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ISSN : 1225-6692(Print)
ISSN : 2287-4518(Online)
Journal of the Korean earth science society Vol.43 No.3 pp.351-366
DOI : https://doi.org/10.5467/JKESS.2022.43.3.351

Radial Velocity and FWHM Spatial Distribution of [OIII] and Hβ Lines of the Type II Seyfert Galaxy Mrk 1

Siek Hyung*, Seong-Jae Lee, Ji Eun Cho
Department of Earth-science Education, Chungbuk National University, Chungbuk 28644, Korea
*Corresponding author: hyung@chungbuk.ac.kr Tel: +82-43-261-2726, Fax: +82-43-271-0526
November 10, 2021 April 1, 2022 June 8, 2022

Abstract


We investigated the kinematic activity of the Type II Seyfert galaxy Mrk 1 based on Hβ and [O III] 5007 extracted from the MR 1 grism spectra observed with the OASIS attached to the CFHT 3.6 m telescope. The [O III] forbidden Gaussian line profiles exhibited asymmetric features with an excess of the blue component: (1) strongest at a distance of about 960 pc from the galaxy center, and (2) a wider line width of about ~900 km s−1 in the NS direction of the center. The velocity distributions in the spectral images showed blue or approaching flow motion in the NE zone, while receding in the SW zone, implying the counter-clockwise rotation. The radial velocity data showed that the center of the AGN region appears to be blocked by gas-dust approaching toward the Earth.



제2형 세이퍼트 은하 Mrk 1의 [O III]와 Hβ선의 시선 속도와 FWHM 공간 분포 연구

형 식*, 이 성재, 조 지은
충북대학교 지구과학교육과, 28644, 충청북도 청주시 서원구 충대로 1

초록


우리는 CFHT에 부착된 OASIS 분광기, MR 1 그리즘으로 관측한 방출선 중, Hβ와 [O III] 5007 방출선을 분 석하여, 제 2형 세이퍼트 은하 Mrk 1의 운동학적 특성을 파악하였다. [O III] 금지선의 가우시안 선 윤곽 분석을 통해 초과하는 청색 이동 성분의 방출 영역이 비대칭적으로 보이는데, (1) 은하 중심부 약 960 pc거리에서 플럭스는 최대를 보이고, (2) 은하 중심부에서 NS 방향으로 ~900 km s−1인 큰 선폭 지역이 있음을 확인하였다. 두 원소의 분광 영상에서 보이는 시선 속도의 특징은 NE 방향에서 접근하는 가스의 흐름이, SW 방향으로 적색 이동, 즉 멀어지는 가스의 흐름 이 나타나 반시계 방향 은하의 회전 경향성을 보여준다. 시선 속도 자료로부터 은하 중심은 우리를 향해 접근하는 먼 지 가스가 가리고 있음을 파악하였다.



    서 론

    이론적 배경

    활동은하에서 방출된 스펙트럼은 전파, 마이크로파, 적외선, 가시광선, 자외선, 엑스선, 그리고 감마선에 이르기까지 다양한 파장 대역에 걸쳐, 특이한 방출선 과 연속선을 가지고 있다. 이러한 스펙트럼은 행성상 성운이나 HII 영역의 이온화 된 가스처럼 중심에 있 는 별의 UV 광자가 별의 분광 에너지 분포 곡선 (spectral energy distribution) 형태를 가진 에너지원이 아니다. 활동 은하의 방출선은 모은하(host galaxy)의 중심부에 매우 밀집되어 있는 방출영역으로 먼 은하 의 경우에는 별처럼 보이기도 하는데, 이를 활동 은 하핵(Active Galactic Nuclei: AGN)이라 한다.

    강력한 복사에너지를 방출하는 AGN의 경우, 은하 중심에 107-109 M⦿ 이상의 초거대 질량 블랙홀 (Supermassive Blackhole: SMBH)이 존재하여, 주변 에서 파쇄된 별의 가스가 SMBH으로 유입되면서 형 성된 고온의 강착 원반이 AGN 가스의 이온화에 기 인한 것으로 알려져 있다.

    AGN 중심에는 블랙홀이 존재하고, 블랙홀 주변에 는 강착 원반이 있으며, 가장 바깥쪽에는 상대적으로 낮은 온도인 먼지구름의 원통(torus)형 원반이 안쪽 지역을 가리게 된다. 모은하 회전축 방향에서 관찰된 방출선 영역은 중심 에너지원(엔진)에 가까운 부분으 로 공간적으로 매우 작아(d~0.1 pc) 분별이 불가능한 영역, 즉 103-4km s−1 선폭의 방출선 영역인— BLR (broad line region)과, 그 바깥의 넓은 영역(~1 kpc)에 는 상대적으로 낮은 개수 밀도(n≈103 cm−3)의 선폭이 500 km s−1 정도인 좁은 NLR (narrow line region)으 로 구분된다(Kembhavi and Narlikar, 2012;Peterson and Bradley, 1993).

    AGN 통합 모델에서는 모든 AGN을 두 종류로 분 류하는데, AGN 자체의 기하학적인 구조의 차이에 기인한 것이 아니라 AGN의 회전축과 관측자의 시선 방향에 따른 것으로 원통형 원반이 중심을 가리지 않으면 제1형, 중심이 차폐되어 보이지 않으면 제2형 으로 설명하고 있다. 우리가 관측한 세이퍼트(Seyfert) 은하인 Mrk 1 (NGC 449)은 제2형 AGN이다. 세이 퍼트 은하라는 명칭은 1943년 12개의 나선은하 중 넓은 방출선 스펙트럼을 가진 6개의 나선은하 유형 을 처음으로 연구한 칼 세이퍼트(Carl Seyfert)의 이 름에서 명명되었다(Seyfert, 1943). 스펙트럼을 토대로 세이퍼트 은하들도 제 1형과 2형으로 분류된다. 제 1 형의 스펙트럼의 경우 허용선들의 선폭이 금지선들에 비해 훨씬 더 넓다(~104km s−1). 제 2형에서는 허용 선과 금지선 모두는 선폭이 비슷하고 폭이 1형에 비 해 더 좁다(<103km s−1). Mrk 목록은 1968년 아르메 니아의 천문학자 B. E. Markarian이 다른 은하에 비 해 자외선 영역에서 강한 방출선을 내는 핵을 가진 은하 목록을 정리한 것이다(Markarian, 1967). Fig. 1 은 Mrk 1과 동반은하 NGC 451을 보여준다.

