全天 X 線監視装置 MAXI

1. 全天X線監視装置MAXI (Monitor of All-sky X-ray Image) 国際宇宙ステーションの日本の実験棟「きぼう」の船外実験プラットホームに搭載されている Moving direction 日本の実験棟 「きぼう」 MAXI 国際宇宙ステーションとMAXI(credit: NASA) Gas Slit Camera, Solid-state Slit Camera

2. ＭＡＸＩ ４yrs all-sky map 500 sources, 2nd MAXI catalog, Hiroi 2013 http://maxi.riken.jp

3. 2014.4.24.牧島研ゼミ Quenched state of Cyg X-3 with MAXI TatehiroMihara (三原建弘)、石川ありさ、松岡勝、杉崎睦(理研)、 北本俊二(立教大)、小谷太郎(早稲田大)、中平聡志(JAXA) ほか MAXIチーム Cyg X-3正体不明！ Cyg X-1 BH 網状星雲 SNR Cyg X-2 LMXB MAXI画像（赤緑青）と可視光画像(白色)との合成 葛飾区郷土と天文の博物館

4. High state and low state→ soft state and hard state Vela5B 1969年 - 1976年 [6] Spectra of High state and Low state。Left：HEAO-I A2 [7]。Right：Ginga LAC [8]

5. Cyg X-3 系 （Ｘ線星） ・ハード(low)状態とソフト(High)状態を示す。 ・スペクトルは、ともに、べき型が主で、黒体放射成分もある。 （星風） ・ウオルフライエ星の星風が系を取り囲み、 ・Ｘ線星のＸ線で高電離され、 ・Ｘ線星のＸ線が散乱されて見えている。6.7keV鉄ライン(EW=0.5～1keV)も出る。 ・散乱体を見る方向が軌道位相で変化し、強度２倍のモジュレーションを作る。　　　　　スペクトルは変わらない。 Ｘ線輝線(あすか、Chandra)→ 光電離プラズマ 電波 GeVガンマ線(Agile, Fermi)ジェット ブラックホール Cyg X-3連星系の模式図(2候補のうち1つ) Cyg X-3 review : Bonnet-Bidaud + (1988)

6. 表面温度 ×103 K

7. ウォルフライエ星 恒星の中心部の水素がすべてヘリウムに変換され、水素殻燃焼とヘリウム燃焼の段階に入ると主系列から外れて外層の膨張が始まる。 低質量星では膨張につれて表面が低温になるため赤色巨星となるが、太陽の40倍を超えるような大質量星では恒星風が強いため、膨張の過程で重力による束縛が振り切られ、水素に富んだ外層が吹き飛ばされ失われてしまう。 そのため高温の内部(ヘリウムコア)が露出して 青色巨星となる。これが、ウォルフ・ライエ星である。 吹きとばされたガスが星の周囲に散光星雲として 輝いていることもある。Credit : Wikipedia Cyg X-3 10 Mo, 1Ro , WN(4–7) (van Kerkwijk et al. 1996) H = 0.1, He= 10, C = 0.56, N= 40, O = 0.27; the other elements were set to solar, i.e. 1 (Vilhu2009)

8. Escape Velocity Earth, Sun, WR star in CygX-3 9.8 m/s2, 270 m/s2, 2700 m/s2 g Stellar surface R, mass m, temperature kT, thermal velocity v M R substituting substituting 1eV=104K m is for proton 1GeV. Rs=3x105cm for 1Mo Ro=7x1010cm （for the sun）

9. 星風速度 v =1700 km/s • ×(1-RWR/r)β、β=2 • 加速後、一定速度で流出。 Escape velocity velocity Line acceleration Lα 1700 km/s （for the sun） velocity escape温度 太陽 　500 km/s1500万 K 100万K corona 地球 　10 km/s5000 K 0.2eV 1km/s Oxygen outflow WR 2000 km/s 1億 K 1700km/s stellar wind CygX-3 銀河　　　 300 km/s 400万K 　　　 太陽の速度370km/s2千億Mo , 5万光年 銀河団 　2000 km/s 1億KX-ray gas～7keV1000銀河10倍DM、2Mpc r several R R

