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視線方向のダスト減光量が非常に大きい
Sy-1.9型 AGN の観測提案(第13回光赤外線天文学大学間連携ワークショップ)

水越 翔一郎(東京大学理学系研究科天文学専攻 D1)

峰崎岳夫(東京大学理学系研究科附属天文学教育研究センター)

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AGN と ダストトーラス
AGN 統一モデル

ダストトーラスの役割- 中心部を隠す減光構造

Seyfert 1型

広輝線領域- インフローを通じたSMBHへの質量供給源- アウトフローを通じたフィードバック

視線方向のダスト減光量 𝑨𝑽- ダストトーラスにおける基本パラメータの一つ▶ トーラス構造▶ dusty gasにおける 有効 Eddington limit (Fabian 2009)

降着円盤

Seyfert 2型

ダストトーラス(Urry & Padovani 1995)(e) “blow out”

- 𝐴! の推定における従来の課題▶ 可視光を用いた手法は大きな 𝐴! を推定できない▶ 近赤外線分光による手法は大規模サンプルに適用できない(Hopkins 2008)- ダスト減光の大きな天体を多く含む約500天体のAGNの 𝑨𝑽 を測定 (Mizukoshi+22)

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Mizukoshi+22 の概要 (ﬂux-ﬂux plot)
ﬂux-ﬂux plot の作成
W2-band ﬂux (mag)①① 光度曲線データの キャリブレーション ( 外れ値の除去 & 平均化 )W1-band ﬂux (mag)mjd (day)①

W1 ﬂux (mJy)
W2 ﬂux (mJy)②

W1 ﬂux [mJy] (●)② 2バンドにおける同時期の光度曲線データを縦横軸にプロット

mjd (day)W2 ﬂux (− ave.) [mJy] (▲)

光度曲線データ (観測値)

補正後の光度曲線データ

ﬂux-ﬂux plot

4/13- 変動成分カラー：＝ ある2バンドにおける 典型的な強度変動幅の比▶ ﬂux-ﬂux plot における回帰直線の傾きに相当▶ unobscured AGN の変動成分カラー :可視光 (Winkler+92), 近赤外線 (Glass04)
どちらにおいても 天体によらずほぼ同じ値をとる▶ obscured AGN の変動成分カラー :unobscured AGNと比較して 赤化

サンプル- 中性ガス柱密度 (𝑁") のデータを持つAGN 463天体→ WISE衛星の光度曲線データを用いて近赤外線における変動成分カラーの赤化量を測定し、これを 𝑨𝑽 に変換

W1-band ﬂux (mJy)

近赤外線の強度変動に着目した 𝑨𝑽 の測定

WISEデータを用いた ﬂux-ﬂux plot の例

変動成分カラー：1.1

ﬂux-ﬂux plot of

unobscured AGN
W2-bandﬂux (-平均) (mJy)
ダスト減光による赤化
W1-band ﬂux (mJy)

Mizukoshi+22 の概要 (𝐴! の測定)

変動成分カラー：0.3

ﬂux-ﬂux plot of

obscured AGN
W2-band ﬂux ( ー 平均値) (mJy)5/13

Mizukoshi+22 の概要 (𝐴! ­𝑁" 図)
解析結果- 𝑨𝑽 ~ 𝟔𝟓 𝐦𝐚𝐠 という非常に大きなダスト減光量の測定に成功▶ obscured AGN のダスト減光量推定に有効- 𝑨𝑽 と 𝑵𝐇 の関係▶ 𝐥𝐨𝐠 𝑵𝐇 < 𝟐𝟐： 𝐴! は 𝐴! = 0 mag 付近に分布▶ 𝐥𝐨𝐠 𝑵𝐇 > 𝟐𝟐： 𝐴! は 𝑁" の増加に伴って増加

𝑨𝑽­𝑵𝐇 図

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Sy-1.9型 AGN

Sy-1.9型 AGNのスペクトル(Puchnarewicz et al. 2008)- 可視光スペクトルにおいて 𝐇𝛂輝線のみ広輝線成分を持つ- X線吸収, ダスト減光いずれの値も幅広い範囲に分布→ obscured AGN と unobscured AGN の中間的な性質を持つと考えられるが、詳細はわかっていない

