X線で探るBHとその周辺

Report
MAXI
「すざく」
X線で探る
ブラックホール(BH)とその周辺
磯部直樹
(京都大学宇宙物理学教室; [email protected])
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
1
自己紹介







氏名 : 磯部 直樹 ([email protected])
生年月日 : 昭和49年4月10日 (36歳)
PhD : 東京大学 理学系研究科
所属 : 京都大学 理学研究科 宇宙物理学教室
身分 : 特定研究員(G-COE) : 要するにPD (9年目に突入)
夏の学校13年ぶり、コンパクトオブジェクト分科会は初体験
– 鈴木座長へ感謝 : “永遠の若手の一人として迎えさせていただきます”
専門 : X線天文学, ジェット, ブラックホール
– 活動銀河中心核ジェット
電波銀河3C 452
 電波銀河ローブによるジェットのエネルギー測定
 ブレーザーの活動世の研究
– 超光度X線源(ULX)の正体
 中質量BH候補
– 全天X線監視装置MAXI
(Isobe et al. 2002)
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
2
なぜBHの研究を始めたのか?
NGC 4945銀河
2005年8月
2006年1月
赤外線
X線「すざく」 0.5 – 10 keV
•「すざく」によるNGC4945銀河の観測で、新しいBH天体(ULX)を発見
•Suzaku J1305-4931と命名(Isobe et al. 2008)
•じつは、BH研究ではかなりの”若手”である (BH歴4年)
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
3
今日の内容
恒星質量BH
BHの分類
中質量BH(候補)
巨大BH
(Matsumoto et al. 2001)
M82のX線画像
•質量 (5 – 15) M☉
•GRS1915+105
14±4 M☉
•重たい星(>30M☉)の
進化で出来る
2010年8月3日
• (数10 – 1000) M☉
•21世紀の初頭に
“発見”
•本当に存在する?
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
•質量 (106 – 109) M☉
•ほぼすべての銀河
の中心に存在
(Miyoshi et al. 1994)
4
系内BHのスペクトル状態
MAXI
「すざく」 XIS
HXD
Slim disk状態
Tin > 1 keV
X線光度LX/LEdd
1
Slim disk
状態
Very High
状態
High/Soft状態
Tin ~ 1keV
0.1
High/Soft
状態
G~2
0.01
GRO J1655-40
LEdd : エディントン限界
(Done et al. 2007)
2010年8月3日
Low/Hard
状態
(重力 = 輻射圧)
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
5
High/Soft状態と標準降着円盤
温度 T ∝ r
最内縁半径 Rin

-3/4
BH

E FE

[keV(keV/s/cm2)]

黒体輻射
(Makishima et al. 1986)
光子のエネルギー E(keV)
2010年8月3日
標準降着円盤 (Shakura & Sunyaev 1973)
– 降着⇒熱⇒輻射
– 光学的に厚い、幾何学的に薄い
降着円盤多温度黒体輻射
– Multi Color Disk (MCD)/DiskBB
観測量
– 内縁温度 Tin
– 光度Ldisk =4 p s Rin2 Tin4
 内縁半径 Rin
Schwarzschild (無回転) BH
– 最終安定軌道(ISCO) : 3RS=Rin
– Schwarzschild 半径
RS = 2GM/c2 = 2.95 km (M/M☉)
 (M/M☉) = Rin / 8.86 km
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
6
High/Soft状態と標準降着円盤
BHのHR図
Makishima et al. 2000
1039 ergs/s
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
7
Disk wind : 「すざく」による4U 1630 - 472
「すざく」による4U1630-472のスペクトル
XIS
HXD
High/Soft状態
MCD成分
Fe吸収線
PL成分
Kubota et al. 2007
H-like, H-likeのFe吸収線
• Blue shift ~ 1000 km/s
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
He-like H-like
8
Low/Hard状態


Disk成分が弱い
PL成分が強い
– G = 1.5
– E~100 keVに折れ曲がり
逆コンプトン散乱
(Comptonize)
ISCOまで
伸びない
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
電子温度
Te ~ 100 keV
PL成分
コロナ
9
Low/Hard state
「すざく」によるCyg X-1のスペクトル
(Makishima et al. 2008)
反射
鉄輝線
1
10
100 keV
「すざく」によるGRO J 1655-40も同様
(Takahashi et al. 2008)
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
コンプトン
•二成分のコンプトンコロナ
Te ~100 keV
t1 ~ 1.5, t2 ~0.4
時間的 or 空間的 ?
•それぞれのコンプトン成分
が反射成分(+鉄輝線)を伴う
•Disk成分
Rin ~ 10 RS
Tin ~ 0.2 keV
10
Slim disk状態 : XTE J1550-564
XTE J1550-564のHR図
RXTE衛星によるスペクトル
MCD
PL
MCD
(Kubota & Makishima 2004)
PL
1998年9月に発見されたBH連星
M = (8.4– 11.2) M☉ (Orzo et al. 2002)
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
11
Slim Disk モデル

