ブラックホールの観測

ブラックホール近傍での
相対論的時空の探求
Doppler boosting
→ 像の左右非対称
嶺
重慎（京大院・理）
gravitational
lensing
→ 像の浮き上がり
photon redshift …
©高橋労太
Astro-Hと相対論的時空の探究
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ASTRO-H衛星
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
相対論的時空の探究
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

高感度・広帯域（0.2～600 keV）観測
マイクロカロリメータによる超高分解能分光観測
大事なテーマだが、まだ具体的な検討に入っていない。
ぜひ、この機会に本格的（理論面・観測面）検討を！
具体的方法
１．連続成分を用いるもの
２．鉄輝線を用いるもの
３．QPO（準周期振動）を用いるもの
1. 連続成分を用いる方法

円盤温度・光度関係はブラックホールスピンに依存！
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

メリット


相対論的効果（ニュートン力学との差）
ブラックホールスピンの効果（最内縁半径など）
スペクトル全体の形をみる（微細構造に依存しない）。
デメリット（課題）

非熱的成分をどうさし引くか？
Spectral hardening factor に不定性

ブラックホール質量や円盤傾斜角の正確な評価が必要

相対論的円盤モデル

相対論的標準円盤モデル

（Novikov & Thorne 1974)
放射フラックス分布（黒体放射）

3 GMM
rin
F (r ) 
f
;
f

1

(Ne wtonian
)
R
R
3
8 r
r
a=0ではNewtonianの-20%、a=0.9では f R=1


円盤内縁半径＝最内縁安定円軌道（ISCO)半径
ｒISCO=3 rS (a=0), ～0.5 rS (a～1)
そのほか関係する効果



重力レンズ、beaming (Doppler), photon redshift, …
Blandford-Znajek効果（or 時空のひきずり効果）→加熱源
epicyclic frequencyにピーク（後述）
Disk blackbodyモデル
(Mitsuda et al. 1984)
黒体放射スペクトルの重ね合わせ
F  cos i
rout
 0.75
B
[
T
(
r
)]
2

rdr
;
T
(
r
)

T
(
r
/
r
)
in
in
 
rin
フィッティングパラメータ
Tin = 円盤最内縁の温度 (～最高温度)
rin = Bν(Tin)で光る領域のサイズ（～円盤内縁の半径）
補正
本当の円盤内縁半径は～ ξrin (ξ～0.4)
(最高)色温度は Tc =κTin (κ～1.7 はhardening factor)
⇒ 円盤内縁半径（rin）＝rISCOとするとスピンがわかる
連続成分モデル結果①：
円盤内縁半径からの評価
スピンに関する情報！
ただし、内縁半径＞ISCO半径
というケースもあることに注意
（Rinが小さければ、大スピンだ
とは結論できる）。
牧島一夫（天文月報2010/3より）
連続成分モデル結果②：
N-Tモデルによりフィッティング
観測スペクトルをN-Tモデル（kerrbb model)でフィッティング
McClintock et al. 2009
問題点(1) 高温放射成分の差し引き
冷たい円盤と熱いコロナの共存
(a) horizontal separation
(b) vertical separation
X-rays
X-rays
disk
disk
BH
BH
hot inner torus
(c) mixture
type disk
X-rays
BH
hot inner
corona/outflow
corona/outflow
問題点(2) spectral hardening factor
・放射スペクトル≠黒体放射
→ 色温度は、有効温度から
有意にずれる。
spectral hardening factor
κ～1.7-2.0
質量降着率やαに依存。
Shimura & Takahara (1995)
slimBB model=相対論的(スリム)円盤モデル
KerrBB modelに限界（高光度で不備、境界条件に近似）。
低光度から高光度（ほぼエディントン）まで計算 (M=10Msun)
Mdot
(Mdot c2/LE=1, 3, ･･･, 103)
Mdot
理論計算結果(1)（i=0; face-on）
理論スペクトルをスペクト
ルフィットする。
Inputs: Mdot, a, &
i (円盤傾斜角)
Outputs: Rin, Tin, &
p (温度勾配).
T ∝r -p ⇒ Fν∝ν3-(2/p)
スピンが大きいと、円盤内
縁半径の変化が少ない。
©Toshikawa
理論計算結果(2)（i=70; ほぼ edge-on）
降着率があがるにつれ,円
盤最内縁部は、中から順に
隠されていく。
→温度↓、光度<~0.4
ただし、上限光度はモデル
に依存（円盤の厚みなど）
©Toshikawa
観測（GRS1915+105）と理論の比較
観測データは理論の予想範囲（ハイスピン）をカバー。
さらにモデルの改良が必要（遮蔽効果をより正確に）。
Preliminary
©Toshikawa
連続成分モデル：まとめ

結局、スナップショットでは現状を超えるのは難しい？
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


同じソース（同じ質量、同じスピン）を連続してみること。
特に、エディントン光度近傍で、スピンごとに温度などの
ふるまいが変わるのをとらえる。
ターゲット＝明るいBHB：GRS1915+105（吸収構造が複雑）、
GRO J1655-40？
理論的に詰めること




ＰＬ（Compton）成分のモデリング
Spectral hardening factor
Wind mass loss 効果
・・・
2. 輝線成分を用いる方法

