Simultaneous H alpha and dust reverberation mapping of 3C120: Testing the bowl-shaped torus geometry

At the Universitaetssternwarte Bochum near Cerro Armazones we have monitored the Seyfert-1 galaxy 3C 120 between September 2014 and March 2015 in BVRI and a narrow band filter covering the redshifted H alpha line; in addition we obtained a single con-temporary spectrum with FAST at Mt. Hopkins. Compared to earlier epochs 3C 120 is about a factor of three brighter, allowing us to study the shape of the broad line region (BLR) and the dust torus in a high luminosity phase. The analysis of the light curves yields that the dust echo is rather sharp and symmetric in contrast to the more complex broad H alpha BLR echo. We investigate how far this supports an optically thick bowl-shaped BLR and dust torus geometry as proposed by Kawaguchi & Mori (2010) and Goad et al. (2012). The comparison with several parameterizations of these models supports the following geometry: the BLR clouds lie inside the bowl closely above the bowl rim, up to a half covering angle 0 deg < theta < 40 deg (measured against the equatorial plane). Then the BLR is spread over many isodelay surfaces, yielding a smeared and structured echo as observed. Furthermore, if the BLR clouds shield the bottom of the bowl rim against radiation from the nucleus, the hot dust emission comes essentially from the top edge of the bowl (40 deg < theta < 45 deg). Then, for small inclinations as for 3C120, the top dust edge forms a ring which largely coincides with a narrow range of isodelay surfaces, yielding the observed sharp dust echo. The scale height of the BLR increases with radial distance from the black hole. This leads to luminosity dependent foreshortening effects of the lag. We discuss implications and possible corrections of the foreshortening for the black hole mass determination and consequences for the lag (size) - luminosity relationships and the difference to interferometric torus sizes.Comment: 17 pages, 18 figures, 3 tables, accepted for publication in in section 4. Extragalactic astronomy of Astronomy and Astrophysic

Reverberation Mapping of the Intermediate Mass Nuclear Black Hole in SDSS J114008.71+030711.4

We present the results of a reverberation mapping (RM) campaign on the black hole (BH) associated with the active galactic nucleus (AGN) in SDSS J114008.71+030711.4 (hereafter GH08). This object is selected from a sample of 19 candidate intermediate mass BHs (M_{BH} < 10^{6} Msun) found by Greene & Ho 2004 in the Sloan Digital Sky Survey (SDSS). We used the Hobby-Eberly Telescope to obtain 30 spectra over a period of 178 days in an attempt to resolve the reverberation time lag (tau) between the continuum source and the broad line region (BLR) in order to determine the radius of the BLR (R_{BLR}) in GH08. We measure tau to be 2 days with an upper limit of 6 days. We estimate the AGN luminosity at 5100 Angstroms to be approximately 1.1 x 10^{43} erg s^{-1} after deconvolution from the host galaxy. The most well calibrated R_{BLR}-L relation predicts a time lag which is 4 times larger than what we measure. Using the measured H\beta\ full-width-at-half-maximum of 703 (+/-) 110 km s^{-1} and an upper limit for R_{BLR} = 6 light days, we find M_{BH} < 5.8 x 10^{5} Msun as an upper limit to the BH virial mass in GH08, which implies super-Eddington accretion. Based on our measured M_{BH} we propose that GH08 may be another candidate to add to the very short list of AGNs with M_{BH} < 10^{6} Msun determined using RM.Comment: Accepted for publication in ApJ, 21 pages, 5 figures, 3 table

The large scale surroundings of QSO / Seyfert galaxies in near and cosmological redshifts

Diese Arbeit verfolgt das Ziel, die Eigenschaften von Galaxien in der Umgebung eines Quasars in Abhängigkeit von den Eigenschaften dieses zentralen Quasars zu untersuchen. Zudem sollen die Galaxien in der Umgebung eines Quasars klassifiziert und Korrelationen zwischen den spektralen Eigenschaften der Galaxien analysiert werden. Dazu habe ich ein Sample von 76 552 Quasaren, in einem Rotverschiebungsbereich von 0.03 ≤ z ≤ 6 aus der siebten Data Release des Sloan Digital Sky Survey ausgewählt. Via SDSS-Datenbankabfrage habe ich alle Umgebungsobjekte dieser zentralen Quasare in einem projizierten Winkelabstand von ±1 Mpc um das Zentralobjekt ausgewählt und anschließend die integrierten Linienflüsse all dieser Objekte bestimmt. Zudem habe ich ein Vergleichssample nicht-aktiver Zentralgalaxien und ihrer Nachbarobjekte von insgesamt ca. 0.8 Millionen Objekten untersucht. Bei den Quasaren und ihren Nachbarobjekten habe ich in den Spektren die integrierten Linienflüsse der schmalen Hα- und Hβ-Linie "per Hand" ausgemessen. Dies ist bei 7055 Galaxien bis zu einer Rotverschiebung von z ∼ 0.4 möglich, da ab dann die Hα-Linie aus dem beobachteten Spektralbereich herausfällt. Von diesen 7055 Galaxien habe ich 4405 als Emissionsgalaxien klassifiziert. Diese unterteilen sich in 1082 HII-Regionen, 288 LINERs und 3035 Seyfertgalaxien. Ich konnte zeigen, dass sich bei den 4405 Emissionsgalaxien das Balmerdekrement (Hα/Hβ) mit steigender Rotverschiebung verringert. Auch der integrierte Linienfluss des FeII λ5169-5325-Bereichs nimmt mit steigender Rotverschiebung ab. Die relative Stärke der verbotenen Linien nimmt mit steigender Kontinuumsleuchtkraft LF5100 bei HII-Regionen ab, aber bei den LINERs und Seyfertgalaxien zu. Ich habe folgende Eigenschaften der Quasarumgebung ermittelt: In der direkten Umgebung (bis 0.1 Mpc Entfernung) von aktiven Zentralgalaxien befinden sich über 50% mehr Objekte als in der Umgebung von nicht-aktiven Zentralgalaxien. Leuchtstarke Quasare besitzen, bis zu einer Entfernung von 0.1 Mpc, 50 % mehr Objekte in ihrer Nachbarschaft als leuchtschwächere Quasare. Mit steigender Entfernung vom aktiven Zentralobjekt nehmen die Hα- und Hβ-Linienleuchtkräfte der als Seyfertgalaxien, LINERs und HII-Regionen klassifizierten Nachbargalaxien ab. Der prozentuale Anteil der Seyfertgalaxien an den Nachbarobjekten nimmt mit steigender Rotverschiebung (bis z = 0.265) zu und der Anteil der HII-Regionen an den Nachbarobjekten nimmt ab. Je höher die Hα- und [OIII] λ5007-Linienleuchtkraft des Zentralobjekts ist, um so weniger Nachbarobjekte besitzt das Zentralobjekt. Besonders bei zentralen Seyfert-1-Galaxien bewirken hohe [OIII] λ5007-Linienleuchtkräfte eine starke Abnahme der Anzahl der Nachbarobjekte