宇宙科学データアーカイブ DARTS の紹介とそれを使った X 線天文学研究

宇宙科学データアーカイブ DARTS の紹介とそれを使った X 線天文学研究宇宙科学情報解析研究系科学衛星運用•データ利用センター (C-

SODA)海老沢　研

今日の講義の内容1. X 線天文学の歴史2. 宇宙科学データベース DARTS の紹介3. ブラックホールについて4. ブラックホールの X 線観測研究の紹介

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1.X 線天文学の歴史光とは？ X 線とは？波（電磁波）でもあり、粒子（光子）でもある

http://www.shokabo.co.jp/sample/spectrum/emwave/emwave.htm

波長長い光子エネルギー小波長短い光子エネルギー大

「色」の違いは光の波長の違い

波長が短くてエネルギーの高い目に見えない光

目で見える光

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X 線の性質• 硬いものを通過する– 「レントゲン撮影」に使われる

• 地球大気によって吸収されてしまう– 宇宙からやってくる X 線は地表まで届かない

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e4/Roentgen-x-ray-von-kollikers-hand.jpg

1896 年に撮られた、レントゲン夫人の手の写真地面

宇宙空間地表から見えない地表から見えない地表から見える見え

る

波長長い光子エネルギー小波長短い光子エネルギー大

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X 線天文学について• 「高エネルギー」天文学– 宇宙からやってくる高いエネルギーを持った光（ X 線、ガンマ線）を観測して行う天文学研究– X 線天文学• ~0.1 keV ~ 100 keV の X 線を使う

– ガンマ線天文学• ~100 keV 以上のガンマ線を使う

– X 線とガンマ線の境界がはっきりしている訳ではない• X 線もガンマ線も大気で吸収されてしまう– スペースで観測する必要がある– 宇宙開発と共に X 線、ガンマ線天文学が発展

• X 線天文学は 40 年以上にかけて成熟してきた

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• レントゲンが 1895 年、 X 線を発見• 宇宙からの X 線は大気圏外に出ないと観測できない• 1962 年以前は、 X 線を出す天体の存在は知られていなかった• 1962 年 6 月 18 日…– ジャコーニらが放射線検出装置を搭載したロケットを打ち上げ– 月による太陽からの X 線反射の観測が目的

• 月の X 線は暗すぎて観測できなかった• 1990 年になって高感度の ROSAT 衛星で初めて観測できた

– 全天で一番明るい X 線源「さそり座 X-1 」を偶然発見– X 線天文学の誕生！

X 線天文学の歴史1962 年　 X 線天文学の誕生

Highlights of the ROSAT mission

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より詳しく知りたい人はこちらへ↓http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2002/phyadv02.pdf

「さそり座 X-1 」

http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2002/phyadv02.pdf

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初期の X 線天文学• 宇宙開発の進歩

– 1957 年、最初の人工衛星スプートニク（ソ連）打ち上げ– 1958 年、アメリカのエクスプローラ 1 号– 各国から人工衛星が次々と打ち上げられる（おおすみ ,1970 年）– スペースからの宇宙観測の黎明期

• 人工衛星以前はロケットと気球による X 線観測の時代– 宇宙からの X 線を検出する「実験物理学」

• すだれコリメーター (modulation collimator) の発明（宇宙研の小田稔による）– X 線鏡による結像は（当時は）不可能– 二つの「すだれ」を平行して配置して動かす

• X 線天体が見え隠れする様子から正確な位置がわかる• 可視光による追観測（同定）が可能になった

• X 線星の正体が徐々に明らかになっていった– 白色矮星、中性子星、ブラックホールに物が落ちるときの重力エネルギーが X 線に変換される– さそり座 X-1 は中性子星– 白鳥座 X-1 はブラックホール

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• 世界最初の X 線天文衛星• ケニア沖から打ち上げ、スワヒリ語で「希望」• すだれコリメーターを搭載して全天観測• 339個の X 線天体を発見• 本格的な X 線天文学の幕開け

