弱磁場中性子星

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」

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 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？

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

[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」

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

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

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

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」

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

(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？）

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」

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」

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」

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」

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」

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」

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」

(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」

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」

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」

弱磁場中性子星

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