Broad Band Temporal and Spectal Variation of 36
Active Galactic Nuclei Observed with Suzaku(すざく衛星広帯域観測による36個の活動的銀河核の時間変動)

名古屋大学大学院 理学研究科
宇宙物理学研究室(Ux研)

宮澤拓也

概要



36個の活動銀河核の時間変動を調べる

15-50keVで早い時間変動(5ks)をする４天体を検出

時間変動を用いてスペクトルの成分分離ができた



多成分の相関を取ることで輻射機構のモデルやAGNの構造を限定

目次


はじめに


活動的銀河核

X線領域での特徴



すざく衛星



観測結果



議論・考察



まとめ

活動的銀河核(Active Galactic Nuclei)
可視光でみたAGN



銀河中心部に存在コンパクトな領域から、明るさ1044-46 erg/sの放射(通常の銀河の星の放射は〜1044 erg/s)



銀河には10個に1個の割合でAGNが存在

エネルギー源→大質量ブラックホールへの質量降着(M〜108Msun、円盤からの放射R=〜1014cm)

NGC4051

NGC1068


電波からX線まで広い波長帯域で放射

可視光中の輝線スペクトルによる分類

AGNの統一モデル
Broad Line Region
高速運動するcloudSeyfert1
中心核が直接見える

ne〜108-10 cm-3
Te〜104 K
d〜0.01-0.1 pc

Seyfert2
トーラス越しに観測中心核とBLRが隠されている
降着円盤

BH

Seyfert typeの違いはViewing angle
本質的には同じ

Narrow Line Region

トーラス状のガス

ne〜103-6 cm-3
Te〜104 K

0.1 pc -100 pc

d〜100 pc

AGNのX線での時間変動
MCG-6-30-15(0.5 - 10keV)
2倍以上

短い時間で大きな振幅の変動



変動のタイムスケール→システ
ムのサイズを反映



激しい変動はX線領域でのみ見られる



BH近傍の物理を知るためにはX線観測が必須

T〜2000 sec

d〜2000 sec

c = 6 1013 cm

非常にコンパクトな領域

AGNのX線スペクトルすざくで得られたX線スペクトル

power law成分

MCG-6-30-15

data
data

power lawpower lawTotal



2-10keVで主要な成分

Soft側、Hard側にexcess

black body

Soft成分のexcess



反射成分
Hard成分のexcess

power law以外の成分

成分の起源には様々なモデル


soft側→black body

hard側→反射成分

X線スペクトルのモデル例①②①soft成分(<2keV)③

降着円盤からのblack body
電子雲

②power law成分(2-10keV)〜数100keV

円盤からのsoft photonは電子雲内で逆コンプトン散乱③反射成分(>10keV)
data

power law

光学的に厚い低温物質による反射
コンプトン散乱＆光電吸収

Total
black body

中心核の強度変動
反射成分

各成分に相関関係

研究の目的
各成分で異なる時間変動
 エネルギーバンドによる違い
 各バンドでの相関 複雑なスペクトルを時間変動により成分分離
 成分分離により放射機構の分離→AGNの構造

datapower law

Total
black body
反射成分

必要な条件

短い時間変動まで観測可能であること



硬X線領域でも統計の良いデータが得られること

広帯域な波長で同時観測ができること

これらの要求を全て満たす観測装置

すざく衛星に着目

すざく衛星日本で5番目のX線天文衛星
2005年7月10日


軟X線撮像システム(0.2〜12keV)


X線望遠鏡(XRT)＋X線CCDカメラ(XIS) 4台



FI:表面照射型、BI:裏面照射型

硬X線非撮像システム(10〜600keV)





