ブラックホール近傍での 相対論的時空の探求

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1 ブラックホール近傍での 相対論的時空の探求
　　Doppler boosting 　　　　　　→ 像の左右非対称 　　gravitational lensing 　　　　　　　　→ 像の浮き上がり 　　photon redshift … 嶺 重　慎　（京大院・理） ©高橋労太

2 Astro-Hと相対論的時空の探究 ASTRO-H衛星 相対論的時空の探究 具体的方法 高感度・広帯域（0.2～600 keV）観測
マイクロカロリメータによる超高分解能分光観測 相対論的時空の探究 大事なテーマだが、まだ具体的な検討に入っていない。 ぜひ、この機会に本格的（理論面・観測面）検討を！ 具体的方法 １．連続成分を用いるもの ２．鉄輝線を用いるもの ３．QPO（準周期振動）を用いるもの

3 1. 連続成分を用いる方法 円盤温度・光度関係はブラックホールスピンに依存！ メリット デメリット（課題）
相対論的効果（ニュートン力学との差） ブラックホールスピンの効果（最内縁半径など） メリット スペクトル全体の形をみる（微細構造に依存しない）。 デメリット（課題） 非熱的成分をどうさし引くか？ Spectral hardening factor に不定性 ブラックホール質量や円盤傾斜角の正確な評価が必要

4 相対論的円盤モデル 相対論的標準円盤モデル （Novikov & Thorne 1974) そのほか関係する効果
放射フラックス分布（黒体放射） 　　　a=0ではNewtonianの-20%、a=0.9では f R=1 円盤内縁半径＝最内縁安定円軌道（ISCO)半径 　　　ｒISCO=3 rS (a=0), ～0.5 rS (a～1) そのほか関係する効果 重力レンズ、beaming (Doppler), photon redshift, … Blandford-Znajek効果（or 時空のひきずり効果）→加熱源 epicyclic frequencyにピーク（後述）

5 Disk blackbodyモデル (Mitsuda et al. 1984)
黒体放射スペクトルの重ね合わせ フィッティングパラメータ Tin = 円盤最内縁の温度 (～ 最高温度) rin = Bν(Tin)で光る領域のサイズ（～円盤内縁の半径） 補正 本当の円盤内縁半径は～ ξrin (ξ～0.4) (最高)色温度は Tc =κTin (κ～1.7　はhardening factor) ⇒ 円盤内縁半径（rin）＝rISCOとするとスピンがわかる 5

6 連続成分モデル結果①： 円盤内縁半径からの評価
スピンに関する情報！ ただし、内縁半径＞ISCO半径というケースもあることに注意（Rinが小さければ、大スピンだとは結論できる）。 牧島一夫（天文月報2010/3より）

7 連続成分モデル結果②： N-Tモデルによりフィッティング
観測スペクトルをN-Tモデル（kerrbb model)でフィッティング McClintock et al. 2009

8 問題点(1) 高温放射成分の差し引き 冷たい円盤と熱いコロナの共存
(a) horizontal separation (b) vertical separation hot inner torus BH X-rays disk X-rays disk BH corona/outflow X-rays hot inner corona/outflow BH disk (c) mixture type 8 8

9 問題点(2) spectral hardening factor
・放射スペクトル≠黒体放射 　→ 色温度は、有効温度から　　　有意にずれる。 　spectral hardening factor 　　 κ～ 質量降着率やαに依存。 Shimura & Takahara (1995) 9

10 slimBB model=相対論的(スリム)円盤モデル
KerrBB modelに限界（高光度で不備、境界条件に近似）。 低光度から高光度（ほぼエディントン）まで計算 (M=10Msun) Mdot Mdot (Mdot c2/LE=1, 3, ･･･, 103) 10

