中質量ブラックホールの候補天体のＸ線観測

牧島一夫 ( 東京大学・理学系 / 理研・宇宙放射線 )

1. はじめに … ULX とは

2. 「あすか」による大進展

3. 「あすか」以後の進展

4. 中質量ブラックホール説の問題点

5. 問題解決の試み

36 37 38 39 40

log Lx (erg/s)

0

0.5

1.5

1

log

N(>

Lx)

SMC

M82Circinus

N3256

Chandra による近傍銀河のＸ線光度関数 (Bauer et al. 2001)

§1. はじめに ... ULX とは

近傍の渦巻銀河の腕には、中性子星のエディントン限界を大きく超える謎のＸ線源が、1980 年代から知られていた。ULX=Ultra Luminous XR Source

Chandra で見た NGC4038

1.ULX はエディントン限界を満たす。 1040 erg/s まで達するのだから〜 100 M◎ の「中質量ブラックホール」である。

ULX の解釈 - 対立する２説

◆Colbert & Mushotzky ApJ 535,632(1999) ◆Makishima et al., ApJ 535,632, (2001)◆Mizuno, T. PhD Thesis (2000) ◆Mizuno et al. ApJ 554, 1282 (2001)◆Kotoku et al. PASJ 52, 1081 (2000)

• 2. 観測される ULX の放射はエディントン限界に制約されず、よって ULX は通常 ( 〜 10 M◎ ) のブラックホールで良い。

• 2a. 放射は超エディントンになりうる (eg. Begelman 2002) 。• 2b. 放射は我々の方向に強くビーミングしている (King et a

l. 2000, King 2002). 。

§2. 「あすか」による大進展 2a. 「あすか」：優れた分光能力と

〜 10 keV までのＸ線撮像

◆Ohashi et al. PASJ 48, 157 (1996)

◆Makishima et al. PASJ 48, 171 (1996)

0.5 1 2 5 10Energy (keV)

0.1

1e-2

1e-3

1e-4

cts/

sec/

cm2 /

keV

Blanck sky (CXB+NXB)

Sunlit earth (solar X-ray+ NXB) Mg

SiS

Ar

Night earth (NXB)

Cu

GIS バックグラウンドスペクトル「あすか」の撮像型ガス蛍光比例計数管 (GIS: Gas Imaging Spectrometer)

◆「あすか」で〜 12個の ULX の 0.5-10 keV スペクトルを精測。

◆10 個→ 標準降着円盤からの多温度黒体放射モデル (MCD モデルで良く記述できるスペクトル

◆2 個→ Power-Law 型スペクトル

2b. ULX の精密Ｘ線分光

◆Makishima et al. ApJ 535, 632 (2000)

◆Mizuno, T. PhD Thesis (2000)

IC342 の２つの ULX 　◆Kubota et al. ApJL 547, L119 (2001)

MCD to PL

PL to MCD

2c. スペクトルの状態遷移の発見

BH 説を一段と強化MCD 型 ULX は BH 連星のソフト( 標準円盤 ) 状態に、 PL 型 ULX はBH 連星のハード状態に対応づけられた。MCD 型と PL 型の ULX はおそらく同種の天体

その他の例 NGC 1313 Source A 1993-- PL, Γ 〜 1.8 1995-- MCD (Tin 〜 0.7 keV)+PL M81 X-9 ( 矮小銀河 Hol IX に附随 ) 1

999 以前 : PL, Γ 〜 1.8 1999以後 : MCD, Tin 〜 1.2 keV

2c.周期的なＸ線変動 (?)IC342 Source 2 に　 31h または 41h のＸ線の周期変動がありそう

~100 M◎ 　 star

~100

M◎ 　 BH期待される軌道周期 〜 50h

◆Sugiho et al. ApJL 561, L73 (2001)

0

10

20

30

Frequency (Hz)10-5 10-4 10-3

31 h

41 h

IC342 S 2 (MCD 状態 ) のパワースペクトル

2–10 keV Power Spectra

Orbital period of ASCA

Nor

mal

ized

inte

nsit

y

Phase0 1.00.5 1.5

1.0

1.0

0.8

0.8

1.2

1.2

31h で折り畳んだ光度曲線

「あすか」軌道周期

M82 の中心核から〜 9” ずれた点源 ² Matsumoto et al. ApJL 547, L25 (2001)² Kaaret et al. MNRAS 321, L29 (2001) 大きく変動し , 最大光度は Lx ~ 1041 erg/s,

