[論文レビュー] An Improved [O III] Line Width to Stellar Velocity Dispersion Calibration: Curvature, Scatter, and Lack of Evolution in the Black-Hole Mass Versus Stellar Velocity Dispersion Relationship

C. M. Gaskell|ArXiv.org|Aug 3, 2009

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 2被引用数 15

ひとこと要約

本論文は、AGNにおける[O III] λ5007線の半値全幅（FWHM）を星族速度分散（σ*）に変換するための改良されたキャリブレーションを提示し、系統的誤差を顕著に低減している。再検討されたM•–σ*関係は、高質量域で曲率を示し、M• > 10⁹ M☉では散らばりが小さい。これは、過去の研究で巨大会質量ブラックホールの質量が系aticallyに低く見積もられていたことを支持しており、z ≈ 3から現在にかけてM•–σ*関係に変化がないことを示唆している。

ABSTRACT

An improved transformation of the full width at half maxima (FWHM) of the [O III] 5007 line in AGNs to the stellar velocity dispersion, sigma, of the host galaxy is given. This significantly reduces the systematic errors in using the [O III] FWHM as a proxy for sigma. AGN black hole masses, M, estimated using the Dibai single epoch spectrum method, are combined with the new estimates of sigma to give a revised AGN M-sigma relationship extending up to high masses. This shows that the masses of the most massive black holes are systematically higher than predicted by extrapolation of M \propto sigma^4 to high masses. This supports recent suggestions that stellar dynamical masses of the most massive black holes have been systematically underestimated. The steepening of the M-sigma relationship is consistent with the absence of very high sigma galaxies in the local universe and with the curvature of the Faber-Jackson relationship. There appears to be significantly less intrinsic scatter in the M-sigma relationship for galaxies with black hole masses > 10^9 solar masses. It is speculated that this is connected with the core elliptical versus extra-light elliptical dichotomy. The low scatter in the high end of the M-sigma relationship implies that the transformation proposed here and the Dibai method are good indicators of stellar velocity dispersion and mass respectively. There is no evidence for evolution of the M-sigma relationship over time.

研究の動機と目的

• FWHM([O III])をAGNにおけるσ*の代理指標として使用する際の系統的誤差を低減するため、キャリブレーションを改善すること。
• 新しいσ*推定値とDibaiの単一エポック法を用いて、M•–σ*関係を再評価すること。
• 高質量域および宇宙時間の経過に伴い、M•–σ*関係が曲率、散らばりの変化、または進化を示すかどうかを調査すること。
• 観測された高質量系における低散らばりと整合することから、Dibai法および新しいFWHM–σ*変換の信頼性を評価すること。
• 最も明るい銀河におけるM•–σ*関係とM•–Lbulge関係の不一致を、σ*推定におけるバイアスを補正することで解消すること。

提案手法

• 高質量域におけるσ*の系統的過大評価を是正する、見直されたFWHM([O III])からσ*への変換を提案する。
• Hβ線幅と光電離モデルを用いて、単一エポックスペクトルからブラックホール質量（M•）を推定するDibai法を適用する。
• 改良されたσ*推定値とDibai法で得られたM•を組み合わせ、高質量域までにわたるM•–σ*関係を再構築する。
• Gültekinら（2009）の銀河およびAGNサンプルを用いて、M•–σ*関係の散らばりと曲率を分析する。
• 赤方偏移までz ≈ 3.286までをカバーして、M•–σ*関係の残差を比較することで、進化の有無をテストする。
• 特にM• > 10⁹ M☉の領域において、M•–σ*関係の固有散らばりを検討することで、新しいキャリブレーションおよびDibai法の信頼性を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 高質量AGNにおけるσ*推定の系統的誤差を低減するため、FWHM([O III])–σ*キャリブレーションをどのように改善できるか？
• RQ2 σ*の過大評価を是正した場合、高質量ブラックホールにおけるM•–σ*関係に曲率が現れるか？
• RQ3 最も巨大会質量ブラックホール（M• > 10⁹ M☉）におけるM•–σ*関係の固有散らばりは低く、これはホスト銀河構造にどのような意味を持つのか？
• RQ4 z ≈ 3から現在にかけて、M•–σ*関係に進化の兆しがあるか？
• RQ5 Dibai法および新しいFWHM–σ*キャリブレーションは、M•およびσ*推定においてどの程度一貫性があり信頼できるか？

主な発見

• 改良されたFWHM([O III])からσ*へのキャリブレーションにより、特に高質量AGNにおいて、過去の手法がσ*を過大評価していた問題が顕著に低減された。
• M•–σ*関係は高質量域で曲率を示し、単純なM• ∝ σ*⁴のスケーリングからの予測を常に上回っている。
• M• > 10⁹ M☉の領域では、M•–σ*関係の固有散らばりが小さく（約0.05 dex）、新しいキャリブレーションおよびDibai法の高精度性と信頼性を示している。
• 高質量域での低散らばりは、コア付き楕円銀河と余剰光を持つ楕円銀河の二分法的特徴と関連しており、高質量端ではコア付き楕円銀河が支配的である。
• z ≈ 3から現在にかけて、M•–σ*関係に顕著な進化は観測されず、巨大会質量ブラックホールとそのホストバルジの同時成長を支持する。
• 結果から、過去の研究で最も巨大会質量ブラックホールの星族動力学的質量が系統的に低く見積もられていた可能性が示唆される。