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中質量ブラックホールの 候補天体のＸ線観測

中質量ブラックホールの 候補天体のＸ線観測. はじめに … ULX とは 「あすか」による大進展 「あすか」以後の進展 中質量ブラックホール説の問題点 問題解決の試み. 牧島一夫 ( 東京大学・理学系 / 理研・宇宙放射線 ). Chandra で見た NGC4038. 1.5. 1. log N (> L x ). 0.5. 0. §1. はじめに ... ULX とは. Chandra による近傍銀河のＸ線光度関数 (Bauer et al . 2001). M82. N3256. SMC. Circinus.

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中質量ブラックホールの 候補天体のＸ線観測

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  1. 中質量ブラックホールの候補天体のＸ線観測 はじめに … ULXとは 「あすか」による大進展 「あすか」以後の進展 中質量ブラックホール説の問題点 問題解決の試み 牧島一夫(東京大学・理学系/理研・宇宙放射線)

  2. Chandraで見たNGC4038 1.5 1 log N(>Lx) 0.5 0 §1. はじめに ... ULXとは Chandraによる近傍銀河のＸ線光度関数 (Bauer et al. 2001) M82 N3256 SMC Circinus 近傍の渦巻銀河の腕には、中性子星のエディントン限界を大きく超える謎のＸ線源が、1980年代から知られていた。 ULX=Ultra Luminous XR Source 36 37 38 39 40 log Lx (erg/s)

  3. ULXの解釈 - 対立する２説 • ULXはエディントン限界を満たす。1040 erg/s まで達するのだから〜100 M◎の「中質量ブラックホール」である。 • Colbert & Mushotzky ApJ535,632(1999) • Makishima et al., ApJ535,632, (2001) • Mizuno, T. PhD Thesis (2000) • Mizuno et al. ApJ554, 1282 (2001) • Kotoku et al. PASJ 52, 1081 (2000) • 2. 観測されるULXの放射はエディントン限界に制約されず、よってULXは通常 (〜10 M◎ )のブラックホールで良い。 • 2a. 放射は超エディントンになりうる (eg. Begelman 2002)。 • 2b. 放射は我々の方向に強くビーミングしている (King et al. 2000, King 2002).。

  4. Sunlit earth (solar X-ray+ NXB) 0.1 1e-2 1e-3 1e-4 Mg Si S cts/sec/cm2/keV Ar Cu Night earth (NXB) 0.5 1 2 5 10 Energy (keV) §2.「あすか」による大進展 2a.「あすか」：優れた分光能力と〜10 keV までのＸ線撮像 「あすか」の撮像型ガス蛍光比例計数管(GIS: Gas Imaging Spectrometer) GISバックグラウンドスペクトル Blanck sky (CXB+NXB) • Ohashi et al. PASJ48, 157 (1996) • Makishima et al. PASJ48, 171 (1996)

  5. 2b. ULXの精密Ｘ線分光 • 「あすか」で〜12個のULXの0.5-10 keV スペクトルを精測。 • 10 個→ 標準降着円盤からの多温度黒体放射モデル (MCDモデルで良く記述できるスペクトル • 2 個→Power-Law型スペクトル • Makishima et al. ApJ535, 632 (2000) • Mizuno, T. PhD Thesis (2000)

  6. MCD to PL PL to MCD 2c.スペクトルの状態遷移の発見 IC342の２つのULX その他の例 • Kubota et al. ApJL547, L119 (2001) • NGC 1313 Source A 1993-- PL, Γ〜1.8 1995-- MCD (Tin〜0.7 keV)+PL • M81 X-9(矮小銀河Hol IX に附随) 1999以前: PL, Γ〜1.8 1999以後 : MCD, Tin 〜 1.2 keV • BH説を一段と強化 • MCD型ULXはBH連星のソフト(標準円盤)状態に、 PL型ULXはBH連星のハード状態に対応づけられた。 • MCD型とPL型の ULXはおそらく同種の天体

  7. 30 ~100 M◎BH ~100 M◎star 41 h 20 期待される軌道周期 〜50h 1.2 31hで折り畳んだ光度曲線 1.0 10 IC342 S 2 (MCD状態) のパワースペクトル 0.8 Orbital period of ASCA • 2–10 keV Power Spectra 1.2 0 31 h 10-5 10-4 10-3 1.0 Normalized intensity Frequency (Hz) 0.8 0 0.5 1.0 1.5 Phase 2c.周期的なＸ線変動(?) IC342 Source 2 に　31h または 41h のＸ線の周期変動がありそう • Sugiho et al. ApJL561, L73 (2001) 「あすか」軌道周期