1970 年 Uhuru 衛星（アメリカ）打ち上げ

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1970 年 Uhuru 衛星（アメリカ）打ち上げ

•ほとんどが銀河系（天の川）内の中性子星かブラックホール•そのほかに銀河、活動的銀河中心核、銀河団から X 線を発見

Uhuru カタログ、第 4版（最終版）　ソース名は 4U****+/-****

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1970 年代• 多くの X 線天文衛星が欧米諸国から打ち上げられた– Copernicus, Ariel-5, ANS, SAS-3,OSO-7,OSO-8,

Cos-b,HEAO1– Uhuru が発見した天体をさらに詳細に研究

• 日本初の天文衛星 CORSA-A の失敗（ 1977 年）• 「はくちょう」（ CORSA-B;1979 年）– 日本で最初の天文衛星– すだれコリメーターによる X 線バースターの観測– 明るい X 線源しか観測できなかった

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宇宙研ウェブページによる各科学衛星の紹介

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1970 年代 ~80 年代• Einstein Observatory （アメリカ、 1979 年）– X 線鏡を積んだ初めての結像衛星 (<4 keV のみ）–飛躍的に感度が向上– X 線「天文学」として確立した学問へ• 「普通の天体」を X 線で観測できるようになった

– 主系列星、銀河、超新星残骸など– きれいな X 線像が撮れるようになった

Einstein 衛星による超新星残骸白鳥座ループ

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1980 年代二機目の日本の X 線天文衛星

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1980 年代後半• アメリカ、ヨーロッパの X 線天文学は冬の時代– 1986 年、スペースシャトルの事故により NASA の計画は凍結– ヨーロッパは、 X-ray Multi-mirror Mission (XMM) の準備

• Mir-Kvant( ソ連、 1987 年）– ソ連以外の研究者が使うことはほとんど不可能

• 「ぎんが」（ 1987 年）– 大面積の比例計数管、高い感度、早い時間分解能

• イギリス（レスター大学）との共同開発– 精度の高い機器較正– 日本の衛星では初めてプロポーザル制を採用– アメリカ、ヨーロッパに観測時間を開放

• 宇宙研に、アメリカ、ヨーロッパの研究者が滞在• 日本、アメリカ、ヨーロッパから 450本以上の投稿論文が出版

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1990 年代• ROSAT(“ レントゲン衛星” ;

ドイツ、アメリカ、 1990 年 )– Einstein 衛星よりも高感度の結像衛星（ <2 keV)–標準的な全天 X 線源カタログを作成（ RXJ**+/-

** ）

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1990 年代• あすか（ 1993 年）– Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics (ASCA)– 最初の日米共同 X 線ミッション– 日本の衛星にアメリカ製のミラーと CCD を搭載– 初めての >2keV での X 線結像

• 透過力の強い高エネルギー X 線による結像は技術的に困難– 初めての X 線 CCD （過去最高のエネルギー分解能）– データアーカイブ、ユーザーサポートはアメリカが担当– データの占有権をはっきりと規定（日本の衛星では初めて）

• 観測者の占有権が切れた後、データをアーカイブにいれて世界中に無償で公開– 1460本以上の査読つき論文が出版されている

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ISAS で人工衛星を組み立て

• あすか衛星（ Astro-D ）– 宇宙科学研究所、 NASA の共同ミッション– 1993 年宇宙研が打ち上げ、 2000 年大気圏再突入– データは今でも世界中の天文学者に使われている

• すざく衛星– 宇宙科学研究所、 NASA の共同ミッション– NASA で 1980 年代前半から開発してきた

X 線検出器を搭載– ２００５年７月１０日に打ち上げ

宇宙研のクリーンルーム宇宙研にて振動試験

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2000 年代• 巨大「 X 線天文台」の時代– Chandra( アメリカ、 1999 年）• 史上最高（今後 10 年以上？）の位置分解能（ ~0.5秒角）と感度

– XMM-Newton(ESA,1999 年）• Chandra をはるかにしのぐ有効面積

– Astro-E1( 日本、アメリカ、２０００年、打ち上げ失敗）• アメリカでは、 1980 年代前半から X 線マイクロカロリメーターを開発• 65 mK まで冷やしたチップに X 線光子一つが入力、その温度上昇を測定、光子のエネルギーを精密に決定• マイクロカロリメーターを最初に搭載した X 線天文衛星• 史上最高のエネルギー分解能を実現するはずだった

