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論文紹介 07(2):ULXs の最近の論文から

November 19, 2007Tsunefumi Mizuno

Hiroshima University

“New flaring of an ultraluminous X-ray source in NGC 1365,“ R. Soria et al. 2007, MNRAS 379, 1313

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UltraLuminous X-ray sources (ULXs)UltraLuminous X-ray sources (ULXs)

XIS0 (0.3-10 keV)

X-1

X-2

Cal sources

7′SN1978K

•X 線連星 (M=1-10Msolar) 、活動銀河核 (M=106-109Msolar)コンパクト天体への質量降着で輝く

•放射圧 <= 重力の条件 ; エディントン限界 Le=1.5x1038(M/Msolar) erg/s)中性子連星なら 2x1038 erg/s星の進化でできるブラックホール (10Msolar) なら 2x1039 erg/s

•1970 年代、 Einstein が 1039 erg/s を超える天体 (ULXs) を近傍銀河中に多数発見。 (Fabbiano et al. 1992) … 測光

•「あすか」により ~10 の ULXs のスペクトル解析。多温度黒体放射 (MCD)の発見 (Makishima et al. 2000) … 分光

•Newton/Chandra/Suzaku による詳細なスペクトル解析。 100 以上？ … 精密分光

「すざく」による NGC1313 のイメージ。 1039 erg/sを超える少数の天体が銀河からの X 線放射のほとんどを占める

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ULXs/BHBULXs/BHB の状態遷移の状態遷移

Low State

High State

Very High State

Slim Disk

1 10 100Energy(keV)

Low State

Slim Disk

High State

Very High State

PL with thermal cutoff

PL

Opt. thick disk

PL with cutoff(disk photon

Comptonization)

Opt. thick cool/truncated disk

Opt. thick high-temp disk

High Luminosity

Low Luminosity

McClintock & Remillard 2006Kubota & Makishima 2004

•中質量ブラックホールの有力候補である ULXs とブラックホール連星を統一的に理解したいと考えるのは自然でしょう

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ULXsULXs 研究の現状研究の現状

•BH 連星であることはコンセンサスがとれている•Beaming 説 ( エディントン限界を大きく破る ) にたち、 M~10Msolar とする人もいる

MCD をどう beaming するか、状態遷移をどう説明するか？少数派。•状態遷移がしばしば見られる。

「 Low State<->High State 」とみなす「 Very High State <-> Slim Disk 」とみなすかは人による。

•Soft excess(~0.2 keV の MCD ないしは黒体放射 ) がしばしばみられる。High State とみなすと Rin>1000 km 、 M= 数 100 Msolar

Very High State とみなすと「内側の欠けた」降着円盤。 M=50-100Msolar

( 解析が正しければ解釈は著者の自由ですが、変動する天体なのに一部の観測結果だけで議論を展開する論文 ( わりと多い ) はいかがなものかと個人的には思います )•本日紹介するのは、 NGC1365 中の ULX の「あすか」「 Newton 」「 Chandra 」によるデータ解析 by R. Soria et al. (2007 MNRAS, 379, 1313)

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X-1 in NGC 1365X-1 in NGC 1365

•UV バンドでの銀河のイメージ。赤丸は ULX の位置 (X1 が一番明るい )•PL モデルを仮定したROSAT 、 ASCA 、 Newton 、 Chanda による0.3-10keV の光度

HST により D=19+-1Mpc と求まっているのも利点

1040 erg/s !

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E4E4 、、 E5E5 でのスペクトルでのスペクトル

Tin=0.27 keVRin=1600/cos km 1=1.1

2=2.5Eb=5.7 keV

E4

Tin=0.41 keVRin=700/cos km =0.8

E5

•soft excess の存在は有為 (F-test による )•E4 は PL に折れ曲がりの兆候。 (ULX にしばしば見られる )•E5 は single PL 。 MCD(Slim Disk) は棄却される

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フレア時のスペクトルフレア時のスペクトル

A3

A5

=1.9

=1.7

•A3-A5 とも single PL で説明可 (MCD でも OK)•フレアの落ち始めは、 0.7-2 keV だけが下がる

Ionized absorption (N=1022 cm-2, =L/nr2~100)

A5/A3 比

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Discussion(1)Discussion(1)

•N=1022 cm-2, =L/nr2~100 なる ionized absoption•L=5x1040 erg/s より、等方的なシェルを仮定すると r=5x1016 cm (0.01pc) 。これは連星系としては大きすぎる•X 線の一部 (~10%) が吸収されていると考えるとうまくいく

アウトフローが、放射の一部を隠した？放射に寄与する円盤、コロナも吹き飛ばす？ ( 光度減少の要因 )すると光度は、エディントン限界に近いはず。 M~200Msolar

0.7-2 keV の吸収

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Discussion(2)Discussion(2)

•MCD の Rin(E4 で 1600 km 、 E5 で 700 km) を最終安定軌道とすると、 M=180 Msolar および M=80 Msolar

Rin 一定でないので、駄目そもそも系内 BH で Rin= 最終安定軌道が確立した天体は、 MCD 成分が卓越

•Very High State( コンプトン成分が卓越 ) では、円盤の温度上昇 ( 内側ほど高温 ) が頭打ちになる (Kuncic & Bicknell 2004)

Rin は” transition radius” とみなすべきMCD 成分が全放射の 1/f の時は、 Rin=f x Riso( 真の最内縁 ) (Soria et al. 2007 in preparation)

f=4, Riso=400 km => M=50Msolar 程度 ( アウトフローがあるので、不定性は大きい )

Soft excess (Tin=0.2-0.4 keV の MCD)

その他

•ビーミングを考えると、エディントン限界 M=200Msolar よりは小さくなる•系内天体はせいぜい 3x1039 erg/s なので、 10Msolar より大きいのは間違いないであろう