11 理論計算結果(1)（i=0; face-on）
理論スペクトルをスペクトルフィットする。 Inputs: Mdot, a, & i (円盤傾斜角) Outputs: Rin, Tin, & p (温度勾配). スピンが大きいと、円盤内縁半径の変化が少ない。 T ∝r -p ⇒ Fν∝ν3-(2/p) ©Toshikawa 11

12 理論計算結果(2)（i=70; ほぼ edge-on）
降着率があがるにつれ,円盤最内縁部は、中から順に隠されていく。 →温度↓、光度<~0.4 ただし、上限光度はモデルに依存（円盤の厚みなど） ©Toshikawa 12

13 観測（GRS1915+105）と理論の比較 Preliminary 観測データは理論の予想範囲（ハイスピン）をカバー。
さらにモデルの改良が必要（遮蔽効果をより正確に）。 Preliminary ©Toshikawa 13

14 連続成分モデル：まとめ 結局、スナップショットでは現状を超えるのは難しい？ 理論的に詰めること
同じソース（同じ質量、同じスピン）を連続してみること。 特に、エディントン光度近傍で、スピンごとに温度などの　　ふるまいが変わるのをとらえる。 ターゲット＝明るいBHB：GRS （吸収構造が複雑）、GRO J ？ 理論的に詰めること ＰＬ（Compton）成分のモデリング Spectral hardening factor Wind mass loss 効果 ・・・ 14

15 2. 輝線成分を用いる方法 鉄輝線プロファイルはブラックホールスピンに敏感！ メリット デメリット（課題）
相対論的効果（ニュートン力学との差） ブラックホールスピンの効果（最内縁半径など） メリット 相対論的効果の直接検証に直結。 デメリット（課題） スペクトルの微細構造に依存（連続成分をどうさし引くか？） 未定パラメータが多い（ブラックホール質量、円盤傾斜角、　輝線強度分布などなど）

16 冷たいプラズマによる反射 べき型スペクトルのＸ線を 冷たい（～百万度以下）の プラズマに入射 → 反射成分 ＋各元素の特性Ｘ線
Compton reflection hump (Reynolds 1996) 16

17 鉄の蛍光輝線(1) (Fabian et al. 1989)
Schwarzschild case Main parameters: Disk inner edge, rin =10 rS Disk outer edge, r0 =100 rS Inclination angle, i=30 Emissivity propto rq; q=-2 Cyg X-1 17

18 鉄の蛍光輝線(2) (Laor 1991, Kojima 1991)
Kerr case (a=M) Disk inner edge, rin=0.5 & 3 rS Disk outer edge, r0 =20 (left) & 10 (right) rS Emissivity propto rq; q=-2 rin=0.5 (solid) & 3 rS (dashed) i=45 Rin=3 rS (fix) 18

19 MCG6-30-15の場合 (Reeves+ 2006, Miniutti+ 2007)
広がった鉄輝線 →　Kerr holeでないと説明できない（？） 黒=Suzaku 赤=XMM Newton 19

20 ブラックホール連星の場合 (ASCA data, Miller+ 2005)

21 問題点(1) 連続成分の差し引き 連続成分の仮定 → 結論 ASTRO-Hを使うと不定性 なく決めることができる 輝線成分＝全スペクトル
問題点(1) 連続成分の差し引き　　 輝線成分＝全スペクトル 　　　　　　　－連続成分スペクトル すなわち、 連続成分の仮定　→　結論 その一例（右図、MCG ）: 連続成分からの微妙な残りが、 Kerr holeに特有のred wing　　　を生み出す！ [吸収体モデルによりred wingが 消える (Miller+ 2008,2010)] ASTRO-Hを使うと不定性　　 なく決めることができる PL model “detailed” model (Wilms et al. 2001) 21

22 問題点(2) 多いパラメータ ・輝線強度分布（ｑ） → 照らす光源と、照らされる 低温物質、 双方の分布 に依存 ・円盤傾斜角 ・時間依存性
問題点(2) 多いパラメータ　　 ・輝線強度分布（ｑ） → 照らす光源と、照らされる 低温物質、 双方の分布 に依存 ・円盤傾斜角 ・時間依存性 → フレアは間欠的 　輝線プロファイルが 　ASTRO-Hで正確に　　　　　決まれば解決（？） 22

