[論文レビュー] Multi-Zone warm and cold clumpy absorbers in 3 Seyfert galaxies

Cláudio Ricci, V. Beckmann+2 more|arXiv (Cornell University)|May 10, 2010

Astrophysical Phenomena and Observations参考文献 112被引用数 12

ひとこと要約

本研究では、XMM-Newton、Swift、INTEGRALの多波長データを用いて、UGC 3142、ESO 140-43、ESO 383-18の3つのセイフェルト銀河について、初めて詳細なX線分析を実施した。軟X線過剰は、追加の放射成分ではなく、複雑でクラスタ状の吸収（中性またはイオン化）によって最もよく説明され、特にESO 140-43ではキロ秒スケールの時間で吸収体の覆い率に顕著な変動が見られ、ディスク風または幅広い線領域に関連する動的な移動する吸収体系である可能性が示唆された。

ABSTRACT

We present the first detailed X-ray analysis of three AGN, the Seyfert 1 galaxies UGC 3142 and ESO 140-43, and the Seyfert 2 galaxy ESO 383-18, in order to study the geometry and the physical characteristics of their absorbers. High quality XMM-Newton EPIC and RGS data were analysed, as well as Swift/XRT and BAT and INTEGRAL IBIS/ISGRI data, in order to cover the 0.3--110 keV energy range. For ESO 140-43 also XMM-Newton/OM and Swift/UVOT data were used. We studied the variability of the three AGN on a time-scale of seconds using the EPIC/PN light curves, and the long-term time-scale variability of ESO 140-43 using two observations performed 6 months apart by XMM-Newton. The spectra of the three Seyfert galaxies present a "soft excess'' at energies E < 2 keV above a power-law continuum that can be modeled by complex absorption, without any additional emission component. The X-ray sources in UGC 3142 and ESO 383-18 are absorbed by two layers of neutral material, with covering fractions f_1=0.92 and f_2=0.57 for UGC 3142, and f_1=0.97 and f_2 = 0.86 for ESO 383-18. While the clumpy absorber could be part of a disc wind or of the broad line region for UGC 3142, in the case of ESO 383-18 a clumpy torus plus Compton thin dust lanes are more likely. The spectra of ESO 140-43 can be well fitted using a power law absorbed by three clumpy ionized absorbers with different covering factors, column densities, and ionization parameters, likely part of a moving clumpy system, which might be a disc wind or the broad line region. The strong spectral and flux variability on a time scale of 6 months seen in ESO 140-43 is likely due to changes in the moving absorbers. The variation of the covering factor of one of the three ionized absorbers could be detected, on a kilo-seconds time-scale, in the EPIC light-curve of ESO 140-43.

研究の動機と目的

• 高分解能X線データを用いて、3つのセイフェルト銀河（UGC 3142、ESO 140-43、ESO 383-18）におけるX線吸収体の幾何学的および物理的状態を調査すること。
• 観測された軟X線過剰（E < 2 keV）が発光成分に起因するのか、それとも複雑な吸収に起因するのかを特定すること。
• 特にESO 140-43において、短時間（秒）および長時間（6か月）スケールでのスペクトルおよび放射度の変動を調査すること。
• 部分的覆いの役割とクラスタ状吸収体がX線スペクトルをどのように形作り、変動を説明するのかを検討すること。
• 吸収体の動的挙動（例えば、移動するクラスタ）がAGNで観測されたスペクトル変動を説明できるかどうかを検証すること。

提案手法

• 0.3–110 keVのエネルギー範囲をカバーするため、XMM-Newton EPICおよびRGS、Swift/XRT、BAT、INTEGRAL/IBISの高エネルギーX線データを統合した。
• 複数の部分的覆いの吸収体（中性またはイオン化）によって修正されたパワー・レイト・コンtinuumモデルを用いてスペクトルフィッティングを実施し、吸収量とイオン化パラメータを変化させた。
• EPIC/PNの光度曲線を分析し、特にESO 140-43において、秒からキロ秒スケールでの変動を調査した。
• 6か月間隔の長期間XMM-Newton観測を用いて、ESO 140-43における放射度およびスペクトル変動を評価した。
• XSTAR光電離コードを用いて、吸収体のイオン化状態と吸収量をモデル化した。
• 代替的説明（例：反射ヒューブ、追加の熱的発光）を検証し、データから除外した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 これらのセイフェルト銀河における軟X線過剰は、追加の発光に起因するのか、それとも複雑な吸収に起因するのか？
• RQ2 UGC 3142、ESO 140-43、ESO 383-18における吸収体の幾何学的形状と物理的状態（イオン化度、覆い率）は何か？
• RQ3 ESO 140-43におけるキロ秒スケールのスペクトル変動は、クラスタ状吸収体の覆い率の変化に起因するのか？
• RQ4 本サンプルにおけるセイフェルト1型とセイフェルト2型銀河における吸収体特性の違いは何か？
• RQ5 ESO 383-18およびUGC 3142に顕著な反射ヒューブが観測されないのは、データの感度不足によるのか、それとも固有の源の性質によるのか？

主な発見

• 3つのセイフェルト銀河すべてにおける軟X線過剰（E < 2 keV）は、追加の発光成分ではなく、複雑で部分的覆いの吸収によって最もよく説明される。
• UGC 3142とESO 383-18は、それぞれf1 ≈ 0.92およびf2 ≈ 0.57（UGC 3142）、f1 ≈ 0.97およびf2 ≈ 0.86（ESO 383-18）の覆い率を持つ2層の中性物質によって吸収されている。
• ESO 140-43には、異なる吸収量とイオン化パラメータを持つ3つのクラスタ状でイオン化された吸収体が必要であり、複雑で動的な吸収体系であることが示唆された。
• ESO 140-43における6か月スケールの変動は、主に吸収体の覆い率の変化に起因し、特に最低イオン化度の吸収体の覆い率にキロ秒スケールで検出可能な変化が観測された。
• 3つの銀河すべてで鉄Kα線が検出されたが、ESO 383-18には0.6 keV付近に一時的なOVIII Lyα発光特徴が観測されたが、有意水準が低く確認はされなかった。
• ESO 383-18およびUGC 3142に顕著な反射ヒューブが観測されないのは、IBIS/ISGRIの感度制限とハードX線の変動によるものであり、固有の反射がないことによるものではない。