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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]). 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 ) - PowerPoint PPT Presentation
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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
「すざく」
MAXI
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
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
電波銀河 3C 452
(Isobe et al. 2002)
なぜ BH の研究を始めたのか ?
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
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 )
2005 年 8 月 2006 年 1 月NGC 4945 銀河
3
BH の分類
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
M82 の X 線画像
恒星質量 BH 巨大 BH
•質量 (5 – 15) M☉
• GRS1915+105
14±4 M☉
•重たい星(>30M☉) の進化で出来る
中質量 BH( 候補 )
•質量 (106 – 109) M☉
•ほぼすべての銀河の中心に存在 (Miyoshi et al. 1994)
(Matsumoto et al. 2001)
• ( 数 10 – 1000) M☉
•21 世紀の初頭に “発見”•本当に存在する ?
4
今日の内容
系内 BH のスペクトル状態
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
X 線光度 LX/LEdd
1
0.1
0.01
GRO J1655-40
(Done et al. 2007)
Low/Hard状態
光子指数 G = 1.5
Low/Hard状態
High/Soft状態
High/Soft 状態Tin ~ 1keV
Very High状態
Very High状
態2<G<3
Slim disk 状態Tin > 1 keV
Slim disk状態
5
G ~ 2
「すざく」 XIS HXDMAXI
LEdd : エディントン限界( 重力 = 輻射圧 )
High/Soft 状態と標準降着円盤 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 Rin
2 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 8 月 3 日 2010 年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
光子のエネルギー E(keV)
黒体輻射
E FE[ke V (keV/s/cm2)]
BH
∝E4/3
温度 T ∝ r -3/4最内縁半径 Rin
(Makishima et al. 1986)
6
High/Soft 状態と標準降着円盤
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
High/S
oft状
態
Lbol ∝T in
4
(Rin
一定)
ULX
Makishima et al. 2000
BH の HR 図
7
1039 ergs/s
Disk wind : 「すざく」による 4U 1630 - 472
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
「すざく」による 4U1630-472 のスペクトル
MCD 成分
Kubota et al. 2007
XIS HXD
H-likeHe-like
Fe 吸収線
H-like, H-like の Fe 吸収線• Blue shift ~ 1000 km/s
High/Soft 状態
8
PL 成分
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
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
コロナ
逆コンプトン散乱(Comptonize) PL 成分
Low/Hard状態
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電子温度 Te ~ 100 keV
ISCO まで伸びない
Low/Hard state
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
「すざく」による Cyg X-1 のスペクトル
コンプトン反射鉄輝線
(Makishima et al. 2008)
「すざく」による GRO J 1655-40も同様 (Takahashi et al.
2008) 10
•二成分のコンプトンコロナTe ~ 100 keVt1 ~ 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
1 10 100 keV
Slim disk 状態 : XTE J1550-564
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
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XTE J1550-564 の HR 図Hig
h/So
ft状
態Lbo
l ∝T in
4
(Kubota & Makishima 2004)
Lbol ∝Tin
2
(Rin ~
Tin-1 )
MCD
PL
RXTE衛星によるスペクトル
MCD
PL
1998 年 9 月に発見された BH連星M = (8.4– 11.2) M☉ (Orzo et al. 2002)
Slim Disk モデル 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 8 月 3 日 2010 年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
光子のエネルギー E(keV)
E FE [ke V (keV/s/cm2)]
BH
∝E4/3
12
MCD (Makishima et al. 1986)
∝ E4-2/p
温度 T ∝ r – p
(0.5 < p <0.75)
Very High 状態 : XTE J1550-564
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
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PL-dominant なスペクトル
コンプトン化された分も補正Te ~ 20 keV, =t 1-2
コロナ
PL (2<G <3 )
XTE J1550-564 の HR 図
コンプトン成分(Te ~ 20 keV, t =1-2)
MCD
Very High 状態 : XTE J1550-564
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
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Te ~ 20 keV, >>t 1
コロナ
(Kubota & Done 2004)
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
スペクトル状態と降着円盤 , コロナ
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
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Te ~ 100 keV
Te ~ 20 keV
t ~ 1- 2
Te ~ 20 keV
t >>1
Low/Hard 状態
High/Soft状態
Very High状態
Slim Disk状態
(Kubota & Done 2004)
降着率
「すざく」による GRS 1915+104
Hybrid Compton corona
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
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熱的コンプトン成分
Stable : Very High 状態 (Ueda et al. 2010)
非熱的コンプトン成
分
「すざく」による GRS 1915+104
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
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「すざく」による光度曲線 5-9 keV のスペクトル (Ueda et al. 2010)
「円盤の自己遮蔽」•円盤の内側が分厚い• Slim disk の証拠
Limit-cycle OscillationStable Osc-H
Osc-M Osc-L
HML
輝線 あり吸収線 なし
輝線 なし吸収線 弱
輝線 あり吸収線 強
2010 年 8 月 3 日
BH 天体の状態遷移
2010 年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
Low/Hard状態
High/Soft状態
Very High 状態
Jet Line
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Fender et al. 2004
MAXI による BH の状態の監視 XTE J1752-223
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)
