Transcript 川中宣太「X線観測でブラックホール周辺の時空構造は探れるか？」

X線観測でブラックホール周辺の
時空構造は探れるか？
高エネルギー加速器研究機構
素粒子物理学研究所
川中 宣太
Reference:
レビューならReynolds & Nowak 2003 Phys. Rep. 377, 389が最良
すざくの成果ならMiniutti et al. 2007 PASJ 59, 315
またはBlum et al. 2009 ApJ, 706, 60など。
私の研究周辺ならNK, 天文月報2008年12月号 SKYLIGHT記事
およびその引用文献 (NK+ 2005, 2008 etc.)
宇宙にあるブラックホール
• 銀河中心核(AGN; M~106-9Msun)、系内X線連
星 (M~1-10Msun)、超光度X線源 (ULX;
M~100-1000Msun?)
• ガスは降着円盤を形成し、ブラックホールの周
りを回転しながら落ち込むことによって、莫大
な放射エネルギーを生み出している。
BH天体のX線観測強重力場の探針
• ブラックホール(BH)近傍のよう
な強重力場における一般相対
論の検証は重要である
• Kerrパラメーターの推定もBH
形成・進化を探るうえで重要
• X線観測：BH近傍の様子（時
空構造・ガス運動・放射過程）
を探るのに最適
• 一部のX線観測グループはBH
スピンの証拠が見つかったと
主張している (ASCA, RXTE,
XMM-Newton, Suzaku, etc.)
• しかし日本のX線観測の方々
に聞くと皆さん信じていらっしゃ
らない。私も信じていない。
典型的なBH天体のスペクトル
降着円盤からの熱輻射 （紫外・軟X線）+ 冪型X線放射
+ 蛍光鉄輝線 (6-7 keV) + 反射成分
Cyg X-1 (Gierlinski et al. 1999)
典型的なAGN (Koratkar & Blaes 1999)
このようなX線スペクトルはどうやって作られているのか？
ブラックホールからのX線放射モデル
Haardt & Maraschi 1991, 1993
熱的成分・硬X線放射・蛍光鉄輝線の観測
…高温ガス (~109 K)が低温ガス (~106K)とともに存在することを示唆
円盤を取り囲む高温ガス （=コロナ） において、円盤からの低エ
ネルギー光子が逆コンプトン散乱され、高エネルギー光子となる
高エネルギー光子
ブラックホール
低エネルギー光子 （熱放射）
円盤(  10 6 K )
コロナ (109K) 加熱機構は未だ定説なし・・・
蛍光鉄輝線
放射プロセス
鉄輝線
反射成分
入射X線
低温 (～106 K) ガス塊
Incident
continuum
Fe line
• Iron should be almost neutral (i.e.
irradiated gas should be
sufficiently “cold”).
• Iron Ka line (～6.4keV for
neutral) is the most theoreticallyexpected line emission of all.
