Transcript 「ブラックホール天文学の新展開」(京大基研) - 牧島研究室

高感度の硬X線観測で探る
ブラックホールへの物質流入
東京大学 理学系研究科 物理学専攻
牧島一夫、国分紀秀
2003-Feb-18
BHWS
1a.「BH天文学の新展開」研究の目標
1.BHの存在を観測から疑う余地なく確立する。
またそれらの質量や回転を測定する。
2.物質がBHに落ち込む際の
重力エネルギーの解放・
転換機構を解明する。
一般相対論
BH天文学
3.BHの形成・合体・成長の
過程を探り、宇宙の進化
星の進化
高エネルギー
における役割を解明する。 銀河形成
宇宙物理学
2003-Feb-18
BHWS
1b. 小田先生とブラックホール
Cyg X-1
Oda et al. ApJL 166, L1 (1971) ; Cyg X-1 が
ブラックホールである可能性を最初に指摘
2003-Feb-18
BHWS
1c.ブラックホール候補天体
〜1995以前
108
銀河中心の
銀河中心の巨大BH
巨大BH
(数百〜数千個)
質
量 106
（
太
陽 104
比
） 102
100
〜1995以後
中質量BH
（数十個）
恒星質量BH
恒星質量BH(数十個)
2003-Feb-18
近傍
銀河
遠方
宇宙
BHWS
初
源
初期
宇宙 ？
BH
天の川
銀河
ガンマ線
バースト？
X線で見た近
傍銀河の例。
明るく光る
点の多くは
BH候補天体。
1d.題名に “Black Hole” を含む論文
数
新しい発見
Oda et al. (71)
400
300
200
100
0
1970
2003-Feb-18
Sato & Tomimatsu解
500
1975
水メーザー測定
マイクロクエーサー
中質量BH (ULX, HLX)
Slim disk の研究
銀河バルジとAGNの相関
1980
1985
BHWS
1990
1995
2000
2a.高エネルギー光子を用いたBH研究
BHへの物質流入とＸ線
放射 (hν≦mec2 )
“高感度の硬X線観測で
探るBHへの物質流入”
超臨界降着の状況で、
何が起きるか？
エネルギー
放出と
ジェット形
成
(hν≫mpc2 )
降着円盤
Klein-仁科領域
での放射？
エネルギー転換
とガンマ線放射
( hν≦mpc2 )
2003-Feb-18
ブラックホール
BHWS
2b.質量降着するBH
我々が特に興味をもつ領域
L/LE
1
0.1
M82
ULX? HLX?
B
H
B
NLSy1
AGN
100
2003-Feb-18
Standard
disk
村上(19PM)
宮脇(18PM),
久保田(poster)
0.01
Slim
Disk
102
104
LLAGN
ADAF
106
BHWS
108
1010
M/M◎
2c. ULX (Ultra-Luminous X-ray
Source)
「あすか」(Makishima
et al.ApJ 535,632)
〜10個のうち７個は、
光学的に厚い降着円盤
のMCDスペクトル
残り３個はpower-law
(PL)スペクトル
２つの状態を遷移
2003-Feb-18
近傍銀河のChandra公開データ
→MCD型とPL型はほぼ同数。遷移
の例も増えた(杉保D論 2003)。
2.0
Power-Law fits
 1039.5〜40.5 erg/s の
大光度、近傍渦巻き
銀河の腕に見られる。
 Eddingtonを超えない
なら、15〜100 M◎の
中質量BHが必要。
Reduced Chi-square
MCDが良く合う
1.5
1.0
0.5
BHWS
no pref PLが良く合う
0.5
1.0
1.5
MCD fits
2
2d. ULXのブラックホール解釈の問題点
１.大光度を支えるのに必要な大質量に比べ、MCD状
態での円盤の内縁温度が1.5〜2 keV と高すぎる
(Makishima et al. 2000)。
2. 円盤の(見かけの)半径が、かなり変動する
(Mizuno,Kubota & Makishima,ApJ
554,1284,2001)
3. MCD⇔PLの遷移が BHBの Low⇔High遷移に対応す
るなら、その境界は L〜0.03 LEdと考えられる。
すると真のLEdがさらに高くなり、ますます困難。
⇒ MCDスペクトルの源は、標準降着円盤ではなく、
スリム円盤では (Watarai,Mizuno & Mineshige,
ApJL 549,77,2001)？
2003-Feb-18
BHWS
3a.μQSO GROJ1655-40 のRXTEスペクトル
PL
PCA
PCA
MCD
PLの外挿
PL外挿
MCD
標準状態
Strongly anomalous
HEXTE
Anomalous状態
state
データ/モデル
3
5
10
20
E (keV)
rat
io
50 80
3
5
10
E (keV)
Kubota et al.ApJ 560,L147(‘01)
Kobayashi et al. PASJ,in press
Anomalous状態のハード
テールは、円盤光子が
熱的電子(〜20 keV)で
Comptonizeされたもの
2003-Feb-18
20
50
80
Compton化れた
円盤内縁部
円盤の 低温外周部
3
BHWS
5
10
20
50
80
極端Kerr BH
弱回転BH
3b.降着率の変化に応じたBHの４状態
Watarai et al.
