < 20.0, 平均測光 error < 0.2mag
  → 5067 天体

  catflag 0 (問題なし) のデータのみ使用
  平均測光 error の２倍以上 error が大きいものは削除
  ３σ clipping
  3-day binning
  → Fig.1

  qso_fit (Butler & Bloom 2011) を用いて g-band 変光データから quasar 的なものを抽出する

  

  ・σ_var: 変光度
  ・σ_QSO: DRW 度
  ・σ_NotQSO: Gaussian 的変光度
  

  seeing の違いが原因と思われる等級変化により、σ_var の値は０からずれている
  判定には σ_QSO を用いる (σ_NotQSO はあまり役に立たなかった)
  この図上での位置がスペクトル判定と異なる場所にいるものが CL 候補

• Turn-on 候補(log(1+σ_QSO)>0.8): 42/9904 天体
  　→ 内１天体は SN or TDE と思われるものだった
  これらの SDSS スペクトルは BPT 図上では AGN だった
  ６天体は broad Hβ が S/N>2 で受かっていたため、最終 Turn-on 候補は 35天体

  

• Turn-off 候補(log(1+σ_QSO)<0.3): 16/2988 天体
  　→ 内２天体は light curve を目で見て削除
  残りの SDSS スペクトルで２天体は目立つ broad Hα/Hβ が無かったので削除
  Fig.2 の青点分布は log(1+σ_QSO)～0.5 程度まで広がっているが、0.3 を超えると
  目で見て変光していることがわかる天体も出てくるため厳し目の閾値にした

  

Follow-up Spectroscopic Observations

• MDM 2.4m Hiltner telescope @Kitt Peak
  VPH red + 4"slit (450-800nm, R～370)
  2700-3600s exposure

• Gemini North 8m telescope @Mauna Kea
  GMOS R400 dispersor + 2" slit + CG455 filter (500-950nm, R～480)
  180-600s exposure

• LAMOST Quasar Survey @Xinglong Observatory
  ZTF と合わせるため 2018以降の data のみを利用、４天体あった
  blue (370-590nm) と red (570-900nm) それぞれを SDSS 測光結果に合わせて規格化

• multi-epoch SDSS spectra
  ２天体あったが、ほぼ同じスペクトルだったので新しい方のみを採用

  

• スペクトル比較
  [OIII] 強度でスペクトルを SDSS に合わせる
  (数 kpc に広がっており、変化の timescale > 1000yr なので)
  PyQSOfit で [OIII] を除いた
  ALeRCE で自動判別された候補として上記以外に以下の８天体は既に報告済

  

Results of pilot follow-up observations

• Turn-on 候補の内 15天体のスペクトル

  

  13/15 で broad Hβ/Hα を確認

• PyQSOfit で連続光成分を差し引き

  

• bright / dim state 比較
  
  + smoothing で変化の S/N を評価

  

• 検出成功率
  N_σ>3 を CL 判定基準とすると、Hα で12天体、Hβ で５天体(目視で＋４天体)が CL

  

  既に同じ手法で発見報告している４天体を加えて、検出成功率は８割

  

• Turn-off 候補の内 3天体のスペクトル

  

  

  既に同じ手法で発見報告している２天体を加えて、こちらも検出成功率は８割

• 問題点
  intrinsic に変光が小さい天体の場合、誤って Type2 変光と判定してしまう
  Turn-off の判定はその点においてまだ不完全

Discussion

Comparison with other selection methods

• 従来の手法との違い
  変光の大きさや color 変化で候補を選定すると、成功率は15～50% なのでこの手法は優秀
  Turn-on でも continuum の状態が変化していない天体があり、従来の手法では
  これらは検出できない (母銀河が明るい事が原因？)
  ALeRCE のみでの候補選定でも成功率は 50%
  今回は σ_QSO の閾値を高目に設定しているので逃したものもある

Implication on the physical mechanism

• CL timescales
  変化の途中を追えたわけではないので upper limit だが、5～20年

  

  分光モニタは大変だが、この手法では測光モニタだけで判別可能
  → CL timescale も測光モニタが継続されれば正確に決定出来るはず

  CRTS+ASASSN+ATLAS+ZTF での light curve を PyCALI で結合

  

