[論文レビュー] X-ray observations of powerful AGN outflows - implications for feedback

Ken Pounds|arXiv (Cornell University)|Jul 25, 2013

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用数 7

ひとこと要約

本論文は、AGNにおける高イオン化度で高速な噴流（最大0.1–0.2c）が、ブラックホールから約0.1 pcの距離で星間物質（ISM）に衝撃波を発生させた後、強いコンプトン冷却によって運動エネルギーの大部分を失うことを提案している。重要なかぎり、衝撃波を通過する間に運動量が保存され、これは自然に観測されたM–σ関係を説明する運動量駆動型風メカニズムを支持する。

ABSTRACT

Highly ionised winds with velocities ~ 0.1-0.2c were first detected in X-ray spectra of non-BAL AGN a decade ago. Subsequent observations and archival searches have shown such winds to be a common feature of luminous AGN, increasing the belief that powerful ionised winds have a wider importance in galaxy feedback models. Paradoxically, for the best-quantified high velocity outflow (the luminous Seyfert PG1211+143) the wind appears too powerful to be compatible with the observed stellar bulge and black hole masses, suggesting the energy coupling of wind to bulge gas must be inefficient. A recent XMM-Newton observation of the narrow line Seyfert NGC 4051 offers an explanation of this apparent paradox, finding evidence for the fast ionised wind to lose most of its kinetic energy after shocking against the ISM. Importantly, the wind momentum is maintained through such a shock, supporting the view that a momentum-driven flow provides the critical link between black hole and stellar bulge masses implied by the observed M-sigma relationship.

研究の動機と目的

• 高速なAGN噴流が観測されたブラックホールおよびバルジ質量と整合しないほどエネルギー過剰に見えるというパラドックスを解消すること。
• 強力なイオン化風がブラックホールおよびバルジの成長と同時に維持される物理的メカニズムを調査すること。
• 衝撃波を通過した風における運動量保存が、銀河における観測されたM–σ関係を説明できるかどうかを特定すること。
• コンプトン冷却および2体冷却がAGN噴流の構造とX線スペクトル的特徴に果たす役割を検討すること。
• アーカイブX線データおよび標的観測を用いて、高速でイオン化度の高い風の広がりと物理的性質を評価すること。

提案手法

• NGC 4051の高エネルギー分解能XMM-Newton X線スペクトルを分析し、高速イオン化風の検出と特徴の特定を行う。
• 特にFe K殻およびC VI共鳴リコイル線のX線吸収・放出特徴をモデル化し、風の速度、密度、および密度柱を推定する。
• イオン化パラメータと電子密度を用いた光電離モデルを適用し、観測されたスペクトル特徴を再現し、流れの幾何的形状を制約する。
• 衝撃波による高イオン化で高速な風から、冷却され、密度の高い後続ガスへの遷移を説明する衝撃モデルを適用する。
• コンプトン冷却および2体冷却の冷却率を用いて冷却 timescale を計算し、冷却段階ごとの空間的スケールを特定する。
• 観測されたRRC（共鳴リコイル線）の放射度とモデル予測を比較し、風の覆い率および幾何的形状を制約する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 なぜ速度が約0.1cの強力なAGN噴流が、観測されたブラックホールおよびバルジ質量と整合しないように見えるのか？
• RQ2 このようなエネルギーの高い噴流が、ブラックホールおよびバルジの成長と同時に維持されるための物理的メカニズムは何か？
• RQ3 高速イオン化風が星間物質（ISM）に衝突する際に、その運動エネルギーはどのように散逸するのか？
• RQ4 衝撃波を通過した風における運動量保存が、銀河における観測されたM–σ関係を説明できるか？
• RQ5 コンプトン冷却がAGN噴流のX線スペクトル的特徴に果たす役割は何か？

主な発見

• NGC 4051における高速イオン化風は、ブラックホールから約0.1 pcの距離で衝撃波を発生させ、運動エネルギーの大部分を強いコンプトン冷却によって失う。
• 風の運動量は衝撃波を通過しても保存され、これはM–σ関係への自然なリンクを提供する運動量駆動型噴流メカニズムを支持する。
• 衝撃波後方の流れは急速に冷却され、初期段階ではコンプトン冷却が支配的であり、その後、2体再結合冷却が下流で優勢になる。
• 軟X線バンドにおける観測された吸収特徴は、衝撃波の下流に位置する薄く密度の高い冷却・部分的にイオン化されたガスの層に起因する。
• 約1.5 keVにおけるC VIのRRC放射は、広角風（覆い率～0.5）および電子密度～2×10⁶ cm⁻³と整合的である。
• 風の運動エネルギーはフィードバックを駆動するのに十分であるが、効果的なバルジ制御にはエネルギーの伝達ではなく運動量の伝達が重要であり、エネルギーのパラドックスが解消される。