LMXB トランジェント4U 1608 － 52 と Aql X-1 の光度曲線と状態遷移の解釈

三原建弘、浅井和美、松岡勝、杉崎睦、芹野素子 ( 理研 ) 、上田佳宏（京大）、中平聡志、山岡和貴（ JAXA ）、根来均

（日大）、他　 MAXI チーム

光度曲線解析に用いたモニタリングデータエネルギーバン

ド検出器（データを使用した年

月） 年

2-10keVXTE/ASM （ 1996.1-2009.8 ） 約 13 年

半MAXI/GSC （ 2009.8-2013.2 ） 約 3 年半

15-50keV Swift/BAT(2005.2-2013.2) 約 8 年← GSC 2-10keV光度変化パターンの分類に使

用

←15-50keV/2-10keVソフト / ハード状態の区別に

使用

AqlX-1 GSC and BAT

← BAT 15-50keV

Hard-High

Hard-Low

Soft

50 日

55300552505520055150

37

36

37

36

35

Log Lx

4U1608-521037

1036

Lx[erg/s]

1

2

3

4

5

6

7

8

9

10

11

12

13

14

MAXI

MAXI

ASM

ASM

ASM

ASM

ASM

ASM

ASM

ASM

ASM

ASM

ASM

MAXI

BAT 開始

Soft Hard-high Hard-low

AqlX-11037

1036

Lx[erg/s]

1

2

3

4

5

6

7

8

9

10

11

12

13

MAXI

MAXI

ASM

ASM

ASM

ASM

ASM

ASM

ASM

ASM

ASM

ASM

MAXI

BAT 開始

Soft Hard-high Hard-low

LMXB の場合：時間スケールが 50 倍長い。連星間距離が２倍大きい。⇒２倍大きい円盤ができている。　　円盤全体にガスがたまるのに時間がかかる。電離状態になると降着率が大きくなりアウトバーストするが、 X 線による加熱で、中性水素の状態に戻るのが抑制され、アウトバースト継続時間が長くなる。　　　　　 (King et al 1998 ）

矮新星と同じリミットサイクル矮新星 SS cygni の光度曲線（ Wheatley et al. 2003 ）

天体 アウトバースト継続時間 再帰時間

矮新星 1-3 日 1-3 週

LMXB 1-3 ヵ月 1-3 年

矮新星の場合：降着円盤 外縁部の熱不安定性モデルで説明（水素が電離した状態と中性水素の状態の二つの安定した状態）

Ｍは同程度.

電離

中性

内側への降着率

明

暗

4U1608-521037

1036

Lx[erg/s]

1

2

3

4

5

6

7

8

9

10

11

12

13

14

MAXI

MAXI

ASM

ASM

ASM

ASM

ASM

ASM

ASM

ASM

ASM

ASM

ASM

MAXI

BAT 開始

Soft hard-High hard-Low

H→L

H→L

L→H

L→H

L→H

L→H→L

H→L

H

L→H→L

H

H→L

H→L

H→L

②

②

③③

③

③

③

③

③③

③

④

④

ASM

アウトバースト間の光度変化パターン

ASM

① すべてハードロー(L)

② すべてハードハイ(H)

④ 途中で L → H → L がある

MAXI

③ 直前直後以外はハードロー (L)

MAXI H → L → H の例

状態4U1608 －

52（ 13 個）

AqlX-1（ 12 個）

① 0%(0 個 ) 42%(5 個）② 15%(2 個 ) 0%(0 個 )

③ 70%(9 個 ) 25%(3 個 )

④ 15%(2 個 ) 33%(4 個 )

※③ には、3 つのパターンがある1.H → L → H2.H → L → L3.L → L → H

LowHigh

H → L → H → L

X 線光度曲線と低温円盤のリミットサイクルの対応①

円盤のガス面密度

Ｘ線光度

アウトバースト開始

←Meyer & Meyer(1981) の縦軸：降着率を中性子星表面でのＸ線光度に変換した図準周期的な光度変化は説明できる。

溜めたガスを解放する明るい状態

ガスを溜める暗い状態

4U1608-52 、 AqlX-1 のプロペラ効果光度

内側では、 Soft 状態

内側ではHard-low

① すべてハードロー(L)MAXI

① は説明できる。他のパターンは一つのＳカーブでは説明できない→ Ｘ線照射による加熱効果を入れるとどうなるか？

[g cm-2]@ r=1010.5 cmプロペラ効果中

Tuchman, Mineshige, and Wheeler (1990)の縦軸：有効温度を光度に変換した図

Ｘ線照射なし

Ｘ線照射の効果が大きいとき

Ｘ線照射の効果が時間とともに変化することを考えると③の３つのパターンも説明できる（次のスライド）。

Ｘ線光度

Tirr=7500

Tirr=6000

Tirr=0

ASM

② すべてハードハイ(H)

