「すざく」であばく超光度Ｘ線源 (P4-7) 磯部直樹 (理研 ,isobe@crab.rikne.jp), 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