나선 은하에서도 발견된 강력한 상대론적 제트

최근 몇십 년 동안, 우리는 활동은하핵(AGN), 은하 쌍성계 (흑색항성, 중성자별 및 카타스트로픽 변광성) 그리고 감마선 폭발(GRB)에서 강력한 상대론적 제트를 관측했습니다. 또한 성간 물질을 통과하는 초음속 제트도 원시 행성계에서 발견되었습니다. 제트는 거의 모든 유형의 천체물리학적 축적 시스템에서 나타나는 것으로 보이지만, 은하 형성에 대한 선호도가 있는 것처럼 보입니다. 초기 AGN 호스트 은하 관찰 결과는 상대론적 제트를 보이는 은하가 주로 타원형임을 보여주었습니다(참고문헌 2, 26, 29, 38). 과거에는 몇 가지 예외적인 사례 (예: 나선 은하에서 제트 발생)만 발견되었습니다. 전환점은 몇 년 전 페르미 위성 관측을 통해 좁은 선 광학 세페이드 1(γ-NLS1) 은하에서 GeV 감마선이 발견되면서 일어났습니다(참고문헌 13, 14, 15). 이 AGN 클래스는 일반적으로 나선 (바형) 은하에서 호스팅되는 것으로 알려진 소스로 구성됩니다(참고문헌 9, 10). 따라서 초기 라디오 관측 결과 일부 사례에서 제트 방출이 의심되었지만(참고문헌 23, 27), GeV 감마선의 발견은 이 클래스의 AGN도 블라자르와 라디오 은하와 같이 강력한 상대론적 제트를 생성할 수 있음을 확인했습니다 (참고문헌 16).

현재 7개의 γ-NLS1이 알려져 있으며, 그 중 하나는 나선 은하에서 호스팅되는 것으로 확인되었습니다(참고문헌 40, 1, 16). 나머지 γ-NLS1의 나선 은하 호스팅 여부를 확인하기 위한 연구가 진행 중입니다. NLS1이 고적색에 나타나지 않는다는 사실은 이 유형의 AGN이 타원형 은하에서 발견될 가능성은 매우 낮음을 시사합니다.

호스트 문제는 제트의 발생과 출력에 질량 효과를 조사하는 데 중요하며, 과거 연구에서는 주로 라디오 소음 매개변수(RL = 5 GHz / 440 nm)를 사용하여 이를 분석했습니다 (참고문헌 29, 38). 블라자르와 라디오 은하(RL » 10)는 일반적으로 10^8 - 10^10 M⊙ 질량을 가지지만, 세페이드와 LINERs (RL < 10)는 10^6 - 10^8 M⊙ 범위에 위치합니다. 따라서 제트가 발생하기 위해서는 큰 질량이 필요하다고 여겨졌습니다(참고문헌 29, 38). 그러나 γ-NLS1에서 강력한 상대론적 제트의 발견은 작은 질량과 높은 라디오 소음 영역에 새로운 가능성을 열었습니다 (참고문헌 17). 또한 AGN의 제트와 은하 쌍성계의 제트 비교와 관련된 흥미로운 질문을 제기했습니다. 이 연구는 참고문헌 17에 보완적인 주제입니다.

본 연구에서는 참고문헌 17에서 사용한 동일한 AGN 샘플을 사용했습니다. 이는 BL Lac 객체 9개, 평면 스펙트럼 라디오 퀘사르(FSRQ) 30개, γ-NLS1 7개로 구성됩니다. 또한 은하 객체 (X-ray 쌍성, XRB) 샘플을 추가로 포함했습니다. 이 샘플에는 세 개의 스타 질량 블랙홀 (GX 339-4, H1743-322, V404 Cyg)과 두 개의 중성자별 (Aql X-1, 4U 1728-34)이 포함됩니다. XRB에 대한 X-ray 플럭스는 다양한 밴드(대부분의 경우 3 - 9 keV)에서 측정되어 은하계 객체의 축적 복사를 샘플링하고, webPIMMS를 사용하여 2 - 10 keV 플럭스로 변환되었습니다. 이 변환에는 광자 지수 2에 해당하는 파워법 모델이 사용되었으며, 이후 참고문헌 33의 교정 방법을 적용하여 에딩턴 광도로 스케일링되었습니다.

라디오 파장은 제트 출력으로 변환되었습니다. 고전적인 관계식 P_jet ∝ L^(12/17) _core,radio 를 사용하여 제트 출력을 계산했습니다. 단순성과 일관성을 위해 AGN 샘플에서 사용된 식 (2)을 참고문헌 17의 식으로 채택했으며, 제트의 라디오 스펙트럼 지수가 비교적 평탄하다는 점을 고려했습니다(α_radio ≈ 0). 밝기는 거리와 NH 값을 참고문헌 8, 19, 33에서 보고한 값을 사용하여 계산되었습니다.