よって　 103-4M◎の中質量 BH かもしれない。² Matsumoto & Tsuru, PASJ 51, 321 (1999)² Ptak & Griffiths ApJL 517, L85 (1999) 電波のバブルに取り囲まれている。² Matsushita et al. ApJL 545, L107 (2001) Ｘ線スペクトル² 「あすか」 (0.5-10 keV) → Γ 〜 1.8 の PL² 「ぎんが」 (0.5-10 keV) → kT 〜 7 keV の熱的

制動放射型 (Tsuru, T. PhD Thesis, 1992).

2d.The M82 X-1

2e.BH の合体成長説

Ebisuzaki et al. ApJL 562, L19（ 2001） “Missing Link Found? The Runaway Path to Supermassive Black Holes”

1. 若く稠密な星団の中で、大質量星どうしが急速に合体、 mass-loss する間もなく、数十M◎ のBH を形成。

2. BH は星を飲み込んで中質量 BHへ成長。3. 中質量 BH を抱えた星団は、動的摩擦で銀河中心へと沈澱。

4. そこで中質量 BH 同士が合体し、銀河中心の巨大 BH を形成。

田中 +柴崎 (96)レビュー

牧島 et al. 86標準降着円盤

0

50

100

150

200

1972 1976 1980 1984 1988 1992 1996 2000

小田 et al. 71

宮本 et al. 91ランダム変動

三好 et al. 95水メーザー

牧島 et al.ULX (‘00)

松本＋鶴M82 (‘01)

代表的な BH論文の citation

Reduced Chi-square 2.0

1.5

1.0

0.5

Pow

er-L

awで

のフ

ィッ

ト

0.5 　 1.0 1.5 　 2.0MCD モデルでのフィット

・ MCD 型と PL 型の ULX がほぼ同数 (16:18)

・光度分布は大差なしMCD が良く合う

PL が良く合う区別不可

logLX(0.5-10 keV) erg/s38 39 40

MCD型PL型

６

４

2

0

§3. 「あすか」以後の進展 3a.Chandra と XMM-Newton によるサンプル拡大◆ Sugiho, M., PhD Thesis (2003)

E/S0Sa 〜 SbcSc, Sd, Irr

Chandra の全点源　サンプルの光度関数

38 39 40 log Lx (0.5-10 keV) ULX の性質と母銀河の形態との

間には面白い相関がありそうだが、選択バイアスは強い。

S0 Sa Sab Sb Sbc Sc Scd Sd Sm Ir

母銀河の形態

Ｘ線スペクトルが決まった ULX

MCD型PL型

12

9

6

3

0

3b.母銀河の型との相関 (?)

◆ Sugiho, M., PhD Thesis (2003)

3c. ULX の光学同定の努力

NGC 5204 X-1 の光学対応天体： mv=19.7 の若い星もしくは若い星団と思われる (Roberts et al. MNRAS 325, L7, 2001) 。

矮小銀河 Holmberg II 中の ULX ： He II λ4686を発する星雲中にある。Ｘ線が励起源とすれば、視線方向に強いビーミングしている可能性は低い (Pakull & Mirioni, asptro-ph/0202488) 。

割に低光度 (2e39 erg/s) の ULX である M81 X-11 の光学対応天体は、 O8V の星 (Liu et al. asptro-ph/0211314) 。

◆仮定されるビーミング機構“ 相対論的ブースト” → MCD 型のスペクトルをまったく説明できない。“ イオン化された分厚い円盤による絞り込み” → 反射による強い Fe-K エッジがスペクトルに見えない 。

3d. 放射のビーミング説

ビーミングを支持する妥当な観測的証拠は無い。

◆ 論拠 (King et al. 2000; King 2001 など）“中質量 BH など、星の進化から作れないから”→ これは後ろ向きの議論に過ぎない。“μQSO ではＸ線がビーミングしているから” → 電波ジェットが出ているからといって、Ｘ線もビーミ

ングしていると考えるのは、あまりにも短絡的。

3e.M82 X-1 からの QPO の発見　（ XMM-Newton, RXTE)