    Table 1은 Mrk 1에 대한 기본 자료가 제시되어 있 다. 세이퍼트 은하 Mrk 1은 AGN을 가진 은하로, 이 은하까지의 거리가 비교적 가까이 위치하여, 모은하 (host galaxy)와 중심핵의 영상연구가 가능하다. 이 은하는 조기형 막대나선은하 SB 0/a로 분류된 제 2 형 세이퍼트 은하로 광학 직경(optical diameter)이 9.0×5.3 kpc임을 보여준다(Markarian et al., 1989). 적색 이동 값(z)이 0.015946, 후퇴속도가 4780±2 km s−1로 허블 상수(H0)를 73.0±5 km s−1Mpc−1로 가 정하면, Mrk 1은 관측자로부터 65.6±4.5Mpc 떨어진 곳에 위치한다.

    이 연구에서는 하와이 3.6 m 구경의 망원경을 가진 CFHT천문대 OASIS 분광기를 사용하여 관측한 자료 를 분석하였다. OASIS 분광기는 1000개 이상의 렌 즈소(lenslet)로 이루어져 있는데, 하나의 렌즈소는 CCD의 픽셀에 해당하고, 이 하나의 렌즈소가 관측하 는 하늘 영역은 0''.27×0''.27이지만, 렌즈소 사이의 거리는 0''.25이다. 따라서 영상을 조합하는 과정에서 하나의 렌즈소가 관측하는 하늘 영역 크기를 0''.25× 0''.25로 보정(resampling)하여 영상을 만들고, 이에 따라서 line flux값도 보정하였다. Mrk 1을 관측하는 MR 1의 각 렌즈소는 약 0.08×0.08 kpc에 해당하므 로, 이 은하상의 1''는 320 pc 영역에 대한 정보를 담 고 있다. 한 번의 관측으로 관찰 가능한 전체 영역이 10''.4×8''.3이므로 Mrk 1 은하를 관측한 위치에서 3.2×2.6 kpc 크기 영역에 대한 정보를 얻게 된다. CFHT 천문대 OASIS의 관측에서 관측자(P. Ferruit와 S. Hyung)는 관측 위치를 변경 시키며, 3번의 노출을 하였고, 이를 통해 AGN 중심 부분과 모은하의 원반 부분에 대한 중심부 10".4 (EW)×8".3 (NS) 영역의 관측 자료를 얻었다.

    파장 범위가 4760-5558 Å인 자료를 제공하는 MR 1 스펙트럼선에는 연속선과 방출선이 나타나는데, 이 중 [O III]와 Hβ의 스펙트럼선만을 추려서, 영상을 만들었다. 이를 위해 우리는 Mrk 1의 시선 속도 등 전처리 작업을 진행한 후, [O III]와 Hβ의 선 플럭스 (line flux)가 가장 강한 세기를 보이는 렌즈소를 확인 하여, 이 렌즈소를 은하 중심(0, 0)으로 정의하였다. 그리고 이 좌표를 기준으로 약 1.0×1.0 kpc 지역의 스펙트럼 영상을 조사하고, 점차 분석 영역을 넓히며 각 렌즈소 안에 얻는 선폭이나 선세기를 조사하는 작업을 수행하였다. Table 2는 활동은하핵, 모은하, 그리고 동반 은하 등의 일반적인 규모를 나타낸 것 이다. 우리의 연구는 은하 중심부의 1~10 kpc로, NLR (Narrow Line Region)과 ENLR (Extended narrow line region) 영역에 해당된다. BLR과 초거대 블랙홀은 OASIS 관측 료 중 중심 부분의 한 렌즈소 에 존재할 것으로 판단되는데, 이 연구에서는 이에 대한 논의는 제외되었다.

    선행 연구와 연구 목적

    Keel (1996)에 의하면 Mrk 1과 동반 은하 NGC 451 모두에서 수소(H I) 방출선이 관측된다. 수소 재 결합선 같은 방출선의 선윤곽 형태를 지역별로 분석 하면, 은하 중심에서 은하 회전축 방향으로 운동하는 가스가 있고, 이러한 운동에 Mrk 1의 핵 활동성이 동반은하 NGC 451과의 상호 조석 작용도 관여되었 을 것으로 추측해 왔다. H I 21 cm선이나 OH 18 cm선 전파관측에 의하면, 활동은하핵의 앞쪽에는 원 자와 분자 가스의 유출(outflow)이 존재하여, 가스의 시선 속도가 은하 자체의 속도보다 청색 이동되어 보인다. Omar et al. (2002)의 가시광 [O II] 3727 방 출 선 역시 중심 핵 전면에 존재함을 보여준다.

    Bergeron and Durret (1987)에 의한 연구를 보면, [O III] 5007 고분산 분광 관측에서도 가스의 유출 (outflow)을 나타내는 뚜렷한 청색 비대칭성을 보여준 다. Stoklasova et al. (2009, SF2009)는 [O III], HI, 그리고 [N II]을 분석하여, ~3 kpc 이상의 반경까지 확장된 은하 회전축과 나란하게 정렬된 방출을 확인 하였다. 또한 위치각(position angle, PA)~65°의 [O III]와 PA~85°의 저이온화 방출선 사이에 다른 정렬 을 발견하였고, 전파로 관측된 제트(jet) 축이 [O III] 의 분포와 일치하고 있음을 확인하였다. Hα의 시선 속도에서 원형 형태로 회전하는 경향성이 발견되었으 며, 단축(minor axis)을 따라 뻗은 큰 선폭 영역도 발 견하였다.

