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LMXB の変動 とその物理的な描像. 高橋 弘充、 北村 唯子、深沢 泰司 ( 広島大学 ) 、 桜井 壮希、牧島 一夫 ( 東京大学 ). 低質量な恒星. (~ 1 M ). 弱磁場中性子星. ( < 10 9 G ). 低質量 X 線連星系( LMXB ). アウトフローが 起こっている?. 前半: High/Soft 状態 (ひろたか) 後半: Low/Hard 状態 (桜井、北村). NS の磁場の影響?. 2013 年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」. LMXB の状態遷移. ・状態遷移.

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- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Presentation Transcript
slide1

LMXBの変動とその物理的な描像

高橋 弘充、北村 唯子、深沢 泰司 (広島大学)、

桜井 壮希、牧島 一夫 (東京大学)

低質量な恒星

(~ 1 M)

弱磁場中性子星

(< 109 G)

低質量X線連星系(LMXB)

アウトフローが

起こっている?

前半: High/Soft状態(ひろたか)

後半:Low/Hard状態(桜井、北村)

NSの磁場の影響?

2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

slide2
LMXBの状態遷移

・状態遷移

color-color 図(CCD)

(Haisinger et al. 1989)

Upper banana

Horizontal

Island

Normal

Flaring

Lower banana

Z天体:形がZ

Atoll天体:形が環礁

それぞれの状態での物理的な描像は?

前半は、Atoll天体の Upper banana(high/soft)状態について

後半は、Atoll天体の Island (low/hard) 状態について

2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

4u 1608 522
4U 1608-522

距離: 3.6 kpc

(Type I バーストから推定)

ライトカーブ(ASM検出器)

PCA検出器

115回観測

1年

40日

Upper banana

Lower banana

Island

CCD

Color-Intensity Diagram

目的(1):UB での一般的な振る舞いは?

目的(2):UB で、光度には依存せずに変動している物理量は?

slide4
パラメータの変動

MCD+BBで再現

(χ2/d.o.f.~0.8)

Fe-Kライン

RXTE衛星:

Upper banana(UB)状態の95観測を解析

               (1観測は数 ks)

スペクトル

A

B

C

D

全スペクトル(> 1 x 1037 erg/s : UB状態)を再現

・得られる物理量

観測量:温度、半径 → 光度、質量降着率

BB

TBB

rBB

MCD

NS

質量降着率

降着円盤

Ldisk ∝ /r

∝ rin3・ Tin4

最内縁温度:Tin

最内縁半径:rin

LBB ∝ rBB2・TBB4

Ldisk ∝ rin2・ Tin4

slide5

[任意]

L ∝

パラメータの変動:目的(1)

10

LBB/Ldisk~ 0.6 → 0.4

全光度

1

光度[1037 erg/s]

Ldisk

LBB

0.1

2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

slide6

LBB/Ldisk~ 0.6 → 0.4

[任意]

・LBB ∝ ほど上昇しない

L ∝

パラメータの変動:目的(1)

10

全光度

1

光度[1037 erg/s]

Ldisk

LBB

0.1

1/2

重力

エネルギー

円盤からの放射

×

1/2

LBB

回転運動

NS表面に降着すると

ビリアル定理

物質の一部(約20%)が

NSに降着していない

放射圧(円盤+NS表面)によりNS手前からアウトフロー

slide7

LBB/Ldisk~ 0.6 → 0.4

[任意]

・LBB ∝ ほど上昇しない

L ∝

パラメータの変動:目的(1)

10

全光度

1

光度[1037 erg/s]

Ldisk

LBB

0.1

1/2

重力

エネルギー

円盤からの放射

×

1/2

LBB

回転運動

NS表面に降着すると

ビリアル定理

物質の一部(約20%)が

NSに降着していない

放射圧(円盤+NS表面)によりNS手前からアウトフロー

slide8

光度に依存しない自由度は何か?:目的(2)

普通の変動の図

(Ltotとの相関)

予想される平均値を差し引いた変動成分 (X’) の図

(r’inとの相関)

変動の仕方が2つ

・Ldisk, LBBは

 ほとんど変動せず

(Constant-luminosity

branch: CLB)

・両光度が反相関

(Variable-luminosity

branch: VLB)

Ldisk

L’disk

L’BB

LBB

rin

kT’BB

kTBB

kT’in

両branchは、r’in~0.85

で接しているかも?

kTin

r’BB

rBB

r’in

全光度

slide9

光度に依存しない自由度は何か?:目的(2)

前ページの右図(変動成分の分布)

Mdot∝ r3T4∝ r1 (見かけ上?)

