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「すざく」が発見した ULX : Suzaku J1305-4931 in NGC 4945 PowerPoint Presentation
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「すざく」が発見した ULX : Suzaku J1305-4931 in NGC 4945

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質量降着率 [10 18 g/s]. BH 質量 [ M ◎ ]. 「すざく」であばく超光度X線源 (P4-7) 磯部直樹 ( 理研 , isobe@crab.rikne.jp ), 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.).

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質量降着率 [1018 g/s]

BH質量 [M◎]

「すざく」であばく超光度X線源 (P4-7)磯部直樹(理研,isobe@crab.rikne.jp),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 J1305-4931 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

0.5 -2 keV

MCD

L2-10 keV =

3.5 x 1040 ergs/s

2 -10 keV

銀河からの成分

PL

「すざく」による ULX の観測

Hardness

  • cutoff-PL model

G = 0.8±0.1,

Ecut = 5.7 +0.5–0.7 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 J1305-4931)
  • 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 J1305-4931 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

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

  • 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

X1のXISライトカーブ

h : Eddington 比

NGC 1313

X1

(Isobe et al. 2008 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)

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 )

X2

可視光(DSS) XIS (0.5 -10 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

Chandra (2004/08/23) : MCD

「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 )

Standard disk

p = 0.75

brighter phase

S

Chandra (2004/12/22) : PL

C

Suzaku (2006/03/16)

Chandra (2004/08/23)

Chandra (2004/12/22) : PL

Newton (2004/09/12)

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 = 16.9+6.9-5.5 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。