    앞에서 언급한 SF2009는 우리와 같은 관측 자료를 사용하여 선폭과 선 세기에 대한 공간적 분포를 제 시하였다. 이 선행 연구에서는 시선방향으로 변하는 Hβ와 [O III] 선의 속도 변화를 자세히 구분하지 않 아서, 중심 영역으로 가스의 유입(inflow) 또는 중심 에서 나가는 가스의 유출(outflow)에 대한 운동학적 구조를 분석하기 힘들다. 우리는 시선 속도 별로 Hβ 와 [O III] 5007의 선 세기나 FWHM자료의 변화되 는 모습, 즉 운동학적 특징(kinematics)을 조사하여, 활동성을 보이는 지역의 운동학적 구조가 어떠한지를 살펴보았다. 이러한 분석법이 가져오는 장점은 Son et al. (2009)에서 보여준 것처럼 3차원적 운동학적 구조를 좀 더 명확히 분리해 낼 수 있다.

    우리는 Mrk 1에서 시선 속도 구간별로 Hβ와 [O III] 영상을 제작하여 AGN 중심 지역뿐 아니라 중심 에서 떨어진 모은하의 원반 영역인 동(E), 서(W) 방 향으로 5-9'' (~1.6-2.9 kpc) 떨어진 지역의 운동학적 특성을 조사하고자 한다. 이를 위해 가스의 분포를 조사하고, 중심 블랙홀 영향을 연구할 뿐만 아니라, OASIS를 사용한 자료처리 과정을 설명하고, H I허용 선과 [O III] 5007 금지선에 관한 영상을 만들었으 며, 중심 부분을 관측한 10".4×8".3 field 내 NLR 또 는 ENLR 영역이 모은하 내에 어떻게 분포하고 있는 지를 연구하였다.

    관측 및 자료처리 과정

    관측

    연구에 분석한 관측 자료는 2000년 11월 23일 (UT), 하와이 마우나케아 천문대에 위치한 3.6 m Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT)의 Cassegrain focus (f/8)에 장착된 Optically Adaptive System for Imaging Spectroscopy (OASIS) 분광기로 형식(충북 대학교)과 Pierre Ferruit (Lyon Observatory)박사가 관측한 분광자료이다. 관측은 MR 1과 MR 2 설정으 로 나뉘어 3개의 영역(field)을 1800초씩 2회에 걸쳐 높은 공간 분해능(high spatial resolution mode with sky sampling 0".27: HR)으로 관측한 자료를 합한 것 이다. 이 연구에서는 MR 2 자료는 분석되지 않았다.

    Table 3은 관측 당시 분광기 설정을 보여준다. 렌 즈소(lenslet)사이의 거리가 0".25로 약간의 겹치는 영 역이 존재한다. 관측 당시 시상(seeing)은 약 0".9로, 관측에서 적응광학계(adoptive optics)를 사용하지 않 아, 실지 공간 분해능은 시상인 0".9보다 작은 범위 에 대한 연구는 진행할 수 없다. Mrk 1을 관측한 MR 1의 분광 분해능(resolving power)은 R=1210으 로 파장 분해능은 λ =5007Å서 약 2.15Å/pixel이다. 이 연구에서 측정한 FWHM (Full Width at Half- Maximum)의 오차는 MR2에서 관측된 [O I] sky선을 이용해 보정하였다.

    자료처리 과정

    리옹 천체물리학 연구 센터 CRAL (Centre de Recherche Astrophysique de Lyon)에서 개발한 XOasis는 천개 이상의 분광선을 동시에 연구하고 영 상화하는 작업을 가능하게 한다. 이 연구에서는 P. Ferruit에 의해 처리한 자료를 제공받아 분석하였다. 우리는 XOasis를 관측 자료의 전처리(reduction) 과정 에서 사용하였다. 관측된 자료는 처음 신호값 기준 (offset) 조정과 영역 자르기(clipping) 작업 후 전기 잡음(bias)과 암잡음(dark)을 제거하였다. 다음은 스펙 트럼 부분을 잘라내는(masking and extraction) 작업 을 한 후 파장 동정(wavelength calibration)을 해 주 었다. 그 다음 바닥 고르기(flat field correction), 우 주선 제거(cosmic ray removal), 줄무늬 제거(fringing correction), 그리고 플럭스 눈금 조정(flux calibration) 작업이 순차적으로 진행되었다. OASIS 영상의 상방 향이 PA= −23°.46을 향하고 있으므로, 천문학의 관례 에 따라 영상을 회전하여 영상 위쪽이 북쪽이 되도 록 하였다. 동일한 설정으로 두 번 이상의 관측이 있 는 경우 가중치를 두어 하나의 파일로 합치는(merge) 작업을 하였다. 연속선을 통해 관찰한 지역의 은하 영역 영상을 만들고, 플럭스가 최대인 지점을 좌표 중심(0, 0)으로 설정하여, 0''.25 간격으로 나머지 렌즈 소(lenslet)들의 상대적 좌표를 설정하였다.

    관측 자료 기본 정보 확인

    Mrk 1의 중심부를 관측하여 얻을 수 있는 MR 1 자료에는 2808개의 렌즈소 분광선이 존재하였다. 모 은하의 크기에 비해서 MR 1으로 관측될 수 있는 영 역은 제한적으로 작으므로, 앞에서 언급한 대로 좀 더 넓은 영역의 자료를 얻도록 3번의 노출을 하였다. 각 노출된 영상을 XOasis로 분석하여 각기 따로 분 광선 이미지를 만든 후, 3번의 노출에 의하여 MR1 이미지가 겹쳐지는 부분을 보정하여 하나의 통합된 분광선 영상을 만들었다.

    확인된 렌즈소 개수만큼의 fits파일을 생성한 후 렌 즈소별 위치 정보를 확인하였는데, 앞에서 언급한 것 처럼 한 렌즈소는 0".25 직경의 하늘 영역의 관측 자 료를 제공한다. 연속선, 방출선 등을 추출하는데는 상당히 많은 양의 자료를 분리하여야 하는 세심한 주의를 필요로 한다.

