[논문 리뷰] The Suzaku X-ray spectrum of NGC 3147. Further insights on the best "true" Seyfert 2 galaxy candidate

G. Matt, S. Bianchi외 3명|arXiv (Cornell University)|2012. 04. 04.

Astrophysical Phenomena and Observations참고 문헌 35인용 수 10

한 줄 요약

이 연구는 '진정한' Seyfert 2은 갈색성운 NGC 3147의 150 ks Suzaku 관측을 분석하여 복잡한 철 K선 방출의 기원을 조사하고 Compton-두꺼운 가설을 시험한다. 데이터는 약 6.45 keV와 7 keV에서 강력하고 해석되지 않은 Fe K선 복합체를 드러내며, 이는 Compton-두꺼운 상황에서 극도로 이온화된 반사체에 의해 가장 잘 설명된다. 그러나 극도로 높은 철 농도 또는 매우 뜨거운 플라즈마도 배제할 수 없다. 복사 강도의 변동성은 부근 크기의 방출 영역을 시사하지만, '진정한' Seyfert 2 성질이 가장 가능성이 높다.

ABSTRACT

NGC 3147 is so far the most convincing case of a "true" Seyfert 2 galaxy, i.e. a source genuinely lacking the Broad Line Regions. We obtained a Suzaku observation with the double aim to study in more detail the iron line complex, and to check the Compton-thick hypothesis for the lack of observed optical broad lines. The Suzaku XIS and HXD/PIN spectra of the source were analysed in detail. The line complex is composed of at least two unresolved lines, one at about 6.45 keV and the other one at about 7 keV, most likely identified with Fe XVII/XIX, the former, and Fe XXVI, the latter. The high-ionization line can originate either in a photoionized matter or in an optically thin thermal plasma. In the latter case, an unusually high temperature is implied. In the photoionized model case, the large equivalent width can be explained either by an extreme iron overabundance or by assuming that the source is Compton-thick. In the Compton-thick hypothesis, however, the emission above 2 keV is mostly due to a highly ionized reflector, contrary to what is usually found in Compton-thick Seyfert 2s, where reflection from low ionized matter dominates. Moreover, the source flux varied between the XMM-Newton and the Suzaku observations, taken 3.5 years apart, confirming previous findings and indicating that the size of the emitting region must be smaller than a parsec. The hard X-ray spectrum is also inconclusive on the Compton-thick hypothesis. Weighting the various arguments, a "true" Seyfert 2 nature of NGC 3147 seems to be still the most likely explanation, even if the "highly ionized reflector" Compton-thick hypothesis cannot at present be formally rejected.

연구 동기 및 목표

• 고해상도 X선 데이터를 사용하여 NGC 3147의 복잡한 철 K선 방출의 성격을 조사하기.
• 넓은 광학선이 없는 이유를 설명하는 데 Compton-두꺼운 가설을 시험하기.
• 넓은 광학선이 없는 것이 내재된 브로드 라인 영역의 부재(진정한 Seyfert 2)인지 두꺼운 투과 차단체에 의한 은폐인지를 판단하기.
• X선 방출의 변동성을 평가하고 방출 영역의 크기를 추론하기.
• 경쟁 모델을 구분하기: Compton-두꺼운 반사, 극도로 높은 철 농도, 매우 뜨거운 플라즈마 방출.

제안 방법

• XIS 및 HXD/PIN 장치를 사용하여 동시에 연속적인 연한 및 딱딱한 X선 스펙트럼을 확보하기 위해 150 ks Suzaku 관측을 수행하였다.
• XSPEC를 사용하여 XIS(0.5–10 keV) 및 HXD/PIN(15–100 keV) 스펙트럼을 분석하였으며, 파wr-라인 모델, 좁은 방출선, 반사 성분을 포함하였다.
• 조절된 비X선 배경(NXB) 파일과 천체적 X선 배경(CXB) 모델링을 사용하여 표준 배경 제거를 적용하였다.
• XMM-Newton 관측(3.5년 전)과의 비교를 통해 복사 강도의 변동성을 평가하였다.
• 고도로 이온화된 물질에서의 반사 모델링을 통해 Compton-두꺼운 가설을 시험하였으며, Swift-BAT 및 BeppoSAX 상한선과의 복사 강도 비율을 비교하였다.
• 모델 향상과 모델 매개변수의 신뢰수준 평가를 위해 F-검정 및 ∆χ² 통계량을 사용하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 NGC 3147의 복잡한 철 K선 방출은 Compton-두꺼운 상황에서 극도로 이온화된 반사체에 의해 가장 잘 설명되는가?
• RQ2 관측된 넓은 광학선 부재는 내재된 브로드 라인 영역 부재(진정한 Seyfert 2)에 의한 것이며, 은폐에 의한 것이 아닌가?
• RQ3 XMM-Newton와 Suzaku 관측 간의 복사 강도 변동성은 X선 방출 영역의 크기에 대해 어떤 의미를 갖는가?
• RQ4 PIN 스펙트럼에서의 딱딱은 X선 복사 강도 과잉은 Compton-두꺼운 소스와 일치하는가, 아니면 배경 체계 오차에 기인한 것인가?
• RQ5 기타 모델—예를 들어 극도로 높은 철 농도 또는 매우 뜨거운 플라즈마—는 관측된 스펙트럼 특징을 설명할 수 있는가?

주요 결과

• 철 K선 복합체는 약 6.45 keV(일반적으로 Fe XVII/XIX로 추정됨)와 7.0 keV(일반적으로 Fe XXVI로 추정됨)에서 해석되지 않은 두 개의 선으로 구성되어 있다.
• 약 7 keV에서의 고도로 이온화된 선은 극도로 이온화된 반사체에 의해 가장 잘 설명되며, 반사 성분이 2 keV 이상에서 지배적임을 보여, 일반적인 Compton-두꺼운 Seyfert 2은하와는 다름.
• 2-10 keV 대비 20-100 keV 복사 강도 비율은 Compton-희박한 소스에 더 가깝지만, 배경 불확실성을 고려할 경우 Swift-BAT 및 BeppoSAX 상한선과는 약간 일치함.
• XMM-Newton(2006)와 Suzaku(2010) 관측 간의 복사 강도 변동성은 소스 크기가 일 광년 이하임을 시사함.
• 15-100 keV 복사 강도는 1.2×10⁻¹¹ erg cm⁻² s⁻¹이며, 배경이 3.5% 더 높을 경우 Swift-BAT 상한선 4×10⁻¹² erg cm⁻² s⁻¹와 일치함.
• Compton-두꺼운 고도로 이온화된 반사체 모델은 타당하지만, 모든 증거를 종합할 때 '진정한' Seyfert 2 성질이 가장 가능성이 높다.