[논문 리뷰] Simultaneous XMM-Newton and HST-COS observation of 1H0419-577: the absorbing and emitting ionized gas

Laura Di Gesu, E. Costantini외 8명|VTechWorks (Virginia Tech)|2013. 05. 27.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 58인용 수 10

한 줄 요약

이 연구는 은하 1H0419-577의 은하핵 활성은하자(Seyfert 1.5)에서 XMM-Newton와 HST-COS를 동시에 관측한 결과를 분석하여 이온화된 기체의 날개를 조사한다. 낮은 이온화도를 가진 따뜻한 투명체가 ~kpc 규모에서 관측되었으며, 이는 좁은 선 영역과는 다릅니다. X선과 자외선 방출선은 서로 다른 계층적인 기체 상황에서 기인하며, 이는 X선 방출체가 초거대 블랙홀에 더 가까이 위치한 기하학적 계층화된 NLR를 시사합니다.

ABSTRACT

In this paper we analyze the X-ray, UV and optical data of the Seyfert 1.5 galaxy 1H0419-577, with the aim of detecting and studying an ionized-gas outflow. The source was observed simultaneously in the X-rays with XMM and in the UV with HST-COS. Optical data were also acquired with the XMM Optical Monitor. We detected a thin, lowly ionized warm absorber (log xi ~ 0.03, log NH ~19.9 cm^-2) in the X-ray spectrum, consistent to be produced by the same outflow already detected in the UV. Provided the gas density estimated in the UV, the outflow is consistent to be located in the host galaxy, at ~ kpc scale. Narrow emission lines were detected in the X-rays, in the UV and also in the optical spectrum. A single photoionized-gas model cannot account for all the narrow lines emission, indicating that the narrow line region is probably a stratified environment, differing in density and ionization. X-ray lines are unambiguously produced in a more highly ionized gas phase than the one emitting the UV lines. The analysis suggests also that the X-ray emitter may be just a deeper portion of the same gas layer producing the UV lines. Optical lines are probably produced in another, disconnected gas system. The different ionization condition, and the ~ pc scale location suggested by the line width for the narrow lines emitters, argue against a connection between the warm absorber and the narrow line region in this source.

연구 동기 및 목표

• 다중파장 스펙트로스코피를 이용하여 AGN 1H0419-577의 이온화 기체의 물리적 조건과 공간 분포를 조사하기 위해.
• X선 따뜻한 투명체와 좁은 선 영역이 물리적으로 연결되어 있는지 확인하기 위해.
• 선 너비와 이온화 파rameter를 이용하여 방출 기체의 위치와 이온화 구조를 제약하기 위해.
• 관측된 X선, 자외선, 가시광선 방출선을 설명할 수 있는 단일 광이온화 기체 모델이 존재하는지 테스트하기 위해.
• 유동의 운동 에너지 빛의 세기와 AGN의 전체 빛의 세기 비율을 평가하여 AGN 피드백에서의 역할을 평가하기 위해.

제안 방법

• 이온화 기체 스펙트럼 전반에 걸친 흡수 및 방출 특징을 연구하기 위해 X선(XMM-Newton RGS) 및 자외선(HST-COS) 스펙트럼을 동시에 확보하였다.
• 흡수 및 방출 기체 상황의 이온화 상태, 밀도, 열량 밀도를 해석하기 위해 광이온화 모델링을 사용하였다.
• 기본원천으로부터의 거리를 추정하기 위해 이온화 파rameter 공식 $\xi = L_{\rm ion}/(nR^2)$을 적용하였다.
• 자기력에 의한 속도 분포 관계 $v_{\rm FWHM} = \sqrt{4GM/(3R)}$를 이용하여 좁은 선 영역의 반경 거리를 추정하였다.
• 기체 성분 간의 공간적 및 물리적 관계를 추론하기 위해 X선 및 자외선 방출선의 선 너비와 이온화 파ram터를 비교하였다.
• 공통의 기원 또는 계층적 기하학을 테스트하기 위해 X선 및 자외선 방출체의 커버링 요소와 열량 밀도를 평가하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 1H0419-577의 X선 따뜻한 투명체는 좁은 선 영역과 물리적으로 연결되어 있는가?
• RQ2 X선 및 자외선 방출선 기체의 이온화 상태와 공간적 위치는 무엇인가?
• RQ3 단일 광이온화 기체 모델이 관측된 X선, 자외선, 가시광선 좁은 방출선을 설명할 수 있는가?
• RQ4 유동의 운동 에너지 빛의 세기는 얼마이며, AGN 피드백에 있어 의미 있는가?
• RQ5 X선 방출체는 자외선 선을 방출하는 동일한 기체의 더 깊고 더 높은 이온화도의 층인가?

주요 결과

• X선 스펙트럼에서 $\log\xi \approx 0.03$ 및 $\log N_{\rm H} \approx 19.9$ cm$^{-2}$를 가지는 낮은 이온화도의 따뜻한 투명체가 관측되었으며, 이는 자외선에서도 관측된 동일한 기체 유동 상황과 일치한다.
• 따뜻한 투명체는 중심원천으로부터 $R \gtrsim 4$ kpc 거리에 위치해 있어 은하 규모의 기체 유동임을 시사한다.
• 유동의 운동 에너지 빛의 세기는 AGN 전체 빛의 세기의 $< 10^{-2}$% 이며, 이는 주요 피드백 메커니즘이 아니라는 것을 시사한다.
• X선 방출선은 자외선 선보다 더 높은 이온화도 기체 상황에서 기인한다($\log\xi_{\rm X} \approx 1.44$ 대비 $\log\xi_{\rm UV} \approx 0.48$), 이는 서로 다른 이온화 조건을 의미한다.
• X선 및 자외선 방출체는 약 pc 규모의 단일 계층 기체 층의 일부일 가능성이 높으며, X선 방출체는 초거대 블랙홀에 더 가까이 위치해 있다($R^{\rm em}_{\rm X} \approx 0.3-1.0$ pc) 반면 자외선 방출체는 $R^{\rm em}_{\rm UV} \approx 1-3$ pc 거리에 있다.
• 가시광선 방출선은 그들의 이온화 및 운동학적 성질이 다름으로써 별개의 분리된 기체 시스템에서 기인할 가능성이 높다.