  8. 2d.The M82 X-1 • M82の中心核から〜9” ずれた点源 • Matsumoto et al.ApJL 547, L25 (2001) • Kaaret et al. MNRAS 321, L29 (2001) • 大きく変動し, 最大光度は Lx ~ 1041 erg/s,よって　103-4M◎の中質量BHかもしれない。 • Matsumoto & Tsuru, PASJ51, 321 (1999) • Ptak & Griffiths ApJL 517, L85 (1999) • 電波のバブルに取り囲まれている。 • Matsushita et al. ApJL 545, L107 (2001) • Ｘ線スペクトル • 「あすか」(0.5-10 keV) → Γ〜1.8のPL • 「ぎんが」 (0.5-10 keV) → kT〜7 keVの熱的制動放射型(Tsuru, T. PhD Thesis, 1992).

  9. 2e.BHの合体成長説 Ebisuzaki et al. ApJL 562, L19（ 2001） “Missing Link Found? The Runaway Path to Supermassive Black Holes” 若く稠密な星団の中で、大質量星どうしが急速に合体、mass-lossする間もなく、数十M◎のBHを形成。 BHは星を飲み込んで中質量BHへ成長。 中質量BHを抱えた星団は、動的摩擦で銀河中心へと沈澱。 そこで中質量BH同士が合体し、銀河中心の巨大BHを形成。

  10. 200 150 100 50 0 1972 1976 1980 1984 1988 1992 1996 2000 代表的なBH論文のcitation 田中+ 柴崎 (96) レビュー 三好 et al. 95 水メーザー 宮本 et al. 91 ランダム変動 牧島et al. ULX (‘00) 小田 et al. 71 牧島 et al. 86 標準降着円盤 松本＋鶴 M82 (‘01)

  11. MCDが良く合う Reduced Chi-square 2.0 1.5 1.0 0.5 ６ ４ 2 0 MCD型 Power-Lawでのフィット PL型 PLが良く合う 区別不可 38 3940 0.5 1.0 1.5 2.0 MCD モデルでのフィット logLX(0.5-10 keV) erg/s §3.「あすか」以後の進展 3a.ChandraとXMM-Newtonによるサンプル拡大 ・MCD型とPL型のULXがほぼ同数(16:18) ・光度分布は大差なし • Sugiho, M., PhD Thesis (2003)

  12. Ｘ線スペクトルが決まったULX 12 9 6 3 0 MCD型 PL型 S0 Sa Sab Sb Sbc Sc Scd Sd Sm Ir 母銀河の形態 3b.母銀河の型との相関(?) Chandraの全点源　サンプルの光度関数 E/S0 Sa〜Sbc Sc, Sd, Irr 38 39 40 log Lx (0.5-10 keV) ULXの性質と母銀河の形態との間には面白い相関がありそうだが、選択バイアスは強い。 • Sugiho, M., PhD Thesis (2003)

  13. NGC 5204 X-1の光学対応天体：mv=19.7 の若い星もしくは若い星団と思われる (Roberts et al. MNRAS 325, L7, 2001) 。 • 矮小銀河Holmberg II中のULX：He II λ4686を発する星雲中にある。Ｘ線が励起源とすれば、視線方向に強いビーミングしている可能性は低い (Pakull & Mirioni, asptro-ph/0202488)。 • 割に低光度 (2e39 erg/s) のULXである M81 X-11の光学対応天体は、O8Vの星(Liu et al. asptro-ph/0211314) 。 3c. ULXの光学同定の努力

  14. 3d. 放射のビーミング説 • 論拠(King et al. 2000; King 2001など） “中質量BHなど、星の進化から作れないから” → これは後ろ向きの議論に過ぎない。 “μQSOではＸ線がビーミングしているから” → 電波ジェットが出ているからといって、Ｘ線もビーミ ングしていると考えるのは、あまりにも短絡的。 • 仮定されるビーミング機構 “相対論的ブースト” → MCD型のスペクトルをまったく説明できない。 “イオン化された分厚い円盤による絞り込み” → 反射による強い Fe-K エッジがスペクトルに見えない 。 ビーミングを支持する妥当な観測的証拠は無い。

