1 / 32

X 線観測で迫る AGN の セントラルエンジンの新描像

X 線観測で迫る AGN の セントラルエンジンの新描像. 2012 年 2 月 24 日 東京大学 牧島研究室 野田 博文. AGN セントラルエンジンからの放射. • 大質量ブラックホール (BH) の周りに降着円盤が形成 • 内縁で重力エネルギーが熱エネルギーに変換 • プロトン が 電子を加熱し ~ 数百 keV に  X 線帯域. 10 -2. 軟 X 線超過. 　　吸収の小さい AGN の X 線スペクトル. 反射成分. 鉄輝線. 10 -3. PL. keV 2 (cm -2 s -1 keV -1 ). 円盤の黒体光子

tarika
Download Presentation

X 線観測で迫る AGN の セントラルエンジンの新描像

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. X 線観測で迫るAGNのセントラルエンジンの新描像 2012年2月24日 東京大学牧島研究室 野田博文 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  2. AGN セントラルエンジンからの放射 • 大質量ブラックホール(BH)の周りに降着円盤が形成 • 内縁で重力エネルギーが熱エネルギーに変換 •プロトンが電子を加熱し ~ 数百keVに X線帯域 10-2 軟X線超過 　　吸収の小さいAGNのX線スペクトル 反射成分 鉄輝線 10-3 PL keV2(cm-2 s-1 keV-1) 円盤の黒体光子 (紫外光帯域) 10-4 1 10 0.1 100 Energy (keV) 0.1 0.01 ~10 1 波長 (nm) 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  3. AGN セントラルエンジンからの放射 • 大質量ブラックホール(BH)の周りに降着円盤が形成 • 内縁で重力エネルギーが熱エネルギーに変換 •イオンが電子を加熱し ~ 数百keVに X線帯域 10-2 事象の地平線 逆コンプトン散乱成分 (パワーロ型成分; PL) 軟X線超過 反射、鉄輝線 降着円盤 　　吸収の小さいAGNのX線スペクトル 高温電子雲 反射成分 鉄輝線 10-3 PL keV2(cm-2 s-1 keV-1) 円盤の黒体光子 (紫外光帯域) 10-4 1 10 0.1 100 Energy (keV) 0.1 0.01 ~10 1 波長 (nm) 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  4. 活動銀河核(AGN)の持つ軟X線超過 10-2 軟X線超過 Elvis et al. (1994) 　　吸収の小さいAGNのX線スペクトル 反射成分 鉄輝線 軟X線超過 (Soft Excess, SE) の特徴 • 吸収の小さいAGNスペクトルに共通に見られる • ~3 keV以下に現れる、低エネルギー側に向かって駆け上がる • 構造の少ない滑らかなスペクトル 10-3 PL keV2(cm-2 s-1 keV-1) 10-4 1 10 0.1 100 • 降着円盤の黒体放射で解釈すると、色温度は ~200 eV (T~200万 K) 質量108M◉のBHの円盤内縁温度 ~20 eVと比べ高すぎる Energy (keV) 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  5. 軟X線超過の過去の研究 Mkn 841の 0.5-35 keVスペクトルフィット(Cerruti et al. 2011) 10-2 10-2 PL 鉄輝線 鉄輝線 反射成分 反射成分 PL 電離吸収 軟X線超過 軟X線超過 中性吸収 　　吸収の小さいAGNのX線スペクトル 　　吸収の小さいAGNのX線スペクトル 反射成分 反射成分 鉄輝線 鉄輝線 10-3 10-3 Warm Absorber説 Relativistic Reflection説 PL PL keV2(cm-2 s-1 keV-1) keV2(cm-2 s-1 keV-1) 主流な2つの解釈 •部分的電離吸収を受けたパワーロー(PL)成分 (Gierlinski & Done 2004) • 相対論的になまされた電離反射成分 (Ross, Fabian & Ballantyne 2002) …スペクトルフィットだけでは縮退広帯域の時間変動に着目 10-4 10-4 100 100 10 10 1 1 0.1 0.1 Energy (keV) Energy (keV) 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  6. X線天文衛星「すざく」 • 2005年打ち上げ • 日本で5番目のX線天文衛星 • 0.5-50 keVの広帯域を同時に観測 XIS : 0.5-10 keV HXD-PIN : 15-50 keV • 硬X線帯域に高い感度 高感度、広帯域を活かし、AGNの軟X線超過の起源に迫る 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  7. 