10. Cyg X-3 系 （Ｘ線星） ・ハード(low)状態とソフト(High)状態を示す。 ・スペクトルは、ともに、べき型が主で、黒体放射成分もある。 （星風） ・ウオルフライエ星の星風が系を取り囲み、 ・Ｘ線星のＸ線で高電離され、 ・Ｘ線星のＸ線が散乱されて見えている。6.7keV鉄ライン(EW=0.5～1keV)も出る。 ・散乱体を見る方向が軌道位相で変化し、強度２倍のモジュレーションを作る。　　　　　スペクトルは変わらない。 Ｘ線輝線(あすか、Chandra)→ 光電離プラズマ 電波 GeVガンマ線(Agile, Fermi)ジェット ブラックホール Cyg X-3連星系の模式図(2候補のうち1つ) Cyg X-3 review : Bonnet-Bidaud + (1988)

11. Hoyle Lyttletonaccretion Accretion onto the compactobject moving in the gas with relative velocity v ( : Hoyle Lyttletonradius) 1秒間に降着する体積 相対速度: 中性子星 半径: 質量: 重力圏内に入ったガスを降着 密度:

12. Hoyle Lyttleton accretion : Cyg X-3 parameters Vorb:軌道運動 Vorb=2π3.2R0/4.8h =8.1e7 cm/s Vとしては、VwindとVorbの ２乗平均＝1.9e8 cm/s • Cyg X-3 • 星風速度 v =1700 km/s • ×(1-RWR/r)β、β=2 • 加速後、一定速度で流出。 • Mloss= 1×10-5 Mo/yr • R=3.2R0では、 • ρ=Mloss/ (4πR2 v) • = 6.7 e20 / (12・5.0e22・1.7e8) • = 6.5e-12 g/cm3 Mdot= 6.5e-12 g/cm3 π(2・6.7e-8・10Mo)2/ (1.9e8 )3 = 2.1e19 g/s 1038 erg/s = 1018 g/s 2.1e19 g/s = 10Ledd of 1Mo ホイルリトルトン降着量だけでエディントンの10倍にもなる。 ( : 質量降着率 , : 中性子星と星周円盤の相対速度, : 星周円盤の密度, : Hoyle-Lyttleton半径) Roche lobe overflowと星風捕獲。

13. MAXI, BATlight curve 2-20 keV 15-50 keV ph cm-2s-1 X線強度 High状態 (ソフト状態) MAXI Low状態 (ハード状態) BATの強度が特に小さい場所がある。 (ほとんどゼロ) MJD 55622 (2011.3.2) ～　 55642 (2011.3.22) BAT 2009.8.15. 2013.6.17. MJD　修正ユリウス日

14. 強度－強度図で状態分け ハード状態 X線強度 1 BAT 3 2 MAXI 4 ソフト状態 5 ウルトラソフト状態 MAXI BAT

15. State on MAXI－BATplot 1 3 2 4 5 青 : st1 水色 : st2 紫 : st3 緑 : st4 赤 : st5 Ultra soft state Hard state Soft state MAXIgot a rare phenomenon.

16. ハード/ソフト/クエンチ状態の4.8h波形 クエンチ状態 ソフト状態 ハード状態 いづれの状態でも同様のモジュレーションが見られる。周辺物質は同様にある。

17. 各状態のスペクトル νFν 状態１〜４ べき型スペクトル＋円盤黒体放射 状態４ 状態３ 状態２ 状態１ 状態５ 円盤黒体放射 norm = 122 kT = 1.57 keV

18. discussion • Quench state : • Disk blackbody 　　⇒　BHmass。 • 4.8h modulation。 ⇒surrounding matter、ionization stage。

19. Spectra of black hole binary 質量降着率 Disk blackbody ウルトラソフト状態 νFν ソフト状態 ハード状態 べき型スペクトル ブラックホール連星の降着円盤と コンプトンガスの様子 XTE J1550−564 spectra As accretion rate increases, spectrum changes from hard state →soft state→ultra soft state Zdziarski+ 2010 Done+ 2007 改

20. 各状態のスペクトル ウルトラソフト状態 ソフト状態 青 : :状態1 水色 : 状態2 紫 : 状態3 緑 : 状態4 赤 : 状態5 ハード状態 スペクトル変化がブラックホール連星のものに似ている Cyg X-3はブラックホール連星の可能性が高い

