VLBI WORKSHOP 2012

XX 線観測でわかってきた　　　線観測でわかってきた　　　　　 Ultra-fast OutflowUltra-fast Outflow の姿の姿

~~Radio-laud AGNRadio-laud AGN との関連から理論モデルまでとの関連から理論モデルまで ~~

お茶の水女子大学 D2 　野村真理子共同研究者 : 大須賀健 ( 国立天文台 ) 、和田桂一 ( 鹿児島大学 ) 、　　　　　須佐元 ( 甲南大学 ) 、三澤透 ( 信州大

学 )

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CONTENTSCONTENTS

1. Introduction 2. Observations

Ultra-fast outflowWarm absorber

3.Theoretical modelsラインフォース駆動型円盤風モデル ( 先行研究 &Our work)Supper-Eddington disk からの Clumpy outflow

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Introduction (1) AGN outflow Introduction (1) AGN outflow とは？とは？スペクトルに Blue-shift した金属元素の吸収線が観測されることで存在が示唆される観測される波長域や吸収線の線幅、観測される金属元素の種類などによっていくつかの種類に分かれている

可視 /UVBAL (Broad absorption line): 半値幅 >2000km/s, アウトフロー速度 ~10,000km/s, CIV などからなる吸収線NAL (Narrow absorption line) : 半値幅 <500km/s

X 線Ultra-fast outflow (UFO): FeXXV, FeXXVI による吸収線 , アウトフロー速度 >10,000km/sWarm absorber : Fe 以外にも C, Mg など多様な元素が見られる , アウトフロー速度 <2,000km/s

Outflow の起源は降着円盤風 (NLR/ トーラス起源のものも )

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Introduction (2) AGN outflowIntroduction (2) AGN outflow 研究 の重研究 の重要性要性

母銀河へのフィードバック　 Outflow は質量、運動量、エネルギーを周囲へと運ぶ。そのた

め星形成など母銀河の環境に影響を及ぼす降着円盤＋ jet への影響

　 Outflow が存在すると、母銀河から銀河中心への質量降着に影響を及ぼす。特に降着円盤から噴出する outflow は円盤の状態や jet の活動性と密接に関わっていると考えられる。

Outflow & jet の関連を探るには電波観測が重要

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ObservationsObservations

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Ultra-fast outflow (UFO)Ultra-fast outflow (UFO)

FeXXV, FeXXVI (He-, H-like な鉄 ) による吸収線のブルーシフトが 10,000km/s 以上のものを UFO と定義Tombesi らの研究によって、統計的な情報が得られるようになったSeyfert (type1+type2) の 40-50% に存在Radio-loud galaxy で UFO が観測された例はまだ 3 天体のみ　 (3C111, 3C120, 3C390.3)Radio-quiet と Radio-loud で UFO の性質の違いは見られない

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速度、電離パラメータ、柱密度速度、電離パラメータ、柱密度

Vout~0.1c log~3-6 logNH~23-24

破線 : non-UFO( 速度 10,000km/s

以下のもの )

Tombesi et al. (2011)

42 個の Radio-quiet galaxy (type1+2) について調べた結果

実線： UFO

Radio-loud galaxy でもこれらの特徴はかわらないVout~0.04-0.15c, log~4-5.6, logNH~22-

23 Tombesi et al. (201

0)

UFO

電離パラメータ :

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OutflowOutflow の位置と起源の位置と起源

UFO

non-UFO

Outflow ガスの位置の見積もり

上限値： rmax=Lion/NH 電離度のガスの分布する範囲 <R という制限から決まる

下限値： rmin=2GMBH/vout2

アウトフロー速度≧脱出速度の制限から決まる

r~3×10-4-10-2pc(100~1000RS ) 　　　　　　　　　　　　⇒降着円盤からのアウトフローが起源では

ないか

UFO

上限値

下限値

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質量放出率 質量放出率 & & 運動エネルギー 運動エネルギー

最大で

大きな質量＆エネルギー放出40-50% の Seyfert galaxy に存在 　　⇒ feed-back に大きな寄与

Tombesi et al. (2012)

UFO

UFO

non-UFO

non-UFO

UFO

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JetJet との関連との関連 (3C111)(3C111)Tombesi et al. (2012)2.4-10keV flux light curve

UFO UFO破線は UFO なし

K7-11: 　　　　　　　　　　　　　　　　　ジェットの knot 生成

UFO

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u7, u10: X 線 flux が増加している時 UFO が出現Radio-quiet な UFO でも同様の関係が見つかっている天体がある

2.4-10keV flux light curve

UFO UFO破線は UFO なし

K7-11: 　　　　　　　　　　　　　　　　　ジェットの knot 生成

JetJet との関連との関連 (3C111)(3C111)Tombesi et al. (2012)