23 時間変動の謎 (MCG ) べき的な連続成分(PL; 2-10keV)が明るいとき(HF)と暗いとき(LF)とでスペクトルを比較  鉄輝線成分+反射成分の変動がPLと連動していない 単純に考えると鉄輝線も反射成分もPL成分(~照射X線)が起源なのだから、フラックス変動は同期するはず simple power-lawとの比 （実は以前から指摘されていた現象） ©川中宣太 Miniutti+ 2007

24 Light-bending model Miniutti & Fabian 2004 Point-like X-ray sourceを仮定(lamp-post model) PL成分 強重力による光の屈折を考慮すると、照射X線源の円盤からの距離によって、PL成分と鉄輝線+反射成分の比が変化 鉄輝線＋反射成分 If the primary source is located very close to the BH, the emitted photons will be greatly bent toward the disk.  enhanced reflection? ©川中宣太

25 Cyg X-1の“superposed shot” Negoro et al
Cyg X-1の“superposed shot” 　　　 Negoro et al. (1994); Negoro, Kitamoto, SM (2001) X-ray intensity 緩やか変光～数秒急激なスペクトル硬化 < 2 ms Hardness ratio 平均 time (sec) 25

26 MHD降着流の変動 (Machida & Matsumoto 2004) flareを起こす領域が 内側にシフトする。 26

27 輝線成分モデル：まとめ 鍵は、連続成分のモデリング Challengingな課題：line profileの時間変化
ASTRO-Hで、決着がつきそう（不定性がなくなるだろう）。 逆問題的発想はできないか？ (line profileから直接パラメータ決定） Challengingな課題：line profileの時間変化 コロナ中のフレアによる増光→line profile が時々刻々変化 　　（まさに、相対論的効果が如実に表れる）。 photon数が足りるか？ “superposed shot”の技法？ 大きなフレアをたくさん足し合わせて、平均スペクトルを得る。 光る領域の内側への伝搬 → 理論的モデリング 27

28 3.QPOを用いる方法 QPO（準周期振動）もブラックホールスピンに敏感！ メリット デメリット（課題） 時間変動から相対論的効果をみる
既述の２方法とは完全に独立（相補的）。 スペクトル状態にあまりよらない（QPOが見えていれば）。 円盤傾斜角や、放射強度分布にも(あまり)よらない。 デメリット（課題） QPOは１種類ではない！　QPOの種類により、周波数の、スピン依存性も（光度依存性も）異なる。 ブラックホール質量の正確な情報は必要。

29 円盤振動論：捕捉された振動 (Kato 2001, PASJ review)
κ (epicyclic freq.)に極大あり 　→ waveがここにtrap（↓） 　→ QPO発生 κmaxにスピン依存性（→） (Silbergleit+2000) 29

30 典型的な周波数？ (Kato 2001, PASJ review)
　ここで、εは微少量、 　F(a)は、aの単調増加関数 　 F(0)=1.00 ～F(0.998)＝3.443 GRS に 67Hz QPO (→) 　M＝14Msunとすると、a<<1 (a~1なら~170Hzのはず) → 連続成分の結果に合わない(?) (Morgan +1997) 30

31 全体のまとめ ASTRO-H衛星 相対論的時空の探究 ところで・・・ ２０１３年以降、広帯域をカバーする唯一のX線衛星
広帯域と超高分解能分光より、未開の荒野を開拓 相対論的時空の探究 ３つの方法、いずれにも不定性あり。ASTRO-Hを使って、 不定性をいくらかでも減じたい。 理論的につめるべきことも多い→緊密なコラボレーション ところで・・・ 今まで、GRおよびKerr metricを前提 → 本当？ 今まで、ブラックホールの存在を前提 → 本当？