x 線で探るブラックホール (bh) とその周辺

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 　


2

電波銀河 3C 452

(Isobe et al. 2002)

なぜ BH の研究を始めたのか ?


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


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


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


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


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


「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


コロナ

逆コンプトン散乱(Comptonize) PL 成分

Low/Hard状態

9

電子温度 Te ～ 100 keV

ISCO まで伸びない

Low/Hard state


「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


11

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


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


13

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


14

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


15

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


16

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


17

「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

18

Fender et al. 2004

MAXI による BH の状態の監視 XTE J1752-223


(Nakahira et al. 2010)

19

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


20

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)


21

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


22

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


23

「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


24

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


NGC 2403 銀河の画像

可視光 (DSS) 「すざく」 0.5 – 10 keV

(Isobe et al. 2009)

Src 3

25

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 ?


26

ULX はどの状態 ?


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


28

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


29

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 ?)


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


(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

31

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


(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


33

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


「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

34

これまでの ULX 研究

(Miyawaki et al. 2008)

10 keV 20 5

ASTRO-H衛星への期待


•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 )

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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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