Reynolds (1996)
回転する降着円盤から放射される輝線
のプロファイルは相対論的に歪められる
拡がっていた
③
①
②
①
②
③
X線スペクトル中の鉄輝線成分
(ASCA obs. of MCG-6-30-15;
Tanaka et al. 1995)
蛍光鉄輝線プロファイルはBH近
傍の時空構造・降着流のダイナミ
クス等の有用なプローブとなりうる
輝線プロファイルを決めているのは何か？
1
2
MCG-6-30-15 (Tanaka et al. 1995)
3
重要なパラメーター
1. 円盤の内縁半径
4
2. 外縁半径
3. inclination angle
4. 円盤状の輝線放射強度分布
Fabian et al. (1989)
BHスピンの影響
• 通常、円盤の内縁半径はBH周
りの最内安定円軌道(ISCO)で
決まると考えている
a=0 (Sch)のときrms=3rS
a=0.998Mのときrms=0.62rS
スピンが大きいほど重力赤方偏
移の効く領域が増え、プロファイ
ルのredwingが強められる？
Reynolds & Nowak (2003)より
鉄輝線で分かる（っぽい）ことのまとめ
• （光学的に十分厚い）降着円盤の内縁半径
BH近傍からの放射
 強いDoppler効果と重力赤方偏移
 ISCOとの関係からBHスピンも分かるかもしれない
• inclination angle
edge-onに近い方が幅の広いプロファイルが見える
• 照射X線源と反射体（～降着円盤）の位置関係
反射体の有効面積が大きいほうが輝線フラックスも強い
• 線放射強度分布
内縁に向かってsteepに強くなるほどredwing強い
• 電離度
そもそも電離度が高すぎると蛍光輝線は出ない
有名な観測例 (MCG-6-30-15)
ASCAによる鉄輝線の追観測
• ラインの形状が大きく時間変
動する様子を初めてとらえた
• “deep minimum state”におい
て、プロファイルが極端に
broadになる
• rin<6rsでなければ説明がつ
かない？（BHの回転の証
拠？）
(Iwasawa et al. 1996; Fabian一派)
有名な観測例 (MCG-6-30-15)
XMM-Newtonによる観測
• 小さな円盤内縁半径、steep
な線強度放射分布 (∝r-b,
b>4.5-5)を示唆
• 通常のエネルギーフラック
ス（r-3に比例）よりsteep
• 中心BHは大きなスピンを
持っており、かつその回転エ
ネルギーを抜き出して鉄輝線
を放射させている？ (cf.
Blandford-Znajek process)
(Wilms et al. 2001; Fabian一派)
すざくでも (MCG-6-30-15)
The ratio of the data to an
absorbed power-law model
非対称かつbroadな鉄輝線プロ
ファイルが見えた
Black : Suzaku XISのデータ
Red : XMM-Newtonのデータ
Miniutti+ 2007
有名な観測例 (XTE J1650-500)
XMM-Newtonによる観測
broadかつ左右非対称な鉄輝
線プロファイルを確認
特にred wingの延び具合から、
大きなスピン (a~0.99)とsteep
な線放射強度分布 (β~5)が示
唆されている
これ以外にもいくつものBH天
体が大きなスピンを持ってい
るとされた (by Fabian一派)
(Miller et al. 2002)
問題点：連続成分の差し引き
連続成分はabsorbed
power-lawでフィットしている
 indexを変えればredwing
の出方も全然違ってくる
やりすぎ？
(Wilms et al. 2001)
Wilms et al. (2001)の例は
極端だが、それ以外にも連
続成分のモデルの違いで生
まれたであろうredwingを含
むものが何例かある
いずれにせよ、連続成分の
でき方をきちんと決めなけれ
ばこの議論は無理な気が。
最近の例 (GX 339-4)
鉄輝線の解析からmaximally
spinning BHとされていたマイク
ロクエーサーを、Suzaku XISの
pile-up等の効果を考慮すること
により、再度スペクトルを解析
連続成分のモデルが変わる
（PLのべきはもっとソフト）
 細い鉄輝線、従って小さな
スピンも許される
Yamada+ 2009
問題点：スピンと内縁半径の対応
Reynolds & Begelman (1997)
ISCOの内側(plunging region)か
らの放射を議論
単純にradial freefallを考えると、
スピンを仮定しなくても重力赤方
偏移を受けた鉄輝線が十分強く
出てくる
注：ただし、これぐらい内側だと電離度が
十分高くなって結局輝線は出ないとする
研究(Young+ 1998; Beckwith+ 2008)も
ある。が、おそらく確定した結論は得られ
ていない。
MCG-6-30-15のdeep minimum state
とのfitting
輝線強度分布について
Wilms et al. (2001)等でsteepな
線放射強度分布 (∝r-b; b~4-5)は
BHの回転エネルギーの引き抜き
が必要という議論
 そんなことはない (NK+ 2005)
単位面積あたりの円盤からの
エネルギーフラックス ∝ r -3
×
あるコロナモデル（例：磁気リコネク
ション加熱）を仮定すると内側ほどコ
ロナは高温・高密度となっている
⇒より大きいfractionの光子が逆コン
プトン散乱で高エネルギーになり、鉄
輝線生成に寄与するようになる
r –5 の線強度分布
時間変動の謎 (MCG-6-30-15)
べき的な連続成分(PL; 2-10keV)が明るいとき(HF)と暗いとき
(LF)とでスペクトルを比較
 鉄輝線成分+反射成分の変動がPLと連動していない
simple power-law
との比
単純に考えると鉄輝線
も反射成分もPL成分
(~照射X線)が起源な
のだから、フラックス変
動は同期するはず
（実は以前から指摘されて
いた現象）
Miniutti+ 2007
Light-bending model
Miniutti & Fabian 2004
Point-like X-ray sourceを仮定
(lamp-post model)
強重力による光の屈折を考慮
すると、照射X線源の円盤か
らの距離によって、PL成分と
鉄輝線+反射成分の比が変化
PL成分
鉄輝線＋
反射成分
If the primary source is located very close to the BH, the emitted
photons will be greatly bent toward the disk.  enhanced reflection?