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Astro-E2 （すざく）• Astro-E1 とほぼ同じデザイン• いくつかの改良• XRS (X-ray Spectrometer)– マイクロカロリメーター , エネルギー分解能（半値幅 )~6 eV– しかし、打ち上げ後、観測開始前に動作停止（非常に難しい装置）

• XIS (X-ray Imaging Spectrometer)– 4 つの CCD カメラ , 3 つの前面入射型チップ (FI), 1 つの後面入射型チップ (BI)– BIチップは、 Chandra 、 XMM にまさる感度とエネルギー分解能

• HXD (Hard X-ray Detector)– ~700 keV までの高エネルギー X 線の観測

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硬 X 線検出装置冷却用ネオンタンクこの内部にX 線マイクロカロリメーターがある

光学ベンチ

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　「すざく」の打ち上げ成功！• 2005 年 7 月 10 日　

内之浦宇宙空間観測所

日本の次期 X 線衛星、 Astro-H 衛星http://astro-h.isas.jaxa.jp

• 2013 年度打ち上げ目標– X 線マイクロカロリメーターの実現 • 世界で最初のマイクロカロリメーター

– ~70 keV までカバーする高エネルギー反射鏡• これも世界でほぼ初めて？

– ~1 MeV までの最高感度によるガンマ線観測

http://astro-h.isas.jaxa.jp/

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• 2014 年打ち上げ予定• 現在の大学生には理想的なタイミング– Astro-H の最新のデータで博士論文がかける !

JAXA, ISAS と DARTS• JAXA (Japan Aerospace eXploration Agency ) – 人工衛星の打ち上げ、データの取得

• ISAS (Institute of Space and Astronautical Science) – 科学衛星を担当

• DARTS (Data Archives and Transmission System; http://darts.jaxa.jp) – ISAS の科学衛星運用•データ利用センター (C-

SODA) が担当–分野横断的な JAXA の科学衛星データベース

http://darts.isas.jaxa.jp/

JAXA の宇宙科学データ• 天文学– X 線： Hakucho 、 Tenma 、 Ginga 、 ASCA 、 Suzaku 、

MAXI– 電波： HALCA– 赤外線： SFU 、 Akari

• STP (Solar-Terrestrial Physics；太陽地球系物理 ) – Jikiken 、 Kyokkou 、 Oozora 、 Akebono 、 Geotail 、

Reimei• 太陽– Hinotori 、 Yohko 、 Hinode

• 月惑星– Suisei 、 Nozomi 、 Hayabusa 、 Kaguya

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青字は DARTS にデータがあるものオレンジは DARTS 外にデータがあるもの下線は現在稼働中のもの

DARTS の目的• 基本的に科学者向けのデータベース

– 高次データ処理済みデータをアーカイブ– 使いやすい検索システム、データ早見システム– 外部のデータベースとの連携

• 世界中に無償で公開– だれでも自由にダウンロードできる

• 一般向け広報 -- 「今月の DARTS 」 – DARTS に関連した宇宙科学データの話題の解説

• ようこう (2007 年 9 月 )

• れいめい (2007 年 11 月 )

• あけぼの (2008 年 2 月 )

• ひので（ 2009 年 7 月）• DARTS 紹介ムービー (2007 年 8 月 )

• はやぶさ (2009 年 6 月 )

• X 線ムービー (2010 年 5 月 )… など 31

JUDO と UDON

• JUDO と UDON は DARTS の一部• ブラウザを使って DARTS データに簡単にアクセスするためのオンラインツール• ソフトウェアのダウンロードが必要ない• 通常のブラウザでも動く• DARTS を使う研究者がターゲット

http://www.netlaputa.ne.jp/~ryufuu/udon/image/udon2.jpghttp://www2.hawaii.edu/~nhiraoka/judo_clipart.jpg

