[論文レビュー] The quasar Main Sequence explained by the combined effects of physical factors and orientation

Swayamtrupta Panda, P. Marziani+1 more|arXiv (Cornell University)|May 5, 2019

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 4被引用数 5

ひとこと要約

本稿は、クェーサーのメインシーケンスを視線角効果と物理的要因を用いて説明し、極端なFeII発光体（xAクェーサー、R_FeII ≈ 1–2）が高いEddington比と有利な視線角に起因することを示している。R_FeII > 2の源の希少性は、HβのFWHMに強い視線角および運動的制約が働く結果であり、宇宙論的距離測定に影響を及ぼす。

ABSTRACT

We address the effect of orientation of the accretion disk plane and the geometry of the broad line region (BLR) as part of an effort to understand the distribution of quasars in the optical plane of the quasar main sequence. We utilize the photoionization code CLOUDY to model the BLR incorporating the grossly underestimated form factor ($f$). Treating the aspect of viewing angle appropriately, we re-discover the dependence of the $R_\mathrm{FeII}$ sequence on $L/L_\mathrm{Edd}$ and on the related observational trends - as a function of the SED shape, cloud density and composition, verified from prior observations. Sources with $R_\mathrm{FeII}$ in the range 1 -- 2 (about 10\% of all quasars, the so-called extreme Population A [xA] quasars) are explained as sources of high, and possibly extreme Eddington ratio along the $R_\mathrm{FeII}$ sequence. This result has important implication for the exploitation of xA sources as distance indicators for Cosmology. $\mathrm{FeII}$ emitters with $R_\mathrm{FeII} > 2$ are very rare (<1\% of all type 1 quasars). Our approach also explains the rarity of these highest $\mathrm{FeII}$ emitters as extreme xA sources and constrains the viewing angle ranges with increasing $\mathrm{H\beta}$ FWHM.

研究の動機と目的

• クェーサーのメインシーケンスの光学的平面における観測分布を、視線角と物理的パラメータを用いて説明すること。
• R_FeII > 2（極端なFeII発光体）を示すクェーサーの希少性を、視線角と幾何的要因の効果によって解明すること。
• 写真イオン化モデルを用いて、R_FeIIがL/L_Edd、SEDの形状、雲の密度および組成に依存することを検証すること。
• xAクェーサー（R_FeII ≈ 1–2）が、視線角と物理的条件を制約することで、宇宙論的距離指標としての可能性を評価すること。

提案手法

• 写真イオン化コードCLOUDYを用い、以前に低く見積もられていた正しい形態係数（f）を補正したBLRをモデル化する。
• 観測された傾向を再現するために、降着円盤の視線角とBLRの幾何構造をモデルの主要変数として組み込む。
• Eddington比（L/L_Edd）、雲の密度、組成などの物理的パラメータを変化させ、観測されたR_FeIIシーケンスを再現する。
• R_FeIIがL/L_EddおよびSEDの形状に依存する関係を分析し、先行観測データと一致させる。
• 視線角依存の発光効果を適用し、高R_FeII源の観測上の希少性を説明する。
• 観測されたHβのFWHMに基づき、視線角の範囲を制約し、R_FeII > 2クェーサーの不足を説明する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 降着円盤の視線角およびBLRの幾何構造が、クェーサーにおける観測されたR_FeIIシーケンスにどのように影響を与えるか？
• RQ2 なぜR_FeII > 2のクェーサーは極めて稀であり、その出現を制限する物理的および幾何的要因は何か？
• RQ3 補正された形態係数を用いた写真イオン化モデルで、R_FeII–L/L_Edd関係をどの程度再現できるか？
• RQ4 高Hβ FWHMを持つクェーサーの視線角に課される制約は何か？ そしてそれはFeII発光強度とどのように関係するか？
• RQ5 極端なパopulation Aクェーサー（R_FeII ≈ 1–2）は、その視線角とEddington比がよく理解されていれば、信頼性を持って宇宙論的距離指標として使用できるか？

主な発見

• 適切な視線角と補正された形態係数を組み込むことで、モデルはR_FeIIがL/L_EddおよびSEDの形状に依存する観測的依存関係を成功裏に再現した。
• xAクェーサー（R_FeII ≈ 1–2）は全クェーサーの約10％を占め、高いから極めて高いEddington比と有利な視線角を持つ源として説明できる。
• R_FeII > 2のクェーサーは極めて稀（タイプ1クェーサーの1％未満）、主にBLRの幾何構造に強い視線角および運動的制約が働くためである。
• 高R_FeII源の希少性は、視線角とHβ FWHMの両方の効果が組み合わさった結果であり、観測可能なパラメータ空間が制限されることに起因する。
• モデルは、高Hβ FWHM源の許容される視線角範囲を制約し、極端なFeII発光体の観測的希少性に物理的説明を与えた。
• 研究結果は、xAクェーサーが視線角とEddington比がよく理解されていれば、宇宙論的距離指標としての利用が可能であることを支持する。