ブラックホールX線連星MAXI J1820+070の再増光期における多波長観測

MULTIWAVELENGTH STUDY OF THE
BLACK HOLE X-RAY BINARY MAXI
J1820+070 IN THE
REBRIGHTENING PHASEOISTER Workshop 2024/3/8

京都大学 博士3年 吉武知紘
共同研究者 上田佳宏 志達めぐみ

Yoshitake+2024”Evolution of Accretion Disk Structureof the Black Hole X-ray Binary MAXI
J1820+070 during the Rebrightening
Phase”INTRODUCTION

ブラックホールX線連星(Black Hole X-ray Binaries;
BHXBs)
©NASA/CXC/M.Weiss

modified from Fig. 1 in Esin+ 1997

ブラックホールを含む連星系


X線放射: コンプトンや中央からの円盤放射

可視: 外側円盤放射やジェット、伴星放射

質量降着率に応じて、光度やスペクトラムの形状、円盤の形が変化 (Esin+ 1997, Done+2007)

low/hard 状態: べき関数

high/soft 状態: 多色円盤モデル(Multi-Color Disk; MCD)

hot flow

standard disk

GRO J1655-40

high/soft

low/hard
modified from Fig. 9 in Done+ 2007

ブラックホールX線連星(Black Hole X-ray Binaries;BHXBs)■ Radiative Inefficient Accretion Flow (RIAF) :low/hard状態の降着円盤は最内安定円軌道 (innermoststable circular orbit; ISCO)より外側で途切れることがある– 内側は低密度のhot flow (RIAF)で置き換えられる– 質量降着率が小さくなるほど遷移半径は大きくなる■ BHXBsは突発天体– アウトバーストの後、再増光(Rebrightening)をしばしば伴う

modified from Esin+1997 Fig.1

OutburstRebrightening©NASA/Chandra

MAXI J1820+070■■■

銀河系内のBHXB (=ASASSN-18ey)–

近い: ∼ 3 kpc (Gandhi+ 2019)–

𝑀BH ∼ 7𝑀⊙ , 傾斜角 ∼ 70∘ (Torres+ 2020)

過去のアウトバーストと比較して、2019/5/11の観測データは可視とX線の光度比がとても大きい
特異なlow/hard状態?

Optical(OISTER)
X-Ray(MAXI)

Yoshitake+2022では2019/5/11の観測データについて詳細に調べた
2018 March 24
low/hard©Shidatsu+ 2019

Previous
observations■ 2018 March 24■ 2018 July 15
Opticalspectroscopy(Seimei/KOOLS)■ 2019 May 11

2018 July 15
high/soft©Shidatsu+2018

Yoshitake+2022の結果 (ざっくりと)■2019/5/11の観測SEDでは、RIAFにおけるシンクロサイクロトロンが可視の領域で支配的なRIAFモデルを検証した–理論計算(Manmoto+1997)にScaling Lawを適用して、ピークの位置や光度の違いを織り込むことで、RIAFモデルの無矛盾と他のモデルの矛盾を導いた
Synchrocyclotron

Bremsstrahlung

Manmoto+1997■

せいめいの可視分光スペクトルのHα輝線の放射領域が 𝑹𝐢𝐧 ∼ 𝟏𝟎𝟓 𝒓𝐠 と評価されたが、RIAFがその半径まで伸びているとするとHα輝線が放射されるには高温すぎる
RIAFの外側には冷たい物質が広がっているYoshitake+2024の目的■ 特異なlow/hard状態である2019/5/11のSEDはRIAFモデルで説明されるでは、普通のhigh/softやlow/hard状態から、円盤はどのようにRIAFモデルへと進化していくのか

Previous
observations■ 2018 March 24■ 2018 July 15

Optical(OISTER)
X-Ray(MAXI)

Opticalspectroscopy(Seimei/KOOLS)■ 2019 May 11

OBSERVATIONS©NASA/JPL-Caltech

Multiwavelength©NASA E/PO, Sonoma State
University/Aurore Simonnet©NASA■ Date: 2019/3/16から2019/5/13の8個の準同時観測(Epoch a-g)
■ Swift / XRT (X-ray), UVOT(UV)■ NuSTAR (X-ray)■ NICER (X-ray)■OISTER (Optical, NIR)

