Transcript NGC 2403 銀河中の超光度X線源のスペクトル状態の遷移

NGC 2403
2043 銀河中 の
超光度Ｘ線源 (ULX) の
スペクトル状態の遷移
磯部直樹(理研)
「すざく」 SWG NGC 2403 チーム
牧島一夫 (理研・東大), 川原田円, 千田篤史 (理研),
高橋弘充, 水野恒史 (広島大), 宮脇良平 (東大),
吉田鉄生 (東理大), R. Mushotzky (GSFC/NASA)
2007年9月27日
日本天文学会 2007年 秋季年会 J32a
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超光度Ｘ線源 (ULX)
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近傍の銀河に存在する 光度 L >> 1039 ergs s-1 程度の明る
い Ｘ線源。
質量が M >> 10 M◎ の 中質量ブラックホールの候補と考え
られている (e.g. Makishima et al. 2000)。
中質量ブラックホールとすると、観測される温度が高すぎる
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ULX : 1 – 2 keV
系内ブラックホール 0.5 – 1 keV

恒星質量ブラックホールがEddington限界以上で輝いている
という説もあり(e.g., Begelman & Mitchell 2002)、正体は未解決である。
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正体を明らかにするには、Ｘ線スペクトルやその変動を詳細
に測定して、系内ブラックホールと比較することが重要である。
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NGC 2403
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SRC5
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渦巻銀河(SABcd型)
距離 3.2 ± 0.4 Mpc
(Freedman & Madore 1988)
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SRC3
4分角 = 3.7 kpc
可視光(DSS)
「すざく」 0.5 – 10 keV

明るいＸ線源 (ULX) が存在
2006年3月16日に「すざく」
SWG観測
1997年に「あすか」の観測
(Kotoku et al.,1999)

超新星 SN2004dj の発見の
より、Chandra, Newton の
観測が多数
「あすか」, 「すざく」, Chandra, Newton により、
SRC 3 のスペクトル変動を調査
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「すざく」によるSRC 3のスペクトル
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MCD
降着円盤からの多温度黒
体輻射モデル(MCD)でよく
再現できる。
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XIS 0+2+3
XIS 1
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MCD (c2 = 296.5/334 )

Tin = 1.09 ± 0.03 keV
Rin = 116.9 + 5.9 – 5.5 km
Lbol = 1.75 x 1039 ergs s-1
Power-Law (PL)モデルで
は、再現できない。
PL (c2 = 585.3 / 334)
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Lbol – Tin 関係
SRC3
SRC5
SRC3は、10 – 15 M◎ 程度の
ブラックホール が Eddington 限界
程度で輝いているように見える
(「あすか」の 結果は Kotoku et al. 2000, NGC 2403以外の出展は Isobe et al. 2007 にまとめてある)
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SRC 3 のスペクトル遷移
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MCD
MCD
MCD
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PL
2004年12月のChandraの
観測だけは、 PL型のスペ
クトルを示した
 G = 2.37 ± 0.07
フラックスは、他の観測と比
べて約10 %小さかった
MCD/PLスペクトル遷移は
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MCD
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系内ブラックホールではよく
見られる
ULXでは、いくつか報告あり
NGC 2403 SRC3 では、初
めて発見
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系内ブラックホールと
比較してみる 6
ブラックホールのスペクトル遷移
Lbol / LEdd
1
スリム円盤状態
MCD型
2<G<3
Very high状態
PL型
0.1
0.01
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SRC 3の遷移は
スリム円盤状態
⇔
Very High状態
G<2
High/Soft 状態
MCDスペクトル
Low/Hard 状態
PLスペクトル
「すざく」 XIS
の帯域
1
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100
Energy [keV]
(牧島先生の ppt より)
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スリム円盤状態の検証
標準円盤 (MCD)

MCD : p = 0.75
(標準降着円盤)
温度の半径依存性
T ∝ r -0.75
スリム円盤



Advectionなどのために、
温度勾配が緩やかにな
る (Watarai et al. 2000)
T ∝ r –p (p-free disk)
0.5 < p < 0.75
(e.g., Mineshige et al. 1994)
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スリム円盤の極限
p = 0.5
明るくなると、スリム円盤
の特徴が顕著になる
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まとめ
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「あすか」, 「すざく」, Chandra, Newtonを用いて、NGC 2403
銀河中の ULX, SRC 3の約10年にわたるスペクトル変動を調
査した
1回の観測を除いて、MCD型スペクトルが得られた。
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
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
MCD状態の時には、質量 M = 10 – 15 M◎のブラックホール
が、Eddington 限界程度で輝いているように見える。
フラックスが10 %程度低かった 2004年 Chandra の観測だ
けは、 PL 型のスペクトルが得られた。
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
Tin = 1.09 ± 0.03 keV
Rin = 116.9 + 5.9 – 5.5 km (「すざく」の観測)
Lbol = 1.75 x 1039 ergs s-1
G = 2.37 ± 0.07
SRC 3のスペクトル遷移は、Very High状態とスリム円盤状態
の遷移と考えると、うまく説明がつく。
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ChandraによるＸ線画像
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SRC 3のスペクトル遷移
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2004年12月のChandraの観測だけ
は、 PL型のスペクトルを示した。
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PL
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G = 2.37 ± 0.07
このときのフラックスは、他の観測より
も 10 %程度小さかった。
このようなMCD/PLスペクトル遷移は、
系内ブラックホールではよく見られる。
 ULXでは、数例報告されている。
(e.g., IC 342, Kubota et al. 2001)
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Chandra
ACIS S5
MCD (c2 = 194.8/123)
PL (c2 = 110.7/123)
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