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X 線で探る ブラックホール (BH) とその周辺

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 ; n-isobe@kusastro.kyoto-u.ac.jp). 自己紹介. 氏名 : 磯部 直樹 (n-isobe@kusastro.kyoto-u.ac.jp) 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 )

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X 線で探る ブラックホール (BH) とその周辺

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  1. 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; n-isobe@kusastro.kyoto-u.ac.jp) 2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  2. 自己紹介 • 氏名 : 磯部 直樹 (n-isobe@kusastro.kyoto-u.ac.jp) • 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 電波銀河3C 452 (Isobe et al. 2002) 2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  3. なぜBHの研究を始めたのか? 2005年8月 NGC 4945銀河 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年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  4. BHの分類 今日の内容 恒星質量BH 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 • 質量 (106 – 109) M☉ • ほぼすべての銀河の中心に存在 (Miyoshi et al. 1994) • (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

  5. 系内BHのスペクトル状態 MAXI X線光度LX/LEdd 「すざく」　ＸＩＳ HXD Slim disk状態 Tin > 1 keV Slim disk 状態 1 Very High状態 2<G<3 Very High 状態 High/Soft状態 Tin～ 1keV 0.1 High/Soft 状態 Low/Hard状態 光子指数 G = 1.5 G～ 2 0.01 Low/Hard 状態 GRO J1655-40 LEdd : エディントン限界 (重力 = 輻射圧) (Doneet al. 2007) 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 最内縁半径 Rin • 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 sRin2Tin4 • 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 温度 T∝ r-3/4 BH EFE [keＶ(keV/s/cm2)] ∝E4/3 黒体輻射 (Makishima et al. 1986) 光子のエネルギー　E(keV) 2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  7. High/Soft状態と標準降着円盤 BHのHR図 Makishima et al. 2000 ULX 1039ergs/s High/Soft状態 Lbol∝Tin4 (Rin　一定) 2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  8. 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 Fe吸収線 High/Soft状態 MCD成分 PL成分 Kubota et al. 2007 • H-like, H-likeのFe吸収線 • Blue shift ～ 1000 km/s He-like H-like 2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  9. 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) Low/Hard状態 PL成分 電子温度 Te～ 100 keV コロナ ISCOまで 伸びない 2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  10. 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 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 1 10 100 keV 「すざく」によるGRO J 1655-40も同様　(Takahashi et al. 2008) 2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  11. Slim disk状態 : XTE J1550-564 XTEJ1550-564のHR図 RXTE衛星によるスペクトル Lbol∝Tin2 (Rin　～ Tin-1) MCD PL High/Soft状態 Lbol∝Tin4 MCD PL (Kubota & Makishima 2004) 1998年9月に発見されたBH連星 M = (8.4– 11.2) M☉(Orzo et al. 2002) 2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  12. Slim Disk モデル BH • 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 温度 T∝ r–ｐ (0.5 < p <0.75) EFE [keＶ(keV/s/cm2)] ∝ E4-2/p ∝E4/3 MCD (Makishima et al. 1986) 光子のエネルギー　E(keV) 2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  13. Very High状態 : XTE J1550-564 XTEJ1550-564のHR図 PL-dominant なスペクトル PL (2<G <3 ) MCD コンプトン成分 (Te～20 keV, t =1-2) コロナ Te～20 keV, t=1-2 コンプトン化された分も補正 2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  14. Very High状態 : XTE J1550-564 XTEJ1550-564のHR図 • 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 コロナ (Kubota & Done 2004) Te～20 keV, t>>1 2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  15. 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 VeryHigh 状態 Te～ 20 keV t ～ 1- 2 Low/Hard状態 High/Soft 状態 Te～ 100 keV (Kubota & Done 2004) 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+104Hybrid 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年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  17. 「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 Osc-H 輝線 あり 吸収線 なし 輝線 なし 吸収線 弱 H M L Osc-M Osc-L 輝線 あり 吸収線 強 • 「円盤の自己遮蔽」 • 円盤の内側が分厚い • Slim diskの証拠 2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  18. 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年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  19. MAXIによるBHの状態の監視 XTE J1752-223 D,E F 2-4 keV4-10 keV10-20 keV MAXI 3講演(諏訪,早乙女,薄井)参照 (昨日) (http://www.maxi.riken.jp) (Nakahira et al. 2010) 2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  20. 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年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  21. 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年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  22. BHの回転 : AGN の場合 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 (Miniutti et al. 2006) (Reeves 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年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  23. BHの回転 : 恒星質量BHの場合 (Yamada et al. 2009) 「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/GM2～ 0.9 連続成分に対する比 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 • 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 BHが回転なしで、データを説明できる 2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  24. 中質量BH候補天体 2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  25. 超光度X線源の正体Ultra Luminous X-ray sources; ULXs NGC 2403銀河の画像 • 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 Src 3 可視光(DSS)「すざく」 0.5 – 10 keV (Isobe et al. 2009) 2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  26. 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年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  27. ULXはどの状態 ? X線光度LX/LEdd Slim disk状態 Tin > 1 keV Slim disk 状態 1 Very High状態 2<G<3 Very High 状態 High/Soft状態 Tin～ 1keV 0.1 High/Soft 状態 Low/Hard状態 光子指数 G = 1.5 G～ 2 0.01 Low/Hard 状態 GRO J1655-40 LEdd : エディントン限界 (重力 = 輻射圧) (Doneet al. 2007) 2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  28. 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) p = 0.6 - 0.75 p = 0.6 – 0.75 Te = 20keV, t～ 1 のコンプトンコロナ G = 1.8 -2.5 Suzaku (MCD型) Chandra (MCD型) Newton (MCD型) Chandra (PL型) 「すざく」2008 (PL型) 遷移光度Ldisk = 2 x 1039ergs s-1 M～ 15 M☉h-1 遷移光度Ldisk = 8 x 1039ergs s-1 M～ 50 M☉h-1 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

  29. Slim disk/Very high状態による解釈 Lbol∝Tin2 (Rin　～ Tin-1) ULX (Mizuno et al. 2001, Tsunoda et al. 2006) 2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  30. 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年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  31. 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) (Gladstone et al. 2009) 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 :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 • = 3 – 10 • Tin (Tseed) = 0.2 – 0.5 keV (Vierdayanti et al. 2010) • 明るくなると • tが上昇 • Teが減少 光学的に厚い低温コロナ disk Super critical accretion の証拠か? Holmberg IX : 3.4 Mpcに存在する矮小銀河 2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  33. Low-temp., Optically-thick corona :GRS 1915+105 MCD+Compton corona によるHR図 Compton Coronaの Teとt □ Compton dominant ★Ｄｉｓｋ　dominant Strong Very High New track Low Temp. Optically thick 1 2 Tin [keV] 10 20 2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

  34. ULXの正体の”真”の解明 「すざく」による Ｍ８２　X1の硬X線スペクトル • 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 Lbol = (1.5 – 3) x 1040 ergs/s (Miyawaki et al. 2008) 5 10 keV 20 • Very High状態のスペクトル • (100 – 200) M☉@ LX～LEdd これまでのULX研究 • (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

  35. ASTRO-H衛星への期待 Holmberg IX X-1の予想スペクトル (Vierdayanti et al. 2010より) 2014年打ち上げ(予定) SXI HXI (top layer) HXI (all layer) • SXS : 0.3 – 10 keV • DE = 7 eV@7 keV • SXI :0.3 – 16 keV • HXI : 5 – 80 keV 2010年夏の学校コンパクトオブジェクト分科会

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