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高感度の硬 X 線観測で探る ブラックホールへの物質流入

高感度の硬 X 線観測で探る ブラックホールへの物質流入. 東京大学 理学系研究科 物理学専攻 牧島一夫、国分紀秀. 1a. 「 BH 天文学の新展開」研究の目標. BH の 存在 を観測から疑う余地なく確立する。またそれらの 質量 や 回転 を測定する。. 2. 物質が BH に落ち込む際の 重力エネルギーの解放・転換機構 を解明する。. 一般相対論. BH 天文学. 3.BH の 形成・合体・成長 の過程を探り、 宇宙の進化 における役割を解明する。. 星の進化 銀河形成. 高エネルギー宇宙物理学. 1b. 小田先生とブラックホール. Cyg X-1.

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高感度の硬 X 線観測で探る ブラックホールへの物質流入

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Presentation Transcript

  1. 高感度の硬X線観測で探る ブラックホールへの物質流入 東京大学 理学系研究科 物理学専攻 牧島一夫、国分紀秀 BHWS

  2. 1a.「BH天文学の新展開」研究の目標 • BHの存在を観測から疑う余地なく確立する。またそれらの質量や回転を測定する。 2.物質がBHに落ち込む際の重力エネルギーの解放・転換機構を解明する。 一般相対論 BH天文学 3.BHの形成・合体・成長の過程を探り、宇宙の進化における役割を解明する。 星の進化 銀河形成 高エネルギー宇宙物理学 BHWS

  3. 1b. 小田先生とブラックホール Cyg X-1 Oda et al. ApJL 166, L1 (1971) ; Cyg X-1 がブラックホールである可能性を最初に指摘 BHWS

  4. 銀河中心の巨大BH (数百〜数千個) 108 106 中質量BH （数十個） 104 X線で見た近傍銀河の例。明るく光る点の多くはBH候補天体。 102 恒星質量BH 100 1c.ブラックホール候補天体 〜1995以前 〜1995以後 銀河中心の 巨大BH 質量（太陽比） ガンマ線 バースト？ 恒星質量BH(数十個) 初源BH？ 遠方宇宙 初期宇宙 近傍銀河 天の川銀河 BHWS

  5. 500 400 300 Sato & Tomimatsu解 Oda et al. (71) 200 100 1970 1975 1980 1985 1990 1995 2000 0 1d.題名に “Black Hole”を含む論文数 • 新しい発見 • 水メーザー測定 • マイクロクエーサー • 中質量BH (ULX, HLX) • Slim disk の研究 • 銀河バルジとAGNの相関 BHWS

  6. Outflow? Klein-仁科領域での放射？ 低放射率で　呑み込まれる？ 2a.高エネルギー光子を用いたBH研究 BHへの物質流入とＸ線 放射 (hν≦mec2) エネルギー放出とジェット形成 (hν≫mpc2) “高感度の硬X線観測で探るBHへの物質流入” 超臨界降着の状況で、何が起きるか？ 降着円盤 エネルギー転換 とガンマ線放射 ( hν≦mpc2) ブラックホール BHWS

  7. 我々が特に興味をもつ領域 ULX? M82 HLX? 村上(19PM) 宮脇(18PM), 久保田(poster) 108 1010 106 100 102 104 2b.質量降着するBH L/LE Slim Disk 1 B H B NLSy1 AGN 0.1 Standard disk LLAGN 0.01 ADAF M/M◎ BHWS

  8. MCDが良く合う 近傍銀河のChandra公開データ→MCD型とPL型はほぼ同数。遷移の例も増えた(杉保D論 2003)。 PLが良く合う Reduced Chi-square 2.0 1.5 1.0 0.5 Power-Law fits no pref 0.5 1.0 1.5 2 MCD fits 2c. ULX (Ultra-Luminous X-ray Source) • 1039.5〜40.5 erg/s の大光度、近傍渦巻き銀河の腕に見られる。 • Eddingtonを超えないなら、15〜100 M◎の中質量BHが必要。 • 「あすか」(Makishima et al.ApJ535,632) • 〜10個のうち７個は、光学的に厚い降着円盤のMCDスペクトル • 残り３個はpower-law (PL)スペクトル • ２つの状態を遷移 BHWS

  9. 2d. ULXのブラックホール解釈の問題点 １.大光度を支えるのに必要な大質量に比べ、MCD状態での円盤の内縁温度が1.5〜2 keV と高すぎる(Makishima et al. 2000)。 2. 円盤の(見かけの)半径が、かなり変動する (Mizuno,Kubota & Makishima,ApJ554,1284,2001) 3. MCD⇔PLの遷移が BHBの Low⇔High遷移に対応するなら、その境界は L〜0.03 LEdと考えられる。すると真のLEdがさらに高くなり、ますます困難。 ⇒ MCDスペクトルの源は、標準降着円盤ではなく、スリム円盤では (Watarai,Mizuno & Mineshige, ApJL549,77,2001)？ BHWS

  10. 3 5 10 20 50 80 E (keV) 3 5 10 20 50 80 E (keV) PCA PCA PL外挿 PL MCD Anomalous状態 MCD HEXTE 標準状態 Strongly anomalous state データ/モデル ratio 3 5 10 20 50 80 Compton化れた 円盤内縁部 PLの外挿 円盤の　低温外周部 3a.μQSO GROJ1655-40 のRXTEスペクトル Kubota et al.ApJ560,L147(‘01) Kobayashi et al. PASJ,in press Anomalous状態のハードテールは、円盤光子が熱的電子(〜20 keV)でComptonizeされたもの BHWS

