可視光輝線診断による低金属量 AGN 探査

2016/10/25
愛媛大学大学院理工学研究科
M2

川崎 光太

共同研究者：長尾透 (愛媛大学), 鳥羽儀樹 (ASIAA),
寺尾航暉 (愛媛大学)
1

活動銀河核 (Active Galactic Nucleus; AGN)
・超巨大ブラックホール(supermassive black hole; SMBH)
への質量降着による重力エネルギー
開放によって明るく輝く天体

2

SMBH と母銀河の共進化
・超巨大ブラックホールの質量とその母銀河の質量の間に強い正の相関・相互作用しながら進化(SMBH と母銀河の共進化)

・共進化の初期の頃は ?
Häring & Rix+04
低金属量 AGN に注目 !!

3

ﬂux density

狭輝線領域 (Narrow-Line Region; NLR)

5000

6000

wavelength [Å]・NLR の電子密度は 102-4 cm-3 と 低いため様々な禁制線が検出され電子密度や電子温度などの物理状態を調べることができ面白い
・NLR は 102-4 pc まで広がっているので母銀河の性質を調べる上で非常に興味深い
4

低金属量 AGN は BPT valley に
BPT valleylog ([O III] 5007/H )Seyfertstarburst
・典型的な AGN の NLR の金属量は ⇠ 3 Z と 高い
・低金属量な AGN は非常に稀な存在・ ⇠ 1 Z の 低金属量 AGN は
BPT valley に位置LINER
low ionization nuclear
emission line region

SDSS DR4 の ~170,000 天体の輝線銀河から低金属量(太陽金属量程度)なAGN を~ 40 天体だけ選出

log ([N II] 6584/H↵)
5Groves et al. 2006

log ([O III] 5007/H )BPT valley sample は低金属量 AGN ?

AGN
・低金属量な NLR
・高い電離パラメータ・高い電子密度starburst
・高い電離パラメータ U・ハードな電離光子スペクトル・shock・高い N/O 比・高い電子密度

問題点・星形成銀河の可能性
・低金属量でない AGNの可能性

log ([N II] 6584/H↵)
6

log ([O III] 5007/H )BPT valley sample は低金属量 AGN ?

N/H ↓N+/H ↑

N/H ↑starburst
・高い電離パラメータ U
・ハードな電離光子スペクトル・shock・高い N/O 比・高い電子密度↑・低金属量な NLR
N+/H ↓ ・高い電離パラメータ・高い電子密度↓

問題点・星形成銀河の可能性
・低金属量でない AGNの可能性

log ([N II] 6584/H↵)
7AGN

log ([O III] 5007/H )BPT valley sample は低金属量 AGN ?

N/H ↓N+/H ↑N/H ↑↑AGN

・低金属量な NLR
N+/H ↓ ・高い電離パラメータ・高い電子密度starburst↓
・高い電離パラメータ U
・ハードな電離光子スペクトル
問題点・shock・星形成銀河の可能性・高い N/O 比BPT valley にいる天体は・高い電子密度・低金属量でない AGN

本当に低金属量 AGN なのかを確かめるの可能性
log ([N II] 6584/H↵)
8

sample data
・SDSS DR7 分光データ (Abazajian et al. 2009)
・波長域：3800-9200 Å
・波長分解能：1800
・ファイバーのアパーチャーサイズ：3”

Apache Point Observatory (APO)
口径2.5 m・Max-Planck-Institute for Astrophysics (MPA)Johns Hopkins University (JHU) SDSS DR7 galaxy catalog
・MPA と JHU が作成したSDSS DR7の 927,552 天体の輝線フラックスカタログ
9BPT valley sample
1.51.5

BPT valley sample

Seyfertlog ([O III] 5007/H4861)
log ([OIII]/Hβ)

1.0
1.0

0.50.5starburst

0.0
0.0

-0.5
-0.5

-1.0
-1.0

-1.5
-1.5
-2.5-2.5

LINER

SDSS
DR7の輝線銀河
Composite
emission-line galaxy (212,866)
Kauffmann cut (56,217)(〜213,000天体) から
pure AGN (22,865)
Seyfert (14,253)
BPT valleysample
をBPTvalley
sample (70)Ka03
70 天体 選出 <= 低金属量AGN?
Ke01-2.0-2.0-1.5-1.5-1.0-1.0-0.5-0.5log ([NII]/Hα)0.00.0log ([N II] 6584/H↵ 6563)
100.50.5

1.01.0BPT valley sample は低金属量 AGN だけ ?
1.51.5

BPT valley sample
70 天体

log ([O III] 5007/H4861)
log ([OIII]/Hβ)1.0
1.0AGN・高い電離パラメータ U
0.0 ・ハードな電離光子スペクトル0.0・高い電子密度・高い N/O 比-0.5-0.5・衝撃波
emission-line galaxy (212,866)-1.0-1.0・低金属量な NLR・高い電子密度・高い電離パラメータ

starburst

0.50.5

Kauffmann cut (56,217)
pure AGN (22,865)
Seyfert (14,253)
SDSS DR7BPTvalleysample (70)Ka03~ 213,000 天体
Ke01-1.5-1.5-2.5-2.5-2.0-2.0-1.5-1.5-1.0-1.0

