[논문 리뷰] Physical Drivers of Emission Line Diversity of SDSS Seyfert 2s and LINERs After Removal of Contributions by Star Formation

Christopher J. Agostino, Samir Salim외 7명|arXiv (Cornell University)|2021. 08. 17.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 164인용 수 32

한 줄 요약

이 연구는 doppelganger 방법을 사용하여 약 100,000개의 SDSS Seyfert 2은 및 LINER에서 별 형성 오염을 제거하고, [NII] BPT 다이어그램에서 관측된 선 비율 산란이 별 형성 영역과의 혼합이 아니라, 이온화 파라미터, 중성도 및 복사장 경도의 본질적 물리적 다양성에 기인함을 드러냈다. 이는 주로 더 높은 이온화 파라미터를 가지는 Seyfert 2s와 함께 두 가지 구분되는 LINER 집단(부드럽고 딱딱한)을 식별하며, 이는 주로 이온화 파라미터의 차이로 구분된다.

ABSTRACT

Ionization sources other than HII regions give rise to the right-hand branch in the standard ([NII]) BPT diagram, populated by Seyfert 2s and LINERs. However, because the majority of Seyfert/LINER hosts are star forming (SF), HII regions contaminate the observed lines to some extent, making it unclear if the position along the branch is merely due to various degrees of mixing between pure Seyfert/LINER and SF, or whether it reflects the intrinsic diversity of Seyfert/LINER ionizing sources. In this study, we empirically remove SF contributions in ~100,000 Seyfert/LINERs from SDSS using the doppelganger method. We find that mixing is not the principal cause of the extended morphology of the observed branch. Rather, Seyferts/LINERs intrinsically have a wide range of line ratios. Variations in ionization parameter and metallicity can account for much of the diversity of Seyfert/LINER line ratios, but the hardness of ionization field also varies significantly. Furthermore, our k-means classification on seven decontaminated emission lines reveals that LINERs are made up of two populations, which we call soft and hard LINERs. The Seyfert 2s differ from both types of LINERs primarily by higher ionization parameter, whereas the two LINER types mainly differ from each other (and from star-forming regions) in the hardness of the radiation field. We confirm that the [NII] BPT diagram more efficiently identifies LINERs than [SII] and [OI] diagnostics, because in the latter many LINERs, especially soft ones, occupy the same location as pure star-formers, even after the SF has been removed from LINER emission.

연구 동기 및 목표

• 별 형성에 의한 오염을 제거하여 Seyfert 2 및 LINER의 본질적 복사선 비율을 분리하는 것.
• Seyfert 2 및 LINER에서 [NII] BPT 분지가 연장된 형태를 띠는 것이 별 형성 영역과의 혼합 때문인지, 본질적 물리적 다양성 때문인지 판단하는 것.
• 오염 제거 후 복사선 특성에 기반하여 LINER를 고유한 집단으로 분류하는 것.
• 이온화장 경도와 주변은하 성질이 관측된 선 비율을 어떻게 형성하는지 평가하는 것.

제안 방법

• 은하의 별 집단과-dust 함량을 기반으로 매칭하여 doppelganger 방법을 사용해 별 형성 기여도를 경험적으로 제거.
• 세븐 개의 오염 제거된 복사선 비율에 k-means 클러스터링을 적용하여 본질적 하위형을 식별.
• 모델 격자망을 사용해 선 비율이 이온화 파라미터(U)와 중성도(Z)에 어떻게 의존하는지 해석.
• 색상 코드 다이어그램을 사용해 이온화장 경도와 주변은하 성질(sSFR, M*) 간의 관계 분석.
• SF 제거 후 [NII], [SII], [OI] 진단법의 LINER 식별 효능 평가.
• 관측된 값과의 비교를 통해 결과를 검증하고 오염으로 인한 이동 정도 평가.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 [NII] BPT 분지의 연장된 형태가 Seyfert 2 및 LINER에서 주로 별 형성 영역과의 혼합 때문인지, 본질적 물리적 다양성 때문인지?
• RQ2 Seyfert 2 및 LINER에서 본질적 선 비율 다양성을 가장 잘 설명하는 물리적 변수는 무엇인가? (이온화 파라미터, 중성도, 복사장 경도)
• RQ3 LINER는 하나의 집단인지, 혹은 서로 다른 이온화원을 가진 다수의 하위형을 형성하는가?
• RQ4 SF 오염 제거 후 [NII], [SII], [OI] 진단법은 LINER 식별에 어떻게 비교되는가?
• RQ5 이온화장 경도와 sSFR 및 항성질량과 같은 주변은하 성질 간의 관계는 어떠한가?

주요 결과

• 관측된 [NII] BPT 분지에 따른 산란은 주로 이온화 파라미터와 중성도의 본질적 물리적 다양성 때문이며, 별 형성 오염 때문이 아니다.
• 별 형성 오염을 제거한 후에도 Seyfert/LINER 분지의 형태는 거의 그대로 유지되어 본질적 산란이 지배적임을 시사한다.
• Seyfert 2 및 LINER는 광범위한 복사장 경도를 보이며, 이는 단지 2변수 모델(U와 Z)만으로는 설명할 수 없다.
• LINER는 두 가지 명확한 집단으로 나뉘며, 부드러운 LINER(낮은 경도)와 딱딱한 LINER(높은 경도)로, 후자는 이온화 특성에서 Seyfert 2와 더 유사하다.
• [NII] BPT 다이어그램은 SF 제거 후에도 [SII]나 [OI] 진단법보다 LINER 식별에 더 효과적이며, 특히 부드러운 LINER에 대해 유리하다.
• 부드러운 및 딱딱한 LINER의 주변은하는 넓은 sSFR 범위를 보이며, Seyfert 2 및 부드러운 LINER는 주로 별 형성 활동이 있는 것으로 나타나, 일시적 또는 진화하는 이온화 메커니즘이 존재할 가능성이 있다.