X 線スペクトル観測によるブラックホールパラメーターの推定

X線スペクトル観測によるブラックホールパラメーターの推定X線スペクトル観測によるブラックホールパラメーターの推定 JAXA宇宙科学研究所海老沢　研オレンジで書いた部分は講義の内容と対応しています

話の内容 • ブラックホールのX線観測 • 標準降着円盤の観測 • 中間質量ブラックホールは存在するか？ • 広がったように見える鉄輝線の観測 • まとめ

1.ブラックホールのX線観測 • 質量によるブラックホールの分類 • 巨大質量ブラックホール (SMBH; >106M) • ほとんどすべての銀河の中心に存在 • 活動的銀河中心核 (AGN)として観測される • 恒星質量ブラックホール (3M〜30M) • 大質量星の超新星爆発の後に形成 • ブラックホール連星として観測される • 中間質量ブラックホール？(100M〜1000M) • 超高光度X線天体(ULX)として観測されている？

巨大質量ブラックホール 私たちの銀河の中心核付近の星の運動 → ブラックホール質量=370万M 私たちの銀河中心核のブラックホールは現在はX線で暗い (質量降着が少ない) 巨大質量ブラックホールに質量降着がある場合、活動的銀河中心核(AGN)として観測される AGNの標準降着円盤は紫外線領域(<<0.1 keV)で観測される AGNの場合、〜1keV〜 50 keVで観測されるのは、光学的に薄いプラズマからのコンプトン輻射またはシンクロトロン輻射 (べき関数スペクトル) http://www.mpe.mpg.de/ir/GC/res_dance.php

ブラックホール連星系 • 恒星質量ブラックホールが連星系を構成しているとき、伴星から質量降着が起き、降着円盤が形成される • 降着円盤中で重力エネルギーが解放され、X線領域で観測される • 標準降着円盤がエディントン限界光度で輝いているときの円盤の内縁温度: • 中心天体の質量が大きいほど標準降着円盤は低温になる • 円盤温度AGN << 恒星質量BH< 中性子星 McClontock 2011

2.標準降着円盤の観測 • Shakura and Sunyaev (1973) • X線天体の起源として、ブラックホール連星系の標準降着円盤を提案 • 幾何学的に薄く、低温(≤ 1 keV)で、光学的に厚い円盤 • 一般に降着円盤の厚さをh, 中心からの距離をrとすると、ガスの熱エネルギー(kT)と粒子（ほとんど水素）1つあたりの重力エネルギーの比は、 • 幾何学的に薄い降着円盤(h/r<<1)は低温(<<~GeV) • 幾何学的に厚い降着円盤(h/r≈1)は高温(≈~GeV)

2.標準降着円盤の観測 • 実際、標準降着円盤の温度は • Hydrogenic ion(原子核と電子一個)の電離エネルギーシリコンの場合(Z=14) 2.7 keV、鉄の場合(Z=26)、9.2 keV • ~1 keVでは重元素が完全電離しない光電吸収が働く光学的に厚い

2.標準降着円盤の観測 • Katz “High Energy Astrophysics” (1986)より

Rin =constant Tin4 Ldisk ぎんが衛星(1987年打ち上げ)によるブラックホール連星の観測 LMC X-3 GINGA (Ebisawa et al. 1993) 強度と色(hardness-ratio)に相関光学的に厚い円盤 Ldisk Rin2 Tin4 円盤の内縁半径は一定で、観測される強度変化は円盤の温度変化だけで説明できる

ブラックホールのまわりの最小安定円軌道半径ISCO (Innermost Stable Circular Orbit) McClontock 2011 回転していないブラックホール（シュワルツシルドブラックホール）の場合 ISCO=6GM/c2 最小安定円軌道半径 GM/c2が単位 (シュワルツシルド半径=2GM/c2) 最も速く回転しているブラックホール（extreme Kerrブラックホール）の場合 ISCO=GM/c2 スピンパラメーター降着円盤の内縁がISCOに対応している X線観測降着円盤の内縁半径=ISCO(質量とスピンパラメーターの関数) ISCOを測定し、質量とスピンパラメーターのどちらかを仮定すれば、もう片方が決まる

ぎんが衛星による標準降着円盤の観測 LMC X-3 GINGA (Ebisawa et al. 1993) 回転していないブラックホールを仮定Rin= 6GM/c2 距離、ディスク傾斜角を仮定、質量と質量降着率はフリーパラメーター色温度と有効温度の補正:Tcol/Teff ≈1.9 ブラックホール質量〜6 M 可視光による観測結果とほぼ一致

