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論文紹介_2007-11-19.ppt
論文紹介07(2):
ULXsの最近の論文から
November 19, 2007
Tsunefumi 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)
•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
XIS0 (0.3-10 keV)
X-1
SN1978K
7′
•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
X-2
Cal sources
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ULXs/BHBの状態遷移
•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
Opt. thick
cool/truncated disk
Slim Disk
Opt. thick
disk
Low
State
High State
PL
1
McClintock & Remillard 2006
Kubota & Makishima 2004
High
Luminosity
Opt. thick
high-temp disk
Slim Disk
Very High
State
Very High State
PL with cutoff
(disk photon
Comptonization)
PL with
thermal cutoff
10
100
Energy(keV)
High State
Low State
Low
Luminosity
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ULXs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 1365
HSTによりD=19+-1Mpcと求まっているのも利点
1040 erg/s !
•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
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E4、E5でのスペクトル
E4
Tin=0.27 keV
Rin=1600/cosq km
G1=1.1
G2=2.5
Eb=5.7 keV
E5
Tin=0.41 keV
Rin=700/cosq km
•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
G=0.8
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フレア時のスペクトル
A3
G=1.9
•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, x=L/nr2~100)
A5
A5/A3比
G=1.7
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Discussion(1)
0.7-2 keVの吸収
•N=1022 cm-2, x=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
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Discussion(2)
Soft excess (Tin=0.2-0.4 keVのMCD)
•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)
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
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