AGN(Active Galactic Nuclei)의 핵과 BLR(Broad Line Region) 영역의 변광 연구를 위해, 밝은 Seyfert 1 은하들에 대한 밝기 변화 감시 캠페인들이 있었다. 이러한 노력은 주로 지상 관측과 IUE 관측을 통해서 이루어졌으며, 가시광에서 감마선까지 모든 파장영역의 동시 관측도 시도되었다. 우리는 IUE를 이용한 주요 모니터링 대상이었던 NGC 4151과 NGC 5548에 대한 관측자료를 정리하여, 이들 중 SWP(Short Wavelength Prime), 저분산, 대구경 슬릿, 분광 관측 자료들을 분석하였다. Si III] 1892와 C III] 1909의 플럭스비를 통해 BLR의 전자 밀도를 구하였고, C IV 1550 와 C III] 1909 비를 통해 BLR의 온도와 이온호 정도를 가늠하였다. NGC 4151과 NGC 5548의 밀도 변화 폭은 각각 4배, 8배 정도로 작은 변화만을 보여주었다. 이들의 변화를 조사하여 BLR의 물리적 조건과 블랙홀 주위 활동성과 기하학적 특성 파악을 시도하였다. BLR 크기와 C III] 선폭으로부터 구한 중심 블랙홀의 질량은 모두 107 $M_{\odot}$ 정도로 추정된다.
AGN(Active Galactic Nuclei)의 핵과 BLR(Broad Line Region) 영역의 변광 연구를 위해, 밝은 Seyfert 1 은하들에 대한 밝기 변화 감시 캠페인들이 있었다. 이러한 노력은 주로 지상 관측과 IUE 관측을 통해서 이루어졌으며, 가시광에서 감마선까지 모든 파장영역의 동시 관측도 시도되었다. 우리는 IUE를 이용한 주요 모니터링 대상이었던 NGC 4151과 NGC 5548에 대한 관측자료를 정리하여, 이들 중 SWP(Short Wavelength Prime), 저분산, 대구경 슬릿, 분광 관측 자료들을 분석하였다. Si III] 1892와 C III] 1909의 플럭스비를 통해 BLR의 전자 밀도를 구하였고, C IV 1550 와 C III] 1909 비를 통해 BLR의 온도와 이온호 정도를 가늠하였다. NGC 4151과 NGC 5548의 밀도 변화 폭은 각각 4배, 8배 정도로 작은 변화만을 보여주었다. 이들의 변화를 조사하여 BLR의 물리적 조건과 블랙홀 주위 활동성과 기하학적 특성 파악을 시도하였다. BLR 크기와 C III] 선폭으로부터 구한 중심 블랙홀의 질량은 모두 107 $M_{\odot}$ 정도로 추정된다.
Using numerous ground-based or space-based telescopes by many astronomers, AGN spectroscopic monitoring campaigns have been carried out over many years to study the variability of continua and emission lines. We investigate the SWP IUE spectra of a large aperture configuration for the Seyfert 1 gala...
Using numerous ground-based or space-based telescopes by many astronomers, AGN spectroscopic monitoring campaigns have been carried out over many years to study the variability of continua and emission lines. We investigate the SWP IUE spectra of a large aperture configuration for the Seyfert 1 galaxies NGC 4151 and NGC 5548. We estimate the BLR electron number densities and their variation from the line ratios of C III] 1909 to Si III] 1892. With the ratios of C IV 1550 to C III] 1909 which give us the information on the ionization parameter of BLR, we try to find the physical conditions of the BLR and activities of he super massive black hole surroundings. The BLR density variations scale as 4 and 8 for NGC 4151 and NGC 5548, respectively. Based on the BLR size and C III] line profiles, we found both black hole masses as about $10^7$$M_{\odot}$.