UFO

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⇒dip-ejection cycle とoutflow 放出メカニズムが関連している

X 線 flux の dip→ X 線の増光と共に UFO 出現→ knot

数ヶ月X 線の dip→ 新しい knot の出現という” dip-ejection cycle” は 3C120 などでも確認されている (Marscher et al. 2002)

UFO

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Warm absorberWarm absorber

O, Mg など多様な元素の吸収線が観測される。Sayfert galaxy の ~50% に存在するVout~ 数 100- 数 1,000km/s, log~1-3, logNH~21-23

Outflow の位置数 1,000km/s のアウトフロー⇒数 10- 数 100RS (disk 起源 )

数 100km/s のアウトフロー⇒数 10pc (NLR, トーラス起源 )

Radio-loud AGN で warm absorber で観測された例はまだわずか (3C445, 3C390.3 3C382)

アウトフロー速度、電離パラメータなどは radio-quiet AGN と大きく変わらない

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質量放出率とエネルギー質量放出率とエネルギー

NRL/ トーラス起源と思われる Warm absorber のエネルギー放出率は accretion luminosity (=0.1) に対して無視できる程度

Torresi et al. (2012)

Warm absorber

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Radio-loudness Radio-loudness と質量放出率と質量放出率Radio-loudness

Radio-loudnessと　　　質量放出率に　　　正の相関

質量放出率 :

解釈① Radio-loudness が大きいほど、中心核部分からの質量放出そのもの ( 式の青線部分 ) が大きい解釈② Radio-loudness が小さいほど volume filling factor Cv が小さく Clumpy な構造をしている

Torresi et al. (2012)

Warm absorber

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SUMMARY 1SUMMARY 1

UFOSeyfert galaxy の 40-50% に存在する高階電離状態のアウトフロー速度 ~0.1c, 質量放出率は降着率の 10% 程度 , エネルギー放出率は大きいもので bolometric luminosity にも匹敵⇒ feed back に寄与BH から数 100RS の場所から噴出する disk wind が起源ではないか ?

Warm absorber Sayfert galaxy の ~50% に存在速度 ~ 数 100-1,000km/s, エネルギー放出率は bolometric luminosity の1% 以下で無視できる程度NLR/ トーラスからの wind が起源 ?( 速度が速く disk wind 起源のものも )

Radio-loud galaxy と outflowX 線の dip→X 線の増光と UFO→ 新しい knot というサイクルがある。　　　　　　　降着円盤 +outflow+jet の密接な関係を示唆 (3C111)

Radio-loudness が大きいほど warm absorber の質量放出率が大きい

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Theoretical Theoretical modelsmodels

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円盤風モデル円盤風モデル

observer

Elvis (2000)降着円盤大質量　　　　　　　　ブラッ

クホール

吸収線あり

円盤風

吸収線なし

観測角度で吸収線の有無がきまる！

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ラインフォース駆動型円盤風モデルラインフォース駆動型円盤風モデル

X 線が強く原子が電離されてしまう

Line force が働かない

領域 A のガスによって　　 X 線が吸収され

Line force が働くようになる

UV が吸収されLine force が弱くな

る

領域 A 　　 　　領域 B 　　 　　 領域 C100Rs 以下　　　 100~1000Rs 　　　 1000Rs

以上

降　着　円　盤ブラックホール

X 線源 UV が最も　強い領域

ガスの状態　　　高階電離　　　 中間電離　 中間電離円盤風

UV 光の束縛‐束縛遷移吸収によって受ける力 ( ラインフォース ) で生じる円盤風ガスの加速と電離状態を同時に説明できる

光　　　　 UV ， X 　　　 UV 　　　　 なし　　　　　　　　　

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輻射流体シミュレーション輻射流体シミュレーション

~10000km/s

BH

UV,X の 2 色の輻射輸送を解きつつ、ランフォースを考慮した流体計算UV 光源：標準降着円盤X 線光源： BH 近傍重力源： BH

標準降着円盤

密度

温度電離パラメータ

Proga & Kallman. (2004)

log

Line-driven disk wind model

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スペクトルの理論計算　スペクトルの理論計算　Proga & Kallman (2004) のシミュレーション結果 (密度、温度、柱密度、動径方向の速度分布 ) をもとに XSCORT(輻射輸送計算コード ) でスペクトルを計算光線に沿ったエネルギーごとの吸収とコンプトン散乱を考慮

input 50°57°62°65°

67°

密度が比較的薄く (n<108) 電離度も高いため吸収線は見られないLog =3.5~4.5 のガスが存在し、吸収線が観測されるNH>4×1025 と柱密度が大きくCompton 散乱によって輻射はほぼ完全に弱められている55°<<67° の範囲で X 線スペクトルに吸収線が現れる

