Energy (keV)

Report
X 線観測で迫るAGNの
セントラルエンジンの新描像
2012年2月24日
東京大学 牧島研究室
野田 博文
2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会
AGN セントラルエンジンからの放射
• 大質量ブラックホール(BH)の周りに降着円盤が形成
• 内縁で重力エネルギーが熱エネルギーに変換
• プロトンが電子を加熱し ~ 数百 keV に  X線帯域
keV2(cm-2 s-1 keV-1)
10-2
吸収の小さいAGNのX線スペクトル
鉄輝線
反射成分
10-3
円盤の黒体光子
(紫外光帯域)
PL
10- 軟X線超過
4
0.1
1
~10
1
2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会
10
Energy (keV)
100
0.1
波長 (nm)
0.01
AGN セントラルエンジンからの放射
• 大質量ブラックホール(BH)の周りに降着円盤が形成
• 内縁で重力エネルギーが熱エネルギーに変換
• イオンが電子を加熱し ~ 数百 keV に  X線帯域
逆コンプトン散乱成分
(パワーロ型成分; PL)
反射、鉄輝線
事象の地平線
円盤の黒体光子
(紫外光帯域)
高温電子雲
降着円盤
keV2(cm-2 s-1 keV-1)
10-2
吸収の小さいAGNのX線スペクトル
鉄輝線
反射成分
10-3
PL
10- 軟X線超過
4
0.1
1
~10
1
2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会
10
Energy (keV)
100
0.1
波長 (nm)
0.01
活動銀河核(AGN)の持つ軟X線超過
keV2(cm-2 s-1 keV-1)
10-2
吸収の小さいAGNのX線スペクトル
鉄輝線
反射成分
10-3
Elvis et al. (1994)
PL
10- 軟X線超過
4
0.1
1
10
Energy (keV)
100
軟X線超過 (Soft Excess, SE) の特徴
• 吸収の小さいAGNスペクトルに共通に見られる
• ~3 keV 以下に現れる、低エネルギー 側に向かって駆け上がる
• 構造の少ない滑らかなスペクトル
• 降着円盤の黒体放射で解釈すると、色温度は ~200 eV (T~200万 K)
質量108M◉のBHの円盤内縁温度 ~20 eV と比べ高すぎる
2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会
軟X線超過の過去の研究
Mkn 841 の 0.5-35 keV スペクトルフィット (Cerruti et al. 2011)
keV2(cm-2 s-1 keV-1)
吸収の小さいAGNのX線スペクトル
PL
反射成分
鉄輝線
10-3
鉄輝線 反射成分
PL
電離吸収
中性吸収
10-
軟X線超過
4
0.1
1
10
Energy (keV)
Warm Absorber説
100
10-2
keV2(cm-2 s-1 keV-1)
10-2
吸収の小さいAGNのX線スペクトル
反射成分
鉄輝線
鉄輝線 反射成分
PL
PL
10-3
10-
軟X線超過
4
1
0.1
10
Energy (keV)
100
Relativistic Reflection説
主流な2つの解釈
• 部分的電離吸収を受けた パワーロー(PL)成分 (Gierlinski & Done 200
• 相対論的になまされた電離反射成分 (Ross, Fabian & Ballantyne 200
…スペクトルフィットだけでは縮退 広帯域の時間変動に着目
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X線天文衛星「すざく」
• 2005年打ち上げ
• 日本で5番目のX線天文衛星
• 0.5-50 keVの広帯域を同時に観
測
XIS : 0.5-10 keV
HXD-PIN : 15-50 keV
• 硬X線帯域に高い感度
高感度、広帯域を活かし、AGNの軟X線超過の起源に迫る
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2010年観測の Mrk 509 の「すざく」データ
♢ SEの起源を探るため、 I 型セイファート銀河 Mrk 509 に着目
• F2-10 = 5.4 × 10-11 erg/s/cm2
明るく、吸収が小さいSEが顕著
20
-2
• 星間吸収 NH = 4.4 × 10 cm
• ブラックホール(BH)質量 2×108 M◉
典型的
• Eddington Ratio 10 %
♢ 軟X線、硬X線帯域の同時観測  すざくAO5 (PI: 野田) 2010/11/21~23 観測
10
得られたスペクトル
1
Count/s
• 0.5-45 keVの広帯域観測
データが得られた
• 2006年にも 30 ks ずつ4回観
測
様々なタイムスケールの
スペクトルの変化が得られる
10-2
露光時間 100 ks
XIS
10-4
0.5
1
2
HXD-PIN
10
5
Energy (keV)
40
2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会
Mrk 509 の時間変動
0.5−3 keV Count Rate
0.5-3 keV
~10%変動
3-10 keV
18-45 keV × 10
100
Time (ks)
200
3−10 keV Count Rate
102
keV2(cm-2 s-1 keV-1)
Count Rate (cnt/s)
得られたライトカーブ(10 ksビン)
鉄輝線
10-
反射成分
3
PL
10-4
• 0.5-3 keV と 3-10 keVはリニア
• 有意にオフセットが残る
このオフセットの原因は何か?