Heavily-obscured 1.9型 AGN- Mizukoshi+22 において 𝑨𝑽 > 𝟒𝟎 𝐦𝐚𝐠 という非常に大きなダスト減光量を持つ 1.9型 AGN を発見▶ X線吸収もそれなりに大きい (log 𝑁! [cm"# ] > 23)▶ ダスト減光量が大きな天体では広輝線は見えないはず→ 単純なAGN統一モデルでは説明ができない→ こうした heavily-obscured 1.9型 AGNにおける𝐇𝛂広輝線の性質調査は AGN構造を深く理解する上で重要

HαFlux density

特徴

Hβ45005000

55006000波長 (Å)

6500

7000

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本観測提案の目的
heavily-obscured 1.9型 AGNにおける 𝐇𝛂広輝線の放射成分を明らかにする.
考えうる2つの放射成分

本研究が想定する2つの広輝線成分

1. ダストトーラスのclumpの隙間から届いた成分 (隙間成分)

極方向の反射物質▶ clumpyなダストトーラス構造モデル (Nenkova+08)
反射成分▶ clumpの隙間はダスト減光量が小さいと考えられる▶ 大きなダスト減光量は clump を含む視線方向の値

ダストトーラス

観測者

広輝線領域

隙間成分

降着円盤

2. 極方向にある物質で反射されて届いた成分 (反射成分)▶ 極方向で反射された広輝線成分が偏光観測で検出されている(Antonucci&Miller85)- 観測される Hα広輝線は両方の成分を含むと考えられる→ それぞれの成分がどの程度の割合で含まれているかを調査する

SMBH

近赤外線では非常に大きなダスト減光量
clump

高温ダスト領域(近赤外線放射源)

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隙間・反射成分の分離方法
unobscured AGNの可視光, 𝐇𝛂輝線の光度曲線の一例

𝐇𝛂広輝線強度の時間変動に着目(Pozo Nuñez et al. 2015)- 隙間成分は可視・近赤外連続波と同様の強度時間変動を持つはず

𝐇𝛂波長狭バンド▶ 変動タイムスケールは数ヶ月~数年Rバンド▶ 空間スケールが広がることで、変動タイムスケールが伸びる→ 強度変動幅の調査から 両成分が分離できると期待される強度変動の観測案- 1ヶ月ごとの観測を3回行い、その間に生じた強度変動幅を調査

Normalized ﬂux density- 反射成分は数ヶ月では強度変動は ほぼ見られないと考えられる

Bバンド▶ 強度変動の有無から、隙間成分の有無を明らかにする▶ 可視偏光分光観測によるフォローアップで反射成分の有無を裏付け- 変動が検出された場合、変動幅の大きさから各成分の比率を推定▶ 本来の変動幅は、観測データにダスト減光の補正を行い推定
MJD-56 686 (day)9/13

本観測の概要Seimei KOOLS-IFU

Kanata HONIR(1) 可視分光観測 (VPH683)(3) 可視分光観測▶ Hα広輝線強度の測定▶ Hα広輝線強度の時間変動の検出▶ Hα広輝線に対するダスト減光量の推定(2) 可視分光観測 (VPH-blue)▶ HONIR データとの互換性の確認と補正▶ KOOLSデータとの互換性の確認と補正(4) 可視偏光分光観測▶ 反射成分の有無の確認と偏光度の推定(5) 近赤外分光観測▶ Hα広輝線に対するダスト減光量の推定(水素広輝線成分が検出できた場合)(6) 近赤外偏光分光観測▶ 反射成分に対するダスト減光量の推定(水素広輝線成分が検出できた場合)

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本観測のターゲット
Heavily-obscured 1.9型 AGN 3天体