JUDOJAXA Universe Data Oriented

http://darts.jaxa.jp/astro/judo

• マウスを使って天球上を自由に移動、拡大 – Google sky, Worldwide Telescope よりも先に開始！

• ブラウザだけで動く– ソフトウェアダウンロードしなくてよい。環境によらない

• DARTS 中の画像データに直接アクセス– 複数ミッションに対応– すざく、あすか、 ROSAT 、 Swift (X 線 ) 、 IRAS (赤外線 )– それらの画像の重ね合わせが可能

• 外部データベース (SIMBAD, NED, SSDS など ) との連携• C 、 Java スクリプト、 Ajax を用いて開発

UDONUniverse via DARTS ON-line

http://darts.jaxa.jp/astro/suzaku/udon.html

• オンライン X 線データ解析ツール– X 線の疑似カラー画像、任意の天体、領域の光度曲線、エネルギースペクトルを生成、表示

• いまのところ Suzaku データが対象• IDL ON-the net (ION), Flash, ftools を組み合わせて開発

• 世界中だれでも、無料でいろいろな天文衛星データとソフトウェアをダウンロードできる– インターネットにアクセスさえできれば、全く差別のない世界

• それを使って世界中の科学者が研究、学術成果を発表• 人類共通の知的資産として永久に運用される• JAXA の科学衛星データベース DARTS

– ひので、あかり、すざくなど、 JAXA の打ち上げた科学衛星のデータを世界中に無償で公開– 世界中の天文学者が使っている– 基礎科学における日本の重大な貢献

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宇宙科学データアーカイブと社会

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• 1993 年から 2007 年までに英文で出版された査読付き論文 1463本について調査 ( 日本物理学会誌 2008年 9 月号より )• 寿命は 2736 日、約二日の観測あたり一本の論文

日本の論文 1/3, アメリカの論文 1/3日米共同の論文 1/6日本、アメリカ以外の論文 1/6

世界 31ヶ国の研究者があすか衛星をつかった論文を出版している

日米共同あすか衛星のデータを使った論文

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• 国際協力において宇宙科学は大きなメリットがある– 人類にとって普遍的な価値

• 宇宙は誰にとっても同じ• 宗教、倫理的な問題がない (例えばクローン生物の研究はむずかしい )

– 金儲けにならない• 医学、生物学、化学、応用物理学、資源探査などは産業に結びつく• 天文データアーカイブスはすべて無料で公開

– 軍事、政治と直接は結びつかない• たとえば原子核物理学は核兵器に応用できる• 地球観測データは軍事的な価値がある

• 宇宙科学データを共有することで世界の平和と安定に貢献できるのではないか？– 宇宙科学と言うソフトパワー– アメリカ、ヨーロッパ、アジアの国々と、宇宙の平和利用に限った国際協力を行う– 東アジア地域の緊張緩和、信頼醸成につながり、日本の国益、安全保障にも役に立つことを期待

宇宙科学データアーカイブと社会

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ブラックホールとは？• ブラックホールとは• 「とっても」重くて、「とっても」小さな星• 「これよりは小さくなれない」星• どのくらい重くてどのくらい小さければブラックホールと言うのか？

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重力の話• すべての星は重力を持っている–ぼくたちは重力で地球にくっついている！

• 星の重力　→　星の重さ　 ÷ 　 ( 星の半径 )2

• 質量M,半径ｒの星の重力 =GM/ｒ２重力ポテンシャル =-GM/rG=万有引力定数

• 星の半径がどんどん小さくなると…– 星の重力はどんどん強くなる！

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重力の話• 星の重力がどんどん強くなると…–モノが落ちるときの速さはどんどん速くなる–モノが星から離れるのがどんどんむずかしくなる

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地球の重力• ボールを上に投げて見ましょう

– 速ければ速いほど高く上がる• ボールを高いところから落としてみましょう

– 高ければ高いほど速くなる• 地球の「脱出速度」

– 運動エネルギーとポテンシャルエネルギーが等しい（無限遠方で速度 =0 になる）½ mv2 = GMm/r v=(2GM/r)1/2

G=6.67x10-11Mm2kg-2, M=5.97x1024kg, R =6378km – v=秒速 11キロメートル（時速 4万キロメートル）– 1 時間ちょっとで地球を１周するくらいの速さ

