第32回理論懇シンポジウム@国立天文台 2019 12/25—27

X線連星における都丸 亮太 (東京大学, IPMU)

円盤風駆動機構の研究

小高 裕和, 野村 真理子,Chris Done, 大須賀 健,

高橋 忠幸

共進化
The Astrophysical Journal, 764:184 (14pp), 2013 February 20

❖

McCon

銀河とAGN中心の超巨大ブラックホールとの共進化❖

ブラックホールから，エネルギー，質量が供給され星形成を促進？

❖

物理的起源は不明
McConnell & Ma 13

Figure 3. M• –Mbulge relation for the 35 early-type galaxies with dynamical measurements of the bulge stellar mass in our sample. The symbols are thFigure 1. The black line represents the best-fitting power-law log10 (M• / M⊙ ) = 8.46 + 1.05 log10 (Mbulge /1011 M⊙ ).

2

アウトフロー
❖AGN feedback の候補❖

アウトフローは，どのように駆動し，どのように降着流と関連してるのか？

❖ジェット→磁場❖

円盤風
ガス圧勾配力 (熱駆動)
放射力 (放射駆動)
磁気力 (磁気駆動)

AGNでは降着流との関連を調べるのが難しい (タイムスケール，距離)3

ブラックホールX線連星❖

距離が近く，明るい❖

数日~数ヶ月のタイムスケールの変動❖

降着流の遷移を示し，円盤風との関連が調べやすい❖

AGNでもかわらないはず
Credit: NASA4

降着流とスペクトル遷移
14

❖

C.

Hard state

ソフト状態 (SS disk, 降着率大)円盤からの黒体放射 (1keV)
非熱的高エネルギー電子による逆コンプトン散乱

Soft stateCygnus X-1❖ ハード状態 (ADAF, 降着率小)Fig. 8 X/γ -ray spectral states in Cyg X-1. Classical soft (red) andGierliński+99
hard (blue) states taken fromet al. (1999)

円盤からの黒体放射 (< 1keV)

熱的高エネルギー電子によるquasi-thermal shape. By contrast, the observed spectra vary tremendouslyThis has been known since the early days of X-ray astronomy, from the beh
the first well studied BHB, Cyg X-1. This shows two very different types of
逆コンプトン散乱 (100 keV)
illustrated in Fig. 8 (Gierliński et al. 1999), plotted in ν Fν so a peak indicates
ジェットからの電波放射 racteristic photon energy of the source output. As shown in this figure, the alte
named ‘high’, ‘soft’ or ‘thermal dominant’ state is characterized by a domi
component below ∼10 keV, accompanied by a complex non-thermal tail of
降着流の変化を示唆
extending to 500 keV and beyond (Gierliński et al. 1999; McConnell et al. 20
5soft component
is interpreted as thermal emission from an optically thick atic field) which is related to the accretion states. Irradiation on
curs when the outer disc subtends a larger solid angle than tner flow. Thus, the formation of thermal winds might be prevent
harder states are associated with thick discs that, even if optica

X線連星の降着円盤風
14U1630 OBSID:13717 HEG−10.5

Fe xxvi Kα

速度 100—1000 km/s
5—107 Rgの脱出速度→10Ponti+12❖

電離度ξ =L/(nR2) =104—1050.2❖

柱密度 NH = 1022—1024 cm-2
normalized counts s−1 keV−1❖

Fe xxv Kα0.1→He-, H-likeイオン
❖

6.6

6.7

6.8
6.9
Energy (keV)

77.1

4U 1630-47
Chandra/HETGS

Edge-onに近い天体→ i > 60°

円盤風が比較的外側に存在していることを示唆
6スペクトル遷移と円盤風❖ソフト状態; 円盤風❖ハード状態; ジェット
磁場がジェットと円盤風を切換える ? (Miller+12)❖