  15. 3e.M82 X-1 からのQPOの発見　（XMM-Newton, RXTE) • Strohmayer & Mushotzky, ApJL 586, L6 (2003) • 系内BH連星との類推→Ｘ線の大部分が降着円盤の放射である (ビーミングではない) ことを強く示唆。 • 系内BH連星のQPOより〜100倍おそい。 →質量も〜100倍か。

  16. ULXs Galactic micro-QSOs ULXs §4. 中質量BH説の問題点 Makishima et al. (2000) 4a.高すぎる円盤温度 BHのH-R Diagram 非物理的領域 グリッドは非回転BH回りの標準降着円盤を仮定し計算。 Eddington limit

  17. Galactic Classical ULX Jet Sources BHB N4565oc N1313 B 100 M81 IC342 S1 N4565c (km) M33 X-8 Schwarzschild GRS1915+105 in R Dw1 X-1 Extreme Kerr GRO1655-40 10 1 10 100 Black Hole Mass ( M ) ◎ 4a’.小さすぎる円盤内縁半径 BHの質量-半径関係 質量:光学的に決定、もしくはエディントン限界から計算円盤内縁半径: MCDフィットに Kubota et al. (‘98) の補正を施す。 2 i=0 (ULXs), xk =1.18 Cyg X-1 LMC X-1 GS2000+25 LMC X-3 ULXは光度が大きい割に円盤の半径が小さすぎる

  18. △Chandra/Newton □「あすか」 L＞1039 erg/s の天体はTinが高く、見かけ上、 Lbol＞LEの領域に来る。 Lbol =LE □：「あすか」 Lbol =LE Lbol =LE Lbol =LE 4b.変動する円盤内縁半径 • Mizuno, Kubota & Makishima ApJ554, 1282 (2001) 40 39 38 Log Lbol ３衛星を合わせ～10個の天体を複数回観測 → Rin≠一定の変動 24M◎ 12M◎ 標準降着円盤と解釈できる天体も発見 (NGC253 Source 1) 6M◎ 0.3 0.5 1 2 Tin (keV) 標準降着円盤では内縁半径が天体ごとに一定（最終安定軌道）だったが、その性質が成り立っていない

  19. Lbol =LE MCD PL PL状態の光度 「あすか」 　モデル Lbol =LE MCD Newtonデータ PL Lbol =LE 4c.高すぎる状態遷移光度 ３衛星を通算し、５天体からMCD状態⇔PL状態の遷移を検出 M81 X-9 24M◎ N1313 Src B • 観測された遷移を通常のLow/High遷移と考えると、その光度が高すぎる(通常LEの数%) • むしろL 〜 LE、Tin 〜 1 keVで遷移が起きるように見える。

  20. 中質量BHがエディントン以下で光っていたら、このあたりに来るはずなのに、なぜそうした天体が居ないのか？中質量BHがエディントン以下で光っていたら、このあたりに来るはずなのに、なぜそうした天体が居ないのか？ XMM-NewtonによるNGC1313 X-1(Miller et al. astro-ph/0211178 v3) 200M◎ 100M◎ 50M◎ Lbol =LE 0.5 1 2 5 keV 4d. Tinの低いULXは存在するか？1 Cool Disk, Tin〜 0.2 keV

  21. §5. 問題解決の試み [P1] 円盤のTin が高すぎ Rin が小さすぎる。 [P2] Rinが一定せず、ほぼ ∝ 1/Tinで変動。 [P3] MCD⇔PLの遷移点の光度が高すぎる。 (Kubota, Done & Makishima , MNRAS 337, L11, 2002) (1) BH が大きな角運動量をもつ (極端Kerr BH) と考える (Zhang et al. 1997; Makishima et al. 2000). → 最終安定軌道の半径が、 3Rsから 0.5Rsに減少するので、重力赤方変位を考えても、[P1] をある程度まで説明できる。しかし[P2][P3]は説明できない。 (2) MCD型ULXは標準降着円盤ではなく、advectionの効いたスリム円盤の状態 (Abramowics et al. 1980)にあるので、 挙動が標準状態と異なる (Watarai, Mizuno & Mineshige ApJL 549, 77, 2001)。問題点をすべて説明できそう。

