[논문 리뷰] 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|2009. 08. 03.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 2인용 수 15

한 줄 요약

이 논문은 AGN에서 [O III] λ5007 선의 반폭(full width at half maximum, FWHM)을 항성 속도 분산(σ*)으로 변환하는 보정을 개선하여 체계적 오차를 크게 감소시킨다. 개선된 M•–σ* 관계는 고질량 영역에서 곡률을 보이며, M• > 10⁹ M☉일 경우 산란도가 낮다. 이는 이전 연구에서 거대 블랙홀 질량이 체계적으로 과소평가되었음을 지지하며, z ≈ 3에서 현재까지 M•–σ* 관계에 변화가 없다는 것을 시사한다.

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.

연구 동기 및 목표

• 고질량 AGN에서 σ* 추정의 체계적 오차를 줄이기 위해 FWHM([O III])를 σ*로의 보정을 개선하는 것.
• 새로운 σ* 추정치와 단일에포크 방법(Dibai)을 사용하여 M•–σ* 관계를 재평가하는 것.
• 고질량 영역에서 M•–σ* 관계가 곡률, 산란도 변화 또는 진화를 보이는지 조사하는 것.
• Dibai 방법과 새로운 FWHM–σ* 변환의 신뢰성을 평가하기 위해 고질량 시스템에서 관측된 낮은 산란도와의 일관성을 검토하는 것.
• 최대광도 은하에서 M•–σ* 관계와 M•–Lbulge 관계 간의 모순을 해결하기 위해 σ* 추정의 편향을 보정하는 것.

제안 방법

• 고질량 영역에서 σ*를 과대평가하는 체계적 오차를 수정하는 개선된 FWHM([O III])에서 σ*로의 변환을 제안한다.
• Hβ 선의 너비와 광이온화 모델을 사용하여 단일에포크 스펙트럼에서 블랙홀 질량(M•)을 추정하기 위해 Dibai 방법을 적용한다.
• 향상된 σ* 추정치와 Dibai로 유도된 M•를 조합하여 고질량 영역까지의 M•–σ* 관계를 재구성한다.
• Gültekin 등(2009)의 은하 및 AGN 샘플을 사용하여 M•–σ* 관계의 산란도와 곡률을 분석한다.
• 적색편이까지 z ≈ 3.286까지의 잔차를 비교하여 진화 여부를 테스트한다.
• 특히 M• > 10⁹ M☉에서의 M•–σ* 관계의 내재 산란도를 분석함으로써 새로운 보정과 Dibai 방법의 신뢰성을 평가한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 고질량 AGN에서 σ* 추정의 체계적 오차를 줄이기 위해 FWHM([O III])–σ* 보정을 어떻게 개선할 수 있는가?
• RQ2 σ* 과대평가를 보정한 후 고블랙홀 질량에서 M•–σ* 관계가 곡률을 보이는가?
• RQ3 가장 거대한 블랙홀(M• > 10⁹ M☉)에서 M•–σ* 관계의 내재 산란도가 낮은가, 이는 주변 은하의 구조에 어떤 함의를 갖는가?
• RQ4 z ≈ 3에서 현재까지 M•–σ* 관계에 진화의 증거가 있는가?
• RQ5 Dibai 방법과 새로운 FWHM–σ* 보정이 M• 및 σ* 추정치를 얼마나 일관되고 신뢰성 있게 도출하는가?

주요 결과

• 개선된 FWHM([O III])에서 σ*로의 보정은 특히 고질량 AGN에서 이전 방법이 σ*를 과대평가하는 체계적 오차를 크게 감소시킨다.
• M•–σ* 관계는 고질량 영역에서 곡률을 보이며, 단순한 M• ∝ σ*⁴ 비례 관계에 비해 M•가 체계적으로 예측을 초과한다.
• M• > 10⁹ M☉일 경우 M•–σ* 관계의 내재 산란도는 낮다(약 0.05 dex), 이는 새로운 보정과 Dibai 방법의 높은 일관성과 신뢰성을 시사한다.
• 고질량 영역에서 낮은 산란도는 코어 타입 타원은하와 외부광선 타원은하의 이분화와 관련이 있으며, 고질량 끝부분은 주로 코어 타입 타원은하가 지배한다.
• z ≈ 3에서 현재까지 M•–σ* 관계에 유의미한 진화가 관측되지 않아, 거대 블랙홀와 그 주변 부스러기 은하의 동시 성장이 지속된다는 것을 지지한다.
• 결과는 이전 연구에서 가장 거대한 블랙홀의 항성 역학적 질량이 체계적으로 과소평가되었음을 시사한다.