21. スペクトルフィットのパラメータ 円盤黒体放射の温度と面積 表４−４

22. Missing iron line ?鉄ライン強度と9-15keVの連続成分flux Iron line flux [10-2ph/s/cm2] Flux [10-9 erg/s/cm2] (9-15keV) クエンチ状態での鉄ラインが無いことは、 9-15keVの連続成分が減ったため と解釈できる。 つまり周辺電離ガスに変化は無いと考えてよい。

23. 方法１　：　円盤黒体放射の温度(1.57keV)よりBH質量を推定方法１　：　円盤黒体放射の温度(1.57keV)よりBH質量を推定 dr r 半径rからr+drの円環の部分を考える。円環の質量をm、ＢＨの質量をMBHとする。 単位質量あたりここで失われる重力エネルギーは　(GMBH/r2)dr このうち半分がケプラー運動エネルギーに行き、残り半分が円盤から放射される。 ビリアル定理の話

24. 関係１　：　円盤黒体放射の温度(1.57keV)よりBH質量を推定関係１　：　円盤黒体放射の温度(1.57keV)よりBH質量を推定 dr r 半径rからr+drの円環の部分を考える。円環の質量をm、ＢＨの質量をMBHとする。 単位質量あたりここで失われる重力エネルギーは　(GMBH/r2)dr このうち半分がケプラー運動エネルギーに行き、残り半分が円盤から放射される。 降着ガスの量を毎秒mdot、円盤の温度をTとすると σT4 2πr dr×2 = ( ( Gmdot MBH / r2) dr ) / 2 左辺の×2は「両面」の意味。 つまり、内側に行くほど温度が高くなる。X線光度をLとすると L = GmdotMBH/ (2r) 降着円盤の一番内側は3RSと考えられる。RSはシュバルツシルト半径　( RS = 2GM/c2 ) 。 これを解くと T = (c4/(144πσG2))1/4 L1/4 M-1/2 、数値を入れると kT= 1.9 L1/4 M-1/2 keV、 　（ここからL は 1.4×1038 erg / s 単位、Mは太陽質量単位）　　① となる。福江本（輝くブラックホール降着円盤）7-44式では、 kTeff= 1.33 L1/4 M-1/2 keV　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　② さらに、Teffと本当の表面温度TsはTs=√2 Teffとp288脚注に書いてあり、diskbbのkTがTsならば、 kT= 1.89 L1/4 M-1/2 keV　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　③ となる。これは三原式①と一致するので、これでいいのかも。 Lは観測されるfから、L=4πd2f/ (cos i) である。

25. 関係２　：　X線強度(黒体放射の面積)より、降着円盤の内縁半径関係２　：　X線強度(黒体放射の面積)より、降着円盤の内縁半径 関係１で述べたように降着円盤の半径と温度の間には関係があるので、それを用いて全降着円盤からの放射スペクトルを計算することが出来る。 基本的には、内縁半径付近の円環で、 温度 Tで、面積 2πrdrからの放射は、σT42πrdr×2 (両面) なので、 観測されたX線の量からLx、それと温度Tからrinを計算出来る。 ここでdiskbbモデルの与えるrinと真のRinとの間にはRin=1.19rinの関係がある。(Kubota 1998) シュバルツシルトBHならrin = 3 Rs、カーBHなら0.5 RsとしてBHの質量が計算出来る。　④ 全体の流れ スペクトルフィットから　Tとfxが求まる。 距離を仮定して、fxからLxが求まる。 I. 関係１の①式からMが求まる。 II. あるいは基本的にLx= σT44π rin2 のような関係から、rinが求まる。 DiskbbモデルはIIを採用して、rinを求めることができる。 rinから④式でMを求める。

26. １．Spectral results Cyg X-3のスペクトル変化がブラックホール連星のものに似ている クエンチ状態のスペクトルフィットパラメータから、ブラックホール（BH）質量を推定する。 Diskbbモデルの与える降着円盤の内縁半径は、 rin=12.5(±1.1)km、補正半径Rin=14.9(±1.3)kmとなった。 　　これより、 1.65(±0.14) Mo(回転していないBH)、 9.9(±0.85)Mo(最大回転BH) 伴星研究Zdziarski(2013)から求めた値2.4Mo (1.3~4.5Mo)と矛盾しない 距離8kpc, sin i =0.5 を仮定