Using numerous ground-based or space-based telescopes by many astronomers, AGN spectroscopic monitoring campaigns have been carried out over many years to study the variability of continua and emission lines. We investigate the SWP IUE spectra of a large aperture configuration for the Seyfert 1 galaxies NGC 4151 and NGC 5548. We estimate the BLR electron number densities and their variation from the line ratios of C III] 1909 to Si III] 1892. With the ratios of C IV 1550 to C III] 1909 which give us the information on the ionization parameter of BLR, we try to find the physical conditions of the BLR and activities of he super massive black hole surroundings. The BLR density variations scale as 4 and 8 for NGC 4151 and NGC 5548, respectively. Based on the BLR size and C III] line profiles, we found both black hole masses as about $10^7$$M_{\odot}$.
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가설 설정
다만, 허용선 및 금지선의 유무에 따라 한계값을 추정할 수 있을 뿐이다. BLR 영역에서 나타나는 10七104 km 广 선폭의 여러 넓은 방출선들의 상대적 세기는, 그들의 온도가 1-3X10, K이고 입자 밀도 n>109 cm-3 정도인 이온화 가스에서 발생한다는 것을 가리킨다. 또한 N IV]1484 선의 존재는 Ne^lO" cm-3, 강한 C ffl]1909 선의 존재로는 Ne M2X10" cm-3^ 을 추측할 수 있다.
Si III]1892와 C UI]1909를 이용한 밀도 결정은 두 방출선이 동일 지역에서 나온다는 가정을 하는데, 실제로 같은 지역에서 나오는지 연속선 플럭스 변화에 대한 두 방출선과의 상관관계(cross-correlation)를 구해 확인해 보았다. C IV와 C III]의 시간 지연은 기존 연구에 잘 나와있다(Ulrich and Home(1996), Clavel et al.
다만, 두 원소의 개수 비를 알아야만 정확한 전자 밀도값을 구할 수 있다. 또한 여기에는 두 방출선이 같은 지역에서 방출된다는 것과, 방출 지역의 온도는 성운의 전자 온도 T~104 K라는 가정이 포함된다.
제안 방법
이번 연구에서는 Hyung et al.(2000a) 등의 Mrk 335와 NGC 4051 연구에 이어, NGC 4151과 NGC 5548의 밀도와 C IV/C III] 비가 어떻게 변화하였는가를 조사하였다.
c iv/c in] 플럭스비를 측정하여 각 은하의 중심핵이 어떠한 특징을 보이는지 조사하였다. Fig.
mxlo 형식의 파일을 Ascn 텍스트 형식으로 변환한 후, STARLINK/Dipso 패키지를 이용하여 두 방출선을 분리하고 플럭스와 폭(FWHM)을 측정하였다. 이때 관측자료에 대한 성간 소광값 E(B-V)와 도플러 파장 이동은 보정하지 않았다.
관측 결과를 토대로 NGC 4151의 BLR 영역을 쉽게 설명할 수 있는 모형을 간단히 그려보았다. 우리의 상관관계를 이용한 방법과 기존의 reverberation mapping 방법을 통해 얻어진 여러 방출선의 지연 시간을 종합하여 고려하면, 회전축이 시선방향을 향하는 원반형 (disk-like) BLR을 생각하는 것이 가장 쉽게 직관적으로 이해할 수 있는 BLR의 구조이다.
방출선에 대한 正의 절대 플럭스 환산 오차(flux calibration error)는 15% 이내로 알려져 있다(Feibelman and Aller, 1987). 따라서 이 오차 범위 내로 플럭스가 측정된 자료만을 선택하여 플럭스비를 계산하였다. UV continuum 플럭스는 NGC 4151의 경우 1300A 또는 1450A에서 측정되었고, NGC 5548의 경우는 1500A 부근에서 측정되었다.
C III]/Si in] 플럭스비를 통해 NGC 5548은 공생별의 범주에 속하고, NGC 4151은 공생별과 원시 행성상 성운의 범주 모두에 속하는 특징을 보였다. 또한 이 플럭스 비를 통해 BLR 영역의 전자 개수 밀도를 추정하고, 그 변화를 살펴보았다.
사는 상관계수가 최대가 나올 때의 시간 간격으로 정하였으며, 이때 방출선들에 대한 상관함수의 모양과 폭이 연속선에 대한 자기 상관(auto-correlation) 함수와 비슷해진다. 상관계수가 최대가 되는 부분에 대해 가우스 함수 맞추기를 하여, 함수의 중심이 되는 곳을 지연 시간으로 택하였다.