BH
温度 T ∝ r
(0.5 < p <0.75)
–p
E FE [keV(keV/s/cm )]
2
∝ E4-2/p

MCD (Makishima et al. 1986)
光子のエネルギー E(keV)
2010年8月3日


Slim disk (Watarai et al. 2000)
– 降着率が高い
– 移流優勢
– 光子捕捉 (Ohsuga et al. 2005)
– 幾何学的に薄くない
– 3RS(ISCO)の内側からも放射
– Disk内の温度分布がフラット
”p-free” disk近似(extended disk
black body)
– 温度分布 T(r) ∝ r-p
– 0.5 < p < 0.75
Slim diskスペクトルをMCDで近似す
ると、Rin ∝ Tin-1
XTE J1550+564の場合
– p = 0.6 – 0.75
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
12
Very High状態 : XTE J1550-564
XTE J1550-564のHR図
PL-dominant なスペクトル
MCD
PL (2<G <3 )
コンプトン成分
(Te ~20 keV, t =1-2)
コロナ
コンプトン化された分も補正
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
Te ~20 keV, t=1-2
13
Very High状態 : XTE J1550-564

Strong Very High状態
– PL-dominant
– コンプトン化されたDisk光子
の効果を補正しても、傾向か
ら外れる
– Tinが低い、Rinが大きい
– Diskが内側に伸びない(Disk
truncation)
– 光学的に厚い (t>>1) コロナ
XTE J1550-564のHR図
コロナ
(Kubota & Done 2004)
Te ~20 keV, t>>1
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
14
スペクトル状態と降着円盤, コロナ
降着率
Slim Disk
状態
Te ~ 20 keV
t >>1
Te ~ 20 keV
Very High
状態
t ~ 1- 2
Low/Hard状態
High/Soft
状態
Te ~ 100 keV
(Kubota & Done 2004)
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
15
「すざく」によるGRS 1915+104
Hybrid Compton corona
熱的コンプトン成分
非熱的
コンプトン成分
Stable : Very High 状態(Ueda et al. 2010)
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
16
「すざく」によるGRS 1915+104
「すざく」による光度曲線
5-9 keVのスペクトル(Ueda et al. 2010)
Limit-cycle Oscillation
Stable
輝線 あり
吸収線 なし
Osc-H
輝線 なし
吸収線 弱
H
M
L
Osc-M
「円盤の自己遮蔽」
•円盤の内側が分厚い
•Slim diskの証拠
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
Osc-L
輝線 あり
吸収線 強
17
BH天体の状態遷移
Very High状態
High/Soft
状態
Jet Line
Low/Hard
状態
Fender et al. 2004
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
18
MAXIによるBHの状態の監視
XTE J1752-223
D,E
F
2-4 keV 4-10 keV10-20 keV
MAXI 3講演(諏訪,早乙女,薄井)参照 (昨日)
(http://www.maxi.riken.jp)
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
(Nakahira et al. 2010)
19
MAXIによるBHの状態の監視
XTE J1752-223
電波の増光
(Brocksopp et al. 2010)
⇒ Jet
(Nakahira
et al. 2010)
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
20
BHの回転




ISCO
– 無回転 3Rs
– 極限回転 ~0.6 Rs
Disk反射に伴うBH鉄輝線のLine
profileからRin を測定
– Disk line
micro quasar の高い Tinは、回転
(Kerr BH)か(Zhang et al. 1997)
– GRO J1655-40
– GRS 1915+105
ULX Suzaku J1305-4931 (Isobe
et al. 2008)
Disk Line
ドップラーシフト
重力赤方偏移
回転大
(小嶌,天文月報
2010年3月号)
(Laor et al. 1991)
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
21
BHの回転 : AGN の場合
(Reeves et al. 2006)
MCG -6-30-15 : 回転大
連続成分に対する比
連続成分に対する比
MCG -5-23-16 : 回転小
Disk Lineの”発見”は、
「あすか」 (Tanaka et al. 1995)
(Miniutti et al. 2006)
「すざく」プレスリリースhttp://www.astro.isas.ac.jp/suzaku/flash/2006/1005/
実は、連続成分のモデルに強く依存する
対抗説あり(海老沢 et al. 天文月報 2010年6月号)
ASTRO-Hへの期待(広帯域+高エネルギー分解能)
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
22
BHの回転 : 恒星質量BHの場合
(Yamada et al. 2009)
連続成分に対する比
「すざく」によるGX 339-4のスペクトル
幅の広い鉄輝線
Spin パラメタ
a = Jc/GM 2~ 0.9
狭い鉄輝線
でもOK
(Miller et al. 2008)
データ解析に不備あり
•CCDのpile up, Telemetry Saturation
BHが回転なしで、
データを説明できる
2010年8月3日
•精密にデータを再解析
•連続成分(Comton corona)のモデル
によっては、細い輝線でも問題ない
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
23
中質量BH候補天体
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
24
超光度X線源の正体
Ultra Luminous X-ray sources; ULXs
NGC 2403銀河の画像