◆ Strohmayer & Mushotzky, ApJL 586, L6 (2003)

系内 BH 連星との類推→Ｘ線の大部分が降着円盤の放射である ( ビーミングではない ) ことを強く示唆。

系内 BH 連星の QPOより〜 100倍おそい。 →質量も〜 100倍か。

BHのH-R Diagram

グリッドは非回転 BH回りの標準降着円盤を仮定し計算。

Eddington limit

非物理的領域

Makishima et al. (2000)

ULXs

ULXs

§4. 中質量 BH 説の問題点4a.高すぎる円盤温度

Galactic micro-QSOs

質量 : 光学的に決定、もしくはエディントン限界から計算

円盤内縁半径 : MCD フィットに Kubota et al. (‘98) の補正を施す。

1 10 100

LMC X-1

Black Hole Mass (M ◎ )

LMC X-3

Cyg X-1

GS2000+25M33 X-8

10

100

R (

km)

in

Schw

arzs

child

Extre

me

Ker

r

N4565oc

IC342 S1N4565c

N1313 B

M81

Dw1 X-1

GRS1915+105

GRO1655-40

i=0 (ULXs), xk2=1.18

ULXGalacticJet Sources

ClassicalBHB

BH の質量 -半径関係

4a’. 小さすぎる円盤内縁半径

ULX は光度が大きい割に円盤の半径

が小さすぎる

Lbol =L

E

□：「あすか」Lbol =LE

Lbol =L

E

Lbol =L

E

△Chandra/Newton □「あすか」

３衛星を合わせ～ 10個の天体を複数回観測

→ Rin≠一定の変動

◆Mizuno, Kubota & Makishima ApJ 554, 1282 (2001)

標準降着円盤と解釈できる天体も発見 (NGC253 Source 1)

L＞ 1039 erg/s の天体は Tin が高く、見かけ上、

Lbol ＞ LE の領域に来る。

0.3 0.5 1 2 Tin (keV)

40

39

38

Log

L bol

24M ◎

12M ◎

6M◎

4b.変動する円盤内縁半径

標準降着円盤では内縁半径が天体ごとに一定（最終安定軌道）だったが、その性質が成り立っていない

M81 X-9

N1313 Src

B

３衛星を通算し、５天体から MCD 状態⇔ PL 状態の遷移を検出

Newtonデータ

「あすか」　モデル

MCDPL

MCDPL

Lbol =LE

Lbol =L

E

Lbol =L

E

PL 状態の光度

24M ◎

4c.高すぎる状態遷移光度

観測された遷移を通常の Low/High 遷移と考えると、その光度が高すぎる ( 通常 LE の数 %)

むしろ L 〜 LE 、 Tin 〜 1 keV で遷移が起きるように見える。

4d. Tin の低い ULX は存在するか？1

Lbol =L

E 20

0M◎

100M

◎

50M ◎

0.5 1 2 5 keV

XMM-Newton による NGC1313 X-1 (Miller et al. astro-ph/0211178 v3)

Cool Disk, Tin 〜 0.2 keV

中質量 BH がエディントン以下で光っていたら、このあたりに来るはずなのに、なぜそうした天体が居ないのか？

(1) BH が大きな角運動量をもつ (極端 Kerr BH) と考える (Zhang et al. 1997; Makishima et al. 2000). → 最終安定軌道の半径が、 3Rs から 0.5Rs に減少するので、重力赤方変位を考えても、 [P1] をある程度まで説明できる。しかし [P2][P3]は説明できない。

(2) MCD 型 ULX は標準降着円盤ではなく、 advection の効いたスリム円盤の状態 (Abramowics et al. 1980) にあるので、 挙動が標準状態と異なる (Watarai, Mizuno & Mineshige ApJL 549, 77, 2001) 。問題点をすべて説明できそう。

§5. 問題解決の試み[P1] 円盤の Tin が高すぎ Rin が小さすぎる。[P2] Rin が一定せず、ほぼ ∝ 1/Tin で変動。[P3] MCD⇔PL の遷移点の光度が高すぎる。

(Kubota, Done & Makishima , MNRAS 337, L11, 2002)