■ Las Cumbres Observatory (LCO)(Optical)©LCO©OISTER

可視分光: せいめい望遠鏡■ 京都大学岡山天文台
3.8 m せいめい望遠鏡–

Kyoto Okayama Optical Low-dispersion
Spectrograph with an integral field unit
(KOOLS-IFU)–VPH-blue (4000-8900 Å)■ Date: 2019/5/11,2020/2/23,2020/3/18■ 可視分光https://www.kwasan.kyotou.ac.jp/general/facilities/okayama/seimei_tel/

ANALYSIS

長期ライトカーブ■ 再増光期におけるライトカーブは、とても似た形状をしている
2020年のせいめいでの観測をピークとのずれを基準にして2019年の観測と比較した■ 可視とXの光度比グラフの変化に着目して、2019年の再増光期を3つの期間に分割した– Period I (rise)
激しい右肩下がり– Period II (decay)
ゆるやかな右肩上がり– Period III (dim)
不連続な飛びの後、ほぼ一定

Multiwavelength SED Model■ Period I, II: Diskir■ Period III: RIAF

(Yoshitake+2022と同じ)■

標準円盤放射(MCD) が近赤外から紫外にかけて支配的で、そのコンプトン散乱がX線で見られる diskir■

Jetジェットシンクロトロン放射と ■RIAFにおけるコンプトン成分
powerlaw

Jetジェットシンクロトロン放射とRIAFにおけるコンプトン成分
powerlaw■■
DISKIR + Jet + Donor Stardiskir + powerlaw + bbodyrad

RIAF + Jet + Donor Star + Compton
cuttofpl + powerlaw +bbodyrad + powerlaw■

RIAFにおけるシンクロサイクロトロン放射が支配的で、そのスペクトルは近赤外から紫外にピークを持つ(Manmoto+1997) cutoffpl

The Best Fitting Unabsorbed Model𝜒 2 /dof = 55/49

Period I𝜒 2 /dof = 328/256
𝜒 2 /dof = 12.5/11

Period II

Period III

可視分光スペクトルHα (6563Å) およびHβ (4861Å)のSEDモデルの成分
連続成分: power-law吸収線: −1 ×Gaussian(Period IIIを除く)

輝線: diskline or Gaussian

best fitting diskline mode

Best Fitting Models
せいめい/KOOLS-IFU--: 連続成分 + 吸収線
ー: モデル全体■: dataDISCUSSION

Period I, IIのSED:
可視におけるべき成分■

X線スペクトル: power-law ( Γ ≈ 1.6 )Period I, IIでは常にlow/hard状態■

ジェット成分 は常に可視で支配的■

Very Large Array (VLA)による6GHzの電波の同日観測データと比較べき成分の外挿と一致べき成分がジェット由来であることを支持

Epoch (f)VLA

Period I, IIのSED :Epoch (c)におけるdiskirのBest Fitting Parameters■ Epoch (c)における最内縁半径
𝑅in ∼ 2.6 × 103 km (∼ 2.5 × 102 𝑟g )Shidatsu+2018 におけるlow/hard状態での値の24 𝑟g と比較すると10倍大きい–

ただし、Shidatsu+2018の観測データはEpoch (c)より30倍明るい
質量降着率が小さくなると、遷移半径が大きくなっている

Period I, IIにおけるバルマー線■ ケプラー運動を仮定すれば、放射領域をライン幅から評価できる■ 対象はHβに限定した–輝線と吸収線がよりきれいに分離されていたため■ Hβ放射領域の内縁半径は時間とともに大きく減少■–

Period I: 𝟐 × 105 𝑟g–

Period II: 𝟏 × 105 𝑟g

再放射される領域が(内側に)広がっている
Period IからIIにかけて、円盤構造が進化している

降着円盤構造の進化■ 下記の円盤構造進化の描像を、多波長SED解析とせいめいの可視分光解析から確認した■ Periods I と IIでは、遷移半径より内側がhot flowになっており、標準円盤から放射された種光子がコンプトン散乱されてX線を放射している■ Period IIIでは内側がRIAFになっている–

紫外やX線は外側のCool Diskから再放射されており、バルマー線もそこで生じている