ISCOの安定性 Steiner et al. 2010 LMC X-3の光度 X線観測から求めた内縁半径内縁半径は長期間にわたって一定内縁半径がISCO（光度に依らない）に対応していることの証拠

標準降着円盤のX線スペクトル観測からスピンパラメーターの推定標準降着円盤のX線スペクトル観測からスピンパラメーターの推定天体までの距離、ブラックホールの質量、円盤の傾きを仮定 X線スペクトルrIN=ISCO  aが推定できる McClintock 2011

M82 X-1から、~1041erg/sのX線フレアの観測 のプレスリリース

3.中間質量ブラックホールは存在するか？ • エディントン限界光度：質量降着で輝いている天体について、球対称を仮定して輻射圧と重力が釣り合う条件Ledd≈ 1038(M/M) erg/s • Ultra-luminous X-ray sources (ULXs) • 近傍の渦巻き銀河に多数存在 • 球対称を仮定するとX線光度が1040~1041erg/s • エディントン光度を超えないとすると、M=100~1000M • 中間質量ブラックホール？ • あるいは、恒星質量BH (<30M)が超エディントン光度で光っている？ (L >= 30LEdd)

光学的に薄い 超臨界降着円盤スリムディスク Advection Dominated Accretion Flow (ADAF) BHのlow state 標準降着円盤BHのhigh state 光学的に厚い不安定降着円盤モデル：3つの安定な解 Abramowicz et al. (1995) 質量降着率面密度標準降着円盤(幾何学的に薄く光学的に厚い)はBHのhigh state ADAF (幾何学的に厚く光学的に薄い)はBHのlow state スリムディスクは（おそらく）ULXに対応している

Slim disk 標準降着円盤とスリムディスクの比較 • 標準降着円盤の温度の半径依存性： Standard disk • 質量降着率が大きくなる(標準降着円盤スリムディスク)と、半径依存性のべきが0.750.5に • スペクトルの形の違いが生じる観測的に判別可能 Wataraiand Fukue (2000)

M82 X-1の精密なスペクトル解析 • 観測されたスペクトルはpower-lawに比べて曲がっている • ｢曲がり具合｣は、標準降着円盤モデル(disk blackbody)よりも小さい • 円盤温度の半径依存性のべきをフリーにしてフィット(“p-free disk”) • p=0.61±0.02で良く合う • スリムディスクがもっともらしい Kawaguchi (2003)によるスリムディスクモデルを適用すると、 M~30M  ~5倍のエディントン光度 Okajima, Ebisawa and Kawaguchi (2006)

スリムディスクによるスペクトル変化の説明(IC342 Source1) • スリムディスクによるフィット • 標準降着円盤によるフィット • BHの質量一定(~23M),質量降着率の変化だけで説明できる • よりもっともらしいモデル • BHの質量が変化してしまう • 物理的に正しくないモデル Ebisawa et al. (2003)

~10 スリムディスクの光度光学的に厚く、幾何学的に厚い円盤(スリムディスク)円盤と鉛直方向の、輻射圧と重力の釣り合いを考える標準降着円盤の場合、h/r~0.1を仮定するとLdisk<LEdd スリムディスクの場合、h/r ~ 1を仮定するとLdisk ~ 10 LEdd

厳密なシミュレーション スリムディスクで約10倍のSuper-Eddington luminosityは可能 Face-onのとき、球対称を仮定して見積もった光度は~ 17 Ledd Ohsuga et al. 2005

ULXは(おそらく)恒星ブラックホールの周りのスリムディスク｢中間質量｣ブラックホールは観測されていないULXは(おそらく)恒星ブラックホールの周りのスリムディスク｢中間質量｣ブラックホールは観測されていない 3.中間質量ブラックホールは存在するか？ • 精度のよいULXスペクトルの形標準円盤よりもスリムディスクが妥当 • スリムディスクを仮定すると、観測されたスペクトル変化を質量降着率の変化で自然に説明できる • スリムディスクでsuper-Eddington luminosityが説明できる。

4.広がったように見える鉄輝線の観測 • ASCA MCG-6-30-15 CAUTION!!実際に観測しているのはcounts/s/channel Counts/s/channel↓レスポンスとモデルを仮定↓photons/s/cm2/keV (Tanaka+ 1995) • 鉄のK-輝線が、相対論効果で広がっているように見える • ただし、モデルに大きく依存する