軟X線超過
0.1
1
10
Energy (keV)
100
2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会
Count–Count Plot 解析
10-1
0.5−0.8 keV Count
Rate
χ2/ν = 26.3/17
10-2
PL
variatio νFν
n -3
10
offset
0.18±0.04
3−10 keV Count Rate
10-
keV2(cm-2 s-1 keV-1)
2
鉄輝線
103
PL
10-4
軟X線超過
0.1
10-4
0.5
1
2
10
5
Energy (keV)
40
• 時間変動に着目し、観測中変動しない成分
の抽出に世界で初めて成功
反射成分
• Γ ~ 4.1のソフトな成分
• 内縁温度~20 eVに対して、色温度~0.16 keV
コンプトンが効いている可能性が高い
熱的コンプトン成分で解釈
100
2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会
1
10
Energy (keV)
Count–Count Plot 解析
0.5−0.8 keV
0.18±0.04
0.8−1 keV
0.20±0.05
10-1
10-2
νFν
1−1.2 keV
1.2−1.4 keV
10-3
0.21±0.05
1.4−2 keV
0.14±0.06
2−3 keV
10-4
0.5
1
2
10
5
Energy (keV)
40
• 時間変動に着目し、観測中変動しない成分
の抽出に世界で初めて成功
• Γ ~ 4.1のソフトな成分
0.13±0.11
• 内縁温度~20 eVに対して、色温度~0.16 keV
0.04±0.07
コンプトンが効いている可能性が高い
(全横軸) 3−10 keV Count Rate
熱的コンプトン成分で解釈
2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会
Count–Count Plot 解析
0.5−0.8 keV
0.18±0.04
0.8−1 keV
0.20±0.05
10-1
10-2
PL  Γ ~ 4.1
νFν
1−1.2 keV
1.2−1.4 keV
10-3
0.21±0.05
1.4−2 keV
0.14±0.06
2−3 keV
10-4
0.5
1
2
10
5
Energy (keV)
40
• 時間変動に着目し、観測中変動しない成分
の抽出に世界で初めて成功
• Γ ~ 4.1のソフトな成分
0.13±0.11
• 内縁温度~20 eVに対して、色温度~0.16 keV
0.04±0.07
コンプトンが効いている可能性が高い
(全横軸) 3−10 keV Count Rate
熱的コンプトン成分で解釈
2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会
Count–Count Plot 解析
0.5−0.8 keV
0.18±0.04
0.8−1 keV
0.20±0.05
10-1
10-2
PL  Γ~4.1
Bbody  T~0.16
keV
νFν
1−1.2 keV
1.2−1.4 keV
10-3
0.21±0.05
1.4−2 keV
0.14±0.06
2−3 keV
10-4
0.5
1
2
10
5
Energy (keV)
40
• 時間変動に着目し、観測中変動しない成分
の抽出に世界で初めて成功
• Γ ~ 4.1のソフトな成分
0.13±0.11
• 内縁温度~20 eVに対して、色温度~0.16 keV
0.04±0.07
コンプトンが効いている可能性が高い
(全横軸) 3−10 keV Count Rate
熱的コンプトン成分で解釈
2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会
時間平均スペクトルの解釈
keV2(cm-2 s-1 keV-1)
10-1
Noda et al. (2011a)
PL成分 (Γ = 1.82)
10-2
反射成分
(Ω = 1.6π)
熱的
10-3 コンプトン
T0 = 20 eV (fix)
Te = 0.5 keV
τ = 17.6
10-4
0.5
1
2
鉄輝線
(EW = 58 eV)
χ2/d.o.f.=335.5/305
5
10
Energy (keV)
20
• 時間変動解析とスペクトル解析の両面から、ソフト成分の抽出に成功
• 時間変動しているのは PL成分のみ
• ソフト成分は ~3日というタイムスケールでは変動していない
 2006年のMrk 509の「すざく」データと比較
2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会
ソフト成分の長期変動
keV2(cm-2 s-1 keV-1)
10-2
PL (Γ = 1.80)
反射成分
(Ω =
1.6π)
10-3
熱的
コンプトン
10-4
0.5
1
Spectral Ratio
1.6 (2010/11/21) ÷ (2006/4/25)
10-1 2006/4/25
1
鉄輝線
