2023.09.14 なゆた望遠鏡ユーザーズミーティング

近傍セイファート銀河 NGC 4151 の最高エネルギー分解能X線観測との同時赤外線モニター観測
峰崎岳夫、葉与衡 （東京大学）
野田博文（大阪大学）、小久保充（国立天文台）、斎藤 智樹（兵庫県立大学）

活動銀河核（Active Galactic Nuclei）• 銀河中心部の狭い領域からの巨大な放射
58− 銀河中心超巨大ブラックホール（SMBH）への質量降着
To better emphasize the slight variation in M /M
, we plot this ratio expressed as a perc
•bulge• SMBH 成長と銀河進化の関係（共進化）against bulge mass in Figure 18. A direct fit to these points gives" !
"!
"0.14±0.08!
MbulgeM•= 0.49+0.06, intrinsic scatter = 0.29 dex.
100
−0.05
Mbulge1011 M"(BH mass ratios range from 0.1 % to ∼ 1.8 %, with NGC 4486B and NGC 1277 standing out at 1− AGN 現象の発現と進化のメカニズム（feeding）
and 17 %, respectively. The systematic variation in M /Mwith M
is one reason why A
feedback has little effect on galaxy structure at low BH masses and instead becomes importantthe largest BH masses (Section 8). Note: the RMS scatter ∆ log M = 0.327 in Figure 18 (top− AGN 現象の銀河星形成活動への影響（feedback）
only marginally smaller than ∆ log M = 0.341 in the luminosity correlation (Figures 16 and 1•

bulgebulge••NGC 4151(𝐿!"# ~10$) 𝐿&'( )Image credit: wikipedia

3C273(𝐿!"# ~2×10$% 𝐿&'( )PanSTARRS DR1 color(Aladdin Lite used)

SMBH 質量

Conversion from LK,bulge to Mbulge does not make much difference for old stellar populations.

Kormendy & Ho 13銀河のバルジ成分の恒星の質量

活動銀河核（AGNs）• 広い波長範囲で強い放射− SMBH 周囲の様々な構造から様々な波長の放射− 降着円盤、ホットコロナ、電離ガス雲、ダスト− 非球対称の遮蔽構造− 観測者の視線方向によってスペクトルの特徴が異なる
狭輝線領域
広輝線領域

SMBH+
降着円盤

クエーサーの放射のスペクトルの模式図

Hickox & Alexander 18Illustration by
NASA/CXC/M.Weiss)中性鉄蛍光輝線• AGN の X 線放射− SMBH 近傍の hot corona からの一次X線（power-law 的）− 「反射」成分（蛍光輝線、Compton hump）• X線蛍光鉄輝線− 鉄の内殻電子の光電効果にともなう準位間遷移で生じる輝線− FeKα輝線：鉄の L 殻電子の K 殻への遷移− E(FeKα) = 6.4 keV （鉄原子）
一次X線

FeKα
AGN X線スペクトル成分の模式図
Risaliti & Elvis 04

https://www.mst.or.jp/method/ta
bid/168/Default.aspx

中性 FeKα 輝線• FeKα 輝線− 周囲にある物質中の鉄が一次 X 線を吸収・再放射（「反射」）− 低電離鉄イオンの FeKα輝線のエネルギーは鉄原子の場合とあまり変化しない（→まとめて「中性」FeKα 輝線）− 低電離ガス、中性ガス、分子ガス、ダストの有無など、ガスの状態によらず同様に生じる− 遮蔽構造に対して透過力が高い− →AGN 内部の SMBH 周囲の構造の質量分布のトレーサー

AGN での FeKα輝線の発生メカ
ニズムの模式図
Ricci+ 11

中性 FeKα 輝線放射領域
Shu, Yaqoob, & Wang

2×10−4 3×10−4 4×10−4• ダストトーラスによる反射
NGC 4945

2×10−3 3×10−3 4×10−3

The Astrophysical Journal, 738:147 (9pp), 2011 September 10Circinus• 放射領域が異なる成分が存在？

photons cm−2 s−1 keV−1

photons cm−2 s−1 keV−1− 一次X線放射に対して FeKα輝線が強い− 大きな被覆率、柱密度が必要
10−310−4− 輝線幅（ビリアル関係： 𝑀!" ∝ 𝑟×(∆𝑣)# ）