2010年観測のMrk 509 の「すざく」データ ♢ SEの起源を探るため、 I 型セイファート銀河Mrk 509 に着目 • F2-10 = 5.4 × 10-11 erg/s/cm2 • 星間吸収NH = 4.4 × 1020 cm-2 • ブラックホール(BH)質量 2×108 M◉ • Eddington Ratio 10 % 明るく、吸収が小さいSEが顕著 典型的 ♢ 軟X線、硬X線帯域の同時観測すざくAO5 (PI: 野田) 2010/11/21~23 観測 10 得られたスペクトル • 0.5-45 keVの広帯域観測 データが得られた • 2006年にも30 ksずつ4回観測 様々なタイムスケールの スペクトルの変化が得られる 1 Count/s 10-2 露光時間100 ks HXD-PIN XIS 10-4 40 0.5 5 10 2 1 Energy (keV) 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  8. Mrk509 の時間変動 10-2 得られたライトカーブ(10 ksビン) 0.5−3keV Count Rate 0.5-3 keV Count Rate (cnt/s) ~10%変動 軟X線超過 3-10 keV 反射成分 鉄輝線 18-45 keV × 10 10-3 200 100 PL keV2(cm-2 s-1 keV-1) 3−10 keV Count Rate Time (ks) • 0.5-3 keVと 3-10 keVはリニア • 有意にオフセットが残る このオフセットの原因は何か? 10-4 1 10 0.1 100 Energy (keV) 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  9. Count–Count Plot 解析 10-1 χ2/ν = 26.3/17 10-2 10-2 PL variation 0.5−0.8 keV Count Rate νFν 軟X線超過 10-3 offset 0.18±0.04 反射成分 鉄輝線 10-4 0.5 10-3 3−10 keV Count Rate 40 2 5 10 1 PL Energy (keV) keV2(cm-2 s-1 keV-1) • 時間変動に着目し、観測中変動しない成分 の抽出に世界で初めて成功 • Γ ~ 4.1のソフトな成分 • 内縁温度~20 eVに対して、色温度~0.16 keV コンプトンが効いている可能性が高い 熱的コンプトン成分で解釈 10-4 1 10 0.1 100 Energy (keV) 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  10. Count–Count Plot 解析 10-1 0.8−1 keV 0.5−0.8 keV 0.18±0.04 0.20±0.05 10-2 νFν 1−1.2 keV 1.2−1.4 keV 10-3 0.21±0.05 0.14±0.06 10-4 0.5 40 2 5 10 1 2−3 keV Energy (keV) 1.4−2 keV • 時間変動に着目し、観測中変動しない成分 の抽出に世界で初めて成功 • Γ ~ 4.1のソフトな成分 • 内縁温度~20 eVに対して、色温度~0.16 keV コンプトンが効いている可能性が高い 熱的コンプトン成分で解釈 0.13±0.11 0.04±0.07 (全横軸) 3−10 keV Count Rate 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  11. Count–Count Plot 解析 10-1 0.5−0.8 keV 0.8−1 keV 0.18±0.04 0.20±0.05 10-2 PL Γ ~ 4.1 νFν 1−1.2 keV 1.2−1.4 keV 10-3 0.21±0.05 0.14±0.06 10-4 0.5 40 2 5 10 1 2−3 keV Energy (keV) 1.4−2 keV • 時間変動に着目し、観測中変動しない成分 の抽出に世界で初めて成功 • Γ ~ 4.1のソフトな成分 • 内縁温度~20 eVに対して、色温度~0.16 keV コンプトンが効いている可能性が高い 熱的コンプトン成分で解釈 