ジェット→磁場❖

円盤風 ？
磁気駆動 or 熱駆動

Credit: NASAソフト

ハードFigure
7 2. Left-hand panel: HLD of the high-inclination (dipping) LMXBs stud

候補1; 磁気駆動
LETTERS❖

円盤全体からの自己相似的大局

V0 ~ r0–1/2的磁場構造を仮定❖❖

V0 /100

V0 /1,000

Low ξ

内側ほど大きい速度zHigh ξスペクトルは説明可能

θr0❖

V0 /10Black hole

磁場は観測不可能

102 r0er

LoStoerv
sbo

104 r0Disk

106 r0Fukumura+17

Figure 1 |Schematic of MHD accretion disk wind. Poloidal two-dimensionalwind streamlines (thick solid grey lines), the decreasing velocity (V0!≈!c)and ionization (ξ) with radius is illustrated. The hatched region
represents the absorbing region of the GRO J1655–40 wind with velocity
100–1,000!km!s−1. The red arrows indicate possible lines of sight (LoS),
with the green arrow believed to be the true line of sight based on
published binary solutions.

そのような磁場構造が存在するかは不明

物理的に可能性十分なモデルから始める
8Fig
W(blθobinnthe候補2; 熱駆動❖

X線照射加熱による円盤風❖

円盤表面温度 TIC = 107—108 KWind

R > GM#mp/(kTIC) =RIC
ガスエネルギー > 重力❖❖❖X-ray

X線SEDに依存
円盤 大→円盤風 大

BH

Disk

RIC = GMμmp/(kTIC)
RIC ~104̶105 Rg

TIC
観測速度から推測される距離と無矛盾
観測データを直接説明できることを示されたことはない→観測との比較を考慮したモデルがない
9

フレームワーク❖❖

熱駆動型円盤風→SEDに依存
観測SEDを使用

統一的に扱える❖

加熱冷却，放射力を計算する
コードを独自に開発し，流体部
分 (Takahashi & Ohsuga 13)へ

SED

Radiation

Disk size

simulations

Luminosity

放射流体，放射輸送を通して観測と比較可能なスペクトルを計算する

❖❖

INPUT

hydrodynamic

OUTPUTdensityvelocity

Monte Carlo

Radiation Transfer

モンテカルロ放射輸送コード(Odaka+11)を発展させ，輝線吸収線構造を計算

X-ray line proﬁles

10フレームワーク❖

熱駆動型円盤風→SEDに依存

INPUT

❖❖SED

Radiation

Disk size

simulations

Luminosity

観測SEDを使用
放射流体，放射輸送を通して観測と比較可能なスペクトルを計算する。
これまでは，観測と理論が別々の研究として存在していた。

e.g. Higginbottom+18
Proga+04
hydrodynamicOUTPUT
densityvelocity

SED
Luminosity
Sim+1011Monte Carlo

Radiation Transfer
X-ray line proﬁlesターゲット天体; H 1743-322❖

再現すべきもの
イオン柱密度 (Fe xxvi, xxv)
The Astrophysical Journal Letters, 759:L6 (4pp), 2012 November 1

10.8

放射流体シミュレーション

Fe xxv

Miller+120.6

モデル化

1.2

occasions (Miller et al. 2006b). All four of those observations
captured relatively soft flux states. Three could be roughly classified as “high/soft” states. The remaining observation (secondin the sequence) likely captured a harder (but still luminous)“very high” state.
H 1743−322 was again observed with the Chandra/HETGS
and RXTE in 2010. The Chandra observation started on 2010
August 8 at 23:03:48 UT and was 60.5 ks in duration. RXTE
observed H 1743−322 simultaneously with Chandra, startingon 2010 August 9 at 05:35:51 UT for a total duration of
6.1 ks. Rapid analysis of the RXTE observation confirmed thatH 1743−322 was in a “low/hard” state at the time of theseobservations (Belloni et al. 2010).
The Chandra High Energy Transmission Gratings (HETG)
were used to disperse the incident flux onto the Advanced
CCD Imaging Spectrometer “spectroscopic array” (ACIS-S).
5.5
6
6.5
7
7.5
8
To prevent photon pile-up, the ACIS-S array was operated inEnergy (keV)
continuous clocking or “GRADED_CC” mode, which reduced
1. Line spectra from two Chandra/HETGS observations ofthe frame time to 2.85 ms. For a discussionof thisFigure
2. mode,Left-handFigurepanel:
HLD of the high-inclination (dipping) LMXBs stud
12H 1743−322. The data have been divided by a simple continuum and binned forplease see Miller et al. (2006b). All Chandra data reduction

ハード状態の柱密度の消失❖

Miller et al.