우리는 IUE자료에 나타난 허용선을 통해서도 AGNM의 Mbw를 추정해 낼 수 있었다. 전자밀도 Ne의 지연 시간으로부터 구한 BLR 반경과, 전자밀도변화는 C III]또는 Si III]가 나오는 지역에서 발생하므로 C 页]의 선폭(FWHM)으로부터 구한 평균 속도를 이용해 각 은하의 중심 블랙홀 질량을 추정해 보았다.
1 에서 사용된 자료들을 이용해 UV continuum 플럭스 변화와 각각의 방출선 플럭스 및 전자 밀도 변화간의 상관관계와 그 결과 나타나는 지연 시간(lag time)을 보여준다. 측정자료를 선형 내삽(linear interpolation)하여 일정 시간 간격(사)에 대한 플럭스 값들이 되도록 만든 후 상관관계를 구하였다. 사는 상관계수가 최대가 나올 때의 시간 간격으로 정하였으며, 이때 방출선들에 대한 상관함수의 모양과 폭이 연속선에 대한 자기 상관(auto-correlation) 함수와 비슷해진다.
대상 데이터
es/cgi- ines/IUEdbsMY)를 통해 얻었다. SWP 파장범위 (1150-1975A), Large Aperture(10"X20”)로 관측되고, NEWSIPS(New Spectral Image Processing System) 로플럭스 보정까지 처리된 자료 모두를 MXLO 형식의 파일들로 받았다. NGC 4151의 경우는 1978년-1996 년, NGC 5548은 1979년-1995년 사이의 자료들을 얻을 수 있었다.
플럭스 값들이 겹치지 않도록 세로축 단위를 이동시킨 그림이다. NGC 4151의 경우는 1993년 11월-12월 자료를, NGC 5548은 1988년 12월-1989년 6월 자료를 보인 것이다. 각각 100개와 75개의 자료를 사용한 것이다.
Si III] 1892와 C III] 1909가 나타나는 UV 관측자료를 IUE 자료검색 홈페이지 (http://sdc.laeff.esa.es/cgi- ines/IUEdbsMY)를 통해 얻었다. SWP 파장범위 (1150-1975A), Large Aperture(10"X20”)로 관측되고, NEWSIPS(New Spectral Image Processing System) 로플럭스 보정까지 처리된 자료 모두를 MXLO 형식의 파일들로 받았다.
NGC 4151의 경우는 1993년 11월-12월 자료를, NGC 5548은 1988년 12월-1989년 6월 자료를 보인 것이다. 각각 100개와 75개의 자료를 사용한 것이다.
01 pc) 이내의 영역에서 밀도변화가 일어났음을 알 수 있다. 우리는 Si III]와 C III]가 동일한 지연 시간을 보이는 두 번째 피크, 즉 0.01 pc를 NGC 5548의 밀도가 변화하는 지역으로 선택하였다.
성능/효과
NGC 5548은 전형적인 Seyfert 1은하의 핵을 가진 것으로 나타났으나, NGC 4151은 기간에 따라 퀘이사 또는 seyfert 1의 특징을 보였다. C III]/Si in] 플럭스비를 통해 NGC 5548은 공생별의 범주에 속하고, NGC 4151은 공생별과 원시 행성상 성운의 범주 모두에 속하는 특징을 보였다. 또한 이 플럭스 비를 통해 BLR 영역의 전자 개수 밀도를 추정하고, 그 변화를 살펴보았다.
우리의 상관관계를 이용한 방법과 기존의 reverberation mapping 방법을 통해 얻어진 여러 방출선의 지연 시간을 종합하여 고려하면, 회전축이 시선방향을 향하는 원반형 (disk-like) BLR을 생각하는 것이 가장 쉽게 직관적으로 이해할 수 있는 BLR의 구조이다. 이 경우 원반의 회전축이 제트나 Torus 회전축 방향과 같을 필요는 없으며, 방출선들의 선폭은 BLR 원반의 기울기에 의존한다(Nagao et al.
참고문헌 (24)
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