High-energy gamma-ray emission from Cyg X-1 measured by Fermi and its theoretical implications Denys Malyshev Andrzej A. Zdziarski and Maria Chernyakova Submtted to MNRAS Fermi/LAT で Cyg X-1 のフラックスの上限（4σで検出？）を求め、従来の理論予想と比較した・降着円盤の Thermal/Non-thermal 電子による逆コンプトン放射のパラメータ制限・Hard 状態：円盤の最内縁で「陽子・陽子」の衝突 => π0 生成 => ガンマ線放射このプロセスにおけるパラメータ制限・ Hard 状態：Jet（この論文では電子成分のみを考慮）成分の寄与、Jet のパラメータ制限 1 ハード状態とソフト状態を切り分け黒：RXTE/ASM ソフト側赤: Swift/BAT ハード側 Fermi打ち上げ 2008年6月 2013年2月末ハード状態：822日ソフト状態： 445日 2 検出の有意度（図のスケールはσ） 30-50 MeV (Fermiチームは銀河面放射を出していないので、高エネルギー側からPower-law で外挿した) 300 MeV – 1 GeV: 公開されている銀河面放射で再現できていない放射の寄与が大きい => 上限 1-3 GeV：全平均、Hard状態では 3～4σで検出かも？ 3 検出したと仮定した場合のスペクトル Γ=2.6 +- 0.2 ハード青：MAGIC か AGILE MAGIC や AGILE の上限値と大きなズレがある訳ではないソフト全平均時間変動は軌道周期に応じてあるかも知れないが有意ではない 4 (1) Sub Gev の再現：DiskBB + thermal/non-themal comptonモデル McConnell et al.2002（実線）, Poutanen & Vurm 2009（点線）・ハード状態：どちらのモデルでも OK ・ソフト状態： 100 MeV にカットオフ（点線の方が再現している） => non-themal な放射は 20 Rg 以内のコンパクトな領域で放射され、光子-光子吸収が効いて（カットオフを作る）いる必要がある 5 （2）GeV 放射が hadronic な寄与の場合（とくにハード状態）光学的に薄い（幾何学的に厚い）領域では、高温なイオンが存在するはず。陽子・陽子の衝突 => π0 => ガンマ線放射の flux 今回の GeV 放射の上限 flux は、Niedzwiecki et al. 2013 の予想 flux と一致（陽子は熱化されており、1/2 の電子は粘性加熱されている） 6 (3-1) Sub Gev~GeV の再現：Jet モデル (1) (2) で想定した sub GeV~GeV にすべてJet が寄与していると考える Jet のシンクロトロンが数 MeV まで伸びていた場合（INTEGRAL 衛星の結果より想定）伴星の光 Thermal compton Sync Total IC (伴星) SSC 電子が加速の段階でべき~1.3 と非常にハードに加速されている必要がある（その後、cooling などされてべき~2.3 になって、上のスペクトルを放射） GeV 放射とのfluxの比較から、B ~ 4x10^4 G と大きく求まる（磁場のエネルギーは、電子のエネルギーとの平衡を2桁以上も上回る）そもそも、この論文のモデルは、これだけ平衡からズレた場合のモデルではない（この強い磁場を考慮すると、ますます GeV 放射の IC や SSC の寄与が下がってしまうセンス） 7 (3-2) Sub Gev : Non-thermal Compton、GeV ：Jet での再現 (2) で想定した GeV 帯域を、Jet が寄与していると考えるこの場合、INTEGRAL 衛星の結果（MeV）で高い偏光度は再現できない伴星の光 Thermal compton ここは Non-thermal compton で再現する(1) Sync Total IC (伴星) SSC 電子が加速の段階でべき~2.2 と、通常の加速でありうる値であれば良い（その後、cooling などされてべき~3.2 になって、上のスペクトルを放射） GeV 放射とのfluxの比較から、B ~ 2.5x10^3 G となり、磁場エネルギーは電子のエネルギーよりも低くなる＃INTEGRAL による高い偏光度の報告以外は、問題なく再現できる 8