  11. 3b.降着率の変化に応じたBHの４状態 弱回転BH 極端Kerr BH スリム円盤　　状態 L/LEd MCD-ULX? MCD-ULX? Low (hard) 状態 1 PL-ULX? M82-X1? NLSy1? PL-ULX? M82-X1? NLSy1? Anomalous (Very High) 　　　状態 0.1 0.01 Watarai et al. PASJ 52, 133 (2000), ← 理論 Kubota et al., Kobayashi et al. ← GRO J1655-40 Kubota et al., in preparation (2002) ← XTE J1550-564 Kubota, Done & Makishima MNRAS337, 11 (2002) ← ULX 標準(high, soft)状態 Energy(keV) 1 10 100 BHWS

  12. 3c.PL型 ULXを“Anomalous状態” として解釈 IC 342 Source 1 の「あすか」スペクトル (2000) An MCD with Tin =1.1 keV, Comptonized by a cloud of Te=20 keV and τ〜３ PL fit below 4 keV Γ= 1.54 ±0.12 • PL型 ULXsはL 〜 LEdのAnomalous状態（コンプトン化が強く効いた状態)と解釈できる (Kubota, Done & Makishima MNRAS337,11,200；杉保D論)。 • MCD型 ULXsは、標準状態ではなくスリム円盤であろう (Watarai,Mizuno & Mineshige 2001)。 1 2 5 10 1 2 5 10 Energy (keV) BHWS

  13. 中間成分：円盤の放射より硬く激しい変動 (Miyamoto et al. 1991) 変動の少ない標準円盤 変動するハードテール、Γ〜2.3 0.1 10 1 100 10 1 NLSy1 with 106M◎ 4. 狭線１型セイファート銀河 (NLSy1s) Anomalous 状態にあるBHBの特徴 Energy (keV) NLSy1 は、anomalous状態にあるのでは？　詳細→ 29日午後、村上未生の講演 降着率の高いBHの統一描像がえられつつある BHWS

  14. タングステン コリメータ プラスチックシンチレ｜タ 結晶 ライトガイド 鉛 銅 フォトチューブ 主結晶 シールド結晶 シールド結晶 5a.硬Ｘ線観測：バックグラウンド除去 ガンマ線 荷電粒子 1.結晶シンチレータ 2.鉛と銅による　パッシブシールド 3.パッシブコリメータ 4.プラシンチによる荷電粒子の反同時計数 5. 結晶によるアクティブシールド 6.フォスイッチ方式 7.井戸型フォスイッチ方式 BHWS

  15. パッシブコリメータ シリコンPIN diode 主結晶(GSO) シールド結晶(BG0) フォトチューブ 5b.ASTRO-E2衛星(2005打上）搭載HXD-II (Hard X-ray Detector) • 井戸型フォスイッチ４×４の複眼構造 • 有効面積を増やせる • 視野が狭く絞られる • ユニット間の反同時　計数が使える • １本当たりのデッド　タイムを減らせる • 製作のリスクを分散 320 mm 340mm BHWS

  16. 理研・宇宙放射線 山岡、寺田 金沢大・理 村上、米徳 埼玉大・理　田代 広大・理 深沢、大杉 5c.HXD-IIの開発体制 SLAC 釜江、 Madejski 阪大・核物理 能町 東大・理 牧島、国分 宇宙研 高橋、中澤 BHWS

  17. 2001年３月チーム合宿 BHWS

  18. フォトチュ−ブ性能試験 (2002) 宇宙研での振動試験 (2002) BHWS

  19. 理研ビーム試験 (2002秋) BHWS

  20. 10-5 c/s/cm2/keV 5d.HXD−I 最終地上バックグラウンド PIN Stronger anti-coincidence GSO 152Gd intrinsic background 30 50 100 200 keV 500 10 20 30 40 50 keV BHWS

  21. 6a.期待されるcontinuum検出感度 10-4 10-5 10-6 10-7 Ginga HEAO-A4 GRANAT/Sigma counts/sec/cm2/keV HXD GSO (40 ks,100 ks) HXD PIN (40 ks,100 ks) CGRO/OSSE INTEGRAL in 1000 ks Energy (keV) 5 10 20 50 100 200 500 1000 BHWS

  22. 10-4 10-5 10-6 10-7 photons/s/cm2/keV Energy (keV) 5 10 20 50 100 200 500 1000 6b.代表的なスペクトルとの比較 Low状態のCyg X-1の 1/50 ２型 Seyfert Cir銀河の1/10 １型 Seyfert Cen A の1/10 ULX in IC342 High状態の GX339-4の1/10 BHWS

  23. 7.今後の見通し • 降着率の高いBHに関し、slim円盤状　態を含めた統一描像ができつつある。 • BHB、ULX、HLX、NLSy1を通し状態分類とエネルギー収支を確立するには、Astro-E2 HXDが強力な手段となる。 • Outflowの有無やその程度を確立するには、 Astro-E2 XRSが重要。 BHWS

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