BH 連星 LMC X-3 と μQSO GRO J1655-40 は、系のパラメータは似る。

しかしＸ線の性質は異る。前者は Schwrzschild で、

後者は Kerr と思えばよい (Zhang et al. 1997) 。

GROJ1655 LMC X-3BH 質量 (M 0 ) 7 ± 1 　　 6 ± 1Inclination(deg) 69 ± 1 　 66 ± 1L x (erg/s) 1.3E38 　 1.9E38 T in (keV) 0.97±0.01 1.39±0.01

GROJ1655 Kubota et al. ApJ 560, L147 (2001)

5a. BH の回転の影響？

5b. 質量降着 BH の４つの状態

0.1

0.01

1

L/LEd

Schw

arzs

child

Ext

rem

e K

err

1 10 100Energy (keV)

Watarai et al. PASJ 52, 133 (2000), ← theoryKubota et al. ApJ 560, L147 (2001) ← GRO J1655-40Kobayashi et al. PASJ, submitted (2002) Kubota et al. ApJ, submitted (2002) ← XTE J1550-564

ハード状態

熱的カットオフ

光学的に厚い円盤

Γ~2.3

光学的に厚い円盤円盤の放射が熱的に Compton 化されたも

の

スリム円盤状態

コンプトン状態

ソフト( 標準 ) 状態

MCD-ULX?

PL-ULX?

MCD 型 ULX は、ソフト（標準）状態ではなく、スリム円盤状態にあると考えられる。

PL 型 ULX は、通常のハード状態ではなく、　コンプトン状態にあると考えられる。

両者の遷移は、 LE付近で起きるとしてよい。

ULXやμQSO が Kerr BH である可能性は、依然として有力。

5c. ULX スペクトルの新しい解釈

◆Kubota, Done & Makishima , MNRAS 337, L11, 2002◆Watarai, Mizuno & Mineshige ApJL 549, 77, 2001

5d. PL 型 ULX スペクトルの再解析

Energy (keV) 1 2 5 10 1 2 5 10

IC342 Source 1 の「あすか」スペクトル (2000)

E ＜ 4 keV でのPL フィット、Γ= 1.54 ±0.12

MCD Tin =1.1 keV 　の MCD 放射が , Te=20 keV で τ〜３の電子雲に Compton 化されたモデル

PL 型 スペクトルを示す ULX は、コンプトン状態にあり、 L 〜 LEd と考えて良さそう。

(Kubota, Done & Makishima , MNRAS 337, L11, 2002)

5e. The M82 X-1 の解釈

低エネルギー側で PL 、高エネルギー側で熱的に曲がるのは、熱的コンプトンの特徴。よって M82 X-1 もコンプトン状態と解釈できる。

「あすか」 (0.5-10 keV) (Matsumoto & Tsuru 1999) Γ=1.7 〜 2.6 の PL

Lx (2-10 keV) = (1.9 〜 5.2)×1040 erg/s.

「ぎんが」 (0.5-10 keV) (Tsuru, T. PhD Thesis, 1992)

kT 〜 7 keV の熱的制動放射型

Lx (2-10 keV) = 4.4 ×1040 erg/s

5f. ULX から Narrow Line Syfert 1へ

1 10 100

Energy (keV)

ソフト ( 標準 ) 状態

静穏円盤

変動の激しい　コンプトン成分

変動する本来のハードテール ,　 Γ 〜 2.3

コンプトン状態

0.1 1 10

NLSy1 with 106 MsunNLS1 を特徴づける、変動の激しい soft exccess は、円盤放射がコンプトン化されたものだろう。 Murakami, M.M. et al., PASJ, submitted (2003)

系内 (LMC を含む ) の BH 連星と比較することで、降着率の高い BH の統一的描像が構築されつつある。

この描像に従い、 ULX を「降着率の高い中質量 BH 」として解釈することができる。

いずれ「ビーミング説」と黒白をつける必要あり。中質量 BH 説が堅固になれば、銀河中心の巨大 BH

の起源が始めて明らかになるかもしれない。今後、 ULX の光学同定と、硬 X 線領域での観測が急務である。後者に関しては、 2005 年に打ち上げ予定の ASTRO-E2 衛星に、高感度の硬 X 線検出器 HXD-II が搭載され、大きな進展が期待される。

§6. まとめと展望