高橋 弘充、北村 唯子、深沢 泰司 (広島大学)、 LMXBの変動とその物理的な描像 高橋 弘充、北村　唯子、深沢　泰司 (広島大学)、 桜井　壮希、牧島　一夫 (東京大学) 低質量な恒星 （～ 1 M ） 弱磁場中性子星 （< 109 G） 低質量X線連星系（LMXB） 前半： High/Soft 状態（ひろたか） 後半： Low/Hard 状態（桜井、北村） アウトフローが 起こっている？ NSの磁場の影響？ 2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

LMXBの状態遷移 ・状態遷移 color-color 図（CCD） Z天体：形がZ Atoll天体：形が環礁 （Haisinger et al. 1989） Horizontal Upper banana Island Normal Flaring Lower banana Z天体：形がZ Atoll天体：形が環礁 それぞれの状態での物理的な描像は？ 前半は、Atoll天体の Upper banana（high/soft）状態について 後半は、Atoll天体の Island (low/hard) 状態について 2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

4U 1608-522 1年 40日 目的(1)：UB での一般的な振る舞いは？ 距離: 3.6 kpc （Type I バーストから推定） ライトカーブ（ASM検出器） PCA検出器 115回観測 1年 40日 Upper banana Lower banana Island CCD Color-Intensity Diagram 目的(1)：UB での一般的な振る舞いは？ 目的(2)：UB で、光度には依存せずに変動している物理量は？

パラメータの変動 MCD+BBで再現 Fe-Kライン 全スペクトル（> 1 x 1037 erg/s : UB状態）を再現 RXTE衛星： Upper banana（UB）状態の95観測を解析 　　　　　　　　　　　　　　　（1観測は数 ks） スペクトル MCD+BBで再現 Fe-Kライン （χ2/d.o.f.～0.8） A B C D 全スペクトル（> 1 x 1037 erg/s : UB状態）を再現 ・得られる物理量 状態の遷移はMdotのせいなので、今後はMdotで考えていきます 観測量：温度、半径 → 光度、質量降着率 BB TBB rBB MCD NS 質量降着率 降着円盤 Ldisk ∝ /r 最内縁温度：Tin ∴ ∝ rin3 ・ Tin4 LBB ∝ rBB2・TBB4 最内縁半径：rin Ldisk　∝ rin2 ・ Tin4

パラメータの変動：目的(1) 全光度 Ldisk LBB L ∝ LBB/Ldisk ～ 0.6 → 0.4 光度[1037 erg/s] 0.1 [任意] 2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

× パラメータの変動：目的(1) 全光度 Ldisk LBB L ∝ ・LBB ∝ ほど上昇しない 10 ・LBB ∝ ほど上昇しない LBB/Ldisk ～ 0.6 → 0.4 全光度 1 光度[1037 erg/s] Ldisk LBB L ∝ 0.1 [任意] 重力 エネルギー 1/2 円盤からの放射 ∝ × 1/2 回転運動 LBB ∝ NS表面に降着すると ビリアル定理 物質の一部（約20%）が NSに降着していない 放射圧（円盤＋NS表面）によりNS手前からアウトフロー

× パラメータの変動：目的(1) 全光度 Ldisk LBB L ∝ ・LBB ∝ ほど上昇しない 10 ・LBB ∝ ほど上昇しない LBB/Ldisk ～ 0.6 → 0.4 全光度 1 光度[1037 erg/s] Ldisk LBB L ∝ 0.1 [任意] 重力 エネルギー 1/2 円盤からの放射 ∝ × 1/2 回転運動 LBB ∝ NS表面に降着すると ビリアル定理 物質の一部（約20%）が NSに降着していない 放射圧（円盤＋NS表面）によりNS手前からアウトフロー

