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문제 정의
- 2000a), NGC 4151과 NGC 5548(손동훈과 형 식 2004)의 밀도 변화를 조사하였다. 이 연구에서는 NGC 7469의 IUE 자료를 측정하여, UV영역의 연속선(continuum)과 C Ⅲ]1909/Si IH]1892와 같은 방출선 세기변화로부터, BLR의 크기를 계산하고, 밀도를 구하여 변화 원인에 대해 연구하였다.
제안 방법
- 1996년 6월 11일부터 7월 29일까지 IUE 위성을 통해 얻은 NGC 7469 관측 자료를 사용하여, Feibelman & Aller(1987)가 제안한 방법으로 Si Ⅲ] 1892와 C Ⅲ] 1909의 플럭스비를 통해 전자 밀 도를 구하였다. 50여일 동안의 밀도값은 약 IO9'69 - 10lo-93cm~3 사이에서 최대 17배 정도의 변화를 보였다.
- 3시간 간격으로 관측된 총 218개의 스펙트럼 중에서, Wanders et 시(1997)이 발표한 자료와 우리가 측정한 자료 모두 쓸 수 있는 자료는 188개의 스펙트럼으로, 이 188개의 스펙트럼으로부터 연속선, C IV, Si Ⅲ], C Ⅲ]를 모두 측정할 수 있었다. UV contin- uum(1315A)과 C IV(1549A) 플럭스 값은 Wanders et aL(1997)의 Table 2와 3에 나온 그대로 사용 하였고, Si 와 C Ⅲ](1909A) 플럭스는 STARLINK/DIPSO 패키지를 이용해 측정하였다.
- UV 연속선(1315A)에 대한 각 방출선과 전자 밀도의 상관관계를 이용해, 지연 시간(lag time)을 구하였다. At = 1.
- 기존 연구에서 제시한 결과는 세 방출선중 C IV 뿐이 므로, 이에 대해서 우리의 측정치가.올바른지 비교하였다. Waders et.
- 우리는 동일한 방법을 적용하여, 위에서 언급한 것처럼 연속선, C IV, Si Ⅲ, C Ⅲ] 모두 측정할 수 있는 188개의 스펙트럼들에 대한 변화 인자 값을 구하였다. 표 1에 계산 결과를 정리하였다.
- Feibelman & Aller(1987)는 C Ⅲ]1909/Si 1邛1892 플럭스비 가 공생 별의 전자 밀도를 추정 할 수 있게 하는 유용한 진단 도구임을 보였다. 우리는 이들의 방법을 Seyfert 1 은하에 적용하여, IUE 관측 자료를 통해 Mrk 335와 NGC 4051(Hyung et al. 2000a), NGC 4151과 NGC 5548(손동훈과 형 식 2004)의 밀도 변화를 조사하였다. 이 연구에서는 NGC 7469의 IUE 자료를 측정하여, UV영역의 연속선(continuum)과 C Ⅲ]1909/Si IH]1892와 같은 방출선 세기변화로부터, BLR의 크기를 계산하고, 밀도를 구하여 변화 원인에 대해 연구하였다.
- (1998)은 넓은 HQ 및 Hp 방출선 연구에서 NGC 7469의 중심 블랙홀 질량을 ll" - l/Mo로 추정하였다. 우리는 전자밀도 Ne의 시간 지 연으로부터 구한 BLR 반경과(전자밀도변화는c m]또는 Si hi]가 나오는 지역에서 발생하므로), si m]의 선폭(△λ)으로부터 구한 평균 속도를 이 용해 은하의 중심 소스의 질량을 추정해 보았다. 질량은 다음과 같은 식으로 계산하였다(Hyung et al.
대상 데이터
- '연구에 이용된 자료는 188개의 스펙트럼에서 계산된 밀도로, (log Ne)의 값이 최소 9.687, 최대 10.925, 평균 10.506, 표준편차 0.152, 최대-최소 차이 1.238를 보였다. 상관관계 계산에 사용된, L3일 간격으로 내삽된 자료는 38points로 줄었다.
- 관측 자료는 Wanders et al.(1997)이 관측한 1996년 6월 11일부터 7월 29일까지의 IUE Archive 분광자료를 사용하였다. 평균 5.
- International AGN Watch 프로그램을 비롯하여 여러 활동은하핵(AGN) 모니터링 연구가 진행 되어 왔다. 이러한 연구에는 활동은하중 비교적 가깝고 밝은 Seyfert 은하들도 포함되었으며, 그 예 로 NGC 3516, NGC 4151, NGC 5548, NGC 7469 등이 대표적인 관측대상이 었다. 이들은 지상 망원 경을 이용한 가시광 및 적외선 관측뿐만 아니라, IUE, CGRO, ASCA, ROSAT 위성 등으로 UV부터 X선 영역까지 동시에 관측되기도 하였다.
