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
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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。
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