降着円盤内縁からの蛍光鉄輝線プロファイルの計算降着円盤内縁からの蛍光鉄輝線プロファイルの計算シュワルツシルドブラックホールの場合 Extreme Kerr ブラックホールの場合 Fabian et al. 1989 Laor 1991

特徴的な時間変動 • MCG-6-30-15 with ASCARoot Mean Square (RMS) 変化率のエネルギー依存性(RMSスペクトル) • 鉄のK輝線領域で、RMSスペクトルが急激に減少 • モデルに依存しない結果〜104 sec 〜105 sec (Matsumoto+ 2003)

Light bendingモデル • Miniutti and Fabian (2004) • ブラックホールの極近傍(~Rs)で、ディスクが上からX線源(“lump-post ”)で照らされる • ディスクの内縁付近から広がった”ディスクライン”が観測される • Lump-postが強度を変えずに上下に動く • Lump-postからの直接成分は変動するが、“light-bending effect”によって、反射成分（鉄輝線）はあまり変動しない

Variable Partial Coveringモデル • MCG-6-30-15に対する部分吸収(parial covering)のアイデアは古くからある: e.g., Matsuoka+ (1990); McKernan and Yaqoob (1998); Miller, Turner and Reeves (2008, 2009) • Variable Partial Coveringモデル(Miyakawa, Ebisawa and Inoue 2012; Iso, Ebisawa et al. in prep.) • 部分吸収体は、電離度の異なる内部構造を持つ • BHのまわりのX線源は広がっていて(~20 Rs)、あまり変動しない • 1〜40 keVの強度/スペクトル変化は部分吸収率の変化だけでほとんど説明できる

Miyakawa, Ebisawa and Inoue (2012) (graphical work by Aki Sato)

Variable Partial Covering Model • ブラックホールからのX線が内部構造（outer-layerとcore ）を持つ電離吸収体による部分吸収と、変動しない高電離吸収体の影響を受けている • 観測される強度変化、スペクトル変化は、ほとんど変動しないX線源の部分吸収の割合(a)の変化で説明できる core layer 直接成分吸収を受けた成分ディスク反射

Variable Partial Covering Model (Miyakawa, Ebisawa and Inoue 2012) ブラックホールの光度はほとんど変動しない部分吸収される割合(covering fraction)が大きく変動する X-ray source direct component absorbed component Ionized absorbers

Variable Partial Covering Model (Miyakawa, Ebisawa and Inoue 2012) ブラックホールの光度はほとんど変動しない部分吸収される割合(covering fraction)が大きく変動する Covering fraction maximum

Variable Partial Covering Model (Miyakawa, Ebisawa and Inoue 2012) ブラックホールの光度はほとんど変動しない部分吸収される割合(covering fraction)が大きく変動する Covering fraction varies

Variable Partial Covering Model (Miyakawa, Ebisawa and Inoue 2012) ブラックホールの光度はほとんど変動しない部分吸収される割合(covering fraction)が大きく変動する Covering fraction: Null

広がったように見える鉄輝線の説明 電離した鉄吸収端が広がった輝線のように見える直接成分吸収された成分反射成分細い鉄輝線 Suzaku MCG-6-30-15 Miyakawa, Ebisawaand Inoue (2012)

鉄輝線領域の時間変動の説明 • Variable Partial Coveringモデル直接成分と吸収成分の変化は打ち消し合う • 鉄のバンドでもっとも効率良く打ち消し合う direct compoent absorbed component reflection Iron line

解析鉄輝線領域の時間変動の説明 • 観測されたRoot Mean Square スペクトルは、covering fractionの変化で説明できる Black:data Red:model

他の天体の例 Black:data Red:model

AGNの強度変動の説明 SuzakuによるNGC4051 とNGC3516の観測(0.2—12 keV, 1bin=512sec）様々なタイムスケールで、非周期的で激しい時間変動

解析 AGNの強度変動の説明 21個のセイファート銀河の時間変動が、 covering fraction の変化で説明できる(磯修士論文; Iso, Ebisawaet al. in prep.) Counting rate Covering fraction

観測されたX線強度変化が、ブラックホールの光度一定、covering fractionの変化で説明できる

他の天体の例 Black:カウントレート Red:covering fraction

X 線スペクトル観測に よる ブラックホールパラメーター の推定