0.13±0.11 0.04±0.07 (全横軸) 3−10 keV Count Rate 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  12. Count–Count Plot 解析 10-1 0.5−0.8 keV 0.8−1 keV 0.18±0.04 0.20±0.05 10-2 PL Γ~4.1 Bbody T~0.16 keV νFν 1−1.2 keV 1.2−1.4 keV 10-3 0.21±0.05 0.14±0.06 10-4 0.5 40 2 5 10 1 1 2−3 keV Energy (keV) 1.4−2 keV • 時間変動に着目し、観測中変動しない成分 の抽出に世界で初めて成功 • Γ ~ 4.1のソフトな成分 • 内縁温度~20 eVに対して、色温度~0.16 keV コンプトンが効いている可能性が高い 熱的コンプトン成分で解釈 0.13±0.11 0.04±0.07 (全横軸) 3−10 keV Count Rate 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  13. 時間平均スペクトルの解釈 10-1 10-2 Noda et al. (2011a) PL成分 (Γ = 1.82) 反射成分 (Ω = 1.6π) keV2(cm-2 s-1 keV-1) 10-3 熱的 コンプトン 鉄輝線 (EW = 58 eV) T0 = 20 eV (fix) Te = 0.5 keV τ = 17.6 χ2/d.o.f.=335.5/305 10-4 0.5 1 2 5 10 20 Energy (keV) • 時間変動解析とスペクトル解析の両面から、ソフト成分の抽出に成功 • 時間変動しているのはPL成分のみ • ソフト成分は ~3日というタイムスケールでは変動していない  2006年のMrk 509の「すざく」データと比較 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  14. ソフト成分の長期変動 1.6 10-1 (2010/11/21) ÷ (2006/4/25) 1 10-2 Spectral Ratio keV2(cm-2 s-1 keV-1) 10-3 熱的 コンプトン 10-4 1 2 5 1 2 0.5 0.5 10 40 10 40 5 Energy (keV) Energy (keV) 2006/4/25 • 同一モデルで 2006年の 4/25、10/14、11/15、11/27 観測のデータも再現 PLのΓや反射成分のΩは変化せず、熱的コンプトンの強度が変化 PL (Γ = 1.80) 反射成分 (Ω = 1.6π) 鉄輝線 EW=60 eV 数日~数週間 (T > 200 Rg/c) のタイムスケールで変動し得る 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  15. 軟X線超過の起源 ♢ SE を構成するソフト成分は PL と異なる、数日~数週間のタイムスケールで変動 • AGNに由来する • 吸収によっては作られ得ない • BH近傍の相対論的反射ではない PL が生じるコロナと異なる Te、τを 持つコロナで生じる熱的コンプトン Medhipour et al. (2011) ♢ 本研究と独立な多波長観測による結果 FUSE XMM/OM HST/COS XMM/EPIC-pn 熱的コンプトンのパラメータ T0 ~ 20 eV Te ~ 0.2 keV τ ~ 16 熱的コンプトン PL 独立な手法で 同一の結果 軟X線超過は連続成分(PL成分)の一部連続成分は下に凸 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  16. Seyfert 1以外のAGNタイプ コロナの放射が見える AGNはSy1の他にもある Seyfert 1~2 Broad Line Radio Galaxy Radio Loud Quasar Radio Quiet Quasar • • 円盤の黒体光子 (紫外光帯域) 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  17. 