UGC 5101- 以下の条件を満たす 1.9型 AGN を選出▶ 𝐴! > 40 mag

MCG -3-34-64▶ 前期に日本から観測可能- 最終サンプルは以下の3天体

Mrk 268

UGC 5101
MCG -3-34-64
Mrk 268
targetHα広輝線強度[𝟏𝟎"𝟏𝟓 erg/s/𝐜𝐦𝟐 ]視線⽅向のダスト減光量[mag] ※3

UGC 5101

19.6 ※152 ± 9

MCG -3-34-64

424.9 ※160 ± 12

Mrk 268

81 ± 47 ※252 ± 10

※1 BASS DR1※2 発表者によるスペクトルフィッティング結果※3 Mizukoshi+22

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強度変動観測における見積り
WISEデータの光度曲線の例- WISEの近赤外線光度曲線データに基づき各天体の変動幅を予測
1. WISEデータを用いて6ヶ月間で生じた近赤外線変動幅を測定▶ ダスト減光を補正し、これを Hα 広輝線の本来の変動幅と見なす

Flux density (mJy)

観測天体で見られる変動幅と検出可能性の予測

𝜆 = 3.4 µm
𝜆 = 4.6 µm

01000

2. ダスト減光の影響を加味し、𝐇𝛂広輝線変動幅の観測値を推定▶ 先行研究によるHα広輝線光度と硬X線光度を利用 (Shimizu+18)

2000

3000

4000

MJD-55 000 (day)※1 誤差を考慮したlower limit を計算.

3. 2.の結果の1/6を1ヶ月間での変動幅とする▶ 変動が線型補間できると仮定※2 lower limitでなく計算結果を使うとS/N > 11 で変動が検出でき、10分の積分時間で達成できる.

target

1ヶ月の変動幅[erg/s/cm^2] ※1

𝐇𝛂広輝線の平均強度[erg/s/cm^2]

変動幅 / 平均強度 ※1𝐒/𝐍𝐦𝐢𝐧

せいめい観測に必要な積分時間 (分)UGC 5101> 1.1×10")*(19.6 ± 0.3) × 10")*> 0.056

18~ 𝟒𝟎

MCG -3-34-64> 3.4×10")+(424.9 ± 2.5) × 10")*> 0.080

50~ 𝟐𝟎 𝐬𝐞𝐜.

Mrk 268> 1.1×10")*(81 ± 47) × 10")*> 0.009> 100 ※2> 𝟐𝟎𝟎 ※2

12/13OISTER を利用した観測 (暫定版)
観測形態- 観測は約1ヶ月のスパンで3回実施の予定▶ 変動観測のために最低1ヶ月は期間を空ける必要がある- 各回のせいめい観測とかなた観測の間隔は数日程度の予定▶ 1ヶ月に対して十分に短いスパンが必須▶ 2つの観測 (せいめい、かなた) が同じ状態を見ている必要があるため暫定観測スケジュール- 1ヶ月スパンでToO観測を3回実施

Annual chart 2023
Mrk268UGC5101月

観測時期▶ 3月中-下旬 (後半夜の2時間)

MCG-3-34-64▶ 4月中-下旬 (前半夜の2時間)▶ 5月中-下旬 (前半夜の2時間)
JanFebMar

AprMayJunJul

Aug

Sep

Oct

Nov

Dec

13/13まとめ
1. Mizukoshi+22で発見された heavily-obscured 1.9型 AGN は、単純なAGN統一モデルでは説明できない.
2. heavily-obscured 1.9型 AGN における 𝐇𝛂広輝線の放射成分を調査することで、AGN構造の深く理解につながると期待される.
3. 𝐇𝛂広輝線の放射成分を隙間成分、反射成分の2成分の重ね合わせと考えれば、𝐇𝛂広輝線強度の時間変動を用いて両成分を分離できると考えられる.
4. 観測は Seimei KOOLS-IFU (VPH-blue, VPH683)、Kanata HONIR を用いて行う予定.
▶ KOOLS-IFUの分光観測で Hα広輝線の強度変動を追う.
▶ HONIRの可視偏光観測で Hα広輝線の反射成分の有無を確認.

さらに赤外線水素電離広輝線が検出できれば 高精度なダスト減光量推定が可能.