[論文レビュー] Interpretation of the emission line spectra of Seyfert 2 galaxies by multi-component photoionization models

S. Komossa, Hartmut Schulz|arXiv (Cornell University)|Jan 1, 1997

Astronomy and Astrophysical Research参考文献 2被引用数 6

ひとこと要約

本稿では、セイファート2型銀河の幅線領域（NLR）における密度非均一性を考慮した多成分光電離モデルを提示し、UVからNIRにかけての発光線スペクトル（特に難解な高イオン化線および[SIII]線を含む）を成功裏に再現した。主な結果として、太陽系外の金属量と可変なスペクトルエネルギー分布（SED）—特に高温の黒体成分を含む—が一貫した適合を提供し、[OIII]4363/5007比における長年の「温度問題」を解消した。

ABSTRACT

We present multi-component photoionization models allowing for local density inhomogeneities in the NLR to interpret the emission line spectra of Seyfert 2 galaxies. This approach leads to a successful match of a large set of line intensities from the UV to the NIR. In particular, the hitherto elusive NIR features [SIII]9062+9531 as well as high-ionization lines like [FeVII] are consistently fitted. The predictions of CIII] and CIV are considerably improved. From the detailed analysis of single-component photoionization models we derive the minimal radial extent of the NLR and the necessary span in density. Furthermore, we determine constraints on suggestions made about the role of matter-bounded clouds, and on proposed explanations for large [OIII]4363/5007 ratios (the so-called `temperature problem'), and assess the usability of some emission-line ratios as indicators of the ionization parameter. We find that a systematic variation of the cloud column densities in a population of matter-bounded clouds is inconsistent with the trends and correlations exhibited by the emission lines in the diagnostic diagrams. Concerning the temperature problem, the only possibility that leads to an overall consistency with the strengths of all other observed emission lines is subsolar metal abundances (as compared to e.g. the presence of dust, the existence of a high-density component, or matter-bounded clouds). In addition, the consequences of the presence of (Galactic-ISM-like) dust internal to the clouds were investigated. These models alleviate the [OIII]-ratio problem but did not lead to overall consistent fits. In our final model series, the NLR is composed of a mixture of metal-depleted (0.5 x solar) clouds with a radius-independent range in densities (10^2 to 10^5 cm^-3) distributed over a range of distances from the nucleus (galactocentric radii from at least $\\sim$ 10^{20} cm to 10^{21.5} cm, for $Q_{tot} = 10^{54}$ s^{-1}). In order to encompass the observed range of each line intensity relative to H$\\beta$, it turns out to be necessary to vary the spectral energy distribution incident on the clouds, qualitatively confirming the findings of Ho et al. (1993). We found a successful continuum sequence by adding an increasing contribution of a hot black body ($T \\approx 200000$ K) to a steep powerlaw ($\\alpha_{uv-x} \\approx -2$). These continua imply that low and high-excitation objects differ in the strength but not in the basic shape of the EUV bump.

研究の動機と目的

• セイファート2型銀河の発光線スペクトルにおける不一致、特に高[OIII]4363/5007比に関連する『温度問題』を解消すること。
• 物質閉じ込め型雲および雲内に存在するダストが観測された線比を説明できるかを検証すること。
• 光電離モデルを用いてNLRの半径的広がりと密度構造を特定すること。
• 複雑なNLR環境下における発光線比がイオン化パラメータの指標として信頼できるかを評価すること。
• 従来の単一成分モデルでうまく再現できなかったCIII]およびCIV線の予測を改善すること。

提案手法

• NLRにおける局所的密度非均一性を含む多成分光電離モデルを用い、発光線スペクトルをシミュレートする。
• 全電離放射出力Q_tot = 10⁵⁴ s⁻¹の下で、雲の密度（10²–10⁵ cm⁻³）と銀河中心からの半径（≥10²⁰ cm から 10²¹.⁵ cm）を変化させる。
• 雲に当たるスペクトルエネルギー分布（SED）を変化させ、急勾配の力法則（α_UV-X ≈ -2）に加えて高温の黒体（T ≈ 200,000 K）成分を導入する。
• 雲内に存在するダスト（銀河系ISMに類似）の影響を評価し、線比に与える影響を検証する。
• UVから近赤外（NIR）までの観測線強度（[SIII]9062+9531および[FeVII]を含む）とモデル予測を比較する。
• モデルの傾向が診断図および発光線行動の観測的相関と整合するかを評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 密度非均一構造を有する多成分光電離モデルは、セイファート2型銀河における観測された全範囲の発光線（高イオン化線およびNIR特徴線を含む）を再現できるか？
• RQ2 『温度問題』を解消するために必要な物理的条件（金属量、雲の幾何構造、SEDなど）は何か？
• RQ3 物質閉じ込め型雲の集団において、雲の密度に系統的変化が見られるのは、観測された発光線傾向と整合的か？
• RQ4 雲内に存在するダスト粒子は観測された線比にどのように影響を与え、[OIII]比の不一致を解消できるか？
• RQ5 単一成分モデルと比較して、多成分モデルを用いることでCIII]およびCIV線の予測はどの程度改善されるか？

主な発見

• 太陽系外の金属量（0.5×太陽）が、[OIII]4363/5007比を含むすべての観測された発光線を一貫して再現できる唯一の説明である。
• 10²から10⁵ cm⁻³の密度を有する金属量が低下した（0.5×太陽）雲が、10²⁰から10²¹.⁵ cmの銀河中心からの半径にわたり分布することで、一貫したNLR構造が得られる。
• 急勾配の力法則（α_UV-X ≈ -2）に加えて、高温の黒体成分（T ≈ 200,000 K）を含むSEDが、UVからNIRにかけての観測線強度を一致させるために不可欠である。
• 物質閉じ込め型雲の集団において、雲の密度に系統的変化があることは、観測された発光線傾向および相関と整合しない。
• 雲内に存在するダスト（銀河系ISMに類似）は[OIII]比の問題を緩和するが、全発光線に対して一貫した適合を生じさせはしない。
• モデルは、低励起および高励起セイファート2型銀河の主な相違点が、EUV連続スペクトルの「強度」にあり、「形状」ではないことを確認した。