[論文レビュー] Multiwavelength campaign on Mrk 509 VIII. Location of the X-ray absorber

J. S. Kaastra, R. G. Detmers+15 more|arXiv (Cornell University)|Jan 9, 2012

Astrophysical Phenomena and Observations参考文献 30被引用数 50

ひとこと要約

本研究では、Mrk 509におけるXMM-NewtonおよびSwiftを用いた多波長キャンペーンを用い、時間に依存する光電離モデルを通じてX線吸収ガスの位置を制約した。5つのイオン化度成分（C–E）の変動を分析することで、信頼性の高い距離の上限が得られた。成分Cは70 pc以上、Dは5–33 pc、Eは5 pc以上21–400 pc未満であり、主な遅い噴流は中心ブラックホールに近い場所ではなく、幅広い線領域（NLR）またはタウラスに位置していることが示された。

ABSTRACT

The bright Seyfert 1 galaxy Mrk 509 was monitored by XMM-Newton and other satellites in 2009 to constrain the location of the outflow. We have studied the response of the photoionised gas to changes in the ionising flux produced by the central regions. We used the 5 discrete ionisation components A-E detected in the time-averaged spectrum taken with the RGS. Using the ratio of fluxed EPIC and RGS spectra, we put tight constraints on the variability of the absorbers. Monitoring with the Swift satellite started 6 weeks before the XMM-Newton observations, allowing to use the ionising flux history and to develop a model for the time-dependent photoionisation. Components A and B are too weak for variability studies, but the distance for component A is known from optical imaging of the [O III] line to be ~3 kpc. During the 5 weeks of the XMM-Newton observations we found no evidence of changes in the 3 X-ray dominant ionisation components C-E, despite a huge soft X-ray intensity increase of 60% in the middle of our campaign. This excludes high-density gas close to the black hole. Instead, using our time-dependent modelling, we find low density and derive firm lower limits to the distance of these components. Component D shows evidence for variability on longer time scales, yielding an upper limit to the distance. For component E we derive an upper limit to the distance based on the argument that the thickness of the absorbing layer must be less than its distance to the black hole. Combining these results, at the 90% confidence level, component C has a distance of >70 pc, component D between 5-33 pc, and component E >5 pc but smaller than 21-400 pc, depending upon modelling details. These results are consistent with the upper limits from the HST/COS observations of our campaign and point to an origin of the dominant, slow (v<1000 km/s) outflow components in the NLR or torus-region of Mrk 509.

研究の動機と目的

• セイフェルト1型銀河Mrk 509におけるX線吸収ガスの空間的位置を特定すること。これはAGN噴流物理学の理解に不可欠である。
• 時間分解されたX線およびUV変動を用いることで、光電離モデルにおける密度と距離のデゲネラシーを解消すること。
• 主な遅い噴流（v < 1000 km s⁻¹）が、中心吸着円盤ではなく、幅広い線領域（NLR）またはタウラスから発生するかどうかを検証すること。
• 改善されたモデリングとスペクトル比を用いることで、過去の研究による矛盾する距離推定値を統合すること。
• 複数エポックのデータと時間に依存する光電離モデルを用いて、イオン化度成分C、D、Eの距離について、明確な下限および上限を提示すること。

提案手法

• XMM-Newtonを用いた5週間のモニタリングキャンペーンを実施し、イオン化フラックス履歴の再構築を可能にするために、6週間前にSwift観測を補足した。
• EPIC-pnとRGSスペクトルの比を用いてX線吸収体の変動を隔離し、有効面積キャリブレーションに起因する系統的誤差を最小限に抑えた。
• 時間に依存する光電離モデルを適用し、イオン化フラックスの変化に対するガス成分の応答をシミュレートした。特に、イオン化パラメータ ξ = L/(n r²) を主要な制約条件とした。
• ミタステーブル準位からの密度に敏感な遷移を用いて再結合時間スケールを計算し、Fe xiiに依存する手法によるバイアスを回避した。
• X線変動、UV変動（Kriss et al. 2011より）、幾何的考察（例：成分Eでは厚さ < 距離）の制約を統合し、距離の上限を導出した。
• 2000–2001年および2005–2006年のアーカイブXMM-Newtonデータを用い、長期的変動を評価し、上界距離の上限を精緻化した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 Mrk 509における主なX線吸収成分（C、D、E）の距離は何か。また、中心ブラックホールとどのように関係しているか。
• RQ2 2009年のキャンペーン中に観測された60％の軟X線フラックス上昇を踏まえ、X線変動が吸収ガスの位置を制約できるか。
• RQ3 過去の推定値では、Fe xiiの再結合時間スケールに基づく距離が不切に短い（例：0.5 pc）結果となったが、その原因は何か。また、どのように是正できるか。
• RQ4 観測された変動時間スケールおよびイオン化状態の変化は、中心付近の円盤ではなく、NLRまたはタウラス領域に位置するという仮説を支持するか。
• RQ5 導出された距離の上限は、高速噴流のUV変動（例：Kriss et al. 2011）および光学的[O iii]像像とどのように一致するか。

主な発見

• 成分Cには明確な下限距離 >70 pcが得られ、これは中心エンジンから遠く離れた場所に位置しており、NLRまたはタウラス領域と整合的である。
• 成分Dは、変動時間スケールと長期アーカイブデータとの整合性から、距離範囲5–33 pcに制限された。
• 成分Eは下限距離 >5 pc、上限距離21–400 pc（モデル仮定に依存）であり、上界は吸収体の厚さが距離未満でなければならないという幾何的制約から導出された。
• 過去の推定値における乖離（例：Fe xii再結合から得た0.5 pc）は、Fe xiiがフラックス変化に対して感度が低いため、再結合時間スケールが不自然に長くなり、距離が過小評価される原因となったことが特定された。
• 2005年から2006年にかけての成分DおよびEの変動は、2.5σの変化と一致するが、改善されたモデリングから得られた約15 pcの上界は、幾何的制約による21–400 pcの上界と整合的である。
• すべての距離上限は、UV変動による高速噴流の上限距離250 pc（Kriss et al. 2011）と完全に整合しており、遅い成分と速い成分が異なる起源を持つ多成分噴流シナリオを支持する。