[논문 리뷰] Multi-Zone warm and cold clumpy absorbers in 3 Seyfert galaxies

Cláudio Ricci, V. Beckmann외 2명|arXiv (Cornell University)|2010. 05. 10.

Astrophysical Phenomena and Observations참고 문헌 112인용 수 12

한 줄 요약

이 연구는 XMM-Newton, Swift, INTEGRAL 다중 파장 데이터를 사용하여 세 개의 세이프트 은하(UGC 3142, ESO 140-43, ESO 383-18)에 대한 첫 번째 세밀한 X선 분석을 제시한다. 이는 이들 천체에서 관측된 연한 X선 초과 성분이 추가 방출 성분보다는 복잡한 덩어리진 투과성 흡수(중성 또는 이온화 상태)에 의해 가장 잘 설명된다는 것을 보여주며, ESO 140-43는 킬로초 단위 시간스케일에서 투과율 요인의 강한 변동성을 보이며, 이는 디스크 풍이나 넓은 선 영역과 관련된 역동적이고 움직이는 흡수체 시스템임을 시사한다.

ABSTRACT

We present the first detailed X-ray analysis of three AGN, the Seyfert 1 galaxies UGC 3142 and ESO 140-43, and the Seyfert 2 galaxy ESO 383-18, in order to study the geometry and the physical characteristics of their absorbers. High quality XMM-Newton EPIC and RGS data were analysed, as well as Swift/XRT and BAT and INTEGRAL IBIS/ISGRI data, in order to cover the 0.3--110 keV energy range. For ESO 140-43 also XMM-Newton/OM and Swift/UVOT data were used. We studied the variability of the three AGN on a time-scale of seconds using the EPIC/PN light curves, and the long-term time-scale variability of ESO 140-43 using two observations performed 6 months apart by XMM-Newton. The spectra of the three Seyfert galaxies present a "soft excess'' at energies E < 2 keV above a power-law continuum that can be modeled by complex absorption, without any additional emission component. The X-ray sources in UGC 3142 and ESO 383-18 are absorbed by two layers of neutral material, with covering fractions f_1=0.92 and f_2=0.57 for UGC 3142, and f_1=0.97 and f_2 = 0.86 for ESO 383-18. While the clumpy absorber could be part of a disc wind or of the broad line region for UGC 3142, in the case of ESO 383-18 a clumpy torus plus Compton thin dust lanes are more likely. The spectra of ESO 140-43 can be well fitted using a power law absorbed by three clumpy ionized absorbers with different covering factors, column densities, and ionization parameters, likely part of a moving clumpy system, which might be a disc wind or the broad line region. The strong spectral and flux variability on a time scale of 6 months seen in ESO 140-43 is likely due to changes in the moving absorbers. The variation of the covering factor of one of the three ionized absorbers could be detected, on a kilo-seconds time-scale, in the EPIC light-curve of ESO 140-43.

연구 동기 및 목표

• 세 개의 세이프트 은하(UGC 3142, ESO 140-43, ESO 383-18)의 X선 흡수체 기하학적 구조와 물리적 조건을 고해상도 X선 데이터를 사용하여 조사하는 것.
• 관측된 연한 X선 초과 성분(E < 2 keV)이 방출 성분인지 복잡한 흡수에 기인한 것인지 규명하는 것.
• 특히 ESO 140-43에서 초단위(초) 및 장기(6개월) 스케일에서의 스펙트럼 및 광도 변동성을 조사하는 것.
• 부분 투과성 및 덩어리진 흡수체가 X선 스펙트럼 형성과 변동성 설명에 미치는 역할 평가하기.
• 흡수체의 역학(예: 움직이는 덩어리)이 AGN에서 관측된 스펙트럼 변동성에 기여할 수 있는지 테스트하는 것.

제안 방법

• 0.3–110 keV 에너지 범위를 커버하기 위해 XMM-Newton EPIC 및 RGS, Swift/XRT, BAT, INTEGRAL/IBIS의 고에너지 X선 데이터를 통합 분석.
• 다중 부분 투과성 흡수체(중성 또는 이온화 상태)를 포함한 파wer 레인지 연속체 모델을 사용하여 스펙트럼 피팅을 수행하며, 각각의 열량 밀도와 이온화도 파rameter를 다양하게 설정.
• EPIC/PN의 광도 곡선 분석을 통해 ESO 140-43에서 초에서 킬로초 스케일의 변동성 연구.
• 6개월 간격의 장기 XMM-Newton 관측 데이터를 활용하여 ESO 140-43의 광도 및 스펙트럼 변동성 평가.
• 흡수체의 이온화 상태 및 열량 밀도를 모델링하기 위해 XSTAR 광이온화 코드 적용.
• 반사 허브 또는 추가적인 열 방출 성분과 같은 경쟁 모델을 데이터와 비교하여 연한 초과 성분에 대한 대안적 설명을 배제하는 것.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 이 세이프트 은하에서 연한 X선 초과 성분은 추가적인 방출 성분 때문이 아니라, 복잡한 흡수에 기인한 것인가?
• RQ2 UGC 3142, ESO 140-43, ESO 383-18의 흡수체 기하학적 구조와 물리적 상태(이온화도, 투과율 비율)는 어떠한가?
• RQ3 ESO 140-43에서 관측된 킬로초 스케일의 스펙트럼 변동성은 덩어리진 흡수체의 투과율 비율 변화에 기인한 것인가?
• RQ4 이 샘플 내에서 세이프트 1형과 세이프트 2형 은하 간의 흡수체 특성에는 어떤 차이가 있는가?
• RQ5 ESO 383-18과 UGC 3142에서 감지되지 않는 반사 허브의 원인은 데이터 한계인지 본질적인 소스 특성인가?

주요 결과

• 세 개의 세이프트 은하에서 모두 관측된 연한 X선 초과 성분(E < 2 keV)은 추가적인 방출 성분보다는 복잡한 부분 투과성 흡수에 의해 가장 잘 설명된다.
• UGC 3142와 ESO 383-18는 각각 f1 ≈ 0.92 및 f2 ≈ 0.57(UGC 3142), f1 ≈ 0.97 및 f2 ≈ 0.86(ESO 383-18)의 투과율 비율을 가진 두 층의 중성 물질에 의해 흡수된다.
• ESO 140-43는 열량 밀도와 이온화도가 상이한 세 개의 덩어리진 이온화 흡수체가 필요하며, 이는 복잡하고 움직이는 흡수체 시스템을 시사한다.
• ESO 140-43에서 6개월 스케일의 변동성은 주로 흡수체의 투과율 비율 변화에 기인하며, 특히 가장 낮은 이온화도 흡수체의 투과율 비율이 킬로초 스케일에서 감지 가능한 변화를 보인다.
• 모든 세 은하에서 철 Kα 선이 검출되었으며, ESO 383-18에서는 약 0.6 keV 부근에 잠재적인 OVIII 라이먼-알파 방출 피크가 관측되었지만, 유의미도가 낮아 확인되지 않았다.
• ESO 383-18과 UGC 3142에서 감지되지 않는 반사 허브의 원인은 IBIS/ISGRI의 감도 한계와 하드 X선 변동성 때문이며, 본질적인 반사 부재 때문이 아니라고 판단된다.