• それより速いボールは地球からにげ出してしまう！

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地球をブラックホールにするには？• 脱出速度 = 光の速さとなる地球の半径は？– c を光速として、 c=(2GM/r)1/2

– r=2GM/c2 この半径をシュバルツシルド半径と言う– r=2x6.67x10-11x5.97x1024/(3x108)2=0.009m=9mm– 地球の脱出速度が光の速さになる！– 地球にモノが落ちたときの速さが光の速さ– 光の速さじゃないと地球から逃げられない

• 自然界には光より速いものはないから…– 地球は半径 9mm よりは小さくなれない！

• 半径 9mm の地球はブラックホールになる

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しかし…• 地球を半径 9mm まで押しつぶす力はない• 地球はブラックホールにはなれない

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ブラックホールはどこにある？• ブラックホールは星の爆発の後にできる• 大きな星の最後

– 超新星爆発• 爆発の後に星のしんが残る

– 星の芯が太陽の 1~2倍程度中性子星ができる– 中性子星は、中性子同士の「核力（強い相互作用）」で支えられている

• 星のしんがとても重いとき…– 太陽の重さの 2倍から 3倍以上– それほど重いものを支える力はない– 自分の重力でどんどんつぶれていく

• ブラックホールの誕生！

超新星爆発の例

46超新星爆発の約 320 年後の姿（カシオペア A の X 線写真）

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ブラックホールをどうやってみつける？• ブラックホールは光をださない• ブラックホールのまわりを、別の星が回っていることがよくある– 地球が太陽のまわりを回っているように

• その星から、ブラックホールに物がうずを巻きながら落ちていく• ブラックホールの回りに円盤ができるこの円盤がエックス線を出している

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ブラックホールのエックス線写真天の川の赤外線写真（はくちょう座周辺）たくさんの星とガスが見えている。ブラックホールはどこ？

はくちょう座 X-3( ブラックホールか中性子星 )

• ヨーロッパの INTEGRAL 衛星による、ブラックホール天体「はくちょうざ X-1 」の写真• ブラックホールは X 線で明るく光っている！

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円盤はどうやってエックス線を出す？• ブラックホールの回りで、円盤はほとんど光の速さで回っている• 両手をこすり合わせてみましょう– 「まさつ熱」で温かくなってくる

• ブラックホールの回りの円盤で、まさつ熱が生じる• 円盤の温度は一千万度から一億度になる！

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円盤はどうやってエックス線を出す？• 星は温度に応じた色の光を出す (黒体輻射 )• 太陽の温度は 6000 度– 黄色く見える

• 赤っぽい星の温度は 3000 度くらい• 白っぽい星の温度は 10000 度くらい• もっと温度が高い星（ 10万度から 100万度）は紫外線を出す• 一千万度から一億度の円盤はエックス線を出す– 人間の目では見えない– 大気に吸収されて地面まで届かない

By Yuuji Kitahara

ベデルギウス

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ブラックホールの重さをどうやってはかる？• ブラックホールの回りを回っている星の運動を調べる• 星の運動から計算してブラックホールの重力の強さがわかる–速くまわっていれば重力が強い–重力の強さからブラックホールの重さがわかる

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• 普通のブラックホールは小さすぎて、その回りの星の動きを直接見ることはできない• 見えないものの動きをどうやって調べたら良いだろうか…

ブラックホールの回りを回っている星の運動をどうやってしらべる？

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• 音を出しているものは、音のドップラー効果を使えば運動がわかる！• 運動によって音の高さ（波長）が変化する• 星からは決まった色（波長）の光が出ている• 光のドップラー効果によって、その色（波長）が星の運動によって変化する• その色（波長）の運動による変化をはかる• ブラックホールのまわりを回転する星の運動からブラックホールの重さがわかる

ブラックホールの回りを回っている星の運動をどうやってしらべる？

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「ぎんが」衛星が発見したブラックホール GS1124-68 のまわりの星の運動

