[論文レビュー] The Suzaku X-ray spectrum of NGC 3147. Further insights on the best "true" Seyfert 2 galaxy candidate

G. Matt, S. Bianchi+3 more|arXiv (Cornell University)|Apr 4, 2012

Astrophysical Phenomena and Observations参考文献 35被引用数 10

ひとこと要約

本研究は、真のセイフェルト2型銀河として最も適した候補とされるNGC 3147の150 ksのSuzaku観測を分析し、複雑な鉄K線線発光の起源を解明し、コンプトン厚い仮説を検証する。データは約6.45 keVおよび7 keV付近に強い非分解線幅の鉄K線線複合体を示し、これはコンプトン厚い状況下での高イオン化反射体による説明が最も妥当であるが、極端な鉄過剰や非常に高温のプラズマによる説明も排除できない。X線輝度の変動から、数パーセク未満の発光領域であると示唆されるが、真のセイフェルト2型銀河の性質が最も妥当な解釈である。

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.

研究の動機と目的

• 高分解能X線データを用いて、NGC 3147における複雑な鉄K線線発光の性質を解明すること。
• 広帯域光学線の欠如を説明するコンプトン厚い仮説を検証すること。
• 広帯域光学線の欠如が、本質的な広帯域線領域の不在（真のセイフェルト2型）によるものか、厚い吸収体による遮蔽によるものかを特定すること。
• X線発光の変動を評価し、発光領域のスケールを推定すること。
• 競合するモデルを区別すること：コンプトン厚い反射、極端な鉄過剰、および非常に高温のプラズマ放射

提案手法

• XISおよびHXD/PIN機器を用いて、同時にソフトX線およびハードX線スペクトルを得るための150 ksのSuzaku観測を実施した。
• XSPECを用いてXIS（0.5–10 keV）およびHXD/PIN（15–100 keV）スペクトルを解析し、パワー・ロウモデル、狭帯域発光線、および反射成分を含めた。
• 調整済み非X線背景（NXB）ファイルと宇宙X線背景（CXB）モデリングを用いて、標準的な背景除去を実施した。
• XMM-Newtonによる3.5年前の観測と比較することで、輝度変動の有無を評価した。
• 高イオン化物質からの反射をモデリングし、Swift-BATおよびBeppoSAXの上限と照らし合わせることで、コンプトン厚い仮説を検証した。
• F検定および∆χ²統計量を用いて、モデルの改善度とパラメータの信頼水準を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 NGC 3147における複雑な鉄K線発光は、コンプトン厚い状況下での高イオン化反射体によって最も適切に説明されるか？
• RQ2 観測された広帯域光学線の欠如は、本質的な広帯域線領域の不在（真のセイフェルト2型）によるものであり、遮蔽によるものではないか？
• RQ3 XMM-Newton（2006年）とSuzaku（2010年）観測間の輝度変動は、X線発光領域のスケールにどのような意味を持つのか？
• RQ4 PINスペクトルにおけるハードX線輝度の過剰は、コンプトン厚い源に一致するか、それとも背景系の系統誤差に起因するのか？
• RQ5 代替モデル（極端な鉄過剰や非常に高温のプラズマ）は、観測されたスペクトル特徴を説明できるか？

主な発見

• 鉄K線複合体は、約6.45 keV（おそらくFe XVII/XIXに起因）および7.0 keV（おそらくFe XXVIに起因）の2本の非分解線幅の線から構成される。
• 約7 keV付近の高イオン化線は、高イオン化反射体による説明が最も妥当であり、2 keV以上で反射成分が支配的であるが、これは通常のコンプトン厚いセイフェルト2型銀河とは対照的である。
• 2–10 keVと20–100 keVの輝度比は、コンプトン薄い源に類似しているが、背景の不確実性を考慮すれば、Swift-BATおよびBeppoSAXの上限とわずかに整合的である。
• XMM-Newton（2006年）とSuzaku（2010年）観測間の輝度変動から、発光源のスケールが1パーセク未満であると示唆される。
• 15–100 keVの輝度は1.2×10⁻¹¹ erg cm⁻² s⁻¹であり、背景が3.5%高ければ、Swift-BATの上限値4×10⁻¹² erg cm⁻² s⁻¹と整合的になる。
• コンプトン厚い高イオン化反射体モデルは妥当であるが、すべての証拠を総合すると、『真のセイフェルト2型』の性質が最も妥当な解釈である。