[論文レビュー] Optical Spectroscopy of the ULX-Associated Nebula MF16

P. Abolmasov, S. Fabrika+2 more|ArXiv.org|Sep 2, 2008

Astrophysical Phenomena and Observations参考文献 5被引用数 12

ひとこと要約

本稿は、NGC6946に位置するULX関連ネビュラMF16の光学分光を報告し、衝撃励起とは整合しない高励起線および電離状態を特定した。ネビュラを駆動する強力なEUV源—おそらく超臨界降着円盤またはIMBH—の存在を提案し、CloudyモデリングによりEUV放射率が約10⁴⁰ erg s⁻¹であると示唆された。これはUV光度測定がULXモデルを区別する鍵となることを示している。

ABSTRACT

We present the results of optical panoramic and long-slit spectroscopy of the nebula MF16 associated with the Ultraluminous X-ray Source NGC6946 ULX-1. More than 20 new emission lines are identified in the spectra. Using characteristic line ratios we find the electron density n_e ~ 600cm^{-3}, electron temperature in the range from ~9000K to ~20 000K (for different diagnostic lines) and the total emitting gas mass M ~ 900 Msolar. We also estimate the interstellar extinction towards the nebula as A_V = 1.m54 somewhat higher than the Galactic absorption. Observed line luminosities and ratios appear to be inconsistent with excitation and ionization by shock waves so we propose the central object responsible for powering the nebula. We estimate the parameters of the ionizing source using photon number estimates and Cloudy modelling. Required EUV luminosity ($\sim 10^{40}$\ergl) is high even if compared with the X-ray luminosity. We argue that independently of their physical nature ULXs are likely to be bright UV and EUV sources. It is shown that the UV flux expected in the GALEX spectral range (1000-3000Angstroms) is quite reachable for UV photometry. Measuring the luminosities and spectral slopes in the UV range may help to distinguish between the two most popular ULX models.

研究の動機と目的

• NGC6946におけるULX関連ネビュラMF16の電離および励起機構を調査する。
• 電子密度、温度、ガス質量を含むネビュラ内の物理的状態を特定する。
• 線比および電離放射率の要件を分析することで、中心X線源の性質を評価する。
• IMBHと超臨界降着円盤モデルのULXを区別するためのUVおよびEUV放射の可能性を評価する。
• Cloudy光電離モデリングとZanstra推定を用いて、中心源の電離スペクトルを制約する。

提案手法

• 発光線を検出およびフラックス比を測定するために、MF16の長スリットおよびパノラマ光学分光を実施した。
• 診断用線比（例：[S II]、[O III]、[N II]、[Ar IV]、He II）を用いて電子密度および温度を導出した。
• Hα/Hβ比に再評価された値2.8を用い、星間減光（A_V ≈ 1.54 mag）を推定した。
• Cloudy光電離モデリングを用いて、必要な電離放射率およびスペクトルエネルギー分布（SED）を推定した。
• X線データ、光学線フラックス（He II、He I、H線）、光学対応星（星d）を組み合わせ、X線から光学波長にかけてのSEDを再構築した。
• Zanstra温度推定を用いて、EUV波長域（100–1000 Å）における電離放射率および放射率要件を検証した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 MF16で観測された線スペクトルを駆動する主な励起機構は、衝撃加熱か光電離か？
• RQ2 ネビュラ内の物理的状態（電子密度、温度、ガス質量）は何か？また、異なるイオン間でどのように変化するか？
• RQ3 観測された線強度を説明するには、100–1000 ÅのEUV波長域でどの程度の電離放射率が必要か？
• RQ4 中心源のUVスペクトル勾配は、IMBHモデルと超臨界降着円盤モデルを区別できるか？
• RQ5 中心源の観測SED（X線から光学まで）は、その物理的性質および放射メカニズムをどのように制約するか？

主な発見

• ネビュラMF16の電子密度は、[S II] λ6717,6731線比から570 ± 60 cm⁻³と算出された。
• 電子温度はイオンごとに異なる：T([O III]) = 17,700 ± 1,200 K、T([N II]) = 15,600 ± 2,000 K、T([S II]) = 9,000 ± 1,000 Kであり、複数の温度領域が存在することが示された。
• 全発光水素ガス質量は約900 M☉と推定され、Hα/Hβ = 2.8に基づく星間減光A_V ≈ 1.54 magと一致した。
• 高励起線（He II λ4686、[Ar IV]、Fe III）およびそれらの狭いライン幅（ボルツマン幅≤300 km s⁻¹）は、ネビュラ由来であるが、Wolf-Rayet星由来ではないことを示唆した。
• 線の放射率および線比は、衝撃励起とは整合せず、硬い電離放射源による光電離を示唆した。
• CloudyモデリングおよびZanstra推定により、100–1000 Å波長域で約10⁴⁰ erg s⁻¹の必要なEUV放射率が示された。これは中心源がUV/EUVで超高輝度であることを示している。