Shurch et al. (2009)

Line-driven disk wind model

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観測との比較観測との比較50°

53°

57°

62°

6.76KeV EW: 45eV

7.05KeV EW: 65eV

6.700KeV EW: 60eV

6.990KeV EW: 112eV

NGC3516 Warm absorber

Shurch et al. (2009)

Warm absorber の観測と合うスペクトルが理論的に再現された

Line-driven disk wind model

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スペクトルの時間変動スペクトルの時間変動

t=9.5×106: 電離度大 & 密度小

t=0

t=4.4×106: 柱密度大

数日から数ヶ月スケールで時間変動が見られる

紹介した結果の他にモンテカルロシミュレーションを用いたスペクトル計算も行われている (Sim et al. 2010)

Line-driven disk wind model

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流体要素の軌道計算流体要素の軌道計算

重力源：　　　　　　　　　　　　　　　ブ

ラックホール

流体要素

UV 光源：標準降着円盤

光線

近似的に原点から測った　　　　　　　　光学的厚みで UV もX も減光 パラメーター

ブラックホール質量 & エディントン比円盤風の根元の密度と速度 (今回は固定 )

X 線と UV の光度比 (今回は固定 )

　　　　　　　高階電離 中間電離

ー log >6ー log 2.5<<6ー log 2<<2.5ー log <2

　 X 線光源：　　　　　　　　　　　　　　中心ブラックホール近傍　　　　　

　　　　 (点光源とみなす )

UV 光度の 0.18倍　　

軌道計算結果

Line-driven disk wind model

Nomura, Ohsuga, Wada, Susa & Misawa

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ー log >6ー log 2.5<<6ー log 2<<2.5ー log <2

　　　　　　　高階電離

中間電離

円盤風の構造と観測との比較円盤風の構造と観測との比較

81.6°

86.7°

82.5°

UFO

UFO 　　　 & BAL

BAL

BAL 及び UFO の観測結果BAL UFO

log <2 2.5-6

vmax >10,000km/s >10,000km/s

log NH >23 >22

見込み角ごとに　　　　　観測と比較

ラインフォース駆動型円盤風で UFO の特徴が再現できたUFO が観測される確率 : 9%BAL が観測される確率 : 10%

吸収線が観測される立体角　　　　　　　　　　　　　

　　　　　 4 　　

吸収線が観測 される確率 ＝

Line-driven disk wind model

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ブラックホール質量およびエディントン比依存性ブラックホール質量およびエディントン比依存性

Eddi

ngto

n ra

tio

エディントン比が大きく、ブラックホール質量が大きい場合に UFOが観測されやすい。吸収線が観測される確率はブラックホール質量 107M☉以上、エディントン比が 0.3 以上で 10-20% である。 Seyfert galaxy の 50%で観測されるという観測結果より少ない質量及びエネルギー放出率は　　　　　　　　　　　　　　　　　　　であり、観測から示唆される値とほぼ一致

UFO probability (%) Mass outflow rate/Leddc2

Line-driven disk wind model

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Supper-Eddington disk Supper-Eddington disk からの からの Clumpy outflowClumpy outflow

AGN outflow と jet が同時に発生する例Supper-Eddington disk からUFO で示唆されているようなパワフルで clumpy な outflow が発生中心核からは輻射により加速され、磁場によって collimate されたジェットが発生ラインフォースは考慮せず輻射はトムソン散乱のみ

Ohsuga, Mineshige and Takeuchi (in prep.)

jet

Clumpy outflow

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Future worksFuture works

ラインフォース駆動型円盤風に関してこれまでの計算は降着円盤表面の密度一定としていた、より現実的に密度の半径依存性を持たせた場合に wind の構造がどのように変化するのか ( 天文学会@ 大分にてポスター発表 )

より現実的な outflow の構造を知り、時間変動の起源を調べるため 3次元輻射流体シミュレーションを行う

観測者

降着円盤

AGNwind が分裂　　　　　　ガス雲が飛び出してくる

降着円盤の回転ブラックホール

降着円盤と共にガス雲も回転

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SUMMARY2SUMMARY2

理論モデルについてラインフォース駆動型円盤風

降着円盤からの UV 光を束縛‐束縛遷移吸収することで加速する円盤風であり、数 100RS から高速で噴出する。

2次元輻射流体シミュレーション + スペクトル計算によって Worm absorber などに見られる鉄の吸収線が再現された。Wind の軌道計算では、観測角度 ~80°から観測した場合に UFO の特徴 ( 速度、電離度、柱密度 ) が検出されることがわかった。UFO の観測される確率は 10-20%( これは観測に対して少ない )

Supper-Eddington disk からの Clumpy outflowジェットと高速で噴出する Clumpy outflow が共存