Δ𝑣

6

エネルギー
6.5
77.50

photons cm−2 s−1 keV−1

輝線の明るさ2×10−410−405.5

377.5

NGC 1068

5.5

Rest Energy (keV)
4𝑟photons cm−2 s−1 keV−1

NGC 6240

NGC 1068
Chandra HETG
(Shu+11)

5×10−410−300− BLR ~ dust torus （TM&KM 15）
5.5
66.5
7
7.5
5.5
66.5
− 時間変動する輝線成分はもっと幅が広い（Miller+18）
Rest Energy (keV)
Rest Energy (keV)

66.5
Rest Energy (keV)

77.5

, 2019 October 10

Zoghbi, Miller, & Cackett

中性 FeKα 輝線放射領域• 放射領域が異なる成分が存在？
− 反響探査− BLR （Noda, TM+22）− BLR でも内側より（Zogbhi+ 19）− 時間変動タイムスケール− order of 1 pc (Andonie+ 22)− 直接撮像Image Credit : NASA/JPL-Caltech− 拡がった成分の存在 (e.g., Arevalo+14)
18:30

The Astrophysical Journal, 791:81 (21pp), 2014 August 20

Arévalo et al.

NuSTAR aperture-65:20:00.0

CGX130.0

Nucleus
CGX230.0

21:00.0

Declination

30.0

19:00.0

Circinus galaxy(Arevalo+14)

NGC 4151
Zogbhi+19

22:00.0

Circinus galaxy
ed in Section 3.4 to the NuSTAR(Arevalo+14)
gure. The absorbed power law
ctral data and total model in the30.0

25.0

20.0

15.0

10.0

05.0

14:13:00.0

55.0

12:50.0

Right ascension

Figure 2. Chandra ACIS image of Circinus. The green dashed circle shows the extraction region used for the NuSTAR spectra. The point sources modeled individually
are marked in white solid lines. The next four brightest point sources are marked in blue and a sample of dim point sources are marked in green. The circles around56000X線可視多波長モニター観測• NGC 3516 (Noda, TM+16, 23)− すざく衛星と国内地上望遠鏡（ピリカ、みつめ、木曽シュミット、なゆた、かなた）との同時観測（~1年）− 可視光、一次X線放射、中性 FeKα 輝線いずれも大きな変光− 光度時間変動について互いに高い相関42Flux density (mJy)0215Suzaku 2–10 keV continuum
Suzaku 2–10 keV continuum
Suzaku 2–10 keV continuum
44
Swift 2–10 keV continuum
Swift 2–10 keV continuum
Swift2–10 keV continuum
Suzaku narrow Fe-Kα
Suzakuline narrow Fe-Kα
Suzakuline narrow Fe-Kα line

63FeK𝛼422

1

X-ray cont.

0032Fe-Kα flux (10-13 erg s-1 cm-2)

68-1 -2 flux
NarrowFeK𝛼Fe-Kα flux(10-13 erg slinecm )2–10 keV continuum flux (10-11 erg s-1 cm-2)8

2–10 keV continuum
flux (10-11 erg s-1 cm-2flux)
Flux density (mJy)flux X-ray
Opticalcontinuum

N A R ROW F E -Kα R E V
NEA
RR
BROW
E R ATF
IO
E -Kα
N MA
R
PE
PV
IN
E
N
G
R
A
B
O
R
E
ROW
FRC
AT
HIA
F
ON
E
NG-Kα
M
I NA
GP
R-L
PE
IO
N
VO
GER
KO
B
AGN
F
EC
R AT
HAIN
OG
N IMNGA-LP PO
IN
OG
K O
AGN
F CHAN
5 G I N G -L O O K AGN

4321

100

optical2

Optical (B band + 0.5
OpticalmJy) (B band + 0.5
OpticalmJy) (B band + 0.5 mJy)