27. Remillard 2006 BH list

28. 20 BH candidates 2003/1

29. BH Candidates, after R06, before MAXI Date                ATel#         Name                         ---------------------------------------------------------------------------------------------------------------- 2002/04/06 88 XTE J1901+014 2003/04/14 149 IGR J17091-3624 Atel 3144 2005/03/24 444 IGR J17098-3628 2005/06/30 546 Swift J1753.5-0127 2005/08/16        578         XTE J1818-254 ???                  2005/10/10 623         XTE J1726-476                  2006/01/28         714     XTE J1817-330 2007/06/10 1102 Swift J195509.6+261406 2008/03/21 1442 XTE J1719-2912008/07/08        1610         Swift J1842.5-1124 2008/08/291699 XTE J1637-498 2008/10/10 1781 IGR J17375-30222008/11/24 1855 Swift J1539.2-6227 2009/07/03       2107        XTE J1652-453  

30. BH Candidates MAXI Date                ATel#         Name                          paper ---------------------------------------------------------------------------------------------------------------- 2013/10/16        5474         MAXI J1828-249Nakahira in prep./01/29        4769         Swift J1753.7-2544         2012/09/16        G13774     Swift J174510.8-262411         /06/01        4139/40    Swift J1910.2-0546/MAXI J1910-057 Nakahirasubm. /04/10        4024         MAXI J1305-704Morihana 20132011/08/30        3611         MAXI J1836-194Negoro? /05/08        3330        MAXI J1543-564Stiele 2012  /03/16         3223        IGR J17177-3656                   Paizis 2011 /01/31         3138        Swift J1357.2-0933              2010/09/25        2873        MAXI J1659-152 Yamaoka 20122009/11/17         2300      Swift J1713.4-4219         /10/24        2258       XTE J1752-223       草食系BHNakahira2010, 2012

31. Mass distribution of 17 BHs 1MoのNSに Eddingtonで降着し 1Mo積もるのにかかる時間 Mdot=1018 g/s 2e33/1e18=2e15 s = 7e7yr ～1億年 ここまではWR星の寿命(105yr)が持たない。 0.1Mo積もる時間も107年。 これとてもたない。 というわけでCyg X-3はSN爆発で作られたBH SchCyg X-3 Kerr opt Number BH Mass [Mo] 2 4 6 8 10 12 観測されたstellar BHのおよその範囲

32. ２．Ionization parameterξ Chandraのシリコン輝線論文(Vilhu+ 2009)の値を使用 • L = 9.5x1037 erg/s • 星風速度 v =1700 km/s ×(1-RWR/r)β、β=2 加速後、一定速度で流出。 • Mloss= 1×10-5 Mo/yr 　　水素なし(本当はξに対する電離度はp34と変わる) • ξ = L / (nR2), RはX線源からの距離 • ξ分布はx軸まわりに対称 • 遠くでは、rとRは等しく、4πr2mpnv=Mlossより n∝r-2であり、ξ=3400 (一定) • 積算NHは～1024。観測Feも～1024で、ＯＫ。 • 中性鉄(ξ=1-10)はどこから？ y log10 ξ NH=8.5x1023 cm-2 x (3.2Ro, 0) Cyg X-3 (0, 0) WR星 R=0.92Ro ちなみにWR星表面からr=∞まではNH=2.9x1024 cm-2

33. Ionization parameter(電離パラメータ) ξ Heating: 光電離(原子による光電吸収)。(L/4πr2) σphni Cooling: イオンと電子が再結合(Collision)し line coolingなので、neni ξ = heating/cooling = L/(ne r2) 電子散乱の光学的深さ 　トムソン散乱　　σT ne NH=8.5x1023 cm-2 で完全電離であれば、水素ガスなら トムソン散乱のoptical depthは、6.65x10-25 × 8.5x1023 = 0.56 まだ半分は直接地球まで届いていると考えてよい。 スペクトルも半分くらいしか変形を受けていない。 そもそも電離ガスの温度はいくらなのだろう。1.5keV diskBBが変形を 受けるような高温なのだろうか？ 鉄エッジの光学的深さ σFenFeエッジのτは0.5なので、これも半分くらいが鉄原子に吸収される。

34. 完全電離 酸素 完全電離 シリコン 完全電離 鉄 He-like H-like Kallman McCray 1982

35. ぎんが衛星 Nakamura+1993 NH1 Leaky absorber NH2 Iron edge NFe Lowハード状態 Highソフト状態 ・モデルの積算NHは1024台。 ・NH1は1022台なので、水素(ヘリウム)から酸素は99%が完全電離。 ・ NH2は1023台。シリコン程度の元素も90%が電離。 ・NFeは1023台。鉄はHe-likeやH-likeのはず。Kエッジとして見えているはず。 最近、大質量星の星風はクランピーであるのが常識 →　中性鉄もあってもよい。