Ｘ線照射の効果が大きいと②が説明可能

X 線光度曲線と低温円盤のリミットサイクルの対応②

プロペラ効果

ホット円盤の場合は、質量降着率が　　　プロペラ効果のレベルまで落ちない。

円盤のガス面密度 [g cm-2]@ r=1010.5 cm

降着率

円盤のガス量

プロペラ効果

状態

HH 状態

ＬH H

ＬH

H → L → H L → L → H

Ｘ線照射の効果が減少するにつれて、Ｓカーブが、右側 ( 低温側 ) へ移動していくことを考えると、上記の３つのパターン（アウトバースト前後は H で中は L 状態：③）が説明可。

照射が大 小 無

Ｌ

Ｌ

Ｈ

H → L → L

Ｌ

X 線光度曲線と低温円盤のリミットサイクルの対応③

L から H へ変化した後、再び L へ戻る場合（④）は？↓

Ｓカーブ状の下のブランチを右に移動することでは説明できない。

1037

1036

Lx[erg/s]AqlX-1: No9H3

H1 H2

特徴 可視光：アウトバー

スト Ｘ線：ハード状態 Ｘ線：小さい ピーク

光度

2-10keV

15-50keV

15-50keV/2-10keV円盤外縁（可視光）は上のブランチに遷移したが、円盤内側（Ｘ線）は、ソフト遷移しなかった？

通常のアウトバー

ストピーク光度 [erg/s]

H1 (4.8±0.7) ×1036

H2 (3.1±0.2) ×1036

H3 (4.1±0.3) ×1036

外側の低温円盤と内側の高温円盤の比較

内側の高温円盤： Abramowicz (1995) の縦軸：降着率を中性子星表面でのＸ線光度に変換した曲線

外側の低温円盤：Tuchman, Mineshige, and Wheeler (1990) の縦軸：有効温度を光度に変換した曲線

Log Lx[erg/s]

光学的厚い　　円盤のブラ

ンチ

光学的薄い　　円盤のブラ

ンチ

内側の円盤では遷移を起こさずに

ハード状態にとどまっている

ピーク光度が (3～ 5) ×1036erg/s では、外側の円盤が上のブランチに遷移しても、内側の円盤は、遷移しない場合ではないか？

Tirr=7500

Tirr=6000

Tirr=0

38

37

36

35ソ

フト

状態

ハー

ド状

態

1036 で遷移Meyer-Hofmeister et al.(2005)

まとめ　　矮新星のリミットサイクルとＢＨの円盤状態の相図をＬＭ

ＸＢトランジェントに応用することで LMXB の光度変化をほぼ説明できた。

１．回帰活動によるソフトからハード状態への光度変化パターンは、

　　　円盤外縁のリミットサイクルに、　　　プロペラ効果とＸ線照射による効果を入れることで、　　定性的な説明は可能である。

２．ソフト状態に遷移しないアウトバースト（ハードアウトバースト）は、

　　　可視光でアウトバーストが観測されていることから、　　　円盤外縁では、電離のブランチに遷移を起こしたものの、　　　内側円盤では光学的に薄い円盤（ハード状態）にとど

まっていると考えられる。

しかし、　アウトバーストよりもかなり低いピーク光度（ 5×1036erg/s 以下）で、ソフト状態になる場合がある。可視光でアウトバーストしているかどうかは不明である。もし、可視光でアウトバーストしていないならば、内側の円盤のみが、光学的に厚い円盤（ソフト状態）に遷移した可能性がある。

嶺重：内側の方 (abramowics) は、まだ定説ではない。加熱とか、。。とかある。