    색초과와 적색 이동(z) 보정

    관측자와 천체 사이의 공간에 놓인 티끌들은 파장 에 반비례하여 빛을 약화시키므로, 실제보다 더 붉게 보이는 성간 적색화는 색초과로 기술되기도 한다. Mrk 1의 색초과 값은 E (B−V)=0.060이다. 비리얼화 (virial, 평형화) 되어 있지 않은 국부 초은하단에 속 한 우리은하와 다른 은하단에 존재하는 외부은하는 우주의 팽창으로 인해 서로 멀어지고 있다. 이러한 결과 Mrk 1는 적색 이동 값 z=0.015946 (z=Δλ /λ ~v/c)으로 멀어지고 있다. 이 값의 보정을 위해 Cardelli et al. (1989)의 소광 법칙과 IDL1) (Interactive Data Language software)을 사용하여 분석하였다.

    연속선(continuum), 별 성분 및 철 성분 제거

    이 연구는 활동은하의 핵에서 나오는 가스의 특수 운동을 방출선을 통해 파악하는 연구이다. 은하 중심 의 초거대 블랙홀의 영향아래 형성된 방출선과 연속 선이 존재하고, 또한 모은하의 원반에 있는 별들과 기체에 의해 형성된 여러 원소의 흡수선, 철 방출선 등을 제거해 주면, 우리가 연구하고자하는 순수한 방 출선만 남게 된다. MR 1자료의 경우 관측 파장 범 위에서 위의 세 가지 효과가 모두 존재하므로 INDO-US 라이브러리(Valdes et al., 2004)에 있는 A 형, F형, G형, 그리고 K형으로 구성된 별의 견본 (template)을 사용하여 제거하였으며, 산소와 수소 방 출선 스펙트럼을 얻은 후, IDL로 선폭과 선세기를 분석하였다.

    Fig. 2는 Mrk 1의 렌즈소에서 얻은 스펙트럼으로 MR 1에 얻은 분광선 중심 설정을 보여준다. PLC (Power Law of Continuum)은 연속선, Fe II는 철 성 분을, 그리고 star는 별 성분을 의미한다. χν2는 분산 이 퍼져 있는 모습을 분포로 나타낸 카이제곱 분포 이다. Mrk 1은 매우 소량인 철 성분과 상대적으로 많은 비중의 연속선과 별 성분이 포함되어 있는 것 으로 Fig. 2의 피팅(fitting)에서 나타나고 있다. 하지 만, 이들 성분의 합은 방출선 자체의 플럭스에 대해 매우 작은 (1%) 정도이고, 따라서 이를 제거한 후의 관측 오차는 1%보다 훨씬 작다. 이러한 성분의 상대 적 크기는 렌즈소마다 다르고, 이로 인해 발생하는 오차역시 다르다. Fig. 2의 하단에 제시된 약한 선의 경우는 이 연구에서 분석된 매우 약한 세기를 보여 주는 한 렌즈소 spectrum인데, 강한 [O III] 5007의 정점(peak) 세기와 비교하면, 모은하의 성분비가 약 1/15임을 알 수 있다. 이 경우에도 모은하의 성분을 제거하였으며, 선세기의 측정시 발생되는 오차는 1% 미만이다.

    방출선 측정

    IDL을 사용하여 방출선의 중심파장, 중심파장오차, 선폭, 선폭 오차, 플럭스, 그리고 플럭스 오차를 얻고 자 가우시안(single Gaussian) 정규분포 함수를 적용 한 피팅(fitting) 작업을 진행하였다. MR 1에서는 Hβ 와 [O III] 5007 방출선을 측정하였다. MR 2에서는 Hα, [S II], [N II], 그리고 [OI]선이 있는데, 이 연구 에서는 분석하지 못하였고, 분광선폭 오차를 교정하 기 위해, [OI] sky 성분만을 측정했다. Fig. 3은 하나 의 렌즈소에 대한 예로 실험실 파장이 약 4760- 5558Å 범위의 MR 1로 얻을 수 있는 몇 가지 방출 선들의 피팅(fitting) 모습을 보여준다.

    피팅이 완료된 렌즈소의 이미지는 중심 부근 318 개의 렌즈소에서 플럭스가 센 청색 편이된 [O III] 5007 방출선이 은하 중심으로부터 NE 쪽에 두드러 지게 나타남을 확인하였는데, 이것은 이온화된 가스 가 우리에게 다가오는 것을 의미한다(Fig. 4). SW지 역에서 적색편이 된 렌즈소가 보이지만, 그 개수는 NE보다 많지 않음을 알 수 있다.

    Table 4는 Mrk 1에 대해 Hβ의 세기 I (intensity) 를 1로 했을 때, 이 연구에서 [O III] 5007과 MR 2 에서 관측된 Hα 방출선들의 상대적 세기를 측정한 값으로, Koski (1978)의 값과 일치한다. 연구에서는 Hα와 [O III] 4959에 대한 방출선 분석 자료를 제외 하였는데, [O III]의 두 선 λ 5007/λ 4959의 이론적 선세기 비는 3.0인데(Dors et al., 2015), 우리가 측정 한 값인 2.89±0.37과 근접하다. 이 표에서 [O III] 5007/Hβ선세기비는 약 10.95인데, 이는 전형적인 AGN 지역 뿐 아니라, 행성상 성운 등 가스 온도가 10,000 K인 이온화된 가스에서 예상되는 값이다. 이 연구에서는 Hα에 대한 MR 2 자료는 사용되지 않은 대신 Hβ의 MR 1의 자료를 MR 2에서 측정한 결과 와 일치시켜 보정하였고, 이러한 이론적 선세기 비는 MR 2의 자료를 사용하여 MR 1의 선폭을 보정하는 표준화가 무리 없이 수행될 수 있음 알려준다.