36. RXTE/PCA spectrum Wind outflow 1700km/s(=5.6×10-3c) によるドップラー 7.28(obs) -> 7.24 keV for wind 8.92(obs) -> 8.87 keV for wind 電離鉄　　　ほぼ中性鉄 neutral Fe 7.112keVH-Fe  9.278He-Fe 8.828 ←ほとんどこれ観測された7.24keVは中性からやや電離。 ξ=1～30 Nh= 2.46×1023 cm-2 8.92keV(→8.87keV)は主としてHeでよい。Mass loss rate1/3（1×10-5 Mo/yr）モデルでは電離しすぎ。 20%くらいがHe-like、60%がH-like, 20%が完全電離。 2:6:2。Cross sectionでは2:3:0。 NH=6.88×1023 cm-2（H-likeなのでcross sectionは通常の0.5にした。） はモデルの無限遠までの積分NH=8.5x1023 cm-2とコンシステント

37. 電離鉄のKエッジエネルギー 基本はH-like Fe 外側電子があると 最内殻K-shell電子が感じる 原子核の電荷もシールド されて減る。 →K-edgeエネルギーが下がる。 e- +26 ＦｅＩ～Ｘ e- +26 e- Lecture notes in physics 266, The physics of accretion onto Compact objects Iron lines from Galactic and Extra galactic X-ray sources, Makishima 1986

38. まとめ Cyg X-3のクエンチ状態を観測した。 Cyg X-3はブラックホールらしい 　　　シュバルツシルトBHなら1.65Mo程度、カーBHなら9.9 Mo程度 　散乱ガス（電離した星風）は常に存在する。 Cyg X-1 BH 網状星雲 SNR Cyg X-2 LMXB MAXI画像と可視光画像との合成 葛飾区郷土と天文の博物館

40. review & Basic parameters Bonnet-Bidaud (1988) cygx3review.pdfCygX-3のreview Zdziarski (2010) MNRAS.402,767 zdziarski2010.pdfCyg X-3のスペクトル変化はBHのに似ている Zdziarski,A.A., Mikolajewska,J., & Belczynski,K., (2013) MNRAS, 429, 104 Cyg X-3の質量 Ling, Zhang & Tang (2009) ApJ 695, 1111 Cyg X-3距離(7.2kpc、あるいは3.4kpcか9.3kpc) Cyg OB2によるdust scattering delay Zdziarski,A.A. (2012) MNRAS, 421, 2956 Cyg X-3 電波からγまでのスペクトルとガンマ線の出るところ？ クエンチ状態 Corbel et al. (2012) MNRAS 421 2947 2011 MAXIも観測した quenched radio state を含む PCAと電波、ガンマ線の観測 Szostek (2008) MNRAS, 388, 1001 X線と電波の　correlation 比例と反比例とjet Koljonen 2013 ジェット、電波のガス分布モデル（松岡モデル）。 4.8時間周期 Fermi LAT Collaboration, 2009, Sci, 326, 1512 fermi2009.pdf Fermi 4.8h Zdziarski,A.A. (2012), MNRAS, 426, 1031 ASM-BATプロット。orbital LC　ガンマ線がX線とほぼ半フェーズずれていること、振幅がX線よりおおきいこと。 Weng,S-S. (2013) ApJ, 763, 34 最近の　orbit の states 毎のLight curves.4.8h 周期の様子 状態４？ Parsignault,D.R. (1972) , Nature Phys.Sci. 239, 123 parsignault1972.pdfUhuruの観測で4.8 時間周期 Priedhorski & Terrel (1986) ApJ 301, 886 priedhorsky1986.pdf 4.8 h with Vela 5B Kitamoto (2014) in prep. Suzaku H鉄(サイン的)とHe鉄(のこぎり波形)では強度の4.8hモジュレーションの形が違う。EWは共に150eV程度。soft state. スペクトル Paerels (2000) ApJ 533 L135 paerels2000.pdf Chandra HETG review鉄のrecombination continuumもIDしてあるので、Fe(6.7, 6.9)はPhoto ionized plasmaのrecombination linesだと思いますね。6.4 keV中性もあり。) Vilhu A&A 501, 679 (2009) vilhu2009.pdf鉄ラインの4.8hモジュレーションモデル計算。電離度のグラフはSiのものが出ている。 Stark ApJ 501, 679 (2003) stark2003.pdf鉄Siラインの4.8hドップラー探し Kitamoto (1994) PASJ 46 105 kitamoto1994Fe.pdf ASCAで鉄ライン3本 Kawashima & Kitamoto (1996) PASJ 48, L113 kawashima1996.pdf ASCAのreconbination edge (continuum) Nakamura (1993) MNRAS. 261 353 nakamura1993.pdf中村君のぎんが Koljonen, K.L., et al. 2010, MNRAS, 406, 307 koljonen2010.pdf PCAスペクトル解析 電波ジェット VLBI、2000年ジェットのイメージ Marti (2001) A&A 375, p.476-484 marti2001.pdf 野辺山電波 Kotani et al in preparation 100GHz野辺山電波の論文(in preparation) Tsuboi et al. 2010, PASJ, 62, tsuboi2010.pdf電波に4.8h modulation がない結果 GeVガンマ線 Tavani,M., et al. (2009) Nature, 462, 620 tavani2009.pdf AGILE Bulgarelli, A. rt al. (2012) A&A, 538, A63 bulgarelli2012.pdf AGILE (2009/6-2009/8, 2009/12-2011/5)