FBに近づくと rin:小、Mdot小

HBに近づくと rin:大、Mdot大

CLBの特徴

・光度は変化しない

・BB成分の変動はない

・円盤成分はkT’in∝ r’in-0.5

=> 解釈:本当に rinが変動?

rinの変動は見かけ上

(rinは一定で hardening factor が変化?)

L’disk

L’BB

Z天体のNBに対応?

kT’BB

VLBの特徴

・光度が反相関(L’diskは減少、L’BBは増加するのみ)

・BB成分は、L’BBの変動に対して増加

・円盤成分はkT’in∝ r’in-0.75

=> 解釈:本当に rinが変動?

kT’in

(Mdot∝ r3T4∝ r0)

Z天体のFBに対応?

r’BB

自由度2とは、Ltot(全光度、質量降着率)と

r’in(円盤の最内縁半径の見かけ上/実際)

の変動と考えられる

r’in

slide10

いま考えている物理的な描像

円盤が厚い

完全にBBにならずに、多少は

コンプトン散乱されている?

(hardening factor 大

=> kTin大、rin小 になる)

最内縁半径の見かけ上の変化

(<=hardening factor の変化、円盤の厚みが上下に振動?)

CLB

最内縁半径が実際に遠ざかる

<= 物質が円盤上で放射せずに落ちた先のNS表面で放射

Ldiskが減少した分だけ、LBBが増加

VLB

CLB と VLB は r’in ~0.85 でつながっている?

<= CLB であまりに円盤が厚くなると、円盤の最内縁がゴソっと落ちてしまう?

2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

slide11

4U 1608-522

Color-Intensity Diagram

Constant-luminosity branch

Variable-luminositybranch

目的(2)

UB で、光度には依存せずに変動している物理量は?

・全光度(質量降着率)

・円盤の最内縁半径(見かけ上/実際)の変動

slide12

(HT+, 2011 ApJ 738, 62-71)

まとめ(ひろたか)

・Atoll天体 4U 1608-522 の Upper Banana (high/soft)状態を解析した。

・全光度が上昇するにともなって、円盤放射ほどBB放射が

 増加しないことが分かった。

 これは、放射圧(円盤+NS表面)によりNS手前からアウトフロー

 が起こっていると考えられる。目的(1)

・Upper Banana 状態の変動は、2つの独立な自由度で説明されることが分かった。

 1つは、全光度(質量降着率)

もう1つは、円盤の最内縁半径(見かけ上/実際)の変動と考えられる。目的(2)

 同じ光度でも、Constant-luminosity branch と Variable-luminosity branch が存在する。

・Z天体との対応

放射圧が高い:

NS表面に物質が降着しにくくなる(NS表面からの放射が減少)

 大量のアウトフローが光学的に厚くなる(アウトフローによる放射+吸収)

Constant-luminosity branch :Normal Branchに対応

Variable-luminosity branch : Flaring Branch に対応

  • Horizontal Branch はNS表面からの放射が明るい(物質が降着している)
  • 放射圧が効きにくくなるような移流優勢な状況(Slim Disk 状態)?
  • (もしくは、実際に円盤の光度(質量降着率)が減少しているのか?)
slide13

LMXBのLow/Hard状態の振る舞い

(桜井、北村)

2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

slide15

H2. 第2~4観測の解析結果

コロナ

中性子星

降着円盤

黒体放射

第3観測 (L~2.9x1036 erg/s)

νFν

1

0.1

Te ~ 35 keV

t> 2.5

Tbb~0.5 keV

Rbb~10 km

compPS (seed=BB)

diskBB

Tin~0.28 keV

Rin~21 km

c2ν=1.01 (183)

5

c

0

-5

keV

1

10

100

  • 円盤は半径~20 kmで途切れ、NSは表面全体が光っている (Sakurai+2012)
  • 第2、第4観測からも同様の結果が得られた。

2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

slide16

H3. 第5観測の解析結果

同観測の single Compton

によるフィット

第5観測 (L~5.0x1035 erg/s)

νFν

νFν

総Rbb = 7±1 km

総Rbb = 7±1 km

0.05

0.05

compPS (seed=BB)

compPS (seed=BB)

Te ~ 62 keV

t~ 2.3

Tbb~0.4 keV

Rbb~6 km

0.01

0.01

Tbb~0.4 keV

Rbb=7±1 km

Te ~ 118 keV

t~ 0.8

direct BB

Rbb ≦ 3 km

5

5

c

c

0

0

c2ν=1.19 (109)

c2ν=1.20 (110)

-5

-5

1

10

100

1

10

100

keV

keV

BBの一部が高密度コロナでComptonizeされている

BB全体が薄いコロナでComptonizeされている

第2~4観測に比べ、黒体放射半径Rbbが有意に減少

2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

slide17

H4. 第6,第7観測の解析結果

第7観測 (L~2.3x1034 erg/s)