打ち上げ

硬X線検出器(HXD) 1台
PIN型半導体検出器(10-70keV)、
GSOシンチレータ

XISとHXD/PINの組み合わせで0.2-70keVのエネルギーバンドをカバー

XRT

HXDXIS

観測結果

解析に用いたサンプル公開されているデータのうち明るい方から36天体を選択

観測時期：2005年８月〜2007年8月

Flux(2-10keV)で3桁、Luminosityで4桁の明るさの天体をカバー(サンプルの内訳)
Type

個数

NLS16個

Seyfert 16個

Seyfert 1.2-1.99個

Seyfert 215個

観測されたスペクトルの例
BIpower lawでFit

FI
PIN

2keV以下の残差→black body
10keV以上の残差→反射成分

３つの成分で連続成分を再現

Cen A

MCG-5-23-16

3C 120IC 3639

MCG-6-30-15

3C 390.3

IC 4329A

3C 445

IRAS 05189-2524

1H 0707-495

Mrk 1073

Mrk 1239

NGC 2110

NGC 5506NGC 2273

NGC 5548

Mrk 3

NGC 1052

NGC 2992

NGC 7213

Mrk 335

NGC 1068

NGC 3393

NGC 7314

Ark 564

M 81

Mrk 509

NGC 1386

NGC 3516

NGC 7582

NGC 3783

NGC 4051

NGC 4151

NGC 4388

NGC 4995

PKS 0558-504

代表的なスペクトル
NLS1

soft 成分強い

Seyfert 2

吸収を受けたpower law
強い鉄輝線

エネルギーバンドの切り分け
Lバンド
0.5-2keV①+②

Mバンド
2-10keV

Hバンド
15-50keV①soft成分②②+③②power law成分③反射成分

各バンドでの強度変動

3バンドにおけるライトカーブ
L,M,Hの３バンドでライトカーブを作成

1bin = 5760sec (衛星の軌道周期)(例)MCG-6-30-15

L-bandM-bandH-band

0.5-2 keV2-10 keV

15-50 keV

Total
BGD
SUBBGD

Total
BGD
SUBBGD

Total
BGD
SUBBGD

変動の有意性σvari : intrisicなゆらぎ
σobs : データ点ゆらぎ


天体のintrinsicな時間変動

σstat : 平均統計ゆらぎ
σNXB : NXBゆらぎ(σvari)2 = (σobs)2 - (σstat)2 - (σNXB)2

L, M, H の少なくとも一つで時間変動を持つ→20天体（σvari > 3σstat）
H(15-50keV)バンドで4天体から有意な時間変動(5ks)を検出


MCG-5-23-15, NGC2110, NGC4945, NGC5506

Lバンド-Mバンドの相関

LバンドとMバンドの相関の例

dLdM

slope=dL/dM

Lバンド-Mバンドの相関

ほとんどの天体が原点を通る直線上
NLS1Seyfert 1

Seyfert 1.2-1.9

Seyfert 2

L-Mバンドでの相関

ほとんどの天体が原点を通る直線上



AGNタイプによって異なるslope(dL/dM)


NLS1：傾き急、Seyfert2：傾きフラット

AGNタイプごとのslope
NLS1

S1

S1.2-1.9S2相関の傾きpower law

吸収L
0.5keV 2keV

M10keVpower lawのべきと吸収量を検出
LとMでのFluxの比が決定
相関の傾きを表す

Discussion


代表的な天体のL-M相関図



各spectral ﬁtting →べき、吸収量決定



点線：べきと吸収量を固定し強度のみが変化
NGC 5506, IC 4329A
 吸収+power lawで説明がつく
Mrk 335, MCG-6-30-15


吸収を受けたpower law成分以外にsoft 成分の超過

soft成分は吸収を受けたpowerlaw と同期し、形を変えずに変動

各天体のL-M相関nH=1021cm-2
31023

べきとslopeの相関1022

2x1022 10221021 吸収量が変化したときの1010べきとdL/dMの相関
1020
2120

同じべきでも吸収量が異なるとdL/dMが変化

1

吸収を含めたpower lawで説明



吸収量０でもsoft成分残る(特にNLS1で顕著)



soft excessが存在

今回の結果から従来のsoftexcessモデルを検証する

!

2Flux

0

NLS1s
S1!1.9S2s

01
2
Slope (dL/dM)

3soft excess
nH=0

nH=1023L
0.5keV

M2keV

10keV

Energy代表的な soft excess model

降着円盤モデル

電子雲〜数100keV

降着円盤からの熱放射 (black body)

ディスクからのsoft photonが電子雲内で逆コンプトン散乱→ power law成分

black body
power law

今回の結果との比較


原点を通る直線、soft成分とpower law成分同時に変動

soft photon増加(L)→power law成分増加(M)

円盤からの放射とpower lawを作るprocessに遅れがない→円盤と電子雲がコンパクトな領域に存在代表的な soft excess model


吸収モデル


高速運動する電離した吸収体による吸収

中心核

power lawionizednH〜3 1023cm-2
ξ〜数100

反射モデル

V〜0.2 c

電離した降着円盤からの反射

soft側とhard側にhumpを作る

ionized

今回の結果との比較


中性

中心核のFluxが変化→電離状態が変化→吸収構造の変化→スペクトルの形が変化→L-Mの相関で直線からのずれ

各モデルで予想されるL-M相関図
吸収・反射モデル
円盤モデル

Lバンド

Mバンド
今回の結果は円盤モデルを支持

Hバンド-Mバンドの相関

H-Mバンドでの相関

相関は直線関係

10天体で有意なオフセットを示す

べきとslopeの相関
nH=1021 cm-21022
10 101031023
21222310241024



dH/dM - べきの相関

吸収を含めたpower lawで説明が可能



変動成分は吸収を受けたpower law



吸収を受けたpower lawが形を変えずに変化!

21

0

NLS1s
S1!1.9
S2s

0.01
0.1
Slope (dH/dM)

1

変動成分を吸収を受けたpower lawと仮定すると傾きを説明できる



oﬀset→Mバンドが0でもHバンドに残る

スペクトル→吸収を受けたpower lawと反射の強度比を比較



一定成分は反射成分と考えられる変動成分(power law)

power law

反射成分
一定成分(反射成分)

まとめ

すざくを用いて36個の活動銀河核の時間変動を調べた



15-50keVで早い時間変動(5ks)する4天体を検出

時間変動を用いてスペクトルの成分分離

反射成分と吸収を受けた直接成分を分離

多成分の相関を取ることで輻射機構のモデルを限定

円盤モデルを支持
反射成分→day(〜105sec)での変動なし→反射体は1015cm以遠 (トーラスなど)
soft成分・直接成分→5ksの分解能で見て遅れがない→1014cmより狭い範囲

今後の課題と展望

早いタイムスケールでの変動解析


より細かなスケールへ :＜5ks(〜1014cm)

Hard側の観測はバックグラウンドでリミット


BGD低減→望遠鏡による撮像



硬X線領域での撮像観測→ASTRO-Hへ