EW=60 eV
2
10
5
Energy (keV)
40
0.5
1
5
2
10
Energy (keV)
40
• 同一モデルで 2006年の 4/25、10/14、11/15、11/27 観測のデータも再現
PLの Γ や 反射成分の Ω は変化せず、熱的コンプトンの強度が変化
数日~数週間 (T > 200 Rg/c) のタイムスケールで変動し得
る
2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会
軟X線超過の起源
♢ SE を構成するソフト成分は PL と異なる、数日~数週間のタイムスケールで変動
• AGNに由来する
PL が生じるコロナと異なる Te、τ を
• 吸収によっては作られ得ない
持つコロナで生じる熱的コンプトン
• BH近傍の相対論的反射ではない
♢ 本研究と独立な多波長観測による結果
XMM/OM
FUSE Medhipour et al. (2011) 熱的コンプトンの
HST/COS
XMM/EPI
C-pn
熱的コンプトン
PL
パラメータ
T0 ~ 20 eV
Te ~ 0.2 keV
τ ~ 16
 独立な手法で
同一の結果
軟X線超過は連続成分(PL成分)の一部  連続成分は下に凸
2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会
Seyfert 1以外のAGNタイプ
コロナの放射が見える
AGNはSy1の他にもある
円盤の黒体光子
(紫外光帯域)
Seyfert 1~2
Broad Line Radio Galaxy
Radio Loud Quasar
Radio Quiet Quasar
•
•
2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会
様々なタイプのAGNの結果
それぞれのタイプのAGNの代表天体に同様の手法を適用
NGC7314 (Sy2)
I 型セイファート以外のAGNでも同様の結果AGN一般に存在する成分
(Noda et al. 2012 in prep)
2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会
AGNセントラルエンジンの新たな描像
Cyg X-1 (Makishima et al. 2008)
AGNのX線1次連続成分は一般に
• 単一 y (kT × τ) 逆コンプトンではな
い
• 単一のPLではなく、下に凸
ブラックホール連星と類似の描像
逆コンプトン散乱成分
(パワーロ型成分; PL)
反射、鉄輝
線
事象の地平線
円盤の黒体光子
(紫外光帯域)
降着円盤
+
温度が低く、光学的に厚く
時間変動の小さい (~200 Rg/c)
コロナ
高温電子雲2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会
AGNの広がった鉄輝線
Data / Model
近傍の代表的な明るいセイファートI型銀河 MCG-6-30-15
Tanaka et al. (1995)
ASCA
高温電子雲
事象の地平線
PL
鉄輝線、反射
降着円盤
最終安定軌道
4
6
Energy (keV)
8
HXD
Data / Model
Suzaku
6 Rg Schwarzschild
1 Rg
Extreme
BH Kerr BH
Extreme Kerr BH 仮説
Miniutti et al. (2007)
1
10
Energy (keV)
広い鉄輝線構造
縦横ドップラー効果+重力赤方偏移
強すぎる反射成分
空間の歪みによる光線の曲がり
2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会
AGNの広がった鉄輝線
Data / Model
近傍の代表的な明るいセイファートI型銀河 MCG-6-30-15
Tanaka et al. (1995)
ASCA
高温電子雲
PL
事象の地平線
降着円盤
最終安定軌道
4
6
Energy (keV)
8
HXD
Data / Model
Suzaku
6 Rg
1 Rg
Schwarzschild
BH Kerr BH
Extreme
Extreme Kerr BH 仮説
Miniutti et al. (2007)
1
10
Energy (keV)
広い鉄輝線構造
縦横ドップラー効果+重力赤方偏移
強すぎる反射成分
空間の歪みによる光線の曲がり
2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会
鉄輝線の広がりに対する連続成分の影響
①+②+③
鉄輝線は連続成分を引き算して、
プロファイルを作り、広がりを求める
(左図はブラックホール連星の例)
 広がりは連続成分の形に依存
1
①コンプトン化
された黒体放射
0.1
①’ 黒体放射
③鉄輝線
(Rin=6Rg)
0.01
MCG-6-30-15のケース
単一PL  Extreme Kerr
新描像  Schwarzschild BH
(a) 仮定したνFνスペクトル
(b) 疑似データの解析
100
10
1
縮退を解くため、
もう少し情報はないか?
