2014 年度岡山ユーザーズミーティング 8/11 - 12@国立天文台, 三鷹

近赤外線分光観測に基づく AGN の狭輝線領域における電離メカニズムへの制限
21123,4

寺尾航暉 , 長尾透 , 橋本哲也 , 柳澤顕史 , 松岡健太
1：愛媛大学,

2：国立天文台,

3：ソウル大学,, 池田浩之

4：京都大学 ,1, 谷口義明

5：ASIAA

3. 解析

1.1.イントロダクション
銀河進化における星形成活動に対する活動銀河核 (AGN) によるフィードバックの効果を調べるには、AGN の狭輝線領域 (NLR) の詳細な観測的研究が有効である。フィードバック効果が効いている
場合、衝撃波加熱が起こっていることが期待される。
そこで、本研究では近傍の AGN 27 天体の中心核領域を近赤外分光観測を行い、 [Fe II] [P II] 輝線比から衝撃波加熱がどの程度起きているかを調べ、フィードバック効果の有無を研究した。
NLR の電離メカニズム
・中心核からの電離光子による光電離

広く支持されている・電波ジェットに起因する衝撃波による衝突励起

・データ解析には、IRAF を使用。

データ解析の流れ
flat fielding → Sky の除去 (A−B) → 画像の足し合わせ → スペクトルの 1 次
元化 → 波長較正 → 標準星の吸収線の除去 (Pa β 1.2822 μm) → flux 較正・1 次元化の際の aperture は、2”.0 (~ seeing size) とした。
・波長較正には、Ar 輝線を使用。波長のデータは、ISLE のページに掲載されているを使用。
・flux 較正には、2 つの標準星を使用。星のスペクトルは表面温度に対応する黒体輻射と仮定。
スペクトル型
天体名
表面温度 [K]
𝐽Vega
光度階級

(e.g., Matsuoka et al. 2009)

HIP 15648
HIP 29997

電離メカニズムの切り分け𝑛 Fe
𝐼 Fe II 1.257 μm≲2∙𝑛 P𝐼 P II 1.188 μm

𝑛：元素の数密度𝐼 ：輝線強度(Oliva et al. 2001)

A3 V
A0 V8594
9480

4.796
4.973

4. 結果・議論→ Fe II 1.257 μm P II 1.188 μm を用いた輝線強度比による診断・観測された [Fe II] 1.257 μm と [P II] 1.188 μm 輝線について、ガウシアンでフィットして、それぞれ flux を測り、その輝線強度比を求めた。
・3 天体のスペクトル[Fe II] と [P II] を用いる理由① Wavelength

21.5[Fe II]Mrk 31.8

似た物理状態の場所から輝線は放射されている[P II]

1.4

1.1

110.8

0.9

11800

12000

12200

12400

12600

12800

13000

[P II]

1.21.2②  Fe ：難溶性物質 → 多くはダストに閉じ込められている[Fe II]1.3F𝜆

よく似ている

Mrk 6

1.41.6F𝜆Excitation temperature
Critical density
Ionization potential
Radiative recombination coefficient

11800

13200

12000

12200

12400

𝜆obs Å P ：易溶性物質 → ガス中にばら撒かれている

12600

12800

13000

13200

𝜆obs Å

2.4

Mrk 1073

2.2(Oliva et al. 2001)

21.8

Orion bar : 2.0

F𝜆・中心核からの電離光子のみでは、ダストは破壊されにくい。
・衝撃波は、容易にダストを破壊し、鉄を電離ガス中へばら撒く。

1,5[P II]

1.6

縦軸は、連続光の flux が波長 1.235 μm付近で 1 になるように規格化している。

[Fe II]

1.4NGC 1068 : 1.5

1.21・輝線比から、衝撃波がどれだけ電離に寄与しているかが分かる。

・光電離が卓越[Fe II] [P II] < 2

・衝撃波が卓越[Fe II] [P II] > 20

N49 (SNR): 33.3
N63A (SNR): > 17.0

【上図：衝撃波が卓越していると考えられる超新星残骸 (SNR) 、光電離されていると考えられる Orion bar や NGC 1068 の中心核領域でのスペクトル】

0.8

11800

12000

12200

12400

12600

12800

13000

13200

𝜆obs Å・3 天体の [Fe II] [P II] 輝線比

天体名
Mrk 3
Mrk 6
Mrk 1073

しかし、サンプル数が少ないので、統計的な議論は進んでいない。

Fe II P II
3.66
5.99
4.02

先行研究との比較

・Band : J-band (1.11 − 1.32 μm)
・Slit width : 2”.0・波長分解能 ： ~ 1000
・seeing : ~ 2”.0
観測天体
・観測された 27 天体の内、解析の終了している以下の 2 型セイファート銀河として【188 cm 望遠鏡のカセグレン焦点に知られる3 天体について議論する。
取り付けられたISLE 】
天体名 redshift
観測日時
観測時間 [s] 2”.0 に相当する
physical scale [pc]Mrk 1073 0.0233 2010/8/12, 14-18
17280
~ 590
Mrk 30.0135
2011/1/123360~ 800
Mrk 60.0188
2011/1/133840~ 1000

衝撃波

光電離66

天体 4数 3554

Mrk 6

岡山天体物理観測所の 188 cm 望遠鏡の、近赤外分光装置 ISLE を用いて、近傍の AGN の中心核領域をロングスリット分光観測。

77

Mrk 3
Mrk 1073

2. 観測【左図： [Fe II] [P II] 輝線強度比のヒストグラム】白：先行研究の結果
赤：今回の結果
縦の破線：光電離が卓越、衝撃波が寄与していると考えられる領域を分ける目安

8832224 天体の輝線強度比のデータが存在

1100 00112233Fe II445566P II7788

平均値：2.82
分散 ：1.19・実際の NLR では衝撃波の寄与の違いによって2 < Fe II範囲に分布すると考えられる
Mrk 3, Mrk 6, Mrk 1073

P II < 20 の衝撃波が寄与している可能性あり

全ての AGN のNLR の電離において、光電離のみによって決まっているわけではない。

5. まとめ● 近傍の AGN の中心核領域について、J-band ロングスリット分光により観測されたデータの解析を行った。
● データ解析を行った 3 天体について、[Fe II] 1.257 μm、[P II] 1.188 μm 輝線が観測された。

P II 輝線比から、AGN の NLR の電離メカニズムが、光電離によるのか、衝撃波によるのを切り分けることが可能。
● 3 天体の中心核領域の NLR の電離は、衝撃波の寄与が考えられるような輝線比が得られた。
● 必ずしも、すべての AGN の NLR の電離が光電離によって決まっているとは考えられない。
● [Fe II]