光度に依存しない自由度は何か？：目的(2) 普通の変動の図 （Ltot との相関） 予想される平均値を差し引いた変動成分 (X’) の図 （r’in との相関） 変動の仕方が２つ ・Ldisk, LBB は 　ほとんど変動せず (Constant-luminosity branch: CLB) ・両光度が反相関 （Variable-luminosity branch: VLB） Ldisk L’disk L’BB LBB rin kT’BB kTBB kT’in kTin 両branchは、r’in~0.85 で接しているかも？ r’BB rBB 全光度 r’in

光度に依存しない自由度は何か？：目的(2) 前ページの右図（変動成分の分布） Mdot ∝ r3T4 ∝ r1 （見かけ上?） FBに近づくと rin：小、Mdot小 HBに近づくと rin：大、Mdot大 CLBの特徴 ・光度は変化しない ・BB成分の変動はない ・円盤成分は kT’in ∝ r’in-0.5 => 解釈：本当に rin が変動？ 　　　　rin の変動は見かけ上 　　　（rin は一定で hardening factor が変化？） L’disk L’BB Z天体のNBに対応？ kT’BB VLBの特徴 ・光度が反相関（L’disk は減少、L’BBは増加するのみ） ・BB成分は、L’BB の変動に対して増加 ・円盤成分は kT’in ∝ r’in-0.75 => 解釈：本当に rin が変動？ kT’in （Mdot ∝ r3T4 ∝ r0） Z天体のFBに対応？ r’BB 自由度2とは、Ltot （全光度、質量降着率）と r’in （円盤の最内縁半径の見かけ上/実際） の変動と考えられる r’in

いま考えている物理的な描像 CLB 最内縁半径の見かけ上の変化 最内縁半径が実際に遠ざかる VLB 円盤が厚い 完全にBBにならずに、多少は コンプトン散乱されている？ (hardening factor 大 => kTin 大、rin 小 になる) CLB 最内縁半径の見かけ上の変化 （<=hardening factor の変化、円盤の厚みが上下に振動？） 最内縁半径が実際に遠ざかる <= 物質が円盤上で放射せずに落ちた先のNS表面で放射 　　Ldisk が減少した分だけ、LBB が増加 VLB CLB と VLB は r’in ~0.85 でつながっている？ <= CLB であまりに円盤が厚くなると、円盤の最内縁がゴソっと落ちてしまう？ 2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

4U 1608-522 Constant-luminosity branch Variable-luminosity branch Color-Intensity Diagram Constant-luminosity branch Variable-luminosity branch 目的(2) UB で、光度には依存せずに変動している物理量は？ ・全光度（質量降着率） ・円盤の最内縁半径（見かけ上/実際）の変動

まとめ（ひろたか） (HT+, 2011 ApJ 738, 62-71) ・Z天体との対応 放射圧が高い： ・Atoll天体 4U 1608-522 の Upper Banana (high/soft)状態を解析した。 ・全光度が上昇するにともなって、円盤放射ほどBB放射が 　増加しないことが分かった。 　これは、放射圧（円盤＋NS表面）によりNS手前からアウトフロー 　が起こっていると考えられる。目的(1) ・Upper Banana 状態の変動は、２つの独立な自由度で説明されることが分かった。 　１つは、全光度（質量降着率） もう１つは、円盤の最内縁半径（見かけ上/実際）の変動と考えられる。目的(2) 　同じ光度でも、Constant-luminosity branch と Variable-luminosity branch が存在する。 ・Z天体との対応 放射圧が高い： 　NS表面に物質が降着しにくくなる（NS表面からの放射が減少） 　大量のアウトフローが光学的に厚くなる（アウトフローによる放射＋吸収） Constant-luminosity branch ：Normal Branchに対応 Variable-luminosity branch : Flaring Branch に対応 Horizontal Branch はNS表面からの放射が明るい（物質が降着している） 放射圧が効きにくくなるような移流優勢な状況（Slim Disk 状態）？ （もしくは、実際に円盤の光度（質量降着率）が減少しているのか？）