回転周期回転周期

星が遠ざ

かる速さ

ブラックホールの重さは太陽の約 6 倍

巨大ブラックホール• 宇宙には星サイズのブラックホール（太陽質量の 3倍から 20倍）と巨大質量ブラックホール

( 太陽質量の 100万倍以上 ) のブラックホールが存在する– その間の中間質量ブラックホールが存在するかどうかは最先端の話題

• 巨大質量ブラックホールは銀河の中心にある– おそらく宇宙の初期、銀河の誕生とほぼ同じ頃にできたのだろう–巨大質量ブラックホールがどうやってできたかもホットな話題

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私たちの銀河の中心のブラックホール• ブラックホールの回りの星の運動を直接観測できる• それらの星の軌道から、正確に質量が計算できる• ドイツの研究グループによる観測

– http://www.mpe.mpg.de/ir/GC/res_dance.php

• その周りの星の運動から決めたブラックホールの質量= 太陽質量の 370万倍

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X-ray Spectral Study of the Seyfert 1 Galaxy MCG-6-30-15

セイファート 1 型銀河 MCG-6-30-15の

X 線スペクトル変動

海老沢　研宮川　雄大、井上　一

JAXA 宇宙科学研究本部

本研究の目的宮川博士論文 (東京大学大学院天文学専攻 )

• ＢＨからの鉄輝線構造を詳細に解析することで、ＢＨ周辺の物理状態を明らかにする– BH から広がったように見える鉄輝線放射が報告されている

• BH近傍の強重力場の影響 ?• BH周辺の電離吸収体による影響 ?

• スペクトル変化を鍵として上記のモデルを検討する• 観測されたスペクトル変動を最も少ないパラメータで再現するモデルを構築する

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•Miyakawa, Ebisawa and Inoue PASJ, next Suzaku Special Issue•海老沢、宮川、井上、天文月報解説記事 (7 月号 )

内容（博士論文抜粋）1. 紹介　　－広がったように見える鉄輝線　　－電離吸収体の観測　　－先行研究の問題点2. 目標・観測3. データ解析と議論　　－モデルに依存しない X 線スペクトル変動解析　－ Chandra/HETGS による高エネルギー分解能観測　　－すざく衛星による広帯域スペクトル解析4. 　まとめ

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本研究で用いた天体“広がった鉄輝線のように見える構造”を持つセイファート 1 型銀河 MCG-6-30-15

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Tanaka et al. 1995あすか衛星

光子のエネルギー (keV)

　応答関数込

みの放射強度

　　1-1 広がった鉄輝線構造

一般相対論による重力赤方偏移効果で鉄輝線が広がっている？ブラックホールごく近傍の降着円盤にX 線が当たって出た輝線？「ディスクライン」モデル

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1-1 　ディスクラインモデルは必要か（ Fabian et al. 2002 ）

幅の太い鉄輝線降着円盤の内縁半径 (Rin)Rin ~1シュワルツシルド半径

鉄輝線構造の形状は連続成分のモデルの形で変わる

幅の狭い輝線か ?

広がった吸収端か ?

幅の広い重力赤方偏移した輝線か ?応答関数込み

の放射強

度


XMM-Newton 衛星

1-2. 電離吸収体による解釈XMM-Newton 衛星

Miller et al. (2008)

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スペクトル変化を追う→強度毎にスライスしたスペクトル

5 成分の電離吸収体を考慮する事により、ディスクラインモデルを入れなくてもスペクトルフィットできる　　

応答関数込み

の放射強

度


1-3. 先行研究の問題点ディスクラインが本当に必要なのか不明

どの物理量の変化でスペクトル変化が起きているか分からない

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• スペクトルの形にはできるだけ頼らず、スペクトル変化を鍵として、物理状態を明らかにする• できるだけ少ないパラメーターでスペクトル　変化を説明するモデルを構築する

2-1. 目標

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【 1】 0.6—40 keV までを一度にカバーするすざく衛星 2006 年 1 月に計 339 ksec (on-orbit time 781 ksec)

【 2】高いエネルギー分解能を擁する Chandra 衛星(HETGS；透過型回折格子 )

　　 2004 年 5 月に計 522 ksec

【 3】 10 年以上に渡って観測が存在する RXTE 衛星　 1996～ 2009 年の 1341 data set (計 2 Msec)