    기기 선폭 보정

    관측된 스펙트럼은 기기 선폭 증가, 자연 선폭 증 가, 열적 도플러, 회전, 그리고 제만 효과 등에 의해 선폭에 영향을 받는다. 이들 중 기기 선폭 증가에 의 한 영향이 가장 크게 나타난다. 연구에서 측정된 선 폭은 사용된 OASIS 분광기 자체에서 발생한 기기 선폭 증가가 반영된 값이다. 일반적으로 5500Å 이하 에서는 지구 대기에 의한 방출선(sky emission line) 이 플럭스 증가에 크게 오염되지 않지만, 5500Å에서 6500Å 사이에서는 [O I] 5577.35, 6300.30, 그리고 6363.78에 의한 강한 sky emission line이 오염원이 된다(Hanuschik, 2003). 지구 대기에 의한 방출선은 적색 이동이 일어나지 않고, 실험실 파장에서 방출 선이 나타나지만 자료처리 과정에서 일괄적으로 z값 보정을 하였다. 따라서 Mrk 1에서 방출된 선은 [O I] 6300.30은 6201.41Å에서, 그리고 지구 대기의 방 출선은 [O I] 6363.78은 6263.90Å에서 방출선이 나 타나게 된다. Table 5는 FWHM을 측정시 기기에 의 한 오차를 측정하기 위해 MR 2 관측 자료에 존재하 는 [O I] sky선에 대한 선폭 측정치와 이에 대한 오 차이다. 우리는 무작위로 추출된 3개의 렌즈소 443, 633, 그리고 821에서 나타나는 sky emission line을 가우시안 함수로 피팅하였고 그 결과 얻어진 선폭과 선폭에러 값을 계산하였다.

    선폭의 평균값은 5.206Å이고, 선폭오차를 각각 제 곱하여 합한 값을 제곱근 하여 자료 개수로 나눠 평 균값이 얻어진다. 즉, 이 연구에서 7개의 대표적인 렌즈소 값을 사용하여 계산한 기기 선폭 값은 FWHMOASIS=5.206±0.798Å이다. 기기 선폭 보정은 아래와 같은 식을 이용한다.

    F W H M g a s = F W H M o b s 2 F W H M O A S I S 2

    각 방출선을 가우시안 피팅하여 얻은 선폭 값은 기기 선폭만큼 늘어나 측정된 값이므로 원래 가스의 선폭을 얻기 위해 계산한 기기 선폭 값을 보정하여 데이터 분석을 진행하였다.

    방출선 분석

    방출선의 플럭스, 시선 속도, 선폭 분포

    Mrk 1은 여러 방출선들 중 [O III] 5007의 플럭스 가 가장 세게 나타난다. 두 방출선 [O III]와 Hβ 선 윤곽 중심에서 측정한 정점(peak) 최대 플럭스 값을 Table 6에 제시하였다. 플럭스 값이 1×10−19Wm−2 Å−1 arcsec−2 이상인, 약 1000여개의 렌즈소들 전체 중 플럭스 세기가 최대가 되는 렌즈소 지점을 찾은 후, 이 지점 좌표를(0, 0)으로 정의하고 그 지점에서 플럭스 값을 제시한 것이다. 이 방출선들이 나타나지 않는 파장 대는 5060 Å에서 5090 Å 사이이다. 이 방출선이 존재하지 않는 영역에서 측정한 잡음을 구 하고, [O III]와 Hβ의 peak flux의 S/N이 10 이상인 렌즈소 758개를 조합하여 Mrk 1의 영상을 만든 후 운동학적 특징을 알 기 위한 FWHM과 시선 속도 별 선세기 변화를 분석하였다.

    Fig. 4와 Fig. 5는 방출선의 시선 속도 분포를 나타 내도록 분광선을 합성하여 영상을 만든 것이다. 앞에 서 언급한 것처럼 하나의 렌즈소가 관측하는 범위는 0''.25로 시상 1''보다 작고 신호대 잡음비(S/R)를 높이 기 위해, 능동 광학계를 사용하지 않았다. 엄밀하게 1''인 320 pc보다 작은 구조는 이 연구에서 밝힐 수 없다. 방출선의 가우시안 피팅 과정에서 해당 방출선 의 실험실 파장에서 크게 벗어난 지점을 피팅하여 정보가 저장된 경우가 있었다. 이것은 플럭스가 센 [O III] 5007 방출선을 기준으로 분석대상이 선정되 었기 때문으로, 이를 보정하기 위해 실험실 파장을 기준으로 기기 선폭에 해당하는 범위 안에 중심 파 장이 정해진 결과만을 선별하였다. 가우시안 피팅으 로 정해진 중심 파장과 실험실 파장을 비교하여 V r = λ o b s λ l a b λ l a b × c 에 의해 계산된 값을 시각화 하였 다. 왼쪽 위 부분(NE)의 가스는 우리에게 다가오고, SW 부분의 기체는 멀어짐을 알 수 있다. 그 최대 속 도는 수소 가스인 경우에 200 km s−1이며, [O III] 가 스는 130 km s−1로 두 경우 회전하는 경향을 보이지 만, 후자의 경우 중심에 대해 대칭성을 보이고 있다. 이 은하까지의 후퇴 속도를 보정했음에도 불구하고, Fig. 4의 Hβ와 [O III] 5007 두 영상 모두, 특히 [O III] 5007 영상의 중심 부분이 태양을 향해 접근해 오고 있는 것으로 보인다.

    Fig. 4에서 Hβ는 플럭스 세기가 작아 방출선은 뚜 렷한 특징이 없었으나, [O III] 5007는 플럭스 세기 가 센 방출선으로 NE 방향으로 청색이동하고 이와 대칭적으로 SW방향으로 적색 이동의 경향성을 나타 낸다. [O III] 5007은 중심부에서 5''.1 떨어진 NE방 향에서 최대 청색이동이 나타나고, 8''.7 떨어진 SW 방향으로 최대 적색 이동이 대칭적으로 나타났으며, 중심을 기준으로 S방향으로 청색이동이, E, N, W 방 향으로는 약한 적색 이동이 나타나고 있다. [O III] 5007의 최대 청색이동 값은 –106.431 km s−1, 최대 적 색 이동 값은 +124.669 km s−1이다.

    대칭적으로 나타나는 시선 속도 분포를 통해 Mrk 1은 NE 방향은 관측자를 향해 다가오고, SW 방향은 관측자에서 멀어지는 방향으로 운동하고 있어, 반시 계 방향으로 회전하는 경향성을 파악할 수 있다.