데이터처리
- 그러나 상관계수가 최대가 되는 지점 (Tpeak) 보 다는 함수 곡선의 중심이 되는 지점(Tcent)을 지연시간으로 정하는 것이 일반적이다(Peterson 1993). 내 삽과 상관관계는 IDL(The Interactive Data Language) 에서 INTERPOL 함수와 C_CORRELATE 함수를 이용하여 계산하였다. 표 2에 계산된 지연 시간 값을 제시하였다.
이론/모형
- 이는 상관계수가 최대가 되는 지점을 두 광도곡선에서 구 한 후 각각의 정점에서 얻은 시간지연(lag)을 기하학적으로 해석한 것이다(Peterson 1993). 자료의 한계에서 오는 결점을 극복하기 위해 내삽법 인 CCF(cross-correlation function)이나, 불연속적 인 상 관함수 DCF(discrete correlation function)사용되는데, 우리는 CCF 방법을 사용하여 각 BLR 방 출선 지역의 크기를 구하였다.
성능/효과
- 그 결과 CⅢ]선으로부터 지 연시간을 유도할 수 없다. 우리의 연구에서는 STARLINK/DIPSO 패키지를 이용해 두 선을 충분히 분리하였고, Si Ⅲ]에 대해 12.4%, C Ⅲ]에 대해 6.6% 내의 오차한계 안에서 플럭스를 구할 수 있었다.
- 최대-최소의 차이를 보면, 본래 자료에서는 최대 17.3배 정도의 밀도 변화가 보였으나, 내삽 후 에는 최대 3.8배 정도의 밀도 변화만이 나타났다. 플럭스 측정 오차에서 파생된 밀도값 계산 오차는 최대 1.
- (1997)이 관측한 1996년 6월 11일부터 7월 29일까지의 IUE Archive 분광자료를 사용하였다. 평균 5.3시간 간격으로 관측된 총 218개의 스펙트럼 중에서, Wanders et 시(1997)이 발표한 자료와 우리가 측정한 자료 모두 쓸 수 있는 자료는 188개의 스펙트럼으로, 이 188개의 스펙트럼으로부터 연속선, C IV, Si Ⅲ], C Ⅲ]를 모두 측정할 수 있었다. UV contin- uum(1315A)과 C IV(1549A) 플럭스 값은 Wanders et aL(1997)의 Table 2와 3에 나온 그대로 사용 하였고, Si 와 C Ⅲ](1909A) 플럭스는 STARLINK/DIPSO 패키지를 이용해 측정하였다.
후속연구
- 앞으로 연구에서는 밀도변화의 원인에 대해 좀 더 자세한 고찰이 요구된다. 또한 NGC 7469의 중심핵 부근의 전반적인 구조를 이해하기 위해서는 BLR 영역뿐만 아니라, NLR(Narrow Line Re- gion)에서 나오는 방줄선 연구도 필요하다. 특히 가시광 영역에서의 방줄선들의 H](diagnostics line ratios)를 이용해 NLR 영역의 밀도와 온도를 알 수 있다.
- 앞으로 연구에서는 밀도변화의 원인에 대해 좀 더 자세한 고찰이 요구된다. 또한 NGC 7469의 중심핵 부근의 전반적인 구조를 이해하기 위해서는 BLR 영역뿐만 아니라, NLR(Narrow Line Re- gion)에서 나오는 방줄선 연구도 필요하다.
- 전파영 역으로 관측된 지도와 비교하여 제트와 주변 물질간의 상호작용에 대해 연구할 수 있을 것이다. 우리는 CFHT/OASIS로 관측된 가시광 영역 자료 분석을 통해 NGC 7469의 운동학적 특성을 연구할 예정이다.
- 즉 Seyfert 1 은하들에서 밀도의 요동(density fluctuation)이 발견되면 제 트 구조도 발견될 것이다. 전파영 역으로 관측된 지도와 비교하여 제트와 주변 물질간의 상호작용에 대해 연구할 수 있을 것이다. 우리는 CFHT/OASIS로 관측된 가시광 영역 자료 분석을 통해 NGC 7469의 운동학적 특성을 연구할 예정이다.
- 특히 Si Ⅲ]의 경우가 고유변화가 가장 크게 나타났는데, 이는 IUE자료의 낮은 분해능과 S/N비로 인 해, 오차가 비교적 크다. 파장에 따른 변화폭 양상을 정확히 알기 위해서는 좀 더 양질의 관측 자료를 이용한 연구가 필요하다.
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