問題点・星形成銀河の可能性
・低金属量でない AGNの可能性-0.5-0.5log ([NII]/Hα)0.00.0log ([N II] 6584/H↵ 6563)
110.5
0.5

1.01.0BPT valley sample から AGN を選出
AGN だと判断した条件 ①
・Hα 輝線に広輝線成分が見られる天体
・IRAF の specﬁt を用いて 狭輝線だけ or 狭輝線 + 広輝線 の２パターンでフィッティング
˜2nobroad ˜2broad> 0.4 の天体 ==> 17/70 天体
広輝線がある …
2˜nobroad90f (10 17 erg/s/cm2 /Å)8090

˜2nobroad = 4.42

狭輝線だけ

80707060605050404030302020101000-10

˜2broad = 1.58

狭輝線 + 広輝線

˜2nobroad ˜2broad= 0.64
2
˜nobroad

-10

6600

6800

7000

7200

7400

126600

6800

7000

7200

7400

BPT valley sample から AGN を選出
AGN だと判断した条件 ②

He II … 電離ポテンシャルが54.4 eV と高い・He II λ 4686 が見られる天体

・目で見て He II が受かっている天体 ==> 37 天体
・目で判断できない天体 (8 天体) は specﬁt を用いてフィッティング
He II が S/N > 5 の天体 ==> 1 天体
He II が受かっている天体 ==> 38/70 天体

f (10 17 erg/s/cm2 /Å)35

He II 4686

30252015

104700

4750

4800

4850

1349004950

5000

BPT valley sample のタイプ
・広輝線がある or ない・He II が受かっている or ないbroad ◯broad ☓He II ◯830

He II ☓

527

合計 70 天体BPT valley sample 70 天体のうち少なくとも 43 天体が AGN である !!

14

BPT valley samplelog ([O III]λ5007/Hβλ4861)

1.5
1.0

AGN0.0・低金属量な NLR・高い電子密度・高い電離パラメータ

starburst

0.5
1.2
1.0−0.5−1.00.8
0.6−1.5−2.5−1.5−2.0−1.0−1.5−1.0−0.5

broad HeII (8)問題点
broad noHeII (5)nobroad HeII (30)・星形成銀河の可能性
nobroad noHeII (27)・低金属量でない
AGN
Ka03
Ke01の可能性−0.50.0log ([N II]λ6584/Hαλ6563)
150.51.0

BPT valley sample と Seyfert の電子密度

個数median~210 cm-3~270 cm-3

BPT valley sample は典型的な Seyfert に比べて電子密度が高くない

AGN が BPT valley にいる
原因は電子密度が高いからではない
縦軸はそれぞれ10, 1380 で規格化
16

個数

BPT valley sample と Seyfert の電離パラメータ
BPT valley sample は典型的な Seyfert より[O III]/[O II] が 0.2 dex
大きい(電離パラメータが高い)

median~0.65~0.46

縦軸はそれぞれ11, 1644 で規格化

AGN が BPT valley に位置するのは電離パラメータが原因 ??

17

BPT valley sample と Seyfert の電離パラメータ
Nagao et al. 2001
log ([O I]λ6300/[O III]λ5007)

0.0log ne
2.0
3.0
4.0
5.0
6.0

−0.5

−1.0

−1.5

−2.0

−2.5−1.0

電離パラメータが原因でBPT valley にくるためにはlog U > 2.5 でなければならない

18

log U
-1.0-1.5-2.0-2.5-3.0-3.5
−0.5

0.0

0.5

1.0

1.5

2.0log ([O III]λ5007/[O II]λ3726)

でも log U >
いない

2.5

3.0

3.5

2.5 の天体は電離パラメータが原因でBPT valley にいるのではない

BPT valley sample

log ([O III]λ5007/Hβλ4861)

1.5
1.0AGN・低金属量な NLR
・高い電子密度・高い電離パラメータ

0.51.2・高い電離パラメータ U

0.0 ・ハードな電離光子スペクトル1.0・高い電子密度−0.5 ・高い N/O 比・shock0.8・それらの組み合わせ−1.00.6−1.5−2.5

broad HeII (8)問題点
broad noHeII (5)nobroad HeII (30)・星形成銀河の可能性
nobroad noHeII (27)・低金属量でない
Ka03 AGN
BPT valley の 少なくとも Ke01−1.5−1.0−0.5による汚染

43/70
天体が低金属量AGN 0.5−2.0−1.5−1.0−0.50.0
log ([N II]λ6584/Hαλ6563)
191.0低金属量 AGN 探査のまとめ
背景
進化の初期段階を調べる上で非常に興味深い
低金属量 AGN を選出する方法に
BPT valley にいる天体を選出する方法がある

問題点
BPT valley にいる天体は必ずしも低金属量 AGN とは限らない

解決策
BPT valley にいる天体が本当に低金属量 AGN なのかどうかを確かめる

結果
BPT valley の少なくとも 43/70 天体が低金属量 (太陽金属量程度) AGN
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