Kubota et al.,
Kubota et al.,
Kubota, Done &
L/LEd
PASJ 52, 133 (2000), ← 理論
Kobayashi et al. ← GRO J1655-40
in preparation (2002) ← XTE J1550-564
Makishima MNRAS 337, 11 (2002) ← ULX
スリム円盤
状態
MCD-ULX?
Anomalous
1
PL-ULX?
(Very
Low
M82-X1?
High)
(hard)
状態
0.1NLSy1?
状態
標準(high,
MCD-ULX?
soft)状態
PL-ULX?
0.01
Energy(keV)
M82-X1?
NLSy1? 1
10
100
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BHWS
3c. PL型 ULXを“Anomalous状態” として解
釈
IC 342 Source 1 の「あすか」スペクトル (2000)
An MCD with
Tin =1.1 keV,
Comptonized by a
cloud of Te=20 keV
and τ〜３
PL fit below 4 keV
Γ= 1.54 ±0.12
PL型1 ULXsは
L 〜 LEd
のAnomalous状態（コンプトン
2
5
10
1
2
5
10
化が強く効いた状態)と解釈できる (Kubota, Done &
Energy (keV)
Makishima MNRAS 337,11,200；杉保D論)。
MCD型 ULXsは、標準状態ではなくスリム円盤であろう
(Watarai,Mizuno & Mineshige 2001)。
2003-Feb-18
BHWS
4. 狭線１型セイファート銀河 (NLSy1s)
Anomalous 状態にあるBHBの特徴
中間成分：円盤の放射より硬く激
しい変動 (Miyamoto et al. 1991)
変動するハード
テール、Γ〜2.3
変動の少ない
標準円盤
Energy (keV)
100 10
10 1
1 0.1
NLSy1 with 106 M◎
NLSy1 は、anomalous状態にあるのでは？
詳細→ 29日午後、村上未生の講演
降着率の高いBHの統一描像がえられつつある
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BHWS
5a.硬Ｘ線観測：バックグラウンド除去
ガンマ線
荷電粒子
タングステン
コリメータ プ
鉛
1.結晶シンチレータ
2.鉛と銅による
パッシブシールド
ラ
ス
チ
ッ
ク
結晶
シ
主結晶
ン
ライト
銅シールド結晶
ガイド
チ
レ
フォト
チューブ ｜
タ
3.パッシブコリメータ
4.プラシンチによる荷
電粒子の反同時計数
5. 結晶によるアク
ティブシールド
6.フォスイッチ方式
シールド結晶
7.井戸型フォスイッ
チ方式
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BHWS
5b.ASTRO-E2衛星(2005打上）搭載
HXD-II (Hard X-ray Detector)
シリコン
PIN diode
320 mm
パッシブコ
リメータ
主結晶(GSO)
シールド
結晶(BG0)
フォト
チューブ
2003-Feb-18
井戸型フォスイッチ
４×４の複眼構造
有効面積を増やせる
視野が狭く絞られる
ユニット間の反同時
計数が使える
１本当たりのデッド
タイムを減らせる
340mm
製作のリスクを分散
BHWS
5c.HXD-IIの開発体制
金沢大・理
村上、米徳
理研・宇宙
放射線
山岡、寺田
阪大・核物理
釜江、
Madejski
埼玉大・理
田代
能町
広大・理
東大・理
深沢、大杉
牧島、国分
宇宙研
高橋、中澤
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SLAC
BHWS
2001年３月チーム合宿
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BHWS
フォトチュ−ブ性
能試験 (2002)
宇宙研での振動
試験 (2002)
2003-Feb-18
BHWS
理研ビーム試験 (2002秋)
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BHWS
5d.HXD−I 最終地上バックグラウンド
PIN
Stronger anticoincidence
10-5 c/s/cm2/keV
GSO
10
20
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30 40 50 keV 30
BHWS
50
152Gd
intrinsic
background
100
200 keV
500
6a.期待されるcontinuum検出感度
10-4
Ginga
10-5
HXD GSO
(40 ks,100 ks)
10-6
HXD PIN
(40 ks,100 ks)
Energy (keV)
10-7 5
2003-Feb-18
10
20
50 100
BHWS
200
500 1000
6b.代表的なスペクトルとの比較
Low状態のCyg
X-1の 1/50
10-4
２型 Seyfert
Cir銀河の1/10
１型 Seyfert
Cen A の1/10
10-5
ULX in
IC342
10-6
High状態の
GX339-4の1/10
Energy (keV)
10-7 5
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10
20
50 100
BHWS
200
500 1000
7.今後の見通し
降着率の高いBHに関し、slim円盤状
態を含めた統一描像ができつつある。
BHB、ULX、HLX、NLSy1を通し状態分類
とエネルギー収支を確立するには、
Astro-E2 HXD が強力な手段となる。
Outflowの有無やその程度を確立する
には、 Astro-E2 XRS が重要。
2003-Feb-18
BHWS