    Fig. 5는 Hβ(상)와 [O III] 5007(하)의 방출선 선폭 의 지역적 분포를 보여준다. 가우시안 피팅 결과로 얻어진 선폭은 Å단위이므로 F W H M ( A ) λ l a b × c = ν 식 을 이용하여 km s−1 단위로 변환한 후 이 값을 시각화 하였다. 시각화 코드 파일에서 noise [%]= F W H M _ err F W H M × 100 으로 계산되어 잡음(noise) 레벨이 신호의 40% 이하인 자료만 영상제작에 사용되었는데, Fig.4의 렌 즈소의 개수보다 약간 적으나 큰 차이를 보이지 않 음을 알 수 있다. 방출선을 조합하여 합성한 영상에 서 방출선은 은하의 중심부 부근에서 선폭이 크게 나타났고, 중심에서 멀어질수록 선폭이 감소하는 경 향을 보였다. 이는 은하 중심에 위치하는 초거대 블 랙홀 주위에서 가스 회전운동 속도가 빠르지만, 거리 가 멀어질수록 감소하는 일반적인 경우와 일치하는 특성이다.

    [O III] 5007의 선폭 분포를 보면 중심에서 NS방 향으로 길게 선폭이 ~900 km s−1 정도로 크게 나타나 는 경향을 보였으며, 중심에서 EW방향으로 2″ (~640 pc) 떨어진 부분부터는 ~400 km s−1로 선폭이 줄어들었다. Fig. 5에 보이는 영상은 Hβ의 경우 660 개의 렌즈소 정보가 이용되었고, [O III] 5007 경우 756개의 렌즈소 정보가 이용되었다.

    선폭이 ~900 km s−1로 매우 큰 활동성을 보이는 지 역의 분포가 Fig. 5의 두 선 영상 모두에서 중심축 방향으로 배열되어 있음을 알 수 있다. 이는 SF2009 의 선행연구와 동일한 결과로 선행 연구와 이 연구 가 1차적으로 밝힌 Mrk 1의 AGN 구조는 Mrk 1의 NLR에서 ENLR 영역으로 이어지는 양극 방향의 가 스 유출이 존재하고 있음을 보여준다. 이는 중심의 초거대 블랙홀에서 분출된 가스가 강착 원반에 관련 된 기하학적 구조로 인해 잘 조준된(collimated) 전형 적인 가스 유출의 형태가 존재함을 보여준다. 즉 [O III] 5007영상은 Hβ영상과는 달리 양극 콘의 모양이 더 선명하다. 하지만, 콘의 규모가 중심에서 멀어짐 에 따라 커지지 않아, 단일 원뿔 콘의 열린 각 (opening angle)을 정의할 수는 없다. NLR과 ENLR 영역의 기하학적 구조가 분리되어 연구되어야 할 것 으로 보인다. 선행 연구나 Fig. 4와 Fig. 5의 경우에 서 완전히 밝히지 못한 운동학적 구조를 시선 속도 별 선세기 분석을 통해 다음 장(section)에서 조사하 려 한다.

    시선 속도 별 선세기 분석

    MR 1의 스펙트럼에서, 다가오거나 멀어지는 가스의 운동학적 특성을 조사하였다. 이를 위해 시선 속도 별 선세기 정보를 각 방출선의 실험실 파장값과 z 값을 적용한 후, 은하의 고유 좌표계에서 방출선별 중심파 장과 2Å에 해당하는 시선 속도를 계산하였다. Table 7 은 시선 속도 별 데이터 파일 정보를 보여준다.

    Fig. 6부터 Fig. 10까지는 Hβ와 [O III] 5007의 시 선 속도 별 세기를 나타낸다. 특히 S/N이 10 이하의 약한 세기인 분광선의 경우 시선 속도 별로 경향을 추적하여 분석하지 않으면, 3D 상의 공간 구조가 잘 드러나지 않는다. 우리는 시선 속도 별 영상을 조사 하여, 특정 유체의 흐름이 어떠한 3D 구조를 가졌는 지를 파악하고자 contour map 그림을 제시하였다. 은 하에 대한 시선 속도는 보정되어 은하 자체가 태양 에 대해, 정지한 것처럼(0.0 km s−1) 기준을 바꾸었다. 방출선마다 접근 또는 후퇴하는 가스의 분포가 다름 을 알 수 있다. Hβ의 시선 속도 별 세기에서는 8번 자료(-370.0 km s−1)에서부터 E 방향으로 보이지 않던 가스의 움직임이 나타난다. 시선 속도가 0 km s−1인 11번 자료에서는 E 방향의 가스 움직임이 가장 또렷 하게 확인된다. 이러한 움직임은 8번(−370.0 km s−1) −12번(+123.3 km s−1)에 걸쳐 확인되며, 시선 속도의 시각화 자료에서 확인한 것처럼 E방향으로 청색 이 동된 가스의 움직임이 있는 것으로 해석된다.

    [O III] 5007의 시선 속도 별 세기에서는 1번 (−1796.3 km s−1)부터 12번(−479.0 km s−1)까지의 자료 에서는 E 방향으로 움직이는 가스가 확인되나, 이후 13번(−359.3 km s−1부터 16번(0 km s−1)까지의 자료에 서는 그 움직임이 NE 방향으로 나타난다. 두 경우 모두 청색이동으로 우리 방향으로 접근하는 가스 유 출을 보인다. 주목할 만한 자료는 15번(−119.8 km s−1) 부터 18번(+239.5 km s−1)까지의 자료에서 SW 방향 으로 분포하는 가스의 시선 속도가 확인된다는 것이 다. 특히 17번(+119.8 km s−1)의 시선 속도 자료에서 최대 플럭스 값의 10%에 해당하는 세기를 가진 가 스가 중심에서 SW 방향으로 9".5 (~3 kpc) 떨어진 (8".5, −3".5) 지점에서 확인되었다. 그러나 이 연구에 서는 [N II], [O II], [S II]등의 저에너지 이온(low excitation) 선이 분석되지 않아서, 분광선들의 상대적 세기 비는 연구되지 못하였다. 시선 속도 구간의 두 경우가 다른 이유는 두선 같은 지역에 형성되었다고 해도, 두선의 열적 선폭 증가가 2.8배 차이 나고, 이 러한 선폭 증가 값이나, 분광 기기의 분해능(또는 spectral binning)이 사실상 정확히 보정되기 불가능하 게 시선 속도 구간에 영향을 주고 있으므로 파장(Å) 별로 시선 속도를 나누는 과정에서 발생되었다.

