[论文解读] Multiwavelength campaign on Mrk 509 VIII. Location of the X-ray absorber

J. S. Kaastra, R. G. Detmers+15 more|arXiv (Cornell University)|Jan 9, 2012

Astrophysical Phenomena and Observations参考文献 30被引用 50

一句话总结

本研究利用XMM-Newton与Swift对Mrk 509的多波段监测，通过时变光致电离模型约束X射线吸收气体的位置。通过分析五个电离组分（C–E）的变异性，得出了可靠的距离下限：组分C位于>70 pc，D位于5–33 pc，E位于>5 pc但<21–400 pc，表明主要的慢速外流位于宽线区或环面区域，而非靠近黑洞。

ABSTRACT

The bright Seyfert 1 galaxy Mrk 509 was monitored by XMM-Newton and other satellites in 2009 to constrain the location of the outflow. We have studied the response of the photoionised gas to changes in the ionising flux produced by the central regions. We used the 5 discrete ionisation components A-E detected in the time-averaged spectrum taken with the RGS. Using the ratio of fluxed EPIC and RGS spectra, we put tight constraints on the variability of the absorbers. Monitoring with the Swift satellite started 6 weeks before the XMM-Newton observations, allowing to use the ionising flux history and to develop a model for the time-dependent photoionisation. Components A and B are too weak for variability studies, but the distance for component A is known from optical imaging of the [O III] line to be ~3 kpc. During the 5 weeks of the XMM-Newton observations we found no evidence of changes in the 3 X-ray dominant ionisation components C-E, despite a huge soft X-ray intensity increase of 60% in the middle of our campaign. This excludes high-density gas close to the black hole. Instead, using our time-dependent modelling, we find low density and derive firm lower limits to the distance of these components. Component D shows evidence for variability on longer time scales, yielding an upper limit to the distance. For component E we derive an upper limit to the distance based on the argument that the thickness of the absorbing layer must be less than its distance to the black hole. Combining these results, at the 90% confidence level, component C has a distance of &gt;70 pc, component D between 5-33 pc, and component E &gt;5 pc but smaller than 21-400 pc, depending upon modelling details. These results are consistent with the upper limits from the HST/COS observations of our campaign and point to an origin of the dominant, slow (v&lt;1000 km/s) outflow components in the NLR or torus-region of Mrk 509.

研究动机与目标

• 确定赛弗特1型星系Mrk 509中X射线吸收气体的空间位置，这对理解活动星系核外流物理至关重要。
• 通过时域X射线与紫外变异性，解决光致电离模型中密度与距离之间的歧义。
• 检验主要的慢速外流（v < 1000 km s⁻¹）是否起源于宽线区（NLR）或环面，而非内吸积盘。
• 通过改进的建模与谱比分析，调和先前研究中相互矛盾的距离估计。
• 利用多 epoch 数据与时变光致电离模型，为电离组分C、D和E提供可靠的上下限距离。

提出的方法

• 在Mrk 509上开展了为期5周的XMM-Newton监测观测，并在前六周补充了Swift观测，以重建电离通量的历史变化。
• 利用EPIC-pn与RGS谱的比值来分离X射线吸收体的变异性，最大限度减少有效面积校准带来的系统误差。
• 应用时变光致电离模型，模拟气体组分对电离通量变化的响应，以电离参数ξ = L/(n r²)作为关键约束。
• 通过从亚稳态能级跃迁的密度敏感谱线计算复合 timescales，避免依赖Fe xii导致的估计偏差。
• 结合X射线变异性、紫外变异性（来自Kriss et al. 2011）以及几何约束（如组分E的吸收体厚度必须小于其距离）推导距离限制。
• 利用2000–2001年与2005–2006年间的档案XMM-Newton数据，评估长期变异性并进一步收紧上界距离。

实验结果

研究问题

• RQ1 Mrk 509中主要X射线吸收组分（C、D、E）的距离是多少，它们与中心黑洞有何关系？
• RQ2 在2009年观测期间，X射线软谱段通量增加了60%，这一变异性能否约束吸收气体的位置？
• RQ3 为何基于Fe xii复合 timescales 的先前估计得出不切实际的短距离（如0.5 pc），如何修正这一问题？
• RQ4 观测到的变异性 timescales 与电离态变化是否支持吸收体位于NLR或环面区域，而非内盘区域？
• RQ5 所推导的距离限制与独立的快速外流紫外变异性（如Kriss et al. 2011）及光学[O iii]成像结果相比如何？

主要发现

• 组分C具有>70 pc的坚实下限，表明其位于远离中心引擎的位置，与宽线区或环面区域一致。
• 组分D的距离范围被限制在5–33 pc之间，依据为变异性 timescales 与长期档案数据的一致性。
• 组分E的下限为>5 pc，上限为21–400 pc，具体取决于模型假设，其中上限来自几何约束——吸收体厚度必须小于其距离。
• 先前距离估计中的差异（如Fe xii复合得出0.5 pc）可归因于Fe xii对通量变化不敏感，导致复合 timescales 被人为拉长，从而低估了距离。
• 2005至2006年间组分D和E的观测变异性与2.5σ变化一致，但通过改进建模得出的~15 pc上界与来自几何约束的21–400 pc上界相容。
• 所有距离限制均与Kriss et al. 2011中快速外流紫外变异性得出的250 pc上界完全一致，支持慢速与快速外流具有不同起源的多组分外流模型。