M1M2 セミナーすざく衛星による狭輝線 1 型セイファート銀河 TonS180 のワイドバンド観測

2009 年 6 月 23 日M2 高橋宏明

目次 始めに TonS180 について すざくによる観測 データ解析

イメージ領域 (src 領域と bgd 領域の選出 ) スペクトル解析 (0.25~40keV のデータの再

現 ) 時系列解析 ( スペクトル変化の原因 )

まとめ

始めに 活動銀河核 (Active Galactic Nuclei,AGN)

銀河の中心核に強力な放射源を持つ 一般に , 可視光だけでなく , 電波 ,X 線 , ガンマ線なども放

出 太陽質量の 100 万倍から 10 億倍もの大質量を持つブラッ

クホールにガスが降着しているものと解釈されている 主な活動銀河核 : クェーサー , セイファート銀河

狭輝線 1 型セイファート銀河 1 型セイファート銀河のうち Hβ 線の輝線幅が 2000km/s

以下の銀河 X 線領域で 2 つの大きな特徴を示す。

べきの値が 2~2.5 の値をとるべき連続成分と 2[keV] 以下で見られる超過成分

様々なタイムスケールによる X 線強度の時間変動

AGNが出す X線 エネルギーのべき関数で特徴付けられ

る連続成分 ( 直接光成分 ) 10keV 以上で見られる高エネルギー側

の連続成分 ( 反射成分 ) 低電離した鉄元素からの輝線 1keV 以下の低エネルギー側で見られる

超過成分 ( 軟 X 線超過成分 )

TonS180 赤方偏移 0.062にある狭輝線 1型セイファート銀河 低エネルギー側での吸収構造があまり見られない 現在でも極紫外~軟 X線超過の研究対象として重要な天体の 1つ

これまでに様々な X線天文衛星による観測が行われた

<例> ASCA :1999年 12月 3日~15日 XMM-Newton :2000年 12月 14日 Chandra :1999年 12月 14日

すざくによる観測 2006 年 12 月 9 日 ~12 日にかけて観測 有効観測時間は約 120[ks] データは XIS(0,1,3) と HXD/PIN のものを使用 解析には全体で 0.25~40[keV] のエネルギー帯

域の X 線スペクトルデータを使用 すざくによる観測で初めてこの天体で 15[keV]

以上の X 線スペクトルを検出することに成功した( フラックスにして NXB の約 4%)

データ解析 (XISイメージ )

中心 ( 銀河座標で )(14.3229,-22.3831)

内円 外円の半径･rin =250[pixel]rout =400[pixel]

左の図で内側の circle 領域を src 領域 , その外側の

円環領域を bgd 領域としてライトカーブ スペクト･ルを作成bgd 領

域

src 領域

データ解析 (スペクトル解析 ) スペクトル解析の流れ

1. 2.5[keV]以上の X線スペクトルデータから硬 X線スペクトルのモデルの形を決める

2. 1.で求めたモデルに鉄輝線 ,反射成分のモデルを加えて再度フィッティングを行う

3. 2.で使ったモデルの組み合わせに低エネルギー側の軟 X線超過成分を再現するモデルを追加して全エネルギーバンドでのフィッティングを行う

2.5~40keVの X線スペクトル

)27.222.2(25.2125.2 2.5~40keV の X 線スペクトルでフィッティングした時のデータとモデルの比

黒 :FI-CCD(XIS0,XIS3)

赤 :BI-CCD(XIS1)

緑 :HXD/PIN

( ベキの値はベストフィットの時の値と 90%信頼限界 )

鉄輝線を想定した , ガウシアンを加えた時の値は

Γ =2.32(2.29-2.62)

Epeak =6.73(6.57-6.88)

σ =0.46(0.33-0.74)

軟 X線超過成分

鉄輝線

フィッティング結果 1model:2power-law+pexrav

291807.3360..

01.089.2

11.015.1

2

fod

hard

soft

powerlawpowerlaw

pexrav

黒 :FI-CCD(XIS0,XIS3)

赤 :BI-CCD(XIS1)

緑 :HXD/PIN

フィッティング結果 2model:diskbb+power-law+pexrav

powerlawdiskbb

pexrav

292465.3271..

01.074.2

)(16.0

2

fod

fixedT

hard

in

黒 :FI-CCD(XIS0,XIS3)

赤 :BI-CCD(XIS1)

緑 :HXD/PIN

フィッティング結果 3model:compbb+power-law+pexrav

powerlawcompbb

pexrav

291778.3295..

01.089.2

85.2444.78

)(1.0

2

fod

kT

fixedkT

hard

e

黒 :FI-CCD(XIS0,XIS3)

赤 :BI-CCD(XIS1)

緑 :HXD/PIN

フィッティング結果 4model:cutoffpl+power-law+pexrav

powerlaw

cutoffpl

pexrav291746.3198..

07.028.2

16.060.0

08.033.2

2

fod

E

hard

cutoff

soft

黒 :FI-CCD(XIS0,XIS3)

赤 :BI-CCD(XIS1)

緑 :HXD/PIN

HXD/PINの領域で、データとモデルとが合わない !!

考察 1 どのモデルの組み合わせでも XIS のデータを良く

再現できているが、 HXD/PIN のデータは再現できていない ( 系統誤差も考慮すると矛盾は無い )

XIS、 HXD/PIN の両方のデータを再現できるモデルは本当に無いのか ?

