利用 PyQSOFit 進行基於先驗信息的活動星系核與宿主星系光譜分解
核心概念
本文提出了一種基於先驗信息的主成分分析法,用於活動星系核 (AGN) 與其宿主星系的光譜分解,並探討了宿主星系輻射對 AGN 參數測量的影響。
摘要
利用 PyQSOFit 進行基於先驗信息的活動星系核與宿主星系光譜分解
Prior-Informed AGN-Host Spectral Decomposition Using PyQSOFit
本文介紹了一種改進的方法,利用主成分分析 (PCA) 的模板來分解活動星系核 (AGN) 及其宿主星系的光譜。這種方法將來自 PCA 的先驗信息與懲罰像素擬合機制相結合,提高了分解過程的精度和效率。具體而言,我們減少了 AGN-宿主分解中的簡併性和過擬合問題,特別是對於傳統方法容易失效的低信噪比 (SNR) 光譜。通過將我們的方法應用於 76,565 個紅移 z < 0.8 的 SDSS 第十六次數據發布 (DR16) 類星體,我們實現了約 94% 的成功率,從而建立了迄今為止最大的宿主分解類星體光譜目錄。我們的擬合結果考慮了宿主星系對 AGN 光度和黑洞質量 (MBH) 過高估計的影響。此外,我們還獲得了 4,137 個類星體的恆星速度彌散 (σ⋆) 測量值。在這個子樣本中,MBH −σ⋆關係的斜率與先前在局部宇宙之外的類星體研究結果基本一致。我們的方法提供了一種穩健且有效的方法,可以在廣泛的信噪比和紅移範圍內分離 AGN 和宿主星系成分。
活動星系核 (AGN) 的光學光譜是探測超大質量黑洞 (SMBH) 周圍內部區域的有力工具,例如塵埃衰減結構、寬線區和吸積盤 (Gaskell & Benker 2007; Guo et al. 2022; Fries et al. 2023)。它還包含有關 SMBH 周圍環境的豐富信息,包括氣相金屬豐度、幾何形狀和動力學。由於在光譜觀測過程中,AGN 光譜與宿主星系的光譜混合在一起,因此準確的光譜分解對於 AGN 和宿主星系的科學研究都至關重要 (例如,Bentz et al. 2009)。
正如先前研究指出的那樣,宿主星系輻射占總通量的很大一部分,例如,基於對低紅移類星體(明亮的 AGN)的圖像和光譜分解,在靜止框架 5100˚A 處平均超過 30% (Shen et al. 2015; Matsuoka et al. 2015; Li et al. 2021a)。未去除宿主星系輻射會導致高估類星體連續譜光度,從而高估黑洞質量,進而導致對 AGN 光度和質量函數的估計產生偏差 (Hopkins et al. 2007; Singh et al. 2014; Shen & Kelly 2012; Kelly & Shen 2013)。這種過高估計也可能扭曲 MBH −σ⋆和 MBH −M⋆關係,特別是與局部關係相比時 (Reines & Volonteri 2015; Shen et al. 2015)。此外,將宿主星系輻射混入類星體成分中會導致低估類星體的變異性和發射線等效寬度,從而可能在 AGN 寬線結構和動力學研究中得出誤導性結論 (Villforth et al. 2012; Varisco et al. 2018; Ren et al. 2023)。
另一方面,高比例的宿主星系貢獻為研究宿主星系的性質和更深入地研究 AGN-宿主星系的共同演化提供了機會 (例如,Kauffmann et al. 2003a; Kormendy & Ho 2013)。利用分解的光譜,可以進行多項研究,包括檢查 MBH −σ⋆關係 (例如,Shen et al. 2019)、分析 AGN 吸積率與宿主星系恆星形成率之間的聯繫 (例如,Jin et al. 2018),以及探索 AGN 與其宿主星系之間的光度相關性 (例如,Jalan et al. 2023)。預計現有和即將進行的光譜巡天將大大擴展 AGN 和類星體樣本,從而促進對 AGN-宿主星系共同演化進行更全面的統計分析。
然而,從複合光譜中精確分離 AGN 和宿主星系成分是一項具有挑戰性的任務。AGN 和星系都表現出不同的光譜特徵,缺乏確定的指標來確定它們的相對貢獻。對於宿主星系成分,光譜形狀取決於恆星 populations 和恆星形成歷史,這兩者在不同的 AGN populations 中差異很大 (例如,Kauffmann et al. 2003a; Silverman et al. 2009; Ni et al. 2023)。同樣,AGN 連續譜的形狀也會發生顯著變化,不僅在不同的天體之間,而且在同一天體內也會隨著時間的推移而變化 (例如,Giveon et al. 1999; Webb & Malkan 2000; Vanden Berk et al. 2004)。來自 AGN 和宿主星系的重疊發射線和/或吸收線的存在進一步增加了分解的複雜性。因此,進一步發展穩健且有效的光譜分解方法仍然是一項重要且重大的挑戰。