10056200 56000 56400 56200 56600
56000
56400 56800
56200
56600 57000
56400
56800 57200
56600
57000
MJD
MJD
MJD

観測日

NGC 3516,
56800
57200 57000
Noda,
TM+15, 2357200

keV continuum
Figure 2. (Top)flux in2–10
black
keV
andcontinuum
narrow
FigureFe-Kα
2.flux(Top)inemission
black
2–10 keV
andlinenarrow
continuum
flux inFe-Kα
red.flux
Filledemissionin black
and openline
and flux
narrowcircles
in red.
areFe-Kα
theFilleddata
emission
andof Suzaku
openline
circlesflux(Tableinarered.
2)theand
FilleddataSwift,ofandSuzaku
open circles(Table are2) andthe Swift,
data of Suzaku (TableX線可視多波長モニター観測• 中性 FeKα 輝線の反響探査− X線連続光・可視連続光の変光に対する FeKα輝線変光の遅延時間の測定：𝜏 FeK𝛼 ~10 日− 過去の可視連続光に対する広幅Hβ輝線変光の遅延時間に近い− FeKα輝線は BLR のガス雲で生じている
FeKα輝線変光の可視変光に対する遅延（Noda, TM 23）
720

DENNEY ET AL.

Vol. 721

020 （日）（日）
可視連続光と広幅Hβ輝線の光度曲線と広幅Hβ輝線の遅延（Denney+ 10）

X線可視多波長モニター観測• 中性 FeKα 輝線と一次X線の光度変動の相関− 中性 FeKα輝線は異なる放射領域を起源とする２成分よりなる− X線連続光と強い相関示す大きな変光成分(~BLR)− 時間変動が小さい→大きく広がった（>pc）放射領域
NARROW F E -Kα R EVERBERATION M APPING OF C HANGING -L OOK AGN
8AGN

9555
Table 3. Time lags in days of the narrow Fe-Kα line to the 2–10 keV
Suzaku
2–10keV light
continuum
Suzaku
2–10
Suzakucontinuumand B-band
curves, derivedwith keV
the ICCFcontinuum
andJAVELIN 2–10 keV continuum
44analyses.
Medians
and 1σcontinuum
uncertainties
tabulated.
Swift
2–10keV
Swift are
2–10keV continuum
Swift2–10 keV continuum
X-raycont. shifted by 104days

Narrow
Fe-KαFeK𝛼flux (10-13 ergline
s-1 cm-2) flux
Fe-Kα fluxFeK𝛼(10 erg s linecm ) flux
Narrow

Suzaku narrow Fe-Kα
Suzakuline narrow Fe-Kα
Suzakuline narrow Fe-Kα line

+12.6
8.0−33.2

10.9+4.5−9.4

JAVELIN (−50–50 days)

4.9+10.5−30.3

10.1+5.8
−5.6

FeK𝛼

43323232

Fe-Kα flux (10-13 erg s-1 cm-2)

ICCF (−300–300 days)

4

Fe-Kα flux (10-13 erg s-1 cm-2)

B band−2

Suzaku+Swift–1

6

Primary continuum–13-2
2–10 keV continuum
flux (10-11 erg s-1 cmflux)
Flux density (mJy)
Opticalflux X-raycontinuum

E -Kα R E V
NEA
RR
BROW
E R ATF
IO
E -Kα
N MA
R
PE
PV
IN
E
N
G
R
A
B
O
R
E
ROW
FRC
AT
HIA
F
ON
E
NG
-Kα
M
I NA
GP
R-L
PE
IO
N
VO
GER
KO
B
AGN
F
EC
R AT
HA
IN
OG
N IM
NG
A
-L
P PO
IN
OG
K OAGNF CHAN
5 G I N G -L O O K

line as a reasonable substitute, having better statistics and be2
ing conventional as the energy range, of the 7–10 keV band
2
1
11continuum.
X-raycont.
Finally, we conducted the JAVELIN analysis using the Bband light curve as the primary continuum, which has better1
coverage and is reasonable (see discussion in the previous0000
subsection and Noda et al. (2016)), instead of the 2–10 keV
2light curve,
employing
thesamecalculation
settings.
FigOptical(Bband+ 0.5
OpticalmJy)(B band+ 0.5
OpticalmJy) (B band + 0.5 mJy)
opticalure 5 shows the obtained posterior distribution of τ and the00 00.5
11.5
22.5
31
best-fit light curve models. The time-lag τ was determined–11–1−20+5.8
2–10keVcontinuumflux(10ergscm)
to be τ = 10.1−5.6 days (the median and 1σ errors).
X-ray cont. flux
0Both the JAVELIN analysis results of τ with the 2–10 keVFigure 6. Correlation between the 2–10 keV continuum and narrow Fe-Kα0 56000 56400 56200 56600
56000
56400 56800
56200
56600 57000
56400
56800 57200
56600
57000 56800
57200 57000
57200
fluxes at Epochs 1–7. Black and red show the data points, in which the time
continuum andMJD
B-band light-curves were foundto be conMJD
MJD
lags of the Fe-Kα to the 2–10 keV continuum flux are assumed to be 0 days
観測日
sistentwiththoseline
obtainedwith
theICCFanalyses.
Table3 Noda,
ack
0 keV
andcontinuum
narrow
FigureFe-Kα2.flux(Top)inemission
black
2–10 keVandlinenarrowcontinuum
flux inFe-Kα
red.flux
Filledemissionin black
and openand flux
narrow
circlesin red.
areFe-Kα
theFilleddata
emission
andof Suzaku
openlinecircles
flux(Tableinarered.
2)theand
Filleddata
Swift,ofandSuzaku
open circles
2) andthe Swift,
Suzaku (Table 2) and Swift,TM+
23areand10.1
days, (Tablerespectively.
Red data
dottedofline
shows a best-fit linear functionm)
an B-band
0.5 mJyrespectively.
lightoffset.
curve (bottom)
with an 0.5
B-bandmJy offset.
light curve with an 0.5 mJy offset.
summarizes the results.
obtained by fitting the red data points only considering the errors of narrow