2-2. 観測

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3. データ解析3-1. モデルに依存しないX 線スペクトル変動解析

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強度によってスライスしたスペクトルの作成• 「すざく」で観測したライトカーブを強度毎にデータをスライスし、 8 つのスペクトルを作成• 強度によるスペクトル変化を調べた

Time (sec)

Count rates

flux

E[keV]

68

3-1-1. モデルに依存しない X 線スペクトル変動解析

強度とスペクトルソフトネスの相関

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【考えられる原因】power-law の冪の変化か、視線上の物質の吸収量の変化→Chandra で電離吸収体の吸収量の変化であることが明らかに

10 keV 以下で明るくなるほど傾きが steep

すざく衛星の結果

70

～ 2×107sec（～８か月）


すざく（短時間）と同様の結果が長い時間スケールでも得られた

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3. データ解析3-2. Chandra/HETGS による高エネルギー分解能観測

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3-2-2. 吸収線の等価幅の変化明るい状態

暗い状態

Mg XI (EW～－ 1.9 　 eV)

Mg XI (EW～－ 2.2 eV)

Mg XII (EW～－ 1.7 eV)

Mg XII (EW～－ 1.0 eV)Χ2/d.o.f= 1.21(1.15—1.55 keV)

Mg XI (He-like) の等価幅 : 暗い状態 > 明るい状態Mg XII (H-like ) の等価幅 : 暗い状態 < 明るい状態→ 光度によって電離度が上昇している (log ξ =1.5~2)

応答関数込み

の放射強

度


細い鉄輝線と高電離吸収体の存在

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BH遠方からの鉄輝線の成分がある

Fe I Fe XXV Fe XXVI

高電離吸収体 (logξ～ 3) が存在している

Chandra HETGS による鉄輝線付近の観測Fe I ( E ～ 6.4 keV )EW ～ 23 eV

Χ2/d.o.f= 0.6(5.9—7.1 keV)

Fe XXV (E ～ 6.7 keV )EW ～ -21 eV

Fe XXVI ( ～ 7.0 keV ) EW ～ -23 eV

応答関数込み

の放射強

度


74

3. データ解析3-3. すざく衛星による広帯域スペクトル解析

3-3. スペクトルモデルIA × {WH × WL × (A × power-law + B × W2 × power-law ) + Inarrow + R }① 異なる電離度 ( logξ ～ 1.5, log ξ ～ 3) を持つ二成分の電離吸収体 → WH , WL ( 吸収線を担う )② 直接成分（強い吸収を受けない成分 )→ A × power-law③ 幅の狭い鉄輝線 → Inarrow 　④ 鉄輝線に伴う弱い反射成分 ( 立体角～ 2π×0.3) → 　 R⑤ 星間吸収（光電吸収）→ IA⑥ 強い吸収を受ける成分→ B × W2 × power-law

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同じindex

⑥が今回我々が新しく導入したものW2 は電離吸収体による吸収

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3. データ解析すざく衛星による広帯域スペクトル解析3-4-1. 平均スペクトル

3-4-1 平均スペクトルの解析結果

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Χ2/d.o.f= 1.12

視線上の高電離吸収体： NH ～ 2.4×1023cm-2 log ξ ～ 3.4 視線上の低電離吸収体 :NH ～ 3.7×1021cm-2 log ξ ～ 1.6厚い部分吸収成分 :NH ～ 1.6×1024 cm-2 log ξ ～ 1.6の三つ電離吸収体が必要