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MAXI 3講演 (諏訪 ,早乙女 , 薄井 )参照 (昨日 )(http://www.maxi.riken.jp)
D,E
F
2-4 keV 4-10 keV10-20 keV
MAXI によるBH の状態の監視 XTE J1752-223
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
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電波の増光(Brocksopp et al. 2010)
⇒ Jet
(Nakahira et al. 2010)
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)
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
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Disk Line
ドップラーシフト
重力赤方偏移
(小嶌 , 天文月報2010 年 3 月号 )
回転大
(Laor et al. 1991)
BH の回転 : AGN の場合
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
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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 )
「すざく」プレスリリース http://www.astro.isas.ac.jp/suzaku/flash/2006/1005/
MCG -5-23-16 : 回転小 MCG -6-30-15 : 回転大Disk Line の”発見”は、「あすか」 (Tanaka et al. 1995)
連続
成分
に対
する比
連続
成分
に対
する比
(Reeves et al. 2006) (Miniutti et al. 2006)
BH の回転 : 恒星質量 BH の場合
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
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「すざく」による GX 339-4 のスペクトル
(Miller et al. 2008)
幅の広い鉄輝線Spin パラメタ a = Jc/GM 2 ~ 0.9
連続
成分
に対
する比
データ解析に不備あり•CCD の pile up, Telemetry Saturation
(Yamada et al. 2009)
•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
狭い鉄輝線でも OK
BH が回転なしで、データを説明でき
る
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
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超光度 X 線源の正体Ultra Luminous X-ray sources;
ULXs 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 8 月 3 日 2010 年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会
NGC 2403 銀河の画像
可視光 (DSS) 「すざく」 0.5 – 10 keV
(Isobe et al. 2009)
Src 3
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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
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ULX はどの状態 ?
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
X 線光度 LX/LEdd
1
0.1
0.01
GRO J1655-40
(Done et al. 2007)
Low/Hard状態
光子指数 G = 1.5
Low/Hard状態
High/Soft状態
High/Soft 状態Tin ~ 1keV
Very High状態
Very High状
態2<G<3
Slim disk 状態Tin > 1 keV
Slim disk状態
27
G ~ 2
LEdd : エディントン限界( 重力 = 輻射圧 )
Slim disk/Very high 状態による解釈
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
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Suzaku (MCD型 )Chandra (MCD型 )Newton (MCD型 )Chandra (PL型 )
(Isobe et al. 2009)
NGC 2403 Src3 のスペクトル NGC 1313 X2 のスペクトル
「すざく」 2005(MCD型 )
「すざく」 2008(PL型 )
Newton
Te = 20 keV, t
~ 1 の
コン
プト
ンコ
ロナ
p = 0.6 - 0.75
遷移光度 Ldisk = 2 x 1039 ergs s-1
M ~ 15 M☉h-1
遷移光度 Ldisk = 8 x 1039 ergs s-1
M ~ 50 M☉h-1遷移条件 h=LT/Ledd = 0.3 – 1
p =
0.6 – 0.75
G =
1.8 -2.5
Slim disk/Very high 状態による解釈
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
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Lbol ∝T in
2
(R in ~
T in -1)
ULX
(Mizuno et al. 2001, Tsunoda et al. 2006)
理論と観測の矛盾 (?) 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 ?)
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
M = (8.4– 11.2) M☉
LEdd = (1.3 – 1.7) x 1039 ergs/s
LEdd
XTE J1550-564
新状態 : Ultraluminous State
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)(Kawashima et al. 2009)
低温 (T < 10 keV), Optically thick (t>>1) コロナとして観測される
Disk放射コンプトン化
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代表的 ULX のスペクトル
Outflow
降着率 >> LEdd/c2
Low-temp., Optically-thick corona :Holmberg IX X-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
(Vierdayanti et al. 2010)
disk光学的に厚い低温コロナ
Lbol = (0.6–2)x1040 ergs/sTe = 1.5 – 10 keVt= 3 – 10 Tin (Tseed) = 0.2 – 0.5 keV
Holmberg IX : 3.4 Mpc に存在する矮小銀河
明るくなると• t が上昇• Te が減少
Swift, XMM-Newton によるスペクトル
32
Super critical accretion の証
拠か ?
Low-temp., Optically-thick corona :
GRS 1915+105
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
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Tin [keV]
MCD+Compton corona による HR 図
Strong Very High
□ Compton dominant★Disk dominant
Compton Corona の Te と t
1 2
New track
Low Temp.Optically thick
10 20
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
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
「すざく」によるM82 X1 の硬 X 線スペクト
ル
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
Lbol = (1.5 – 3) x 1040
ergs/s
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これまでの ULX 研究
(Miyawaki et al. 2008)
10 keV 20 5
ASTRO-H衛星への期待
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
•SXS : 0.3 – 10 keV DE = 7 eV@7 keV•SXI : 0.3 – 16 keV•HXI : 5 – 80 keV
Holmberg IX X-1 の予想スペクトル
(Vierdayanti et al. 2010 より )
SXIHXI (top layer)HXI (all layer)
2014 年打ち上げ (予定 )
35