00

phabs
mn279
densityfitting,and the(Nthe) ofcolumn
phabs
297
densityandEpochthe(N7photon) of
which
phabs
297theEpochandsource
the
7 was
photonin which
too faint297
the tosource
Epochconstrain
7
wasin toowhich
the faint
thetosource
constrain
was thetoo faint to constrain theHphoton
Hin

XRISM 衛星• 2023年9月7日うちあげ成功
ライブ中継：https://www.youtube.com/watch?v=RV59wONfrHUXRISM 衛星による NGC4151 PV phase 観測• XRISM 衛星

軟X線分光装置 Resolve− 最高エネルギー分解能＠FeKα輝線: 200-300 km/s
（Chandra HETG : ~1900 km/s）• NGC 4151 の性能検証期間(PV phase) 観測− 2023年12月-2024年1月、2024年4-7月に４回の観測− FeKα輝線フラックスの時間変動− FeKα輝線プロファイルとその時間変動− 峰崎は XRISM Guest Scientist として参加

回転運動する放射領域のシミュレーション

放射領域半径の異なる成分の輝線プロファイル変化の模式図

NGC4151 フォローアップ観測計画• 概要− 異なる領域・構造からの光赤外線放射の時間変動を観測する− 紫外線可視連続放射（降着円盤）、広幅 Hβ 輝線（BLR）、近赤外線連続放射（ダストトーラス）− XRISM PV フェーズ観測との同時モニター観測を遂行し、中性 FeKα輝線放射領域を同定する− 異なる放射変動の時間相関（反響探査）、光度相関− 輝線プロファイルとビリアル関係、運動情報• 観測計画− 可視連続測光：木曽観測所（全天モニター観測データ）− 可視分光 : せいめい望遠鏡（2023B採択、2024A申請予定）− 近赤外線測光：なゆた望遠鏡（2023A採択、2023B申請審査中）、
岡山 OAOWFC（2023年〜）

なゆた望遠鏡による NGC 4151 モニター観測• なゆた望遠鏡 NIC− J, H, K バンド、5 秒積分 x 10 dithering positions− 2024年4月〜、おおむね１回/週（一般共同利用継続観測枠）− 良シーイングによる高い空間分解能− 母銀河を差し引いて AGN 赤外線フラックスを抽出− フラックスの時間変動成分だけでなく、絶対値を議論可能に− 試験的解析→赤外線光度の長期的な時間変動を検出
magnitude difference (arb. unit)− 精度と効率向上のため 2023B 観測・解析手順にフィードバック
-0.1

H バンド
00.1

0.2

4080

MJD-60000

120

まとめ
• NGC 4151 の XRISM による観測− 世界最高エネルギー分解能による FeKα 輝線の時間変動観測− SMBH を取り巻くのガスの分布と運動情報• NGC 4151 の光赤外線同時モニター観測− 様々な放射の時間変動からからガスの「状態」と構造− 降着円盤、BLR、ダストトーラス• FeKα輝線の光度・プロファイル変動との相関解析− FeKα 輝線の放射領域の同定− SMBH を取り巻くのガスの分布・構造・状態・運動を理解

2023B〜2024A が本番です
よろしくお願いします