    BLR의 크기는 ~0.1 pc 정도이고, NLR의 크기는 ~1 kpc의 규모를 가지는 것으로 알려져 왔다. NLR 영 역까지에서 나타나는 활동성은 당연한 것이지만, 이보 다 먼 거리의 ENLR (Extended NLR) 지역에 존재하 는 활동성에 대해서 SMBH 주위의 극자외선과 같은 에너지가 NE와 SW 부분까지 도달할 수 있는지는 OASIS의 MR 2 자료가 분석되어야 알 수 있을 것이 다. 이 연구에서 제안한 것은 (1) 중심+쌍극콘, (2) NE 지역, (3) SW 등 세 지역으로 분리하여 NE, SW 지역 의 분광선이 동반 은하인 NGC 451의 기조력에 영향 을 받았는지에 대하여 알아보고자 하는 것이었다.

    이 연구에서는 [O III] 5007와 Hβ선의 세기 비와 시선 속도 별 영상의 변화를 통해, NLR과 ENLR 영 역이 모두 AGN의 특성이 존재함을 확인하였다. 하 지만 [O III] 5007과 Hβ의 분광 영상이 보인 쌍극콘 의 형태가 NLR과 ENLR 영역에 걸쳐 동일성을 유 지하지 못하고 있다. 즉 [O III] 5007과 Hβ 분광 영 상 모두 NLR과 ENLR을 대표하는 두 개의 서로 다 른 운동학적 구조가 존재할 것을 암시한다.

    결 론

    이 연구에서는 제 2형 세이퍼트 은하 Mrk 1의 CFHT OASIS로 관측한 MR 1과 MR 2 분광 자료를 분석하였다. 중심 부근 7''.9×5''.6 (~2.5×1.8 kpc) 영 역을 분석 대상으로 선정하여 핵과 주변부 활동성을 알아내고자 방출선 분석과정을 진행하였다. MR 1 분광 자료에서 얻은 Hβ와 [O III] 방출선의 각 시선 속도 별 선세기 분포와 선폭을 구하였다. [O III] 5007의 선폭 분포 영상에서는 은하 중심부 NS 방향 으로 선폭이 ~900 km s−1로 크게 나타났다. 방출선의 플럭스 세기 분포 영상에서는 방출선 종류에 관계없 이 중심부에서 최대값을 가지며, 중심부 3''×3'' (~960 pc) 영역에서 주변부로 갈수록 상대적 세기가 급격하 게 줄어들었다.

    방출선의 시선 속도 별 세기에서 Hβ는 중심에서 E 방향으로 ~5'' 떨어진 부분에서 청색 이동하는 가 스의 움직임이 확인되었으나, 적색 이동에서 대칭적 인 움직임이 없었다. [O III] 방출선에서는 비대칭적 인 구조를 보였다. 또한 [O III] 5007의 시선 속도 분포 영상에서는 NE 방향으로 최대 청색이동이, SW 방향으로 최대 적색 이동이 대칭적으로 나타나 은하 의 원반 회전 방향과 일치하는 반시계 방향 회전 경 향성을 확인하였다. 이러한 가스의 움직임은 [O III] 5007과 Hβ에 가정할 수 있는 팽창의 중심 또는 축 이 다름을 의미한다. [O III]의 선폭이 큰 지역이 중 심 부분뿐만 아니라, 축 방향에 존재하고 있는데, 이 는 은하의 축방향으로 빠른 속도의 가스 유출이 존 재하는 콘 또는 깔대기 모양의 구름의 분포가 존재 함을 암시한다.

    선세기 비에 대한 연구는 SF2009의 선행연구에서 중심 영역에 대한 전형적인 Seyfert은하에 존재하는 특성이 확인되었지만, 중심, NE, 그리고 SW 방향으 로 분리되어 분석되지는 않았다. 충격파가 세이퍼트 은하의 NLR영역의 방출선 형성에 기여하고, 원반과 같은 지역이라도 빠른 속도의 흐름으로 인한 충격파 (~500 km s−1 fast shocks)가 존재하는 경우도 세이퍼 트 활동성을 가진 방출선을 형성할 수 있는 것으로 알려져 있다(Dopitta and Sutherland 1996). 미래의 연구에서 AGN 특성이 존재하는 지역이 중심축이외 에 NE와 SW에도 존재하는지, 그리고 동반 은하가 이 지역에 어떤 역할을 하는지를 BPT diagram에 등장하 는 선들에 대한 Lee et al. (2022)의 연구에서 이용된 최신 원자 상수 값을 적용하여 진행될 예정이다.

    감사의 글

    이 논문은 한국 연구재단 지역 대학 우수과학자 지원 사업 연구비 지원(NRF 2020R1I1A3063742; NRF2017R1D1A3B03029309)에 의해 연구되었다. OASIS자료의 분석에 도움을 준 서울대 손동훈 박사 와 프랑스 리옹 천체물리학 연구 센터의 Pierre Ferruit박사에게 감사를 표한다.

    Figure

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    Mrk 1 SDSS (Sloan Digital Sky Survey) image. Mrk 1 is at the center. The companying galaxy NGC 451 is also shown in the SE direction, 120″ away (~37 kpc) from the center. N is up and E is left. Our observations were made for a field area of 10".4 (EW)×8".3 (NS) at the galactic center covering the AGN and host galaxy (see Fig. 4).

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    Continuum, star component, and iron component correction (MR 1). Top: One lenslet spectrum with strong lines. Bottom: The weak line lenslet spectrum simultaneously shows full-scale emission lines and underlying PCL, FeII, and star component. Observed curves: green for PCL; pink for iron; and blue for the stellar component. Solid lines: black lines for the observed; blue lines for the corrected ones.

