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

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話の内容1. ブラックホールの X 線観測2. 標準降着円盤の観測3. 中間質量ブラックホールは存在するか？4. 広がったように見える鉄輝線の観測5. まとめ

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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

4http://www.mpe.mpg.de/ir/GC/res_dance.php

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 )

ブラックホール連星系

5McClontock 2011

• 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

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話の内容1. ブラックホールの X 線観測2. 標準降着円盤の観測3. 中間質量ブラックホールは存在するか？4. 広がったように見える鉄輝線の観測5. まとめ

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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)

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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

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

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 Rin

2 Tin4Rin =constant

Tin4 Ldisk

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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)

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

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McClontock 2011

GM/c2 が単位

( シュワルツシルド半径=2GM/c2)

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

最小

安定

円軌

道半

径

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

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12

色温度と有効温度の補正 :Tcol/Teff ≈1.9

ISCO の安定性

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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

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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

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話の内容1. ブラックホールの X 線観測2. 標準降着円盤の観測3. 中間質量ブラックホールは存在するか？4. 広がったように見える鉄輝線の観測5. まとめ

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

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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)

降着円盤モデル： 3 つの安定な解

光学的に薄い

光学的に厚い

Abramowicz et al. (1995)

標準降着円盤BHの high state

Advection Dominated Accretion Flow (ADAF)

BHの low state

超臨界降着円盤スリムディスク

不安定

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

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面密度

質量

降着

率

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：

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Standard disk

Slim 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 0.750.5 に

• スペクトルの形の違いが生じる観測的に判別可能

Watarai and 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

Okajima, Ebisawa and Kawaguchi (2006)

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

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スリムディスクによるスペクトル変化の説明 (IC342 Source1)

• 標準降着円盤によるフィット • スリムディスクによるフィット

• BH の質量が変化してしまう– 物理的に正しくないモデ

ル

• 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Ebisawa et al. (2003) 21

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

~10

厳密なシミュレーション

Ohsuga et al. 2005

Face-on のとき、球対称を仮定して見積もった光度は ~ 17 Ledd

スリムディスクで約 10倍の Super-Eddington luminosity は可能

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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

1. 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

2. 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

3. スリムディスクで super-Eddington luminosity が説明できる。

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3. 中間質量ブラックホールは存在するか？

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話の内容1. ブラックホールの X 線観測2. 標準降着円盤の観測3. 中間質量ブラックホールは存在するか？4. 広がったように見える鉄輝線の観測5. まとめ

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• ASCA MCG-6-30-15

(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

4. 広がったように見える鉄輝線の観測

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

降着円盤内縁からの蛍光鉄輝線プロファイルの計算

27Fabian et al. 1989Laor 1991

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

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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

(Matsumoto+ 2003)

〜 105 sec

〜 104 sec

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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

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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

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

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ディスク反射

直接成分

吸収を受けた成分

• 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

corelayer

Variable Partial Covering Model

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direct component

absorbed component

X-ray source

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

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Variable Partial Covering Model(Miyakawa, Ebisawa and Inoue 2012)

Covering fraction maximum

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

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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

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Variable Partial Covering Model(Miyakawa, Ebisawa and Inoue 2012)

Covering fraction varies

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

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Variable Partial Covering Model(Miyakawa, Ebisawa and Inoue 2012)

Covering fraction varies

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

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Variable Partial Covering Model(Miyakawa, Ebisawa and Inoue 2012)

Covering fraction varies

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

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Covering fraction: Null

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

直接成分

反射成分

吸収された成分

細い鉄輝線

電離した鉄吸収端が広がった輝線のように見える

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広がったように見える鉄輝線の説明

Suzaku MCG-6-30-15Miyakawa, Ebisawa and Inoue (2012)

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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

Iron linereflection

absorbed component

direct compoent

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解析

• 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:dataRed:model

鉄輝線領域の時間変動の説明

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他の天体の例Black:dataRed:model

44

他の天体の例Black:dataRed:model

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他の天体の例Black:dataRed:model

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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

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解析

Counting rate

Covering fraction

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, Ebisawa et al. in prep.)

AGN の強度変動の説明

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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

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

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

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

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話の内容1. ブラックホールの X 線観測2. 標準降着円盤の観測3. 中間質量ブラックホールは存在するか？4. 広がったように見える鉄輝線の観測5. まとめ

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5. まとめ• ブラックホール連星系において、標準降着円盤から

の X 線スペクトルが観測されている– 標準降着円盤の X 線スペクトル観測から、ブラックホー

ルの質量とスピンを推定することができる• 恒星質量ブラックホールの周りの標準降着円盤では

説明できない、超高光度 X 線天体 (ULX) が存在する– ULX の正体は、 (おそらく ) 重めの恒星質量ブラックホー

ルの周りの超臨界降着円盤（スリムディスク）である• セイファート銀河の X 線スペクトル中に、広がった

鉄輝線のような構造が観測されている– 広がった鉄輝線のような構造は、（おそらく）視線上に

存在する多くの吸収物質による部分吸収で説明できる