様々なタイプのAGNの結果 それぞれのタイプのAGNの代表天体に同様の手法を適用 NGC7314 (Sy2) I 型セイファート以外のAGNでも同様の結果AGN一般に存在する成分 (Noda et al. 2012 in prep) 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  18. AGNセントラルエンジンの新たな描像 Cyg X-1 (Makishima et al. 2008) AGNのX線1次連続成分は一般に • 単一y (kT × τ) 逆コンプトンではない • 単一のPLではなく、下に凸 ブラックホール連星と類似の描像 事象の地平線 逆コンプトン散乱成分 (パワーロ型成分; PL) 反射、鉄輝線 降着円盤 高温電子雲 温度が低く、光学的に厚く + 時間変動の小さい (~200 Rg/c) コロナ 円盤の黒体光子 (紫外光帯域) 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  19. AGNの広がった鉄輝線 近傍の代表的な明るいセイファートI型銀河 MCG-6-30-15 Tanaka et al. (1995) 高温電子雲 ASCA 事象の地平線 PL Data / Model 降着円盤 鉄輝線、反射 6 4 8 最終安定軌道 Energy (keV) Schwarzschild BH Suzaku 6 Rg Extreme Kerr BH 1 Rg • Extreme Kerr BH 仮説 • 広い鉄輝線構造 • 縦横ドップラー効果+重力赤方偏移 • 強すぎる反射成分 • 空間の歪みによる光線の曲がり 1 Data / Model HXD Miniutti et al. (2007) 1 10 Energy (keV) 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  20. AGNの広がった鉄輝線 近傍の代表的な明るいセイファートI型銀河 MCG-6-30-15 Tanaka et al. (1995) 高温電子雲 ASCA 事象の地平線 PL Data / Model 降着円盤 6 4 8 最終安定軌道 Energy (keV) Schwarzschild BH Suzaku 6 Rg • Extreme Kerr BH 仮説 Extreme Kerr BH • 広い鉄輝線構造 • 縦横ドップラー効果+重力赤方偏移 • 強すぎる反射成分 • 空間の歪みによる光線の曲がり 1 Rg 1 Data / Model HXD Miniutti et al. (2007) 1 10 Energy (keV) 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  21. 鉄輝線の広がりに対する連続成分の影響 ①+②+③ 1 0.1 0.01 鉄輝線は連続成分を引き算して、 プロファイルを作り、広がりを求める (左図はブラックホール連星の例) 広がりは連続成分の形に依存 ②べき関数 ①コンプトン化された黒体放射 keV2/s/cm2/keV ①’ 黒体放射 ③鉄輝線(Rin=6Rg) MCG-6-30-15のケース 単一PL  Extreme Kerr 新描像Schwarzschild BH (a)仮定したνFνスペクトル (b)疑似データの解析 100 10 1 縮退を解くため、 もう少し情報はないか？ 時間変動の情報 疑似データ フィットモデル counts/s/keV 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会 (c)疑似データ/モデル 1.10 1.05 1.0 0.95 コンプトン考慮せず コンプトンを考慮 1 2 5 10 エネルギー(keV)

  22. MCG-6-30-15の時間変動 • XIS 3−10 keV帯域と HXD-PIN 15−45 keV帯域の時間変動 • HXD-PINのカウントは XISのカウントに完全には追従していない XIS と HXD-PIN の時間変動の相関により詳細に着目すべき 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  23. 時間変動に着目した解析 軟X線と硬X線の強度相関 10-2 PL成分の変動 10-2 軟X線超過 Γ ≃ 2.1 keV2(cm-2 s-1 keV-1) 硬X線の強度(15-45 keV) PLとは独立な 変動 10-3 反射成分 鉄輝線 PL成分 10 ksbin 10-3 変動しない 反射成分 PL keV2(cm-2 s-1 keV-1) 20 40 10 10-4 5 Energy (keV) 10-4 軟X線の強度(3-10 keV) 1 10 0.1 100 二次元的なばらつき PL成分と独立な変動 Energy (keV) 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  24. 