  １つ目は MJD<55000 では多分 dim state で数年で bright state になった感じ
  ２つ目は MJD=56400～57600 で MIR が増加、timescale は 1200日程度
  ３つ目は MJD=57500 までは bright state、57778 の分光までの 400日で変化
  詳細を調べるには分光モニタは必須だが、測光パターンの変化でモニタ開始の判断ができる

  短時間での状態変化の原因として考えられるもの
  ・radiation pressure instability (Sniegowska et al. 2020)
  ・Magnetically elevated accretion disk (Dexter & Begelman 2019)
  ・上記２つの mix (Pan et al. 2021)
  ・＋disk outflow で更に加速可能 (Feng H. et al. 2021a; Wu & Gu 2023; Wada et al. 2023)

• Eddington ratios
  先行研究では CL AGN は Eddington 比小 (<0.01)
  → この状態では disk が薄くなって放射でエネルギーを逃がすことができず、ADAF になる
  → 降着率が上がると相転移する

  M_BH は Hα 強度と幅から推定 (Reines et al. 2013)
  以下の式で AGN の L₅₁₀₀ を推定 (Reines et al. 2013 の式の逆使い)
  
  L_bol/L₅₁₀₀ の bolometric correction factor は 9.26 とする
  

  bright state: 0.005-0.04
  dim state : ～0.004 かそれ以下
  同じ方法で SDSS Type 1 AGN の Eddington 比を評価すると >0.01 (上図・)なので、
  この辺りで disk 相転移が起こっている感じ

  disk wind で BLR が生成されるシナリオで BLR を消すには、dim state は
  下左図の直線(5e39(M_BH/10⁷)^2/3)よりも下である必要があるが、
  それよりはかなり上なのでこれが CL の原因ではなさそう

  

  breathing に関して

  

  SDSS-RM の結果では Hα では breathing は小さいとのことだったが、
  CL AGN では十分 breathing している感じ
  → BLR は中心から外まで CL 中でも virialize されていて(slope=-0.25)
  　 構造変化は無さそう

• Blue excess
  BL の青側に excess が見られるものがある
  BLR self-obscuration effect (Pancoast et al. 2014; Oknyansky et al. 2021)
  + inflow を考えると青側が明るくなる
  非対称 BL を持つ NGC3516 では青側の方が lag が大きく
  turn-on 後に inflow が発生したと考えられる
  CL での Blue excess の原因は不明で、分光モニタが必要

• Occurrence rate
  Turn-on の場合
  log(1+σ_QSO)>0.8 → CL 候補 35/9904 → 0.4%
  log(1+σ_QSO)>0.6 → 0.8% になる
  この８割が実際に CL を起こしていると考えると、CL を起こしている割合は 0.3～0.7% 程度
  Type 2 母集団の中に Type 1 が ～5% 程度紛れ込んでいるが、CL 期待値より１桁上なので原因は違う

  Turn-off の場合は ～0.3% 程度
  SDSS - LAMOST (Yang et al. 2018): CL 率 0.006% (Δt=0.9～12.6 yr)
  SDSS - SDSS (Green et al. 2022): CL 率 0.03% (Δt～10 yr)
  SDSS - ZTF (Lopez-Navas et al. 2022, 2023b): CL 率 0.3% (Δt～15 yr)
  nearby Seyfert (Runco et al. 2016): CL 率 3% (Δt～6 yr)
  hard X AGN (Temple et al. 2023): known CL が 21/749, CL 率 >1% (Δt=10～25 yr)
  SDSS - DESI (Guo W. et al. 2023): CL 率 0.4% (Δt=2～16 yr)
  とにかく、結果はかなりバラバラ(多分 selection bias と CL 定義の違い)

  この手法は σ_QSO の値が鍵だが、そもそも DRW model が合っていない可能性もある
  Δt 小側で変光構造関数が steep になるとの報告も複数ある
  DRW は continuous time autoregressive moving average (CARMA) では (1,0) モードだが (2,1) の可能性もある
  もっと複雑な model (CARFIMA)も...
  とにかく、Type 1 と Type 2 の変光パターンの違いを正確に区別できる model であることが重要