一些著名的研究試圖將宿主星系輻射與 AGN 光譜分離開來。這些方法大致可以分為三類:物理多成分分解、使用一維光譜的主成分分析 (PCA) 分解,以及利用單次曝光 (SE) 一維光譜以外的補充數據的技術。結合一維光譜以外的空間信息是可行且有效的,尤其是在處理少量目標樣本時。例如,寬帶高分辨率圖像通常用於確定宿主星系比例並校正從光譜測量的 AGN 單色光度 (例如,Wang et al. 2014; Bentz & Katz 2015)。Jahnke et al. (2007) 通過使用二維光譜對點狀核和延展宿主星系的獨特空間分佈進行建模,從而將 AGN 輻射與其宿主星系區分開來。此外,軸上和軸外光譜以及積分場光譜觀測也可用於這種分解 (Wold et al. 2010; Mezcua & Dom´ınguez S´anchez 2020; Riffel et al. 2023)。
與需要額外數據的方法不同,第二類方法僅依賴於一維光譜,並直觀地採用物理模型進行分解。對於 AGN 成分,通常採用冪律連續譜、Fe ii 模板和高斯發射線輪廓。平移和展寬的恆星模板通常用於對宿主星系進行建模。然而,由於解決非線性擬合問題的複雜性和耗時性,側重於宿主星系性質的研究通常通過用冪律表示 AGN 成分來簡化建模 (Canalizo et al. 2012; Jin et al. 2018)。相比之下,強調詳細 AGN 性質的研究可能會簡化宿主星系模板 (Calderone et al. 2017; Lu et al. 2022)。一些研究小組通過逐步擬合 (Matsuoka et al. 2015; Oio et al. 2019) 或馬爾可夫鏈蒙特卡羅 (MCMC) 技術 (Sexton et al. 2021) 採用複雜的 AGN 和宿主星系模板,以避免局部最小值和發散解。這些精確的擬合方法允許同時測量宿主星系和 AGN 的性質。儘管這些模型很複雜,但它們通常需要具有高信噪比 (SNR) 的光譜,通常每個像素高於 15,這遠遠超過了斯隆數字巡天 (SDSS) 類星體在 z = 0.5 處的典型巡天水平(約為 5)。此外,MCMC 的實施需要較長的計算時間才能達到收斂。因此,將這些方法廣泛應用於更大的數據集通常會帶來重大挑戰。
上述列表中包括的 PCA 方法是一種有效的技術,用於大型巡天樣本的光譜分解 (例如,Greene & Ho 2004, 2005; Vanden Berk et al. 2006; Shen et al. 2008; Sun & Shen 2015; Shen et al. 2015)。它採用兩組截斷的 PCA 模板,一組來自類星體樣本,另一組來自星系樣本,以線性方式確定它們的最佳擬合組合。通過利用 PCA 模板將各種輻射的特徵合成為少數幾個具有代表性的特徵光譜 (Yip et al. 2004a,b; Li et al. 2005),該方法避免了對特定局部特徵的依賴,使其特別適用於批量擬合任務。因此,它在廣泛的紅移和光譜信噪比 (SNR) 分佈中都能實現一致的性能。儘管有這些優點,但現有的實現方法並非完全成功,因為只有一部分樣本可以使用這種 PCA 方法成功分解 (例如,Rakshit et al. 2020)。一個主要的限制是 PCA 分解不是一種物理驅動的方法;其縮放參數缺乏直接的物理解釋,偶爾會導致非物理的模型輸出。
失敗結果的技術原因主要源於兩組 PCA 模板的組合。來自不同集合的模板光譜之間的正交性無法得到保證。由於獨立性受損,擬合很容易受到模型簡併性、光譜噪聲過擬合和塵埃消光的影響。因此,最佳擬合模型通常包含不切實際的特徵。為了解決過擬合和簡併性問題,我們提出了一種方法,將先驗信息納入特徵係數分佈中。這種方法確保了第一個特徵光譜在其對應模型中的主導地位,有效地防止了高階特徵光譜的不成比例影響導致的不良擬合結果。這種改進為連續譜測量和後續擬合提供了更合理的分解。我們已將這種做法作為一個模塊納入現有的類星體光譜擬合軟件 PyQSOFit (Guo et al. 2018) 中,並在 §2 中提供了詳細說明。
通過將這種方法應用於 SDSS 第十六次數據發布 (SDSS DR16) 類星體的低紅移 (z¡0.8) 子集,我們編制了一個前所未有的宿主分解類星體光譜目錄。利用無宿主星系影響的單次曝光黑洞質量估計方法 (Shen et al. 2023),我們探討了宿主星系污染對 AGN 性質測量準確性的影響。我們進一步研究了光譜信噪比如何影響測量的可靠性,並評估了由此產生的 MBH −σ⋆關係。
本文的結構如下。§2 描述了該算法。我們在 §2.1 中介紹了線性分解方法的局限性。§2.2 和 §2.3 描述了詳細的機制和基準測試。在 §3 中,我們將我們的方法應用於 SDSS DR16 類星體 (SDSS DR16Q, Lyke et al. 2020) 目錄,並展示了改進後的結果。我們在 §4 中總結了我們的結果。在整篇論文中,我們採用了一個平坦的 ΛCDM 宇宙學模型,其中 ΩΛ = 0.7,Ωm = 0.3,H0 = 70 km s−1 Mpc−1。