今までは反射成分の吸収を考えていなかったが、吸収を考えると何か違いが見えてくるのか ?

｢ pcfabs というモデルを使って再びフィッティ｣ングを行う

鉄の吸収端も｢ zedge というモデルを使って考慮｣

方針 2.5~40keV の硬 X 線領域のスペクトルを 2 成分モデ

ル ( 直接光成分 +反射光成分 ) で fitting モデルの形は

I(E)=wabs*zedge*{pcfabs*pow+pcfabs*(pexrav+zgauss)}

wabs の値は 0.016(10^22 /cm2) に固定 powと pexrav の光子指数 (Photon Index) は共通にしてフリーパラメータとする

pexrav の Ecutoffの値は 300(keV) に固定 フィッティングに用いたデータは全観測時間で平均

化したものを使用

Result (2.5~40 keV)model:zedge*{pcfabs1*pow+pcfabs2*(pexrav+zgauss)}

average

171584.1526..

19)(

229.0027.0)(

06.062.6)(

30.695.02

9.256.732

11.038.2

00.105.01

1.130.01

12.038.0

11.041.9)(

1

2

fod

eVEW

keVsigma

keVlineE

CvrFract

nH

CvrFract

nH

MaxTau

keVedgeE

Table

hard

考察 2

pcfabs をかけていない時に比べて硬 X線領域までデータとモデルの合いが改善した !!

この結果を考慮してもう一度軟 X 線超過成分に 4 つのモデルを仮定してフィッティングを行う

フィッティングの際、 Table1 の Γ(hard) と normalization 以外は固定

フィッティング結果 5mod:wabs*zedge*{diskbb+pcfabs*pow+pcfabs*(pexrav+zgauss)}

291215.3324..

007.0903.2

3.02.3

:

2

fod

keVT

DISKBBSC

hard

in

軟 X 線超過成分を説明する黒体放射モデルの温度が高すぎる !!

中心のブラックホールの質量を太陽質量の約 100 万から 1 億倍と仮定したとき、黒体放射の温度はせいぜい数十 keV

HXD/PIN での領域も合っていないので、このモデルは却下

フィッティング結果 6mod:wabs*zedge*{pow+pcfabs*pow+pcfabs*(pexrav+zgauss)}

291228.3347..

07.012.1

01.091.2

:

2

fod

POWERLAWSC

hard

soft

0.25~40keV の範囲で良くデータを再現できているが、X 線発生源から直接見える成分のモデル (青色の powerlaw) のべきの値がフラットになりすぎている。また、反射成分も見えていない→却下

フィッティング結果 7mod:wabs*zedge*{compbb+pcfabs*pow+pcfabs*(pexrav+zgauss)}

291163.3267..

02.091.2

10.070.0

5.276.79

:

2

fod

tau

kT

COMPBBSC

hard

e

compbb 成分と powerlaw成分は同じ形を取っている

→compbb が powerlawとほとんど同じスペクトルを重複して再現しているに過ぎない

→却下

フィッティング結果 8mod:wabs*zedge*{cutoffpl+pcfabs*pow+pcfabs*(pexrav+zgauss)}

291164.3146..

03.025.2

05.058.0

07.030.2

:

2

fod

E

CUTOFFPLSC

hard

cutoff

soft

•直接光成分のべきの値は硬X 線領域のみでフィッティングした時と比べても大きな違いはない

•Χ 二乗も 4 つの組み合わせの中で最も小さい

→採用

Spectral variability

全観測時間による平均スペクトルではcutoffpl を使ったモデルの組み合わせを採用した。

全観測時間を X 線強度が強い時間帯と弱い時間帯に分割してそれぞれの時間帯で cutoffpl を使ったモデルでフィッティングを行った。

時間帯の選別

TZ1

TZ2

それぞれの時間帯の有効観測時間

•TZ1:46 [ksec]

•TZ2:81 [ksec]

それぞれの時間帯でスペクトルを作成し、cutoffpl を 使った モデルでフィッティング

TZ1,2 の X 線スペクトルmod:wabs*zedge*{cutoffpl+pcfabs*pow+pcfabs*(pexrav+zgauss)}

222253.2434..

013.026.2

14.061.0

18.040.2

2

fod

E

hard

cutoff

soft

258561.2860..

12.022.2

12.066.0

14.037.2

2

fod

E

hard

cutoff

soft

TZ1

TZ2

RMS(Root Mean Square) スペクトル

1ビンの時間幅 512 [s]の RMSスペクトル

全体的にフラットな形をしている

→X線強度の時間変動はエネルギーに依存していない

→軟 X線超過成分と直接光成分は何かしら強い関係がある

まとめ すざく衛星で得られた狭輝線 1 型セイファート銀河

TonS180 の X 線データを使い、 0.25~40keV による解析を行った。

0.25~40keV の X 線スペクトルで軟 X 線超過成分におよそ 0.6keV の Ecutoffpl を持つ cutoffpl モデルでフィッティングしたとき、最も良くデータを再現することができた。

X 線強度の異なる時間帯でそれぞれスペクトルを作成し、その形からスペクトルに明らかな違いは見られないことを突き止めた。

RMS スペクトルから軟 X 線超過成分と直接光成分には強い相関関係があると考えた。