活动星系核与黑洞 模拟工作进展 袁为民 1 袁业飞 2 苟利军 1 周新霖 刘元 3 刘柱 潘海武1 1) 中科院国家天文台 袁为民 1 袁业飞 2 苟利军 1 周新霖 刘元 3 刘柱 潘海武1 1) 中科院国家天文台 2)中国科技大学 3)中科院高能物理所

科学问题和观测目标 近邻AGN的黑洞自旋测量 －》宽Fe 线 黑洞附近的动力学 －》X射线时变、QPO SMBH是如何增长的？ 喷流是如何形成的（与自旋的关系）？ 吸积盘冕的结构 －》时延 反射发生区域 Fe线／反射成分／连续谱 软X射线超 软／硬 X 黑洞附近的动力学 －》X射线时变、QPO 强场下GR的观测检验 －》亚轨道时标Fe线轮廓 见业飞报告

XTP effective area ~5x XMM PN @1keV ~6-7x PN @6keV(?)

Simulated Observation of Broad Fe Line Note: the effective area and response matrix for the original design of XTP is used ! Aeff ~ 1m2 @1keV focusing telescope   MCG-06-30-15 XTP MCG-06-30-15 XMM a=0.81 deviation ~ 0.15

Simulated detections in not-so-bright AGNs 2.6E-12 erg/s/cm**2 (2-10keV) 50ks 300ks a=0, EW=100eV a=0, EW=100eV a=0, EW=300eV a=0, EW=300eV a=0.5, EW=300eV a=0.5, EW=300eV a=0.9, EW=300eV a=0.9, EW=300eV

下一步工作 用更实际的XTP响应文件和背景文件模拟 加入高能能段（~40keV）数据，考察反射连续谱数据对自旋测量精度的影响 给出最亮一批AGN的黑洞自旋测量精度 给出能够测量自旋的AGN流量极限和数目

X-射线时延：探索吸积盘/冕的结构 估计X-射线发射区（冕）与盘的距离， Lag Fe线产生区域的距离 目的：通过模拟说明XTP可以做到什么程度（比XMM） 可以做多亮的源 NGC 4151: Fe Ka Energy

软X射线时延 1H 0707-495 ： 流量（0.5-10kev）：4.035e-12 ergs/cm^2/s 模拟的光变曲线添加的相位差 1H 0707-495的软X射线时延 模拟的光变曲线的时延(没有考虑泊松噪声)

软X射线时延 XTP观测得到的1H 0707-495的软X射线时延 比1H 0707-495弱5倍源的软X射线时延 左下角是不同强度源模拟得到的100次结果，在指定频率下得到的平均的时延，以及标准偏差。在五六倍的时候偏差已经有些大了。 1H 0707-495 : -44.259345±6.49165 弱四倍的源: -44.199002±14.947 弱五倍的源:-45.237715±16.1638 弱十倍的源:-43.837532±19.5385 比1H 0707-495弱10倍源的软X射线时延

Time lag and Black hole mass relation A relation between black hole mass and soft X-ray time lags (De Marco et al. 2013a) A relation between black hole mass and Fe Ka line lag (Kara et al. 2013b)

软X射线时延和黑洞质量的关系 XTP观测得到的时延和黑洞质量的关系图 实现是Marco et al. 2013得到的关系，也是进行模拟时用到的关系。 三个源依次是NGC 4395,1H 0707-495，NGC6860 XTP观测得到的时延和黑洞质量的关系图

大质量黑洞的时变观测 测量AGN功率谱密度的特征截断时标 T 测量AGN中的X射线准周期振荡QPO。 IMBH AGN NGC4395 测量AGN功率谱密度的特征截断时标 T M~10^5 Msun, T~10^3s 测量AGN中的X射线准周期振荡QPO。 目前只在一个AGN中探测到REJ1034 (Gierlinski et al. 2008 Nature) 模拟XTP可以在多亮的AGN中测量PSD 截断时标？ 有多少AGN能测到？ 方法：从PSD出发，模拟光变曲线 --》模拟PSD Vaughan et al. 2005

折断频率 NGC 4395： 流量（0.5-10kev）： 6.6341e-12 ergs/cm^2/s 平均计数率（counts/s）： 1.04455(XMM-Newton) 5.87688(XTP) NGC 4395的功率谱形状（Vaughan et al. 2005） 结论：比NGC 4395弱5-7倍的源可探测（流量 1e-12 ergs/cm^2/s量级） 比NGC 4395弱七倍源的功率谱形状 XTP观测得到的NGC 4395的功率谱形状

QPO RE J1034+396： 流量（0.5-10kev）： 4.4025e-12 ergs/cm^2/s 平均计数率（counts/s）： 6.75881(XMM-Newton) 13.5615(XTP) RE J1034+396的功率谱形状 对于J1034的功率谱拟合的谱型是斜率为-2的幂率谱加上一个洛伦兹谱型的QPO，品质因子（线宽）为16. 右上角飞出来的数值是在各种强度下模拟了十万次（产生1000次光变曲线，每次光变曲线增加泊松噪声循环100次），得到的功率谱中QPO的置信度大于95%，99.73%，99.99%的次数。个人觉得弱三四倍算是还不错的结果，不过QPO能否探测最主要的还是取决于有没有真正的QPO新号出来。 XTP观测得到的RE J1034+396的功率谱 比RE J1034+396弱十倍源的功率谱

95% 99.73% 99.99% RE J1034+396: 92274.0 82769.0 70538.0 弱三倍的源: 85068.0 72966.0 59268.0 弱四倍的源: 82493.0 68858.0 53078.0 弱五倍的源: 78834.0 63699.0 47142.0 弱十倍的源: 67993.0 49266.0 32258.0

黑洞附近的物质和动力学 NGC3516的铁线随时间的变化（谱线在能量和时间上的分布）；其周期与黑洞的ISCO时标相符合（Iwasawa et al. 2004） 一个有效的方法是观测铁的宽发射线在ISCO轨道周期里的变化。尽管这方面的观测很少，但有数据表明在ISCO轨道周期里铁的宽发射线有着强烈的变化（图4左； Iwasawa et al. 2004），这意味着铁线的辐射在内盘是不均匀和稳定的，极可能是受到一些辐射的亮斑的调制，因此我们有可能通过轨道周期内铁线的变化来追踪这些亮斑的轨道运动。 e.g. Bardeen et al. (1972) 通过测量周期T和拟合X射线耀斑的距离来限制自旋a (spin) 和质量。 7rg<r<16rg 模拟的XTP观测结果

Matter and dynamics very close to BH AGN SMBH of 10^6—10^8Msun，ISCO的轨道周期约为0.1-10小时量级。每一个轨道周期的光子计数要比BHXB多好几个量级。 适合于进行短于轨道时标上的探测,如铁的宽发射线在ISCO轨道周期里的变化 Reynolds & Nowak (2003) Armitage & Reynolds (2003) 探测吸积盘上X射线亮斑的动力学 测定BH mass and spin 可能检验强引力场中的GR metric 详见业飞报告

Simulated E-T diagram 见业飞、刘元报告 NGC3615 1mCrab 10mCrab

总结 取得了阶段性进展 预期应该可以完成XTP之AGN核心科学目标模拟 时间？几个月？