鉄輝線プロファイルはブラックホールスピンに敏感！



メリット


相対論的効果（ニュートン力学との差）
ブラックホールスピンの効果（最内縁半径など）
相対論的効果の直接検証に直結。
デメリット（課題）


スペクトルの微細構造に依存（連続成分をどうさし引くか？）
未定パラメータが多い（ブラックホール質量、円盤傾斜角、
輝線強度分布などなど）
冷たいプラズマによる反射
べき型スペクトルのＸ線を
冷たい（～百万度以下）の
プラズマに入射
→ 反射成分
＋各元素の特性Ｘ線
Compton
reflection hump
(Reynolds 1996)
鉄の蛍光輝線(1)
(Fabian et al. 1989)
Schwarzschild case
Main parameters:
Disk inner edge, rin =10 rS
Disk outer edge, r0 =100 rS
Inclination angle, i=30
Emissivity propto rq; q=-2
Cyg X-1
鉄の蛍光輝線(2)
(Laor 1991, Kojima 1991)
Kerr case (a=M)
Disk inner edge, rin=0.5 & 3 rS
Disk outer edge, r0 =20 (left) & 10 (right) rS
Emissivity propto rq; q=-2
i=45
Rin=3 rS (fix)
rin=0.5 (solid)
& 3 rS (dashed)
MCG6-30-15の場合
(Reeves+ 2006, Miniutti+ 2007)
広がった鉄輝線 → Kerr holeでないと説明できない（？）
黒=Suzaku
赤=XMM Newton
ブラックホール連星の場合
(ASCA data, Miller+ 2005)
問題点(1) 連続成分の差し引き
輝線成分＝全スペクトル
－連続成分スペクトル
すなわち、
PL model
連続成分の仮定 → 結論
“detailed” model
その一例（右図、MCG6-30-15）:
連続成分からの微妙な残りが、
Kerr holeに特有のred wing
を生み出す！
[吸収体モデルによりred wingが
消える (Miller+ 2008,2010)]
ASTRO-Hを使うと不定性
なく決めることができる
(Wilms et al. 2001)
問題点(2) 多いパラメータ
・輝線強度分布（ｑ）
→ 照らす光源と、照らされる
低温物質、双方の分布
に依存
・円盤傾斜角
・時間依存性
→ フレアは間欠的
輝線プロファイルが
ASTRO-Hで正確に
決まれば解決（？）
時間変動の謎 (MCG-6-30-15)
べき的な連続成分(PL; 2-10keV)が明るいとき(HF)と暗いとき
(LF)とでスペクトルを比較
 鉄輝線成分+反射成分の変動がPLと連動していない
simple power-law
との比
Miniutti+ 2007
単純に考えると鉄輝線
も反射成分もPL成分
(~照射X線)が起源な
のだから、フラックス変
動は同期するはず
（実は以前から指摘されて
いた現象）
©川中宣太
Light-bending model
Miniutti & Fabian 2004
Point-like X-ray sourceを仮定
(lamp-post model)
強重力による光の屈折を考慮
すると、照射X線源の円盤か
らの距離によって、PL成分と
鉄輝線+反射成分の比が変化
PL成分
鉄輝線＋
反射成分
If the primary source is located very close to the BH, the emitted
photons will be greatly bent toward the disk.  enhanced reflection?
©川中宣太
Cyg X-1の“superposed shot”
X-ray
intensity
Negoro et al. (1994); Negoro, Kitamoto, SM (2001)
緩やか変光～数秒
急激なスペクトル
硬化 < 2 ms
平均
time (sec)
MHD降着流の変動
(Machida & Matsumoto 2004)
flareを起こす領域が
内側にシフトする。
輝線成分モデル：まとめ

鍵は、連続成分のモデリング



ASTRO-Hで、決着がつきそう（不定性がなくなるだろう）。
逆問題的発想はできないか？ (line profileから直接パラメー
タ決定）
Challengingな課題：line profileの時間変化




コロナ中のフレアによる増光→line profile が時々刻々変化
（まさに、相対論的効果が如実に表れる）。
photon数が足りるか？
“superposed shot”の技法？
大きなフレアをたくさん足し合わせて、平均スペクトルを得る。
光る領域の内側への伝搬 → 理論的モデリング
3.QPOを用いる方法

QPO（準周期振動）もブラックホールスピンに敏感！


メリット

既述の２方法とは完全に独立（相補的）。
スペクトル状態にあまりよらない（QPOが見えていれば）。

円盤傾斜角や、放射強度分布にも(あまり)よらない。


時間変動から相対論的効果をみる
デメリット（課題）


QPOは１種類ではない！ QPOの種類により、周波数の、
スピン依存性も（光度依存性も）異なる。
ブラックホール質量の正確な情報は必要。
円盤振動論：捕捉された振動
(Kato 2001, PASJ review)
κ (epicyclic freq.)に極大あり
→ waveがここにtrap（↓）
→ QPO発生
κmaxにスピン依存性（→）
(Silbergleit+2000)
典型的な周波数？
(Kato 2001, PASJ review)
典型的な周波数
ここで、εは微少量、
F(a)は、aの単調増加関数
F(0)=1.00 ～F(0.998)＝3.443
GRS1915+105に 67Hz QPO (→)
M＝14Msunとすると、a<<1
(a~1なら~170Hzのはず)
→ 連続成分の結果に合わない(?)
(Morgan +1997)
全体のまとめ
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ASTRO-H衛星
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相対論的時空の探究
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２０１３年以降、広帯域をカバーする唯一のX線衛星
広帯域と超高分解能分光より、未開の荒野を開拓
３つの方法、いずれにも不定性あり。ASTRO-Hを使って、
不定性をいくらかでも減じたい。
理論的につめるべきことも多い→緊密なコラボレーション
ところで・・・
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今まで、GRおよびKerr metricを前提 → 本当？
今まで、ブラックホールの存在を前提 → 本当？

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