  22. GROJ1655LMC X-3 BH質量 (M 0 ) 7 ±16 ±1 Inclination(deg) 69 ±166 ±1 L x (erg/s) 1.3E381.9E38 T in (keV) 0.97±0.011.39±0.01 GROJ1655 5a. BHの回転の影響？ • BH連星LMC X-3とμQSO GRO J1655-40 は、系のパラメータは似る。 • しかしＸ線の性質は異る。 • 前者はSchwrzschildで、後者はKerrと思えばよい (Zhang et al. 1997)。 Kubota et al. ApJ560, L147 (2001)

  23. Watarai et al. PASJ 52, 133 (2000), ← theory Kubota et al. ApJ 560, L147 (2001) ← GRO J1655-40 Kobayashi et al. PASJ, submitted (2002) Kubota et al. ApJ, submitted (2002) ← XTE J1550-564 L/LEd 光学的に厚い円盤 1 円盤の放射が熱的にCompton化されたもの スリム円盤状態 光学的に厚い円盤 MCD-ULX? 0.1 PL-ULX? コンプトン状態 ハード状態 0.01 ソフト(標準)状態 Γ~2.3 100 1 10 Energy (keV) 5b. 質量降着BHの４つの状態 Schwarzschild Extreme Kerr 熱的カットオフ

  24. 5c. ULX スペクトルの新しい解釈 • MCD型ULXは、ソフト（標準）状態ではなく、スリム円盤状態にあると考えられる。 • PL型ULXは、通常のハード状態ではなく、　コンプトン状態にあると考えられる。 • 両者の遷移は、LE付近で起きるとしてよい。 • ULXやμQSO が Kerr BH である可能性は、依然として有力。 • Kubota, Done & Makishima , MNRAS 337, L11, 2002 • Watarai, Mizuno & Mineshige ApJL 549, 77, 2001

  25. 5d. PL型 ULXスペクトルの再解析 IC342 Source 1 の「あすか」スペクトル(2000) MCD Tin =1.1 keV　のMCD放射が, Te=20 keVでτ〜３の電子雲にCompton化されたモデル E＜ 4 keVでのPLフィット、 Γ= 1.54 ±0.12 1 2 5 10 1 2 5 10 Energy (keV) PL型 スペクトルを示すULXは、コンプトン状態にあり、L 〜 LEd と考えて良さそう。 (Kubota, Done & Makishima , MNRAS 337, L11, 2002)

  26. 5e. The M82 X-1 の解釈 • 「あすか」(0.5-10 keV) (Matsumoto & Tsuru 1999) • Γ=1.7〜2.6のPL • Lx (2-10 keV) = (1.9〜5.2)×1040 erg/s. • 「ぎんが」 (0.5-10 keV) (Tsuru, T. PhD Thesis, 1992) • kT〜7 keVの熱的制動放射型 • Lx (2-10 keV) = 4.4 ×1040 erg/s 低エネルギー側でPL、高エネルギー側で熱的に曲がるのは、熱的コンプトンの特徴。よってM82 X-1 もコンプトン状態と解釈できる。

  27. 変動の激しい　コンプトン成分 変動する本来のハードテール,Γ〜2.3 静穏円盤 0.1 10 1 NLSy1 with 106 Msun 100 10 1 5f. ULXからNarrow Line Syfert 1へ コンプトン状態 ソフト(標準)状態 Energy (keV) NLS1を特徴づける、変動の激しい soft exccessは、円盤放射がコンプトン化されたものだろう。Murakami, M.M. et al., PASJ, submitted (2003)

  28. §6. まとめと展望 • 系内 (LMC を含む) のBH連星と比較することで、降着率の高いBHの統一的描像が構築されつつある。 • この描像に従い、ULXを「降着率の高い中質量BH」として解釈することができる。 • いずれ「ビーミング説」と黒白をつける必要あり。 • 中質量BH説が堅固になれば、銀河中心の巨大BHの起源が始めて明らかになるかもしれない。 • 今後、ULXの光学同定と、硬X線領域での観測が急務である。後者に関しては、2005年に打ち上げ予定のASTRO-E2 衛星に、高感度の硬X線検出器HXD-IIが搭載され、大きな進展が期待される。

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