강력한 상대론적 제트에 관한 연구: 은하와 은하단 내 제트 비교

이전 연구(참조 17, 그림 5)에서 언급했듯이, 감마선 약한 난류 방출원(γ-NLS1s)을 블azar에 추가하면 활동은하핵(AGN) 샘플과 은하 내 압축된 물체로부터 제트를 추출한 샘플 간의 직접적인 비교가 가능해집니다. 블자르는 질량 블랙홀과 비교될 수 있으며, γ-NLS1s는 중성자별 영역에 위치합니다. 따라서 상대론적 제트 측면에서, γ-NLS1s는 블자르의 저질량 동반자이며, 중성자별은 은하 내 블랙홀의 소형 버전입니다. 질량 의존성을 제거하기 위해, 저는 제트 출력당 단위 질량을 계산했습니다. 그 후 ASURV v. 1.2 소프트웨어 패키지를 사용하여 두 샘플 간의 상관 관계를 분석했습니다(참조 30, 12, 25). AGN의 경우, 다음과 같은 결과를 얻었습니다:

• 켄달의 Z = 4.1 (확률 P < 10⁻⁴) 및 스피어만의 ρ = 0.6 (확률 P = 2 × 10⁻⁴).

은하 쌍성의 경우, 켄달의 Z = 6.7과 스피어만의 ρ = 0.7로, 둘 다 확률 P < 10⁻⁴입니다. AGN과 XRB(은하 방사) 사이의 제트 출력당 단위 질량의 정규화 차이는 약 3계산 단위입니다. 이 차이는 질량 범위 차이를 넘어서는 것으로 여러 저자들에 의해 이미 지적되었습니다(예: 참조 24, 32). 특히, 참조 24에서는 비선형 질량 의존성을 가정하여 L 라디오 ∝ M¹⁷/¹²를 제시하며, 제트의 규모 불변성을 가정했습니다. 실제로, 제트 출력을 M¹.⁴로 나누면 AGN과 XRB 사이의 정규화 차이(그림 1)가 사라지며, 상관 관계는 다음과 같이 강화됩니다:

• 켄달의 Z = 9.1과 스피어만의 ρ = 0.7로, 둘 다 확률 P < 10⁻⁴입니다.

흥미롭게도, 그림 1은 γ-NLS1s가 단위 질량당 가장 효율적인 엔진이며, 제트 출력이 가장 높다는 것을 보여줍니다. 이는 이론적으로 AGN의 제트가 흡입과 방출 사이에 거의 동일한 양의 에너지를 분배할 수 있다는 것과 일치합니다(참조 37, 20). 또한, γ-NLS1s와 FSRQs가 매우 높은 제트 출력과 흡입률을 가지며, 블랜드포드-즈나예크 메커니즘이 방사압 지배 영역에서 포화되는 경향이 있다는 사실(참조 22)은 제트가 추가적인 기여를 필요로 할 수 있음을 시사합니다. 아마도 블랜드포드-페인이나 다른 하이브리드 메커니즘과 유사할 것입니다(참조 17). 식 (3)의 흡입광도 계수 0.44는 그림 1의 잔류 의존성을 제거하기 위해 제트 출력을 (L 디스크 / L 에드) 0.5로 나누는 것이 가능함을 시사합니다. 이는 실제로 그림 2에서 보여집니다.

이 항목은 아직 명확하지 않습니다. 구형 흡입 흐름의 효율성(η)을 나타낼 수 있으며, 따라서 본디 흡입 흐름의 중요성을 강조할 수 있습니다(참조 18). 또는, 이는 흡입 원반의 효율성(η)에 비례할 수 있으며, 이는 일부 유동과 함께 표준 원반과 촉발 부분이 존재할 수 있음을 시사합니다. AGN은 XRB와 유사하게 복합 원반을 가질 수 있다는 가설은 매력적입니다. 즉, 표준 원반과 함께 유동적인 부분으로 구성됩니다. (L 디스크 / L 에드) 0.5 ∝ η라는 가설은 흥미롭습니다. 왜냐하면 기본 개념은 높은 원반 효율성이 더 많은 광자를 제공하여 직접 및 간접적으로(예: BLR의 이온화를 통해) 제트 입자의 냉각에 기여할 수 있다는 것입니다. 이미 알려져 있듯이(참조 11), BLR의 반경은 (L 디스크 / L 에드) 0.5에 의존하며, 따라서 식 (3)의 기울기 요소는 이러한 관계와 연결될 수 있습니다.

번역된 전문 한국어 텍스트:

[3차 텍스트 조각]:

…(본문이 길어 생략되었습니다. 전체 내용은 원문 PDF를 참고하세요.)…