I : X線源が近い場合
BHに照射光が吸い込まれている
 X線源が遠ざかるにつれてPL成
分も輝線成分も強くなる
II : ある程度遠ざかった場合
BHに吸い込まれていた光が円盤を
照らすようになる
III : 十分遠い場合
X線が円盤を照らさなくなり、X線源
が遠ざかるにつれて輝線成分は弱
まる
吸収により説明することもできる
Miller+ 2008, 2009
• MCG-6-30-15のスペクトルの
形はoutflowによるclumpyな吸
収で説明できる
• 吸収により3-7keVあたりに
bump-likeな構造broad Fe
lineをmimic
• 変動しない輝線成分も再現で
きる
• これが正しいかどうかはともか
く、何でも強重力の証拠だなん
て言うのはいけないと思います
＞＜
5-zoneの吸収帯を仮定してSuzaku
のデータをフィット (Miller+ 2008)
他に提唱されているスピン推定法
熱的成分を用いる方法
円盤起源の熱的成分のフィッティ
ング（内縁=ISCOを仮定、MBHと
質量降着率は既知の必要）
準周期振動（QPO)を用いる方法
光度曲線をフーリエ変換すると特徴的
な振動数
 円盤の歳差運動？何かの物理で決
まる半径のKepler振動数？
物理が分かればスピンと対応がつく？
個人的な期待：X線偏光
• 将来計画(GEMS, IXO等)
によりBH天体の偏光観測も
できるようになる
• 重力で曲げられて円盤に
舞い戻り、散乱される光子
は強く偏光している
• スピン大ならそのような光
子の寄与大
新たなスピン推定の方法
となるか？
（hot plasmaのgeometryの
情報の方が強く影響？）
Schnittman & Krolik 2009, 2010
まとめ
• AGNや系内X線連星からのX線の観測は、強重力場
における一般相対論の検証やBHスピンの推定におい
て有効だろう
• BH天体からの相対論的に広がった蛍光鉄輝線
 円盤の内縁半径⇔BHスピンの推定が可能？
しかし連続成分モデル・吸収の取り扱いなどの不定性
が残っているし、結論は出ていないと見るべきだろう。
• 他の方法：連続成分・QPO・偏光
• ASTRO-H, GEMS, IXOなどのミッションでさらに詳しい
データが将来得られるはずだが、理論は観測の進化
に全然追いついていないと感じる。
• やはりある程度model independentな議論ができな
いといけない。いくつかの手法の合わせ技等、何か新
しいやり方を何か考えよう。
降着円盤モデル
M
supercritical accretion flow
(Abramowicz et al. 1988)
optically thick,
geometrically thick disk
適用例：ULX, NLS1, GRB
standard disk (gas/rad pressure dominated)
optically thick,
geometrically thin disk
(Shakura & Sunyaev 1973, Novikov & Thorne 1973)
適用例：典型的なAGN, X-ray binaries
BH
advection dominated accretion flow (ADAF)
optically thin,
geometrically thck disk
(Narayan & Yi 1994)
適用例：Sgr A*, その他低光度銀河核