Investigating the origin of the bent jet structure of J0121+1149 using KVN and VLBA observations = KVN과 VLBA 관측을 통한 J0121+1149 제트의 휘어진 구조 기원 연구

국문 초록 (Abstract)

초거대 질량 블랙홀은 대부분의 은하 중심에 존재하는 것으로 알려져 있으며, 이들 중 일부는 강력한 상대론적 제트를 분출한다. 이러한 제트는 중심 엔진으로부터 수십 배에 이르는 넓은 거리 범위에 걸쳐 높은 집속성을 유지하는 동시에, 제트 내부에 충격파와 자기유체역학적 불안정을 포함하고, 파섹에서 킬로파섹 규모에 이르기까지 뚜렷한 진행 방향의 변화를 보이기도 한다. 특히 파섹 스케일에서 굽은 모습을 보이는 제트의 경우, 그 형태가 중심 엔진의 기하학적 구조, 제트 내부의 불안정성, 주변 매질과의 상호작용 중 어느 요인에 기인하는지에 대해서는 여전히 명확히 알려져 있지 않다. 더 나아가 이러한 과정들이 제트의 방출 및 장거리에 걸친 전파 메커니즘과 어떻게 연결되어 있는지도 충분히 알려져 있지 않다.
국제천구기준좌표계는 역사적으로 S/X(2/8 GHz) 대역 관측을 통해 선정된 밀집한 보정원(calibrator)들을 기반으로 구축되어 왔다. 그러나 최근 이들 중 일부는 더 높은 주파수(23 GHz)에서 관측할 경우 보다 복잡하고 확장된 구조를 지닐 수 있으며, 이에 더 이상 관측 보정원으로 사용하기에 적합하지 않음이 밝혀진 바 있다. 본 연구에서 다루는 J0121+1149는 이러한 천체 중 하나로, 본 연구에서는 J0121+1149의 휘어진 제트 구조를 정밀하게 규명하고 그 형상을 일으키는 물리적 기작을 알아보고자 한다.
이를 위해 2017년 1월부터 2019년 6월 사이에 관측된 22/43 GHz 다주파수 동시 관측 KVN 자료와 Very Long Baseline Array(VLBA)의 23\,GHz 관측 자료를 사용하였다. 고주파수 자료에 대해 이미징을 수행하고, 베이시안 확률 분포를 기반으로 하는 가우시안 모델 피팅을 적용한 결과, 23 및 43 GHz에서 J0121+1149가 명확한 휘어진 제트 구조를 보임을 확인하였다. 또한 모델 피팅으로 얻은 개별 구성 요소들의 시간에 따른 밝기 변화를 분석한 결과, 제트의 굽은 영역에 위치한 구성 요소이자 상대적으로 제트 하류에 해당하는 C2 영역의 밝기가 2018년 중반에 제트 상류에 위치한 C1 영역보다 밝아지는 것을 발견하였다. 이러한 결과를 토대로 우리는 J0121+1149 제트의 휘어진 구조를 설명하기 위한 다음의 두 가지 가능한 시나리오를 제안한다. (i) 고유 세차 운동을 하는 제트 내부에서 진행하는 이동 충격파(moving shock)가 정지 충격파(standing shock)와 상호작용하는 경우, (ii) 제트가 주변 매질과 상호작용하면서 진행 방향이 굽어지고 하류 제트 영역이 동시에 밝아지는 경우. 한편 J0121+1149 제트의 굽은 구조를 규명하는 과정에서, 지금까지 보고된 바 없던 고주파 영역에서의 J0121+1149 제트 구성 요소들의 운동학적 파라미터를 도출하였으며, 약 30년에 걸친 VLBA 광도 곡선 자료를 이용해 장주기 변동성을 탐색한 결과 이 천체가 약 10.6년 정도의 주기성을 가질 가능성을 확인하였다.
제안한 두 시나리오를 보다 직접적으로 구분하기 위해서는 편광 관측 정보가 필수적이며, 따라서 J0121+1149에 대한 장기, 고분해능, 다주파수, 편광 VLBI 모니터링 관측이 수행된다면, J0121+1149 제트의 방출 및 전파 메커니즘에 대한 물리적 이해를 한층 심화할 수 있을 것으로 기대한다. 이는 궁극적으로 J0121+1149와 유사한 굽은 형태를 지니는 AGN 제트들의 형성과 전파를 지배하는 물리 메커니즘을 제약하는 데에도 중요한 단서를 제공할 수 있을 것이다.