41. Corbel + 2012

42. 先行研究(Zdziarski 2013)の値 2.4Mo (1.3~4.5Mo)と矛盾しない ウォルフライエ星の情報から連星系のパラメータを求めた。 コンパクト星の質量、インクリネーション、マスロスレートを、WN型のウオルフライエ星の質量とマスロスレートの関係と、マスロスレートと軌道周期短縮の関係を用いて、決定した。 伴星の質量は10.3Mo、コンパクト星の質量は2.4Moである。 この様な低質量のBHは、大質量星の進化の末期の重力崩壊で直接作られる。

43. ４．８時間周期でfolding Χ２ 17253.535 s = 4.793 h 強度 軌道による強度変化 ０．５ 4.79 4.72 4.86 時間 Χ２ ０．２５ ０ １ 軌道位相 4.793 4.792 4.794 時間

44. 光度曲線、ハードネス(カラー)曲線 全帯域 低帯域 ph cm-2s-1 中帯域 高帯域 Soft-color Hard-color MJD 2009.8.15. 2013.6.17.

45. カラー（色）とは 二つのエネルギー帯の強度比 ハードネスとも言う。ハードネスの大小は、ハード、ソフトと言う。 MAXI/GSCの公開ページでは、２−４、４−１０、１０−２０keVの３バンドがあるので、２つの独立なカラーが定義できる。 カラーカラー図 横軸にSoft-color、縦軸にHard-colorをプロットした図。

46. High状態のスペクトルフィット フィットモデル： wabs*powerlaw+太いgaus(6.4keV)+細いgaus(6.7keV) Photon index Γ=2.66 水素柱密度 NH=7.5×1022 ssc GSC Normalized counts s-1keV-1 大きな吸収が見られる 強い鉄ラインが見られる 6.4keV, 6.7 keV 幅 σ = 0.75 keV, narrow EW = 0.83 keV , 61 eV 2keV付近のExcessは部分吸収？ 2.5、3.2keVに輝線があるかも。 Χ２=2.72 Energy(keV)

47. Low状態のスペクトルフィット 　　　フィットモデル：　wabs*powerlaw+gaus Photon index Γ=1.45 水素柱密度 NH=5.2×1022 Normalized counts s-1keV-1 顕著な鉄ライン 6.55keV 幅 σ = 0.41 keV EW = 1.15 keV Χ２=1.56 Energy(keV)

48. スペクトルフィットパラメータ カラーカラー図から推測される「べきとNHの変化」と一致。 High/Low状態は従来から観測されている性質に一致。 High Lowの遷移は数日程度で起こる。

49. 鉄ラインの4.8h Ｎａｋａｍｕｒａ　１９９３ 鉄ライン強度は4.8hモジュレーションあり Continuum強度と位相は同じ。 でも振幅はcontinuumが3倍程度変化するのに対し、鉄は1.5倍程度と小さい。

50. Nakamuraet al. 1993 ぎんが衛星 Low状態 High状態