Transcript 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
牧島一夫(東京大学・理学系/理研・宇宙放射線)
1. はじめに … ULXとは
2. 「あすか」による大進展
3. 「あすか」以後の進展
4. 中質量ブラックホール説の問題点
5. 問題解決の試み
§1. はじめに ... ULXとは
Chandraで見たNGC4038
Chandraによる近傍銀河のＸ線光
度関数 (Bauer et al. 2001)
log N(>Lx)
1.5
1
SMC
0.5
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
0
36
37 38
39 40
log Lx (erg/s)
ULXの解釈 - 対立する２説
1. 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 ApJ 535,632(1999)
◆Makishima et al., ApJ 535,632, (2001)
◆Mizuno, T. PhD Thesis (2000)
◆Mizuno et al. ApJ 554, 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).。
§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
Sunlit earth
0.1 (solar X-ray+ NXB)
Mg
Si
S
1e-2
Ar
Cu
1e-3
Ohashi et al. PASJ
48, 157 (1996)
◆Makishima et al. PASJ
48, 171 (1996)
◆
1e-4
0.5
1
2
5
Energy (keV)
10
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. ApJ
535, 632 (2000)
◆Mizuno, T. PhD
Thesis (2000)
◆
2c.スペクトルの状態遷移の発見
IC342の２つのULX
Kubota et al. ApJL
547, L119 (2001)
◆
その他の例

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
MCD to PL
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。
PL to MCD
MCD型とPL型の
らく同種の天体
ULXはおそ
2c.周期的なＸ線変動(?)
~100 M◎
star
~100 M◎
BH
期待される軌道周期 〜50h
20
41 h
Normalized intensity
31 h
「あすか」軌
道周期
10
0
10-5
10-4
Frequency (Hz)
Sugiho et al. ApJL 561, L73
(2001)
◆
31hで折り畳んだ光度曲線
IC342 S 2 (MCD状態)
のパワースペクトル
30
IC342 Source 2 に 31h ま
たは 41h のＸ線の周期変
動がありそう
10-3
1.2
Orbital period
of ASCA
1.0  2–10 keV
0.8 Power Spectra
1.2
1.0
0.8
0
0.5
1.0
Phase
1.5
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 1034M の中質量BHかもしれない。
²
Matsumoto & Tsuru, PASJ 51, 321 (1999)
²
Ptak & Griffiths ApJL 517, L85 (1999)
 電波のバブルに取り囲まれている。
²
Matsushita et al. ApJL 545, L107 (2001)
 Ｘ線スペクトル
² 「あすか」(0.5-10 keV) → Γ〜1.8のPL
² 「ぎんが」 (0.5-10 keV) → kT〜7 keVの熱的制動放
射型 (Tsuru, T. PhD Thesis, 1992).

²
²
◎
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”
1. 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。
2. BHは星を飲み込んで中質量BHへ成長。
3. 中質量BHを抱えた星団は、動的摩擦で銀河中心へ
と沈澱。
4. そこで中質量BH同士が合体し、銀河中心の巨大BH
を形成。
代表的なBH論文のcitation
200
三好 et al. 95
水メーザー
150
宮本 et al. 91
ランダム変動
100
小田 et al. 71
50
0
田中+
柴崎 (96)
レビュー
1972
1976
1980
牧島et al.
ULX (‘00)
牧島 et al. 86
標準降着円盤
1984
1988
1992
1996
松本＋鶴
2000 M82 (‘01)
§3.「あすか」以後の進展
3a.ChandraとXMM-Newtonによるサンプル拡大
Power-Lawでのフィット
◆
Sugiho, M., PhD Thesis (2003)
2.0
Reduced Chi-square
・MCD型とPL型のULXがほぼ
同数(16:18)
・光度分布は大差なし
MCDが良く合う
６
MCD型
1.5
４
PL型
2
1.0
区別不可 PLが良く合う
0.5
0.5
1.0
1.5 2.0
MCD モデルでのフィット
0
38
39
40
logLX(0.5-10 keV) erg/s
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
12
9
Ｘ線スペクトルが決
まったULX
MCD型
PL型
6
3
0
S0 Sa Sab Sb Sbc Sc Scd Sd Sm Ir
38
39
40
log Lx (0.5-10 keV)
母銀河の形態
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
◆ Sugiho, M., PhD Thesis (2003)
が、選択バイアスは強い。
3c. ULXの光学同定の努力
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. asptroph/0211314) 。
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。
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。
§4. 中質量BH説の問題点
4a.高すぎる円盤温度
Makishima et
al. (2000)
BHのH-R Diagram
非物理
的領域
ULXs
ULXs
グリッドは非
回転BH回り
の標準降着
円盤を仮定
し計算。
Galactic
microQSOs
4a’. 小さすぎる円盤内縁半径
BHの質量-半径関係
i=0 (ULXs),
質量:光学的に決定、
もしくはエディントン
限界から計算
100
ULXは光度が大きい
割に円盤の半径が
小さすぎる
xk2=1.18
LMC X-1
Rin (km)
円盤内縁半径:
MCDフィットに
Kubota et al. (‘98)
の補正を施す。
Galactic
Jet Sources
Classical
BHB
M33 X-8
ULX
N4565oc
Cyg X-1
N1313 B
M81
IC342 S1
N4565c
GS2000+25
LMC X-3 GRS1915+105
Dw1 X-1
GRO1655-40
10
1
10
Black Hole Mass ( M ◎ )
100
4b.変動する円盤内縁半径
Mizuno, Kubota & Makishima ApJ 554, 1282 (2001)
39 erg/s の天体は
L
＞10
△
Chandra/Newton
Lbol□：「あすか」
=LE
Tinが高く、見かけ上、
40 □「あすか」
Lbol＞LEの領域に来る。
39
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
38
標準降着円盤と解釈
できる天体も発見
(NGC253 Source 1)
0.3
0.5
1
Tin (keV)
2
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
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
MCD M81 X-9
PL
「あすか」
モデル
Lbol =LE
PL状態の光度
N1313
MCD Src B
Newton PL
データ
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。
4d. Tin の低いULXは存在するか？1
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)
Cool Disk,
Tin〜 0.2
keV
0.5
1
2
5 keV
§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。
5a. BHの回転の影
響？
GROJ1655 LMC X-3
BH質量 (M 0 ) 7 ± 1
6 ±1
Inclination(deg) 69 ± 1
66 ± 1
L x (erg/s)
1.3E38 1.9E38
T in (keV)
0.97±0.01
1.39±0.01
GROJ1655
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.
ApJ 560,
L147 (2001)
Extreme Kerr
Schwarzschild
5b. 質量降着BHの４つの状態
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
光学的に厚い円盤
L/LEd
スリム円
盤状態
光学的に厚
い円盤
円盤の放射が熱
的にCompton化
されたもの
MCD-ULX?
1
PL-ULX?
コンプトン状
態
ハード
状態
0.1
ソフト(標
準)状態
0.01
Γ~2.3
1
熱的カッ
トオフ
10 Energy (keV) 100
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
◆
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)
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。
5f. ULXからNarrow Line Syfert 1へ
変動の激しい
コンプトン成分
コンプトン状 変動する本来の
態
ハードテール, Γ
〜2.3
静穏円盤
ソフト(標準)状態
Energy (keV)
1
0.1
10
1
100
10
NLSy1 with 106 Msun
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)
§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。