論文紹介

Changing-look Active Galactic Nuclei from the Dark Energy Spectroscopic Instrument. II.
Statistical Properties from the First Data Release

W.J.Guo, H.Zou, C.L.Greenwell, D.M.Alexander, V.A.Fawcett, Z.Pan, M.Siudek, J.N.Aguilar, S.Ahlen, D.Brooks, T.Claybaugh, K.Dawson, A.Macorra, P.Doel, A.Font-Ribera, E.Gaztanaga, S.G.Gontcho, G.Gutierrez, R.Kehoe, T.Kisner, M.Landriau, L.Guillou, M.Manera, A.Meisner, R.Miquel, J.Moustakas, F.Prada, G.Rossi, E.Sanchez, M.Schubnell, D.Sprayberry, J.Sui, G.Tarle, B.A.Weaver, Y.A.Xiao, and S.Zou

arXiv:2408.00402

Introduction

• Quasar の変光
  紫外～可視では通常は 10～30% ← disk の thermal instability
  Changing Look (CL) 現象はその極端な例で、別の要因を考える必要がある

• CL 現象
  Broad emission lines (BEL) の出現(turn-on)/消滅(turn-off) が数か月～数年で起こる
  → dust torus に対する視線方向により Type が決まる統一モデルでは説明できない
  

  TypeI → TypeII へと進化するというモデルも結構昔からある
  

  accretion disk の viscous timescale (～数百年)よりも速い 1mag 以上の連続光の変光
  → 通常とは異なるメカニズムが必要(dust で見え隠れでも一部のものは説明可)

  dim state では母銀河の状態が良くわかる → 共進化の研究に役立つ
  (bright state では LR 関係で M_BH が、dim state では σ_* がわかる)
  TDE や Binary BH も特殊な変光には寄与している可能性はある

• CL の検出方法
  可視や中間赤外での異常変光を探す方法 → 母銀河の寄与が大きいと検出が困難
  SDSS と DESI の比較を行うと、統計的に確実なデータが得られる

Data

Spectroscopic Survey

• DESI
  BAO をターゲットとする Dark Energy Survey のレベル４に相当する分光サーベイ
  (SDSS BOSS はレベル３)
  4m Mayall telescope @Kitt Peak + 5000 fibers (φ1".5)+ ３色分光器10台
  3600-5900Å, R～2100 / 5660-7220Å, R～3200 / 7470-9800Å, R～4100

  

• DESI-I
  2021/5 からの５年間
  r～23 までの 4000万天体の分光
  1% の data を用いて解析パイプラインとスペクトル判定アルゴリズムの調整、目視確認
  DR 1 が 2025/3/19 に公開された
  １天体に対し複数回のスペクトルを合わせて MJD を平均、Redrock で z と Type を判定
  最終的なカタログには以下の２つも適用予定(現在はまだ)
  　Afterburner : broad MgII emission line identifier
  　QuasarNET : Redrock を合わせると 99.5% の Quasar が検出できるらしいが...
  「CL 度」のような指標も検討中らしい

• SDSS
  2.5 m Sloan Foundation Telescope @Apache Point
  SDSS-I/II　　 : 640 fibers (φ3")+ ２色分光器２台 3800-9200Å, R～2000
  SDSS-III/IV/V : 1000 fibers (φ2")+ ２色分光器２台 3600-10600Å, R～1300-3000
  DR16 : 銀河400万天体
  DR16Q: Quasar 70万天体(繰り返し観測のあるものは初回のみ使用)

Image Survey and Light Curve

• DESI Legacy Survey (2014-2019)
  g(4671Å)/r(6624Å)/i(8060Å)/z(9200Å)
  Dark Energy Camera Legacy Survey(DECaLS)
  Beijing-Arizona Sky Survey(BASS)
  Mayall z-band Legacy Survey(MzLS)
  の結果の合算、14,000 deg²