時間変動の情報
(c) 疑似データ/モデル
1.10
1.05
1.0
0.95
コンプトン考慮せず
1
コンプトンを考慮
2
エネルギー (keV)
5
10
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MCG-6-30-15の時間変動
• XIS 3−10 keV帯域 と HXD-PIN 15−45 keV帯域の時間変動
• HXD-PINのカウントは XISのカウントに完全には追従していない
XIS と HXD-PIN の時間変動の相関により詳細に着目すべき
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時間変動に着目した解析
10-
keV2(cm-2 s-1 keV-1)
2
PL成分の変動
鉄輝線
10-
PL
軟X線超過
0.1
PLとは独立な
変動
変動しない
反射成分
10 ks bin
軟X線の強度 (3-10 keV)
二次元的なばらつき
PL成分と独立な変動
反射成分
3
10-4
keV2(cm-2 s-1 keV-1)
硬X線の強度 (15-45 keV)
軟X線と硬X線の強度相関
10-2
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100
PL成分
Γ ≃ 2.1
10-3
10-4
1
10
Energy (keV)
5
10
20
Energy (keV)
40
時間変動に着目した解析
High & Low
(Ratio
spectrato Γ=2 PL)
10 ks bin
軟X線の強度 (3-10 keV)
二次元的なばらつき
PL成分と独立な変動
keV2(Photons cm-2 s-1
keV-1)
硬X線の強度 (15-45 keV)
軟X線と硬X線の強度相関
High – Low の差分スペクトル
10-2
Γ ≃ 2.1
Γ≃1
10-3
10-4
2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会
5
10
20
Energy (keV)
40
keV2(cm-2 s-1 keV-1)
発見した変動成分の解釈
10-2
10-3
10-4
5
10
20
40
Energy (keV)
BH近傍で硬い成分を生じる物理過程
逆コンプトン散乱モデル  τ ≃ 10、Te ≃ 15 keV
光学的に厚く、温度が低い電子雲中で散乱
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時間平均スペクトルの解釈の比較
0.1
10-2
PL成分
10-3
10-4
鉄輝線
Rin ~ 2 Rg
反射成分 Ω ~ 8π
5
10
20
Energy (keV)
40
keV2( cm-2 s-1 keV-1)
keV2( cm-2 s-1 keV-1)
0.1
10-2
PL成分
新成分
10-3
鉄輝線
反射成分
10-4
5
10
Rin ~ 10 Rg
Ω ~ 3.5π
20
40
Energy (keV)
Schwarzschild BHによる解
Extreme Kerr BHによる解
釈
釈
(Noda et al. 2011b)
(Miniutti et al. 2007)
時間変動の情報を考慮すると連続成分は下に凸(新描像)
 Extreme Kerr BH 解釈は必要ない
鉄輝線の広がり(BHのスピン決定)に対する影響がわかった
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次期X線天文衛星ASTRO-H
• 概要
2014年打ち上げ予定
日本で6番目のX線天文衛星
広帯域かつ高感度を実現
軟X線分光検出器
(SXT-S+SXS) : 0.3-12
keV
軟X線撮像検出器
(SXT-I+SXI) : 0.4-12
keV
現在開発中
軟ガンマ線検出器
(SGD) : ~50-600 keV
コンプトン運動学を用いた新しい検出器
(野田修論 2011参照)
硬X線撮像検出器
(HXT+HXI) : 5-80 keV
すざくHXDより2桁高い感度で撮像
2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会
~14 m
ASTRO-H の感度
2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会
ASTRO-H に期待される成果
☆連続成分の研究(SXI+HXI+SGD)
• PLのカットオフ
• 反射の立体角
• ソフトコンプトンの変動
☆輝線、吸収構造の研究(SXS)
• 細い鉄輝線と広がった
鉄輝線を分解
• 電離吸収構造の決定
Mrk 509 の
ASTRO-Hスペクトル
XIS
SXS
SXI
HXI
SGD
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ASTRO-H に期待される成果
☆連続成分の研究(SXI+HXI+SGD)
• PLのカットオフ
• 反射の立体角
• ソフトコンプトンの変動
☆輝線、吸収構造の研究(SXS)
• 細い鉄輝線と広がった
鉄輝線を分解
• 電離吸収構造の決定
Mrk 509 の
ASTRO-Hスペクトル
XIS
SXS
SXI
HXI
SGD
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検出器開発の様子
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7. まとめ
• I 型セイファート銀河Mrk 509 の軟X線帯域に、PLよりも遅い変
動を持つソフトコンプトンが存在することをつきとめた。その結
果、軟X線超過が一次成分の一部として解釈できることが分かっ
た。
• I 型セイファートMCG-6-30-15の「すざく」データを硬X線帯域の
変動に着目して再解析した。その結果、PLと独立なコンプトン成
分を発見し、鉄輝線に大きな広がりは必要ないことが分かった。
• 上記の2つのセイファート以外でも、コロナがMulti-Zone
Comptonization (MZC) 状態にあり、AGN 一般にMZC描像が成
り立つことが見えて来た。
• 現在、AGNセントラルエンジン研究の決定打を打つことが期待さ
れる次期X線天文衛星ASTRO-Hを開発中である。
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