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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. 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. 10 -2. 軟 X 線超過. 吸収の小さい AGN の X 線スペクトル. 反射成分. 鉄輝線. 10 -3. PL. keV 2 (cm -2 s -1 keV -1 ). 円盤の黒体光子 - PowerPoint PPT Presentation
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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
101 100Energy (keV)
0.1keV2
(cm
-2 s
-1 k
eV-1)
鉄輝線 反射成分PL
10-
4
10-
3
吸収の小さい AGN の X 線スペクトル10-
2
軟 X 線超過
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
円盤の黒体光子( 紫外光帯域 )
~10 1 0.1 0.01波長 (nm)
• 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
高温電子雲
降着円盤
事象の地平線
逆コンプトン散乱成分 ( パワーロ型成分 ; PL)
反射、鉄輝線
AGN セントラルエンジンからの放射
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
円盤の黒体光子( 紫外光帯域 )
• 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
101 100Energy (keV)
0.1keV2
(cm
-2 s
-1 k
eV-1)
鉄輝線 反射成分PL
10-
4
10-
3
吸収の小さい AGN の X 線スペクトル10-
2
軟 X 線超過
~10 1 0.1 0.01波長 (nm)
活動銀河核 (AGN) の持つ軟 X 線超過
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
101 100Energy (keV)
0.1keV2
(cm
-2 s
-1 k
eV-1)
鉄輝線 反射成分PL
10-
4
10-
3
吸収の小さい AGN の X 線スペクトル10-
2
軟 X 線超過
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
• 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
Elvis et al. (1994)
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 2004) • 相対論的になまされた電離反射成分 (Ross, Fabian & Ballantyne 2002) … 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
101 100Energy (keV)
0.1keV2
(cm
-2 s
-1 k
eV-1)
鉄輝線 反射成分PL
10-
4
10-
3
吸収の小さい AGN の X 線スペクトル10-
2
軟 X 線超過
PL
鉄輝線 反射成分
Mkn 841 の 0.5-35 keV スペクトルフィット (Cerruti et al. 2011)
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
軟 X 線超過の過去の研究
中性吸収電離吸収
101 100Energy (keV)
0.1keV2
(cm
-2 s
-1 k
eV-1)
鉄輝線 反射成分PL
10-
4
10-
3
吸収の小さい AGN の X 線スペクトル10-
2
軟 X 線超過PL 鉄輝線 反射成分
Warm Absorber説 Relativistic Reflection 説
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
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
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
• 星間吸収 NH = 4.4 × 1020 cm-2 • ブラックホール (BH) 質量 2×108 M◉ • 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
• 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
明るく、吸収が小さい SE が顕著典型的
得られたスペクトル
露光時間 100 ksXIS HXD-PIN
10-40.5 1 2 5 10 40Energy (keV)
10-2
1
Coun
t/s
10
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
得られたライトカーブ (10 ksビン )0.5-3 keV
3-10 keV
18-45 keV × 10
~10% 変動
100 200Time (ks)
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
Mrk 509 の時間変動
101 100Energy (keV)
0.1keV2
(cm
-2 s
-1 k
eV-1)
鉄輝線 反射成分PL
10-4
10-
3
10-
2
軟 X 線超過
Coun
t Ra
te (
cnt/
s)
• 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 ?