Src 3
可視光(DSS) 「すざく」 0.5 – 10 keV


(Isobe et al. 2009)
2010年8月3日

LX=1039-41 ergs/sの明るいX線源
– LX = LEdd(重力=輻射圧)を仮
定すると M~(10–1000) M☉
– LEdd = 1.5 x 1038 ergs/s
(M/ M☉)
多数の近傍銀河に存在
(Fabianno & Trinchieri 1987)
– 我々の銀河にはない
銀河の中心核ではない
発見から 約30年
正体は未確定
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
25
ULXの正体の論争




ULXがBHの一種であることを疑う人は、たぶんいない
– MCD型, PL型のX線スペクトル, 状態遷移
– Quasi Periodic Oscillation
超光度(1039-1041 erg/s)を説明するためのアイデア
– 恒星質量BH(M~10M☉) @ 降着率 >> LEdd (超臨界降着)
 LEdd : 重力 = 輻射圧 (球対称なら、輻射で降着が止まる)
– 中質量BH (M>>10 M☉) @ LX < LEdd
 中質量BHは、どうやってできるのか ?
どちらにしても、降着率の高いBHである可能性が高い
– 理論と観測の共存, 共栄による発展
私の立場
– 中質量BH説 (~1000M☉と思っているわけではない)
– 系内の恒星質量BHのどの状態に対応するのか?
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
26
ULXはどの状態 ?
X線光度LX/LEdd
Slim disk状態
Tin > 1 keV
1
Slim disk
状態
Very High
状態
High/Soft状態
Tin ~ 1keV
0.1
High/Soft
状態
G~2
0.01
GRO J1655-40
LEdd : エディントン限界
(Done et al. 2007)
2010年8月3日
Low/Hard
状態
(重力 = 輻射圧)
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
27
Slim disk/Very high状態による解釈
NGC 2403 Src3 のスペクトル
NGC 1313 X2 のスペクトル
Newton
(Isobe et al. 2009)
「すざく」2005
(MCD型)
Suzaku (MCD型)
Chandra (MCD型)
Newton (MCD型)
Chandra (PL型)
遷移光度Ldisk = 2 x 1039
M ~ 15 M☉h-1
2010年8月3日
「すざく」2008
(PL型)
ergs s-1
遷移光度Ldisk = 8 x 1039
遷移条件 h=LT/Ledd = 0.3 – 1
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
ergs s-1
M ~ 50 M☉h-1
28
Slim disk/Very high状態による解釈
ULX
(Mizuno et al. 2001,
Tsunoda et al. 2006)
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
29
理論と観測の矛盾(?)



LEdd
理論側
– Slim diskは、超臨界降着
(降着率 >> LEdd/c2 )
観測事実
– 系内BHでは、Slim disk状
態, Very High状態が出現
するのはLdisk = (0.3 – 1)
LEdd (Kubota & Makishima
2004, Abe et al.2005)
観測的には、slim disk は
super critical accretion の証
拠とは言えない(のか ?)
XTE J1550-564
M = (8.4– 11.2) M☉
LEdd = (1.3 – 1.7) x 1039 ergs/s
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
30
新状態 : Ultraluminous State
低温(T < 10 keV), Optically thick (t>>1)コロナとして観測される
代表的ULXのスペクトル
Outflow
Disk放射
コンプトン化
降着率 >> LEdd/c2
(Kawashima et al. 2009)
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
(Gladstone et al. 2009)
31
Low-temp., Optically-thick corona :
Holmberg IX X-1
Swift, XMM-Newtonによるスペクトル
Lbol = (0.6–2)x1040 ergs/s
Te = 1.5 – 10 keV
(Vierdayanti et al. 2010)
t= 3 – 10
Tin (Tseed) = 0.2 – 0.5 keV
明るくなると
•tが上昇
•Teが減少
disk
光学的に厚い
低温コロナ
Super critical
accretion の証拠
か?
Holmberg IX : 3.4 Mpc に存在する矮小銀河
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
32
Low-temp., Optically-thick corona :
GRS 1915+105
MCD+Compton corona によるHR図
Strong
Very High
Compton Coronaの Te とt
□ Compton dominant
★Disk dominant
New track
Low Temp.
Optically thick
1
2010年8月3日
Tin [keV]
2
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
10
20
33
ULXの正体の”真”の解明


多波長X線スペクトル
– 硬X線(E >10keV)の重要性
「すざく」硬X線検出器
– 2010年8月7日にIC 342 X1, X2
の観測(予定)
– “弟子”募集中
「すざく」による
M82 X1の硬X線スペクトル
Lbol = (1.5 – 3)
x 1040 ergs/s
(Miyawaki
et al. 2008)
5
これまでのULX研究
2010年8月3日
10 keV
20
Very High状態のスペクトル
•(100 – 200) M☉@ LX~LEdd
•(20-30)M☉ (Okajima et al.,2006)
•super-critical accretion
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
34
ASTRO-H衛星への期待
2014年打ち上げ(予定)
Holmberg IX X-1の予想スペクトル
(Vierdayanti et al. 2010より)
SXI
HXI (top layer)
HXI (all layer)
•SXS : 0.3 – 10 keV
DE = 7 [email protected] keV
•SXI : 0.3 – 16 keV
•HXI : 5 – 80 keV
2010年8月3日
2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
35

similar documents