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 まとめ 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) 狭輝線1型セイファート銀河 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) src領域 bgd領域 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

データ解析(スペクトル解析) スペクトル解析の流れ 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 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 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 鉄輝線 軟X線超過成分 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) 鉄輝線 軟X線超過成分

フィッティング結果1 model:2power-law+pexrav 黒:FI-CCD(XIS0,XIS3) 赤:BI-CCD(XIS1) 緑:HXD/PIN powerlaw powerlaw pexrav

フィッティング結果2 model:diskbb+power-law+pexrav 黒:FI-CCD(XIS0,XIS3) 赤:BI-CCD(XIS1) 緑:HXD/PIN powerlaw diskbb pexrav

フィッティング結果3 model:compbb+power-law+pexrav 黒:FI-CCD(XIS0,XIS3) 赤:BI-CCD(XIS1) 緑:HXD/PIN powerlaw compbb pexrav

フィッティング結果4 model:cutoffpl+power-law+pexrav 黒:FI-CCD(XIS0,XIS3) 赤:BI-CCD(XIS1) 緑:HXD/PIN powerlaw cutoffpl pexrav 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

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!! 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5 mod:wabs*zedge*{diskbb+pcfabs*pow+pcfabs*(pexrav+zgauss)} 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6 mod:wabs*zedge*{pow+pcfabs*pow+pcfabs*(pexrav+zgauss)} 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7 mod:wabs*zedge*{compbb+pcfabs*pow+pcfabs*(pexrav+zgauss)} 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8 mod:wabs*zedge*{cutoffpl+pcfabs*pow+pcfabs*(pexrav+zgauss)} 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 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 TZ2

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