LMXBのLow/Hard状態の振る舞い （桜井、北村） 2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

H2. 第2~4観測の解析結果 第3観測 (L~2.9x1036 erg/s) νFν 1 0.1 c keV 中性子星 降着円盤 コロナ 黒体放射 1 0.1 compPS (seed=BB) Te ~ 35 keV 　 t > 2.5 Tbb~0.5 keV Rbb~10 km diskBB Tin~0.28 keV Rin~21 km 要点 第2~4観測の代表として第3観測のスペクトルを載せております。 スペクトルはdisk blackbodyと、ComptonされたBB成分とで再現された。 得られたパラメータから、円盤は半径~20 kmで途切れて、NSへはほぼ球対称に降着し、NS全面が光っている (Sakurai+2012) (第2,4観測もこれと同様の結果でした (Sakurai+2013? submitted)) 5 c2ν=1.01 (183) c -5 1 10 100 keV 円盤は半径~20 kmで途切れ、NSは表面全体が光っている (Sakurai+2012) 第2、第4観測からも同様の結果が得られた。 2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

H3. 第5観測の解析結果 第2~4観測に比べ、黒体放射半径Rbbが有意に減少 同観測の single Compton によるフィット 第5観測 (L~5.0x1035 erg/s) νFν 総Rbb = 7±1 km νFν 総Rbb = 7±1 km 0.05 0.05 compPS (seed=BB) compPS (seed=BB) Te ~ 62 keV 　 t ~ 2.3 Tbb~0.4 keV Rbb~6 km 0.01 0.01 Tbb~0.4 keV Rbb=7±1 km Te ~ 118 keV 　 t ~ 0.8 direct BB Rbb ≦ 3 km 5 5 c c 要点 第5観測のスペクトルはComptonされたBB成分で再現された。 ただし2種のモデルが縮退していて (左右の図)、BBの一部が濃いコロナでComptonされているか、全体が薄いコロナでComptonされているかはわからない。 いずれの場合でも、得られたBB半径は第2~4観測より有意に減少 (7±1 km)。 c2ν=1.19 (109) c2ν=1.20 (110) -5 -5 1 10 100 1 10 100 keV keV BBの一部が高密度コロナでComptonizeされている BB全体が薄いコロナでComptonizeされている 第2~4観測に比べ、黒体放射半径Rbbが有意に減少 2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

H4. 第6,第7観測の解析結果 第5観測と同じモデルで再現できたが、Rbbはさらに減少 第6観測 (L~1.3x1034 erg/s) νFν νFν 10-3 10-3 compPS (seed=BB) compPS (seed=BB) Tbb~0.3 keV Rbb=3±1 km Tbb~0.3 keV Rbb=3±1 km y = 0.4−1.1 y = 0.7−2.5 10-4 10-4 5 5 c c 要点 第6,7観測のスペクトルも第5観測と同様、ComptonされたBB成分で再現された。 両観測とも、得られたBB半径は第5観測よりさらに小さい、3±1 kmとなった。 c2ν=0.91 (76) c2ν=0.87 (80) -5 -5 1 5 10 1 5 10 keV keV 第5観測と同じモデルで再現できたが、Rbbはさらに減少 2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

H5-1. Discussion: BB半径の変化 光度による黒体放射半径の変化 Hard- High状態 Rbb (km) Soft状態 黒体放射 中性子星 RNS=10 要点 これまでで全観測共通のパラメータの一つとしてBB半径が得られたのでプロットしました。 高光度 (0.1 Ledd)ではソフト状態 (ひろたかさん?)。 0.01 LeddではBB半径が10 kmで、NSは全面が光る (→Hard-high状態)。 それより低光度でBB半径が減少しているのは、磁場の影響が考えられます....(次へ) 2 10-4 10-3 0.01 0.1 光度 (LEdd) 2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

