「すざく」であばく超光度Ｘ線源 (P4-7) rikne

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1 「すざく」であばく超光度Ｘ線源 (P4-7) 磯部直樹(理研,isobe@crab. rikne
「すざく」であばく超光度Ｘ線源 (P4-7) 牧島一夫(理研/東大), 宮脇良平(東大) 水野恒史, 高橋弘充(広島大), 久保田あや(芝浦工大), 海老沢研(ISAS/JAXA), 他ULXチーム 超光度Ｘ線源(ULX)とは M82 X-1からの硬Ｘ線 (Miyawaki et al. in prep.) 2005/10/04, 19, 27の3回 (合計約100 ks) 「すざく」が発見した ULX : Suzaku J in NGC 4945 近傍渦巻き銀河に存在する非常に明るいＸ線源 (LX >> 1039 ergs/s) 中質量ブラックホール(BH)の有力な候補である (M >>10 M◎) 。 質量降着率が大きいと考えられる ( ～ エディントン限界) カラー : XIS FI画像, 等高線 : 赤外線画像 XISライトカーブ XISスペクトル HXD-PINで～20 keV までの信号を検出 3-20 keV のスペクトルは、PLでは再現されず、折れ曲がった形をしている XIS FI XIS BI HXD-PIN 2005年8月 2006年1月 XIS FI XIS BI keV MCD L2-10 keV = 3.5 x 1040 ergs/s 2 -10 keV 銀河からの成分 「すざく」による ULX の観測 PL Hardness cutoff-PL model G = 0.8±0.1, Ecut = –0.7 keV compTT model Te = 2.5 ± 0.1 keV, t = 8.0 ± 0.4 MCD 「すざく」は、すでに 4つの近傍銀河(NGC 1313, M82, NGC 4945, NGC 2043) に存在する ULX の観測を行っている。 高感度と広帯域を生かし、降着円盤の状態、中心BHの質量や回転などの物理量を明らかにし、ULXの正体に迫りつつある。 ULX発見 PL cutoff-PL 2006年1月の近傍銀河NGC 4945の観測で新しいULXを発見 (Suzaku J ) スペクトルは PL よりも MCD の方がよくう (Tin=1.70±0.06 keV, Rin=76±4.9 km) 観測中に2倍程度のフラックスの変動を示した。 温度と光度に、 L ∝ Tin4 の相関が見られた。 ⇒ 系内BH連星の High/Soft状態に似ている。 MCD(つまり標準降着円盤)では、 Ｘ線光度はエディントン限界の3倍程度になる。 KERRBB BHの回転 (Kerr BH) で、説明できる。 Energy [keV] M82 X-1 からのＸ線放射は、 ~2.5keVの電子からのコンプトン放射でよく再現された。 銀河系内のＢＨ連星 (~100 keV) よりも低い温度であった。 Suzaku J のスペクトルをkerr BHモデル(Li et al 2005)でフィッティングして、質量、質量降着率、Disk inclination, spin パラメタに制限をつける BH質量 [M◎] 質量降着率 [1018 g/s] Diskの inclination a:spinパラメタ BH, ULXの温度と光度の関係 NGC 1313 X-1 and X-2 : 「すざく」が明らかにしたスペクトル変動 可視光画像　XIS0画像 X1のXISライトカーブ 多くの観測で、PL型のスペクトルを示した 「すざく」の観測では、低温のdisk成分と変動するcutoff-PL成分の重ね合わせ ⇒系内BH連星のVery High State 許される領域 M = 20 – 130 M◎のBHが非常に早く(a ～ 1)回転している可能性が高い h : Eddington 比 NGC 1313 X1 (Isobe et al in PASJ Suzaku 2nd issue) NGC 2403 Source 3 のスペクトル変動 (Isobe et al in prep.) brighter phase fainter phase XMM-Newton による観測 2003/04/30, 2003/09/11 2004/09/12-13 Chandra による観測 2001/04/17 2004/08/09, 23 2004/10/03 2004/12/22 「すざく」による観測 2006/03/16-17 (約63 ks) X2 XMM-Newton archival data 2004/06/05 2003/12/21, 2004/01/08, 17 2000/10/17, 2005/02/07 2003/08/23 (Miller et al. 2003; Feng & Kaaret 2006 ) 可視光(DSS) XIS ( keV) MCD+cutoff-PL Tin=0.2 keV, G=0.9, Ecut=3.4 keV Tin=0.2 keV, G=1.6, Ecut=6 keV 「すざく」のベストフィット MCDモデルに対する比 Source 3 のスペクトル p とフラックスの関係 X2のXISライトカーブ Source 5 「すざく」による NGC 1313 の観測のまとめ どちらのULXも明るさによってスペクトルが変化 X-1 (銀河の中心に近いＸ線天体) これまででもっともＸ線高度が大きかった (LX~2.5 x 1040 erg/s) 低温円盤成分と変動するcutoff-PL成分 系内BH連星の very high state に似ている エディントン限界を満たすには、 　質量 M ~ 200M◎が必要 X-2 (銀河の中心から離れたX線天体) 暗い時には MCD型スペクトル 明るい時には p-free disk モデル型 暗くなると、内縁半径 Rin が小さくなる slim disk状態 にある質量 M ~ 50 M◎のBHと考えれば、説明ができる。 (Mizuno et al. 2007, PASJ, 59S, 257 ) Chandra (2004/08/23) : MCD Standard disk p = 0.75 brighter phase Chandra (2004/12/22) : PL S Suzaku (2006/03/16) Chandra (2004/08/23) Chandra (2004/12/22) : PL Newton (2004/09/12) 　 C Source 3 NGC 2403 C S : Suzaku C : Chandra N : Newton N Newton (2004/09/12) : MCD fainter phase p-free disk model (p=0.63, Rin=43 km) MCD model (Rin=96 km) ほとんどの観測で MCD 型のスペクトルを示した。 「すざく」の観測 : Tin = 1.09±0.03 keV, Rin = km MCDによる光度, Tin の変動 は±10 %程度であった。 MCDは、エディントン限界程度で輝くM=10-20M◎のBHを示唆 2004/12/22 のChandraの観測(図の緑)だけは、 PL型のスペクトルを示した( G = 2.37 ± 0.08)。 ⇒ 系内BH連星の Slim disk 状態(MCD型) と Very high 状態(PL型) の遷移に似ている MCD型スペクトルがslim disk 状態であることを検証するために、「すざく」,　XMM-Newton, Chandra のスペクトルを p-free モデル(Mineshige et al. 1994)フィッティング XMM-Newton archival data 2003/12/21, 23, 2006/06/05, 2005/02/07 2003/12/25 2000/10/01, 2004/01/08, 16, 2004/11/23 (Miller et al. 2003; Feng & Kaaret 2006 ) 多くの観測でMCD型のスペクトル 「すざく」観測中に円盤内縁半径Rinが変化 ⇒ X2 は slim disk 状態 フラックスが大きくなると、p の値が減少した。 ⇒ slim disk モデルの理論計算と一致している。 よって、slim disk 状態 と考えて矛盾はない。