3−10 keV Count Rate
0.5−
3 ke
V Co
unt
Rate
offset0.18±0.04
PLvariati
on
0.5−
0.8
keV
Coun
t Ra
te
χ2/ν = 26.3/17
3−10 keV Count Rate
Count–Count Plot 解析
10-40.5 1 2 5 1
040Energy (keV)
10-3
10-2
10-1
νFν
• 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• 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2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会101 100
Energy (keV)0.1ke
V2(c
m-2 s
-1 k
eV-1)
鉄輝線 反射成分PL
10-4
10-
3
10-
2
軟 X 線超過
0.14±0.06
0.18±0.04 0.20±0.05
0.21±0.05
0.13±0.11 0.04±0.07
( 全横軸 ) 3−10 keV Count Rate
0.5−0.8 keV
0.8−1 keV
1−1.2 keV
1.2−1.4 keV
1.4−2 keV
2−3 keV
10-40.5 1 2 5 1
040Energy (keV)
10-3
10-2
10-1
• 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• 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
νFν
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
Count–Count Plot 解析
• 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• 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
0.14±0.06
0.18±0.04 0.20±0.05
0.21±0.05
0.13±0.11 0.04±0.07
PL Γ ~ 4.1
0.8−1 keV
1−1.2 keV
1.2−1.4 keV
1.4−2 keV
2−3 keV
0.5−0.8 keV
( 全横軸 ) 3−10 keV Count Rate
10-40.5 1 2 5 1
040Energy (keV)
10-3
10-2
10-1
νFν
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
Count–Count Plot 解析
PL Γ~4.1Bbody T~0.16 keV
0.14±0.06
0.18±0.04 0.20±0.05
0.21±0.05
0.13±0.11 0.04±0.07
0.5−0.8 keV
0.8−1 keV
1−1.2 keV
1.2−1.4 keV
1.4−2 keV
2−3 keV
( 全横軸 ) 3−10 keV Count Rate
10-40.5 1
10-3
10-2
10-1
1 2 5 10
40Energy (keV)• 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• 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
νFν
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
Count–Count Plot 解析
時間平均スペクトルの解釈Noda et al. (2011a)
PL 成分 (Γ = 1.82) 反射成分
(Ω = 1.6π)
鉄輝線(EW = 58 eV)
熱的コンプトンT0 = 20 eV (fix)Te = 0.5 keV τ = 17.6
• 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
keV2
(cm
-2 s
-1 k
eV-1)
10-
1
10-
2
10-
3
10-
4 0.5 1 2 5 10 20Energy (keV)
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
χ2/d.o.f.=335.5/305
ソフト成分の長期変動
数日 ~ 数週間 (T > 200 Rg/c) のタイムスケールで変動し得る
• 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
2006/4/25
反射成分(Ω =
1.6π)
PL (Γ = 1.80)
鉄輝線EW=60 eV10-40.
5 1 2 5 10 40Energy (keV)
10-3
10-2
10-
1
keV2
(cm
-2 s
-1 k
eV-1)
Spec
tral
Rat
io
0.5 1 2 5 10 40
Energy (keV)
1
1.6 (2010/11/21) ÷ (2006/4/25)
熱的コンプトン
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
PL
熱的コンプトンのパラメータT0 ~ 20 eV
Te ~ 0.2 keVτ ~ 16
Medhipour et al. (2011)
HST/COS
XMM/OM
XMM/EPIC-pn
FUSE
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
• 吸収によっては作られ得ない • BH 近傍の相対論的反射ではない
PL が生じるコロナと異なる Te 、 τ を持つコロナで生じる熱的コンプトン♢ 本研究と独立な多波長観測による結果
軟 X 線超過は連続成分 (PL 成分 ) の一部 連続成分は下に凸
独立な手法で 同一の結果熱的コンプトン
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
円盤の黒体光子( 紫外光帯域 )
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
コロナの放射が見えるAGN は Sy1 の他にもある
Seyfert 1~2Broad Line Radio Galaxy
Radio Loud QuasarRadio Quiet Quasar
••
Seyfert 1 以外の AGN タイプ
様々なタイプの AGN の結果
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
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)
NGC7314 (Sy2)
それぞれのタイプの AGN の代表天体に同様の手法を適用
高温電子雲
降着円盤
事象の地平線
逆コンプトン散乱成分 ( パワーロ型成分 ; PL) 反射、鉄輝線
AGN セントラルエンジンの新たな描像
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
円盤の黒体光子( 紫外光帯域 )
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
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
Cyg X-1 (Makishima et al. 2008)
Energy (keV)
Dat
a /