時間変動に着目した解析 軟X線と硬X線の強度相関 High 10-2 High & Low spectra (Ratio to Γ=2 PL) Low 硬X線の強度(15-45 keV) keV2(Photons cm-2 s-1 keV-1) 10-3 High – Lowの差分スペクトル 10 ksbin Γ ≃ 2.1 10-4 5 20 40 10 Γ ≃ 1 Energy (keV) 軟X線の強度(3-10 keV) 二次元的なばらつき PL成分と独立な変動 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  25. 発見した変動成分の解釈 10-2 keV2(cm-2 s-1 keV-1) 10-3 10-4 20 40 10 5 Energy (keV) BH近傍で硬い成分を生じる物理過程 τ ≃ 10、Te ≃ 15 keV 逆コンプトン散乱モデル 光学的に厚く、温度が低い電子雲中で散乱 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  26. 時間平均スペクトルの解釈の比較 0.1 0.1 PL成分 PL成分 10-2 10-2 新成分 Rin ~ 2 Rg Ω ~ 8π Rin ~ 10 Rg Ω ~ 3.5π keV2( cm-2 s-1 keV-1) keV2( cm-2 s-1 keV-1) 鉄輝線 反射成分 鉄輝線 反射成分 10-3 10-3 10-4 10-4 20 40 10 5 Extreme Kerr BHによる解釈 (Miniutti et al. 2007) 40 5 20 10 Schwarzschild BHによる解釈 (Noda et al. 2011b) Energy (keV) Energy (keV) 時間変動の情報を考慮すると連続成分は下に凸(新描像)  Extreme Kerr BH 解釈は必要ない 鉄輝線の広がり(BHのスピン決定)に対する影響がわかった 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  27. 次期X線天文衛星ASTRO-H • 概要 2014年打ち上げ予定 日本で6番目のX線天文衛星 広帯域かつ高感度を実現 軟X線分光検出器(SXT-S+SXS) : 0.3-12 keV 軟X線撮像検出器(SXT-I+SXI) : 0.4-12 keV 現在開発中 c 軟ガンマ線検出器(SGD) : ~50-600 keV コンプトン運動学を用いた新しい検出器 (野田修論 2011参照) ~14 m 硬X線撮像検出器(HXT+HXI) : 5-80 keV すざくHXDより2桁高い感度で撮像 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  28. ASTRO-H の感度 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  29. ASTRO-H に期待される成果 ☆連続成分の研究(SXI+HXI+SGD) • PLのカットオフ • 反射の立体角 • ソフトコンプトンの変動 ☆輝線、吸収構造の研究(SXS) • 細い鉄輝線と広がった 鉄輝線を分解 • 電離吸収構造の決定 Mrk 509 の ASTRO-Hスペクトル XIS SXS SXI HXI SGD 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  30. ASTRO-H に期待される成果 ☆連続成分の研究(SXI+HXI+SGD) • PLのカットオフ • 反射の立体角 • ソフトコンプトンの変動 ☆輝線、吸収構造の研究(SXS) • 細い鉄輝線と広がった 鉄輝線を分解 • 電離吸収構造の決定 Mrk 509 の ASTRO-Hスペクトル XIS SXS SXI HXI SGD 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  31. 検出器開発の様子 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

  32. 7. まとめ • I 型セイファート銀河Mrk 509 の軟X線帯域に、PLよりも遅い変動を持つソフトコンプトンが存在することをつきとめた。その結果、軟X線超過が一次成分の一部として解釈できることが分かった。 • I 型セイファートMCG-6-30-15の「すざく」データを硬X線帯域の変動に着目して再解析した。その結果、PLと独立なコンプトン成分を発見し、鉄輝線に大きな広がりは必要ないことが分かった。 • 上記の2つのセイファート以外でも、コロナがMulti-Zone Comptonization (MZC) 状態にあり、AGN 一般にMZC描像が成り立つことが見えて来た。 • 現在、AGNセントラルエンジン研究の決定打を打つことが期待される次期X線天文衛星ASTRO-Hを開発中である。 2012/2/24 京大基礎研GCOE研究会

More Related