H5-2. Discussion: BB半径の変化 光度 (⇔質量降着率)によるAlfven半径 RAの変化 Hard- High状態 RA, Rbb (km) Soft状態 RA@B=107 G 黒体放射 中性子星 RNS=10 Hard-Low状態 磁軸 コロナ 要点 磁場を一声10^7 GとしてAlfven半径 (RA)を計算すると、図の紫線のようになり、<~0.01 Ledd では RAがRNSより 大きくなるため、磁場が効き始めるのではないか。 すると降着流は磁場に絞られ、NSの磁極に落ちている可能性がある (Hard-low状態) 2 10-4 10-3 0.01 0.1 光度 (LEdd) 低光度 (Hard-Low状態)ではNSの磁極に降着している? 2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

まとめ（桜井） 2007年 9月~10月、「すざく」はAql X-1のアウトバーストの立ち下がりを7回観測し、~3桁にわたり光度変化するスペクトルを得た。 第2~4観測はHard-high状態で、円盤は半径~20 kmで途切れ、厚い降着流となってNS表面に降着し、表面全体が光っている。 第5~第7観測のスペクトルは、黒体放射 (BB)とそのコンプトンで再現される。光度が下がるにつれ、BB半径は 10 kmより小さくなっていく。 BB半径、およびコロナの光学的厚み (t)の両観点から、低光度 (第5~7観測)ではNS表面の狭い領域のみに降着し、その部分が光ると結論される。 　　→ Alfven半径の議論から、低光度で降着流は磁場に絞られ、 　　　　NSの磁極に降着していると考えられる。 2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

NS表面の放射領域：磁場強度の違い？ ・Aql X-1 (北村さんの仕事) peak IGR J16194－2810 ・IGR peak L~5.0×1035 erg s-1 peak 2 0.02 (北村さんの仕事) LMXB IGR J16194－2810 共生X線連星： 　　　Symbiotic X-ray Binary；SyXB LMXBの一種で、NSと赤色巨星の連星 軌道周期が長い 5 ・IGR L~7.6×1034 erg s-1 SyXB 0.05 2compPS（seed=DBB , BB） 0.02 0.01 peak 5 χ -5 1 2 5 10 100 Energy (keV) 2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

NS表面の放射領域：磁場強度の違い？ ・Aql X-1 peak <= 磁場が強い？ LMXBへの進化の途中？ ・IGR peak L~5.0×1035 erg s-1 peak 2 0.02 LMXB IGRは、黒体放射のピークがAql X-1 に比べ高エネルギー側にある ステファン=ボルツマンの法則　　　　 　　　　　　　　　L∝R2 T4 　　　　　　　　　　　　　　の関係から 同じ光度で比較して、 　・IGR Tbb：高 ，Rbb:小 <= 磁場が強い？ 　　LMXBへの進化の途中？ 5 ・IGR L~7.6×1034 erg s-1 SyXB 0.05 2compPS（seed=DBB , BB） 0.02 0.01 Te ~100keV(fix) peak τ ~ 0.6±0.1 Tbb ~1.05±0.05 keV Rbb ~0.68 (+0.03/-0.04)km 5 χ χν 2=1.14(594) -5 1 2 5 10 100 Energy (keV) 2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

まとめ（全体） 明るい天体では、アウトフローが生じていると考えられる。 全光度に依存しない変動がある。（Z天体の状態遷移に影響？） LMXB でも暗くなると、NS表面の放射領域が小さくなる。 　　→磁場の影響が効いてくると考えられる。 同じ光度でも、天体によってNS表面の放射領域のサイズが異なる。 　　→磁場の強さが異なることを反映しているのではないか？ 　　　　暗い天体（星風でちょっとずつ降着、降着円盤の構造は？） MAXIは引き続き、新しい突発天体や既知天体のアウトバーストを 　　　　　　バンバン見つけて下さい。 ASTRO-H では、カロリメータにより、精度のよりライン観測ができる。 　　かつ、パイルアップのない（統計の良い）スペクトルが取得できる。 2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」