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    Spectrum extracted from central zone lenslet. The red color shows the Gaussian fitting of the emission lines (MR 1). The emission lines are Hβ, [O III] 4959, and [O III] 5007, respectively. The lower part indicates the residual: the observed– Gaussian fitting.

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    Radial velocity distribution of Hβ (top) and [O III] 5007 (bottom). Velocity unit: km s−1. The blue and red colors represent the blue- and red-shift movement relative to the sun, respectively. Note that the NLR dimension is about 1 kpc, corresponding to 3". Seeing= ~0.9". The selected points were only if the noise level was lower than 10% of the signal.

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    Line width distribution map of Hβ (top) and [O III] 5007 (bottom). We selected the data points, whose noise level lower than 40% of the signal. The top color bar shows the velocity range of 0-1000 km s−1.

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    Intensity contour maps of Hβ line for each radial velocity (I). In each box, the upper-left number displays radial velocity for the frame (km s−1). The lower-right number shows the maximum flux (10−19 W m−2 arcsec−2) in the maps. The contour levels indicate 5, 10, 20, 30, 40, 50, 60, 80, 100% of the maximum flux.

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    Intensity contour maps of Hβ line for each radial velocity (II). See Fig. 6 caption (5, 10, 20, 30, 40, 50, 60, 80, 100%)

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    Intensity contour maps of [O III] 5007 line for each radial velocity (I). See Fig. 7 caption (2, 4, 6, 8, 10, 30, 50, 70, 90, 100%).

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    Intensity contour maps of [O III] 5007 line for each radial velocity (II). See Fig. 7 caption (2, 4, 6%, 8, 10, 30, 50, 70, 90, 100%)

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    Intensity contour maps of [O III] 5007 line for each radial velocity (III). See Fig. 7 caption (2, 4, 6, 8, 10, 30, 50, 70, 90, 100%)

    Table

    Mrk 1 basic data

    The dimension of AGN and host galaxy (Whittle, 2001)

    Observation of Mrk 1 with OASIS.

    Relative intensities

    Instrumental line widths and [O I] emission lines

    Maximum fluxes for the two lines

    Basic data for the line profiles in Mrk 1

    Reference

    1. Baldwin, J.A. , Phillips, M.M. , and Terlevich, R. ,1981, Classification parameters for the emission-line spectra of extragalactic objects, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 93, 5-19.
    2. Bergeron, J. , and Durret, F. ,1987, Extended ionized nebulosities in the galaxies Mrk1, Mrk3, Mrk348 and the quasar 4C 37.43, Astronomy and Astrophysics, 184, 93-103.
    3. Cardelli, J.A. , Clayton G.C. , and Mathis, J.S. ,1989, The relationship between infrared, optical, ultraviolet extinction, The Astrophysical Journal, 345, 245-256.
    4. Dopita M. A. and Sutherland R. S. ,1996, Spectral Signatures of Fast Shocks. I. Low-Density Model Grid, Astrophysical Journal Supplement, 102, 161-188.
    5. Dors, J.O.L., Cardaci, M.V. , Hagele, G.F. , Rodrigues, I. , Grebel, E.K. , Pilyugin, L.S. , Freitas-Lemes, P. , and Krabbe, A.C. ,2015, On the central abundances of active galactic nuclei and star-forming galaxies, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 453, 4102- 4111.
    6. Hanuschik, R.W. ,2003, A flux-calibrated, high-resolution atlas of optical sky emission from UVES, Astronomy and Astrophysics, 407, 1157-1164.
    7. Keel, W.C. ,1996, Seyfert galaxies with companions: Orbital and kinematic clues to AGN triggering, The Astronomical Journal, 111, 696-711.
    8. Kembhavi, A.K. , Narlikar, J.V. ,2012, Quasars and Active Galactic Nuclei, Cambridge University Press, New York, USA, 30 p.
    9. Koski, A.T. ,1978, Spectrophotometry of Seyfert 2 galaxies and narrow-line radio galaxies, The Astrophysical Journal, 223, 56-73.
    10. Lee, S.J. , Hyung, S. , and Otsuka, M. ,2022, Double Shells of the Planetary Nebula NGC 7009 Minor Axis, The Astrophysical Journal, in press.
    11. Markarian, B.E. ,1967, Galaxies with an ultraviolet continuum I, Astrofizika, 3, 24-38.
    12. Markarian, B.E. , Lipovesky, V.A. , Stepanian, J.A. , Erastova, L.K. , and Shapovalova, A.I. ,1989, The First Byurakan Survey - a Catalogue of Galaxies with Ultraviolet Continuum, Soobshcheniya Spetsial'noj Astrofizicheskoj Observatorii, 62, 5.
    13. Omar, A. , Dwarakanath, K.S. , Rupen, M. , and Anantharamaiah, K.R. ,2002, GMRT and VLA observations of HI and OH from the Seyfert galaxy Mrk 1, Astronomy and Astrophysics, 394, 405-414.
    14. Peterson, and Bradley M. ,1993, Reverberation mapping of Active Galactic Nuclei, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 105, 247-268.
    15. Seyfert, C.K. ,1943, Nuclear Emission in Spiral Nebulae, Astrophysical Journal, 97, 28-40.
    16. Son, D.-H. , Hyung, S. , Ferruit, P. , Pecontal, E. , and Lee, W.-B. ,2009, The kinematics of the Seyfert 2 galaxy NGC 5728 circumnuclear region, Montly Notice Royal Astronomical Society, 395, 692-718.
    17. Stoklasova, I. , Ferruit, P. , Emsellem, E. , Jungwiert, B. , Pecontal, E. , and Sanchez, S.F. ,2009, OASIS Integralfield spectroscopy of the central kpc in 11 Seyfert 2 Galaxies, Astronomy and Astrophysics, 500, 1287-1325.
    18. Valdes, F. , Gupta, R. , Rose, J.A. , Singh, H.P. , and Bell, D. J. ,2004, The Indo-US Library of Coude Feed Stellar Spectra, Astrophysical Journal Suppliment, 152, 251-259 (Indo-US).
    19. Whittle, M. ,2001, Seyfert galaxies. Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, P. Murdin. (ed.), IOP Publishing, Bristol, UK.