第6観測 (L~1.3x1034 erg/s)

νFν

νFν

10-3

10-3

compPS (seed=BB)

compPS (seed=BB)

Tbb~0.3 keV

Rbb=3±1 km

Tbb~0.3 keV

Rbb=3±1 km

y = 0.4−1.1

y = 0.7−2.5

10-4

10-4

5

5

c

c

0

0

c2ν=0.91 (76)

c2ν=0.87 (80)

-5

-5

1

5

10

1

5

10

keV

keV

第5観測と同じモデルで再現できたが、Rbbはさらに減少

2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

slide18

H5-1. Discussion: BB半径の変化

  • 光度による黒体放射半径の変化

Hard-

High状態

Rbb

(km)

Soft状態

黒体放射

中性子星

RNS=10

2

0.01

0.1

10-3

10-4

光度 (LEdd)

2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

slide19

H5-2. Discussion: BB半径の変化

  • 光度 (⇔質量降着率)によるAlfven半径 RAの変化

Hard-

High状態

RA, Rbb

(km)

Soft状態

RA@B=107 G

黒体放射

中性子星

RNS=10

Hard-Low状態

コロナ

磁軸

2

0.01

0.1

10-3

10-4

光度 (LEdd)

低光度 (Hard-Low状態)ではNSの磁極に降着している?

2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

slide20

まとめ(桜井)

  • 2007年 9月~10月、「すざく」はAql X-1のアウトバーストの立ち下がりを7回観測し、~3桁にわたり光度変化するスペクトルを得た。
  • 第2~4観測はHard-high状態で、円盤は半径~20 kmで途切れ、厚い降着流となってNS表面に降着し、表面全体が光っている。
  • 第5~第7観測のスペクトルは、黒体放射 (BB)とそのコンプトンで再現される。光度が下がるにつれ、BB半径は 10 kmより小さくなっていく。
  • BB半径、およびコロナの光学的厚み (t)の両観点から、低光度 (第5~7観測)ではNS表面の狭い領域のみに降着し、その部分が光ると結論される。
  •   → Alfven半径の議論から、低光度で降着流は磁場に絞られ、
  • NSの磁極に降着していると考えられる。

2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

slide21

(北村さんの仕事)

NS表面の放射領域:磁場強度の違い?

・Aql X-1

L~5.0×1035erg s-1

LMXB

0.02

peak

IGR J16194-2810

共生X線連星:

Symbiotic X-ray Binary;SyXB

LMXBの一種で、NSと赤色巨星の連星

軌道周期が長い

5

・IGR

L~7.6×1034erg s-1

SyXB

2

0.05

2compPS(seed=DBB , BB)

0.02

0.01

peak

5

χ

0

-5

Energy (keV)

1

10

2

5

100

2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

slide22
NS表面の放射領域:磁場強度の違い?

・Aql X-1

L~5.0×1035erg s-1

LMXB

IGRは、黒体放射のピークがAql X-1

に比べ高エネルギー側にある

ステファン=ボルツマンの法則 

L∝R2T4

             の関係から

同じ光度で比較して、

・IGR Tbb:高 ,Rbb:小

<= 磁場が強い?

LMXBへの進化の途中?

0.02

peak

5

・IGR

L~7.6×1034erg s-1

SyXB

2

0.05

2compPS(seed=DBB , BB)

0.02

0.01

Te~100keV(fix)

τ~ 0.6±0.1

Tbb~1.05±0.05 keV

Rbb~0.68 (+0.03/-0.04)km

peak

5

χ

0

χν2=1.14(594)

-5

Energy (keV)

1

10

2

5

100

2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」

slide23

まとめ(全体)

  • 明るい天体では、アウトフローが生じていると考えられる。
  • 全光度に依存しない変動がある。(Z天体の状態遷移に影響?)
  • LMXB でも暗くなると、NS表面の放射領域が小さくなる。
  •   →磁場の影響が効いてくると考えられる。
  • 同じ光度でも、天体によってNS表面の放射領域のサイズが異なる。
  •   →磁場の強さが異なることを反映しているのではないか?
  •    暗い天体(星風でちょっとずつ降着、降着円盤の構造は?)

MAXIは引き続き、新しい突発天体や既知天体のアウトバーストを

バンバン見つけて下さい。

ASTRO-H では、カロリメータにより、精度のよりライン観測ができる。

 かつ、パイルアップのない(統計の良い)スペクトルが取得できる。

2013年 理研シンポジウム「コンパクト星連星の多様性と進化」