「すざく」であばく超光度Ｘ線源 (P4-7) 磯部直樹 (理研 ,[email protected]), 牧島一夫 (理研 /東大 ), 宮脇良平 (東大 )
水野恒史 , 高橋弘充 (広島大 ), 久保田あや (芝浦工大 ), 海老沢研 (ISAS/JAXA), 他 ULX チーム
「すざく」が発見した ULX : Suzaku J1305-4931 in NGC 4945
NGC 2403 Source 3 のスペクトル変動 (Isobe et al in prep.)
可視光 (DSS) XIS (0.5 -10 keV)
M82 X-1 からの硬Ｘ線(Miyawaki et al. in prep.)
M82 X-1 からのＸ線放射は、~2.5keV の電子からのコンプトン放射でよく再現され
た。銀河系内のＢＨ連星 (~100 keV) よりも低い温度であった。
HXD-PIN で～ 20 keVまでの信号を検出 3-20 keV のスペクトルは、 PL では再現されず、折れ曲がった形をしている
NGC 1313 X-1 and X-2 : 「すざく」が明らかにしたスペクトル変動
超光度Ｘ線源 (ULX) とは近傍渦巻き銀河に存在する非常に明るいＸ線源 (LX >> 1039 ergs/s)中質量ブラックホール (BH) の有力な候補である (M >>10 M◎) 。質量降着率が大きいと考えられる
( ～ エディントン限界 )
「すざく」による ULX の観測 「すざく」は、すでに 4 つの近傍銀河 (NGC 1313, M82, NGC 4945, NGC
2043) に存在する ULX の観測を行っている。 高感度と広帯域を生かし、降着円盤の状態、中心 BH の質量や回転などの物理量を明らかにし、 ULX の正体に迫りつつある。
cutoff-PL
PL cutoff-PL model = 0.8±0.1, Ecut = 5.7 +0.5
–0.7 keV compTT model Te = 2.5 ± 0.1 keV, = 8.0 ± 0.4
XIS FIXIS BIHXD-PIN
L2-10 keV = 3.5 x 1040 ergs/s
可視光画像 XIS0 画像
fainter phase
brighter phase
XMM-Newton archival data2004/06/052003/12/21, 2004/01/08, 172000/10/17, 2005/02/072003/08/23 (Miller et al. 2003; Feng & Kaaret 2006 )
多くの観測で、 PL 型のスペクトルを示した 「すざく」の観測では、低温の disk成分と変動する cutoff-PL 成分の重ね合わせ⇒ 系内 BH 連星の Very High State
MCD+cutoff-PL•Tin=0.2 keV, =0.9, Ecut=3.4 keV•Tin=0.2 keV, =1.6, Ecut=6 keV
X1 の XIS ライトカーブ
brighter phase
fainter phase
XMM-Newton archival data2003/12/21, 23, 2006/06/05, 2005/02/072003/12/252000/10/01, 2004/01/08, 16, 2004/11/23(Miller et al. 2003; Feng & Kaaret 2006 )
多くの観測で MCD 型のスペクトル「すざく」観測中に円盤内縁半径 Rin が変化
⇒ X2 は slim disk 状態
•p-free disk model (p=0.63, Rin=43 km)
•MCD model (Rin=96 km)
X2 の XIS ライトカーブ
X1
X2
「すざく」による NGC 1313 の観測のまとめどちらの ULX も明るさによってスペクトルが変化X-1 ( 銀河の中心に近いＸ線天体 )
これまででもっともＸ線高度が大きかった(LX~2.5 x 1040 erg/s)
低温円盤成分と変動する cutoff-PL 成分系内 BH 連星の very high state に似ているエディントン限界を満たすには、
質量 M ~ 200M◎ が必要X-2 ( 銀河の中心から離れた X 線天体 )
暗い時には MCD 型スペクトル明るい時には p-free disk モデル型暗くなると、内縁半径 Rin が小さくなるslim disk 状態 にある質量 M ~ 50 M◎ のBH と考えれば、説明ができる。
(Mizuno et al. 2007, PASJ, 59S, 257 )
2005 年 8月
2006 年 1 月
ULX 発見
カラー : XIS FI 画像 , 等高線 : 赤外線画像 XIS ライトカーブ
XIS スペクトル
0.5 -2 keV
2 -10 keV
Hardness
銀河からの成分
MCD
XIS FIXIS BI
MCD
PL
KERRBB
2006 年 1 月の近傍銀河 NGC 4945 の観測で新しい ULX を発見 (Suzaku J1305-4931) スペクトルは PL よりも MCD の方がよくう (Tin=1.70±0.06 keV, Rin=76±4.9 km) 観測中に 2 倍程度のフラックスの変動を示した。 温度と光度に、 L ∝ Tin
4 の相関が見られた。⇒ 系内 BH 連星の High/Soft 状態に似ている。 MCD( つまり標準降着円盤 ) では、Ｘ線光度はエディントン限界の 3 倍程度になる。
Energy [keV]
BH の回転 (Kerr BH)
で、説明できる。
BH 質量 [M◎]
質量
降着
率 [
1018
g/s
]
a:spin パラメタ
: Eddington 比
Disk のinclination
Suzaku J1305-4931 のスペクトルを kerr BH モデル (Li et al 2005)
でフィッティングして、質量、質量降着率、 Disk inclination, spin パラメタに制限をつける
許される領域 M = 20 – 130 M◎ の BHが非常に早く (a ～ 1) 回転している可能性が高い(Isobe et al. 2008 in PASJ Suzaku 2nd issue)
「すざく」による観測2006/03/16-17
( 約 63 ks)
XMM-Newton による観測2003/04/30, 2003/09/112004/09/12-13
Chandra による観測2001/04/17 2004/08/09, 232004/10/032004/12/22
Source 3
Source 5
ほとんどの観測で MCD 型のスペクトルを示した。 「すざく」の観測 : Tin = 1.09±0.03 keV, Rin = 16.9+6.9
-5.5 km MCD による光度 , Tin の変動 は ±10 % 程度であった。 MCD は、エディントン限界程度で輝く M=10-20M◎ の BHを示唆 2004/12/22 の Chandra の観測 ( 図の緑 ) だけは、
PL 型のスペクトルを示した ( = 2.37 ± 0.08) 。⇒ 系内 BH 連星の Slim disk 状態 (MCD 型 ) と Very high 状態 (PL 型 )の遷移に似ている
Source 3 のスペクトル
「すざく」のベストフィットMCD モデルに対する比
Suzaku (2006/03/16)Chandra (2004/08/23)Chandra (2004/12/22) : PLNewton (2004/09/12)
Chandra (2004/08/23) : MCD
Chandra (2004/12/22) : PL
Newton (2004/09/12) : MCD
BH, ULX の温度と光度の関係
MCD 型スペクトルが slim disk 状態であることを検証するために、「すざく」 , XMM-Newton, Chandra のスペクトルを p-free モデル (Mineshige et a
l. 1994) フィッティング
p とフラックスの関係
フラックスが大きくなると、 p の値が減少した。 ⇒ slim disk モデルの理論計算と一致している。
よって、 slim disk 状態 と考えて矛盾はない。
Standard diskp = 0.75
C
C
S
NS : SuzakuC : ChandraN : Newton
2005/10/04, 19, 27 の3 回 ( 合計約 100 ks)
NGC 1313
NGC 2403
Recommended