다국어 초록 (Multilingual Abstract)

Supermassive black holes (SMBHs) are now known to reside at the centers of most galaxies, and a fraction of them launch powerful, relativistic jets. These jets remain highly collimated over several orders of magnitude in distance from the central engine, yet they host internal shocks and magnetohydrodynamic instabilities and often exhibit pronounced changes in direction from parsec to kiloparsec scales. In particular, it is still unclear to what extent such bending is driven by the geometry of the central engine (e.g. disk or jet precession, binary SMBHs), by instabilities within the flow, or by interactions with the ambient medium. Moreover, how these processes are linked to jet launching and the maintenance of collimation over large distances remains an open question.
J0121+1149 is one such source, whose jet propagation direction varies markedly from parsec to kiloparsec scales. In this study, we select J0121+1149 as our primary object and investigate its bent-jet structure to constrain the physical mechanisms responsible for its peculiar morphology. We use (quasi-)simultaneous multi-frequency Korean VLBI Network (KVN) observations at 22 and 43 GHz, together with Very Long Baseline Array (VLBA) observations at 23 GHz, obtained between January 2017 and June 2019. We perform high-frequency imaging and Bayesian Gaussian model fitting to the complex visibilities and closure phases. For the KVN 43 GHz data we adopt a three-component model (C1, C2, and C3), and for the VLBA 23 GHz data we use a five-component model (C1a, C1b, C1c, C2, and C3). Both the best-fitting models and the reconstructed images reveal a clearly bent milliarcsecond-scale jet, with the intermediate component C2 located at the bend. The non-zero, structured closure phases provide independent confirmation that the source departs from a simple straight core–jet geometry. By tracking the flux-density evolution of the individual components, we find that in mid-2018 the downstream component C2, located in the bending region, temporarily becomes brighter than the upstream core component C1. Based on these results, we propose two plausible scenarios to explain the bent jet structure of J0121+1149: (i) interaction between a moving shock and a standing shock in a jet undergoing intrinsic precession, and (ii) interaction between the jet and the external medium that deflects and brightens the downstream jet region. In addition to characterizing the bent jet morphology, we derive high-frequency jet kinematic parameters for J0121+1149, which have not previously been reported for this source. We also use a three-decade VLBA flux-density curve to search for long-term variability and find evidence consistent with a possible ~10.6 yr periodicity. To more directly discriminate between the two proposed scenarios, future polarization VLBI observations will be particularly important.
Overall, our results underscore that long-term, high-resolution, multi-frequency, polarization VLBI monitoring of J0121+1149 will be essential for tracing the evolution of its inner jet and for refining the physical picture of its launching and propagation. Such observations will not only clarify the origin of the bending in J0121+1149 but also provide valuable insights on the mechanisms that shape similarly bent AGN jets.

목차 (Table of Contents)

• Contents
• LIST OF FIGURES
• LIST OF TABLES
• ABSTRACT
• 1 Introduction
• 1.1 Active Galactic Nuclei
• 1.1.1 Relativistic jet
• 1.1.2 Jet–host galaxy co-evolution
• 1.2 VLBI
• 1.3 Target source : J0121+1149
• 1.4 Goal of Thesis
• 2 Data description
• 2.1 KVN observations
• 2.2 VLBA observations
• 2.3 Ancillary Data
• 3 Data reductions and analysis
• 3.1 AIPS : data calibration
• 3.2 DIFMAP : imaging
• 3.3 GaMVAs : model fitting
• 4 Results
• 4.1 Morphology of parsec-scale J0121+1149 jet
• 4.2 Three regions in J0121+1149 jet
• 4.2.1 Component identification
• 4.2.2 Positions of the model components
• 4.3 Light curve analysis
• 4.4 Kinematics of jet components
• 5 Discussions
• 5.1 Jet precession combined with moving shock in jet
• 5.1.1 Intrinsic jet motion and periodicity
• 5.1.2 Moving shock in the jet
• 5.2 Interaction of the J0121+1149 jet with ambient medium
• 6 Conclusions
• A Appendices
• A.1 Comparison between simulated and observed KVN images
• ABSTRACT IN KOREAN