[논문 리뷰] The variable X-ray spectrum of Markarian 766 - I. Principal components analysis

L. Miller, T. J. Turner외 4명|ArXiv.org|2006. 11. 21.

Astrophysical Phenomena and Observations참고 문헌 52인용 수 71

한 줄 요약

이 연구는 긴 XMM-Newton 관측을 통해 Mrk 766이라는 협소선 세이퍼트 1은하계의 복잡한 X선 스펙트럼 변화를 분해하기 위해 주성분 분석(PCA)을 사용한다. 주로 기울기 있는 파wer-레인지 스펙트럼과 이온화된 Fe Kα 방출선(약 100 중력반경에서)을 보이는 지배적인 변동성 성분과, 강한 Fe K 에지와 약한 Fe Kα 방출선을 보이는 딱딱하고 거의 변화가 없는 성분을 식별한다. 이는 이온화된 반사 또는 풍이나 확장된 영역에서의 흡수를 시사한다.

ABSTRACT

Aims: We analyse a long XMM-Newton spectrum of the narrow-line Seyfert 1 galaxy Mrk 766, using the marked spectral variability on timescales >20ks to separate components in the X-ray spectrum. Methods: Principal components analysis is used to identify distinct emission components in the X-ray spectrum, possible alternative physical models for those components are then compared statistically. Results: The source spectral variability is well-explained by additive variations, with smaller extra contributions most likely arising from variable absorption. The principal varying component, eigenvector one, is found to have a steep (photon index 2.4) power-law shape, affected by a low column of ionised absorption that leads to the appearance of a soft excess. Eigenvector one varies by a factor 10 in amplitude on time-scales of days and appears to have broad ionised Fe K-alpha emission associated with it: the width of the ionised line is consistent with an origin at about 100 gravitational radii. There is also a strong component of near-constant emission that dominates in the low state, whose spectrum is extremely hard above 1 keV, with a soft excess at lower energies, and with a strong edge at Fe K but remarkably little Fe K-alpha emission. Although this component may be explained as relativistically-blurred reflection from the inner accretion disc, we suggest that its spectrum and lack of variability may alternatively be explained as either (i) ionised reflection from an extended region, possibly a disc wind, or (ii) a signature of absorption by a disc wind with a variable covering fraction. Absorption features in the low state may indicate the presence of an outflow.

연구 동기 및 목표

• 스펙트럼 변화를 이용해 Mrk 766의 물리적으로 구별되는 방출 및 흡수 성분을 분리한다.
• 20 ks 이상의 시간스케일에서의 스펙트럼 변화가 별개의 스펙트럼 성분에서의 덧셈적 변화로 설명될 수 있는지 확인한다.
• 강한 Fe K 에지와 약한 Fe Kα 방출선을 보이는 딱딱하고 변화가 없는 성분의 기원을 조사한다.
• 관측된 스펙트럼 특징, 특히 6.9 keV 및 7.2 keV에서의 흡수선이 분출 또는 변화가 있는 흡수를 나타내는지 평가한다.
• 상대론적 반사와 이온화된 흡수/바람을 대체하는 물리적 모델—주로 지배적인 스펙트럼 성분에 대해 평가한다.

제안 방법

• 장기적인 XMM-Newton 관측에서의 시간해상 스펙트럼에 주성분 분석(PCA)을 적용한다.
• PCA는 스펙트럼 변화를 정규직교 성분으로 분해하며, 제1고유벡터는 지배적인 시간 변화 성분을 나타낸다.
• 이 방법은 덧셈적 변화를 가정하며, 변동성이 있는 성분과 거의 일정한 기저 성분으로 분리한다.
• 통계적 비교를 통해 PCA 모델이 관측된 스펙트럼 변화에 잘 맞는지 평가한다.
• 유도된 성분 스펙트럼에 대해 대안 물리 모델—상대론적으로 흐릿한 반사, 확장된 영역에서의 이온화 반사, 가변 커버링 분율 흡수—를 적합시킨다.
• 관측된 Fe K 에지의 구조와 6.9 keV 및 7.2 keV에서의 이산 흡수선을 고려한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 20 ks 이상의 시간스케일에서 Mrk 766의 스펙트럼 변화가 별개의 스펙트럼 성분에서의 덧셈적 변화로 설명될 수 있는가?
• RQ2 강한 Fe K 에지와 약한 Fe Kα 방출선을 보이는 딱딱하고 변화가 없는 성분의 물리적 기원은 무엇인가?
• RQ3 이온화된 Fe Kα 방출선은 어디에서 생성되며, 그 변화는 방출 영역의 기하학적 구조와 위치에 대해 어떤 의미를 갖는가?
• RQ4 관측된 6.9 keV 및 7.2 keV에서의 흡수선은 고속 분출을 나타내는가? 만약 그렇다면 이의 이온화 상태와 속도는 무엇인가?
• RQ5 스펙트럼 변화는 가변 커버링 분율의 이온화 흡수로 설명될 수 있으며, 이는 약 100 중력반경에서 바람 기원을 시사하는가?

주요 결과

• Mrk 766의 스펙트럼 변화는 덧셈적 변화에 의해 잘 설명되며, 주요 변화 성분(제1고유벡터)은 광자 지수 2.4와 저밀도 이온화 흡수에 기인한 연장된 연장성 성분을 포함한다.
• 제1고유벡터에서 변동성이 있는 이온화된 Fe Kα 방출선이 관측되었으며, 이는 약 100 중력반경에서 기인한 것으로 추정되며, 이는 디스크 기울기 약 ~30°를 가정할 때 일관된다.
• 거의 일정한 기저 성분은 1 keV 이상에서 딱딱한 스펙트럼, 뚜렷한 Fe K 에지, 그리고 약한 Fe Kα 방출선을 보이며, 이는 이온화된 반사 또는 흡수를 시사한다.
• 기저 성분에서 강한 Fe Kα 방출선이 없는 것은 확장되고 고도로 이온화된 영역(로그 ξ ~ 2–3 또는 >4)에서의 산란 및 흡수 또는 가변 커버링 분율을 가진 뜨겁고 밀도가 높은 바람 때문일 수 있다.
• 6.9 keV 및 7.2 keV에서의 이산 흡수선이 관측되었으며, 이는 일반적으로 저조도 상태에서 발생했을 가능성이 높으며, 이는 약 13,000 km s⁻¹의 고속 분출(로그 ξ ~ 4)에서 기인했을 수 있으며, 디스크 바람 모델과 일치한다.
• 변화 시간스케일은 흡수 또는 반사 물질이 약 100 중력반경에 위치해 있음을 시사하며, 이는 디스크 바람 또는 가변 커버링 분율 모델을 지지하며, 가능성이 클러스터로 이루어져 있을 수 있다.