Mod
el
1
Energy (keV)
Dat
a / M
odel
1 10
4 6 8HXD
近傍の代表的な明るいセイファート I 型銀河 MCG-6-30-15Tanaka et al. (1995)
Miniutti et al. (2007)
ASCA
Suzaku
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
AGN の広がった鉄輝線
高温電子雲
降着円盤
最終安定軌道
事象の地平線
PL鉄輝線、反射
Schwarzschild BH Extreme Kerr
BH
6 Rg1
Rg
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
Extreme Kerr BH 仮説
Energy (keV)
Dat
a /
Mod
el
1
Energy (keV)
Dat
a / M
odel
1 10
4 6 8HXD
近傍の代表的な明るいセイファート I 型銀河 MCG-6-30-15Tanaka et al. (1995)
Miniutti et al. (2007)
ASCA
Suzaku
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
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
Extreme Kerr BH 仮説
AGN の広がった鉄輝線
降着円盤
最終安定軌道
事象の地平線
PL
Schwarzschild BH Extreme Kerr
BH
6 Rg1 Rg
高温電子雲
MCG-6-30-15 のケース単一 PL Extreme Kerr新描像 Schwarzschild BH
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
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
縮退を解くため、もう少し情報はないか? 時間変動の情報
① コンプトン化された黒体放射
①’ 黒体放射
③ 鉄輝線 (Rin=6Rg)
①+②+③
②べき関数
(a) 仮定した νFν スペクトル
(b) 疑似データの解析
(c) 疑似データ / モデル
疑似データ
フィットモデル
コンプトンを考慮
コンプトン考慮せず
1 2 5 10 エネルギー (keV)
1
0.1
0.01
100
10
1
keV
2 /s/c
m2 /k
eVco
unts
/s/k
eV
1.101.051.0
0.95
鉄輝線の広がりに対する連続成分の影響
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
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
時間変動に着目した解析
二次元的なばらつきPL 成分と独立な変動
軟 X 線と硬 X 線の強度相関
10 ks bin
軟 X 線の強度 (3-10 keV)
PL 成分の変動
変動しない反射成分
Γ ≃ 2.1
Energy (keV)5 10 20 40
keV2
(cm
-2 s
-1 k
eV-
1 )10-
3
10-
4
10-2 PL 成分PL とは独立な変動
硬X線の
強度 (1
5-45
ke
V)
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
101 100Energy (keV)
0.1keV2
(cm
-2 s
-1 k
eV-1)
鉄輝線 反射成分PL
10-4
10-
3
10-
2
軟 X 線超過
時間変動に着目した解析
二次元的なばらつきPL 成分と独立な変動
軟 X 線と硬 X 線の強度相関
10 ks bin
軟 X 線の強度 (3-10 keV)
硬X線の
強度 (1
5-45
ke
V)
High
Energy (keV)5 10 20 40ke
V2(P
hoto
ns c
m-2
s-1 k
eV-1)
10-3
10-4
10-
2
Γ ≃ 1
Γ ≃ 2.1High – Low の差分スペクトル
Low
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
(Ratio to Γ=2 PL)High & Low spectra
発見した変動成分の解釈
光学的に厚く、温度が低い電子雲中で散乱 τ ≃ 10 、 Te ≃ 15 keV逆コンプトン散乱モデル
Energy (keV)5 10 20 40
keV2
(cm
-2 s
-1 k
eV-1)
10-3
10-4
10-2
BH 近傍で硬い成分を生じる物理過程
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
時間平均スペクトルの解釈の比較
鉄輝線反射成分
PL 成分
Energy (keV)5 10 20 40
keV2
( cm
-2 s
-1 k
eV-1)
10-3
10-4
10-2
0.1
Extreme Kerr BH による解釈(Miniutti et al. 2007)
鉄輝線反射成分
PL 成分
Schwarzschild BH による解釈(Noda et al. 2011b)
Energy (keV)5 10 20 40
keV2
( cm
-2 s
-1 k
eV-1)
10-3
10-4
10-2
0.1
新成分Rin ~ 2 RgΩ ~ 8π Rin ~ 10 Rg
Ω ~ 3.5π
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
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
~14 m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
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 )
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
c
次期 X 線天文衛星 ASTRO-H
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
• 概要
現在開発中
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
ASTRO-H の感度
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
SXI HXI SGD
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
XISSXS
☆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
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
SXI HXI SGD
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
XISSXS
☆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
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会
検出器開発の様子
• 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。
7. まとめ
2012/2/24 京大基礎研 GCOE 研究会