反射成分幅の狭い鉄輝線

強い吸収を受けた成分

応答関数込み

の放射強

度


広がったように見える鉄輝線造を、強い電離吸収を受けた成分で説明低電離＋高電離高電離

幅の狭い鉄輝線


直接成分反射成分

強い吸収を受けた成分入射

光子スペ

クトル

3-5. 極端に広がったディスクラインの存在？

内縁半径を変えていった際のchi-square の値の変化

78

Χ2/d.o.f= 1.07

ベストフィット内縁半径～ 200 rg（ EW: 40±20 eV ）

Laor’s line E = 6.40±0.06 keV

外縁半径は 400 rgに固定　

遠方（ ~200rg ）からの弱いディスクラインはあってもよい極端に広がったディスクライン（内縁半径≪ 9rg ）は本モデルとは矛盾する

応答関数込み

の放射強

度さらにディスクラインモデルを追加

許される範囲Best-fit

79

3. データ解析すざく衛星による広帯域スペクトル解析3-6-1. 強度によるスペクトル変化

80

Χ2/d.o.f = 1.01

3-6-1 強度ごとにスライスしたスペクトルの同時フィット

直接成分の強度、強い吸収を受けた成分の強度、および低電離吸収体の電離度の 3 つのパラメーター変化で 1-40 keV のスペクトル変動を再現できる

反射成分( 強度一定 )

強い吸収を受けた成分（強度変動）応答

関数込み

の放射強

度


直接成分（強度と低電離吸収体の電離度が変動）

81

直接成分の強度と低電離吸収体の電離度が相関

3-6-2 スペクトル変化を記述するパラメータの相関

低電離吸収体の電離パラメーター(常用対数

) 　　　　　直接成分の強度

※値は90% エラー

82

直接成分の強度と強い吸収成分の強度に逆相関

3-6-3 スペクトル変化を記述するパラメータの相関

中心からの X 線の一部が部分吸収されていることを強く示唆

　　　　　直接成分の強度

　　　　強い吸収を受ける成分の強度　　　　　

83

BH

3-6-4 直接成分と強い吸収を受ける成分の逆相関関係について

視線を遮る吸収体が多い⇨強い吸収を受ける割合が「増」 ⇨ 直接成分の割合が「減」視線を遮る吸収体が少ない⇨吸収を受ける割合が「減」⇨ 直接成分の割合が「増」

観測者

広がった X 線源

高速で運動する厚い吸収体

強い吸収を受けた成分

直接成分

部分吸収モデルブラックホールからの X 線が見え隠れしているのではないか？

3-6-5. covering factor の導入• 直接成分の強度と、強い吸収を受けた成分の強度、および低電離吸収体の電離度の 3 つの変数の変化だけで観測されたスペクトル変化を説明• その間に二つの相関関係がある• スペクトル変化を記述する主パラメータは一つのはず• A ( 直接成分 )+ B （吸収成分） = N (全 power-law の強度 )　　 covering factor 　 = B / (A + B) 　　として covering factor( 広がった X 線源が吸収体によって隠される割合 ) を導入する

84

Covering factor の変化によるスペクトル変化の説明• 低電離吸収体の柱密度は covering factor に比例すると仮定• X 線源の光度は一定と仮定

85８つのスライススペクトルのうち、もっとも明るい物 ( フレア ) を除く、７つを covering factor の変化だけで説明できた

Covering factor の変化

X 線放射 / 吸収の機構 (“absorbing cloud envelope model”)

低電離吸収体

遮蔽成分部分吸収体

1014 cm

1000 rs ～ 1015.6 cm

100 rs

10 16 cm BH高電離吸収体

X 線

4. まとめ（ 1 ） MCG-6-30-15 の様々な時間スケールにおけるスペクトル変化を、すざく衛星、 Chandra 衛星、 RXTE 衛星を用いて詳細に調べた。（ 2 ）平均スペクトルは、異なる電離度をもつ 2 成分の電離吸収体、　　直接成分、強い吸収を受けた成分、 BH 遠方からの反射成分、　　幅の狭い鉄輝線で再現できる（ 3 ）強い吸収を受けた成分の鉄吸収端構造は、みかけ上、広がった鉄輝線のように見える。極端に広がったディスクライン（内縁半径≪ 9rg ）は必要ない（ 4 ）観測されたスペクトル変化は X 線源が吸収体によって隠される割合、 covering factor の変化だけでほぼ説明できる（ 5 ） covering factor の変化は、内部構造を持ったたくさんの吸収体が、広がったＸ線源と観測者との視線上を横切ることによる 87

終わり

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宇宙科学データアーカイブ DARTS の紹介とそれを使った X 線天文学研究

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