• SDSS I/II (1998-2008)
  u(3543Å)/g/r/i/z, 14,500 deg²

• その他
  Catalina Real-time Transient Survey (CRTS), No filter を V-band 換算, 33,000 deg²
  Pan-STARRS1 (PS1) g/r, 31,000 deg²
  Zwicky Transient Facility (ZTF) g/r, 25,000-30,000 deg²
  Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) W1/W2
  Near-Earth Object Wide-field Infrared Survey Explorer (NEOWISE) W1 / W2

Sample Selection

• 使用したデータ
  Hβ(Hα) での LR 関係を用いるため z<0.9 に限定
  [O III] は変化しないものと仮定

• データの例３つ

  

  

  

• CL 判定方法
  Paper I に従う。
  broad Hβ(または MgII) 強度が大きく変化している
  広輝線の S/N が、暗いときに低くかつ差分スペクトルで高いこと

  判定アルゴリズム(詳細は以下、Paper I とちょっと違うが...)

  

Parent Sample

• 母集団
  DR16Q : DESI で QSO または galaxy 判定が出たもの 44,728天体
  DR16　: DESI で QSO 判定が出たもの 4,905天体
  重複込みで 49,633天体
  どちらでも galaxy 判定だったものの中に CL があれば逃している

• 広輝線の条件
  差分スペクトルでの広輝線の S/N
  
  広輝線の強度変化率
  
  Max(N_σ)>3 かつ R>1.5

Spectral Decomposition

• モデル fit
  S/N を上げるため、４Å/pix で統一
  DASpec で fit
  640 Myr, 900 Myr, 1.4 Gyr, 2.5 Gyr, 5 Gyr, 11 Gyr の銀河モデル
  power law continuum
  Fe II pseudo-continuum template (Boroson & Green 1992)
  Broad Mg II, Hδ, Hγ, He II, Hβ, Hα は gaussian x2
  Narrow Hβ, [O III] も gaussian x2
  他の禁制線は gaussian x1

  母銀河の寄与が大きい場合は fitting の連続光の結果が怪しくなる

  

  fitting の結果に対しても R>1.5 を適用 → 924天体

Flux Calibration Assessment

• [OIII] に対する条件
  fiber 径の違いにより [OIII] 強度に違いが出る可能性がある
  → ±20% までは許容 (fiber からはみ出るような銀河はこの後の目視で判定)

• 光度曲線の条件
  スペクトルに filter 関数をかけて Pseudo-photometry magnitude を計算
  可視は10日、中間赤外は180日でまとめる
  Pseudo-photometry magnitude があまりに変なのも削除

• 目視確認(VI)
  上記条件で除かれたものは全て目で確認し、CL と思われるものは戻す
  1) [OIII] が非常に弱い天体
  2) fiber からはみ出るような近い天体(z<0.25)
  → 561天体

Results

• CL 561天体の内訳
  Hβ : 527天体
  Hα : 149天体
  MgII: 129天体
  増光時は連続光が青くなる
  turn-ON 283天体、turn-OFF 278天体でほぼ同数

• ON/OFF の z 進化
  z 毎に分けて turn-ON, turn-OFF の数の変化を見る
  比較のために母集団で turn-bright と turn-dim の分布も調べた

  

  近傍で turn-dim が増える原因は、母銀河の寄与が大きくかつ広がっていると
  ファイバー径の違いで DESI の方が暗くなってしまう効果が考えられる

  一方で、近傍で turn-ON CL が増える理由は不明... selection effect？
  (近傍では galaxy と QSO の自動判定が怪しくなるなど)
  

Physical Properties

• CL-AGN の各種パラメータ
  Table のキーワードでは 1350 が使われているが、多分2500の間違い
  近傍では母銀河と power-law の切り分けが難しく 2500Å の値はかなり怪しい

  

• M_BH
  明るい時の値で以下の式で計算
  f_BLR=1.12 (Woo et al. 2015)

  

• R_BLR
  近傍天体での Reverberation Mapping (RM) の結果で計算

  Hβの場合
  
  　l₄₄=L₅₁₀₀/10⁴⁴ erg/s
  　K₁=1.527, α₁=0.533 (Bentz et al. 2013)

  Hαの場合
  
  　K₂=1.59, α₂=0.58 (Cho et al. 2023)

• λ_Edd
  
  　C_bol=9.26@5100Å, C_bol=5.00@2500Å (Shen et al. 2008, Heckman et al. 1997)

• CL 天体のパラメータ分布

  

  CL 現象は logλ_Edd=-2 を境に起こっている可能性がある
  　(MacLeod et al. 2019, Green et al. 2022, Wang et al. 2024b)
  近傍天体の M_BH は母銀河の影響で overestimate の可能性がある
  Hα よりも Hβ の方が信頼性が高い(母銀河の影響？)

  

BEL Variablity

• Regression analyses
  全ての　BL で continuum との強い相関がある
  → BLR は中心 or disk からの光で photo-ionize されている

  

  MgII に関しては、Hβ とは異なる関係とする報告が多いが、今回は Hβ と同様
  MgII でも LR 関係がちゃんと出せるのでは？(従来の結果では精度が悪い...)

TDE Candidates

• MIR flare
  J115103.77+530140.6 以外は、既に TDE event として報告のあるもの
  この天体は bright state で FeII が強く(怪しい...)、やや異質な存在
  本来、TDE はこのような降着率の高い天体で多く発生すべき

  

Recurring CL-AGN Candidates

• light curve が山 or 谷になっているもの

  

  スペクトルが元通りに戻るところまで確認できれば、現象の理解が進む
  変光のピークと分光観測が一致していないと難しいが、今後の DESI に期待

BPT

• CL の分布

  Composite & Starforming galaxies (Kauffmann et al. 2003)
  

  Composite & Seyfert/LINERs (Kewley et al. 2001)
  

  Seyfert & LINERs (Kewley et al. 2006)
  

  

  他の Quasar の分布と基本的には同じだが、[NII]/Hα は若干 LINER 寄り
  CL が１回しか起こらない現象であればこの結果はおかしい → 長期間繰り返して起こる
  → [OIII] が何重もの Shell 状に分布する可能性もある(要 IFU 観測)

Discussion

Classification

• Quasar 変光を表すモデルや手法
  structure-function
  DRW
  continuous autoregressive moving-average (CARMA)
  　C : 連続時間
  　AR: 自己回帰(過去幾つかまでの値を重みづけ参照)
  　MA: 移動平均(過去幾つかまでのノイズを重みづけ参照)
  coronaheated accretion-disk reprocessing models
  どれを使っても変光幅と λ_Edd は反相関の結果となっている
  λ_Edd～ 1% 辺りに下限がある → 母銀河のコンタミかも

• 従来の CL の分類
  changing-obscuration (CO) : ダスト雲による見え隠れ
  changing-state (CS)　　　 : accretion disk 最内縁部の状態変化

• 新たな着眼点の提案
  Inherent variability : λ_Eddが小さい天体は全て CL という可能性の確認
  Fading AGN : AGN 活動の最後は長期にわたる減光 peculiar changing-look (PCL) となるはず

  

  PCL phase の後、活動終了となるのか再点火するのかは不明

  

  Transient flares or outbursts : TDE にも見える急激な変化は CL 特有の変化の可能性がある (言ったもん勝ち？)

Physical Mechanism

Timescale 的に CO で CL を説明するのは無理
フレア的変化の部分のみであれば CO の可能性はある
continuum 形状から extinction 変化を評価して判断すべき

disk 不安定は最有力なのでフレア的変化も含めて非対称 disk 等の状況を考える必要がある
TDE や SN が trigger になっている可能性もある
stellar-mass binary black hole merger が落ち込むとフレアを引き起こすという研究もある
Binary SMBH が CL を起こしているという研究もある
最終的には、LISA のような干渉計や重力波まで用いて調べるべき現象