Data/Modelratio

速度Fe xxvi

セットアップ (ソフト状態)
ν Fν [arb.units]

Graph

101

軸対称二次元極座標 (R, θ)
NR×Nθ = 120×240

10− 1

L = 0.3 LEdd
TIC = 1.0e7 K

Wind

10− 210−2

10−11101020.01 Rout= 6600 Rg

Energy [keV]

加熱冷却率✓◆⇢L =<latexit sha1_base64="hEmIOF3muw20h7TKl1sIiEA85TU=">AAAC3nichVHPaxNBFH67Wq1Rm6gXwctgqaRgw2wCWgQh6kGRHPorbSGTxtnpJFm6s7vMToJx2Rw9COJNBU8KIuKf4aX/QA89eZYeK3jx4Msm/jq0vmH2vfne+977ZseNfC82lO5b9omTU6dOT5/JnT13fiZfuHBxPQ57Wsi6CP1Qb7o8lr4XyLrxjC83Iy25cn254e7cG+U3+lLHXhismUEkm4p3Aq/tCW4QahUGTHdDwhQ3XcH9pJaS24T5sm2KhLU1F8konyZM9YhqRSnTXqdr5rfKpMHuc6V4kT32rpO1ebJAWA3Hbv9GmmTYyPpqlUjdGcZbyYKTDoVCX0nTZqsw65RoZoSWKpQ6izcwmCC/UrPVOy9r1Yf6YCksfAAG2xCCgB4okBCAwdgHDjGuBjhAIUKsCQliGiMvy0tIIYfcHlZJrOCI7uC3g6fGBA3wPOoZZ2yBU3zcGpkE5uge/UgP6S79RL/SH0f2SrIeIy0D9O6YK6NW/tnl1e//ZSn0Brp/WMdqNtCGxUyrh9qjDBndQoz5/SevDldvrcwl1+g7eoD639J9+hlvEPS/iffLcuUN5P5+gKOD9XLJqZTKy/gSd2Fs03AFrkIR//dNqMIDWII6zv1iTVkzVt5+ZD+1n9svxqW2NeFcgn/Mfv0T6rO4vg==</latexit>❖⇢µmpDiscRout = Ric

放射力2[ (⇠, T )⇤(⇠, T )] [erg s1cm3]

es M (⇠, T )frad =Fx [cm2 s 1 ]c<latexit sha1_base64="5tKJDink4JYzIJ+NfJCPqj5DRpk=">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</latexit>

加熱冷却率，放射力を流体コード (Takahashi & Ohsuga 13)に組込む
13

ソフト状態 (0.3 LEdd)
mean Vr [km/s]
1000

Fe xxvi
Fe xxvmean Vr [km/s]

800

600

Fe xxvi (obs)
Fe xxv

400

200

00❖

観測と同等の速度❖

熱—放射駆動型円盤風として存在
14102030

4050
θ [deg]60708090

円盤表面

ソフト状態 (0.3 LEdd)
mean Vr [km/s]
1000

Fe xxvi
Fe xxvmean Vr [km/s]

800

Fe xxvi (obs)

600

400

Fe xxv
200001020304050
θ [deg]60708090

円盤表面放射力なし→速度;小
❖ 密度;大❖ 電離度;小 → radiation force (bound-bound, bound-free, scattering)❖15イオン柱密度 (ソフト状態)❖❖

観測より大きな柱密度mean NZ [cm-2]

円盤:小→柱密度:小1020

Fe XXVI (0.3, FFe XXV❖isFe xxvi (Thermal)
Fe xxvFe XXVI (0.3, thermal, R /R IC = 0.18)連星周期が不明

isFe XXV1019→円盤のサイズ不明
10

円盤の不安定モデル (Coriat+12)

Fe xxvi (Frad)Fe xxvFe XXVI (obs)
Fe XXVNZ [cm-2]❖, R /R IC = 0.18)

rad18

Fe xxvi (obs)とMAXI light curveによる平均降1017

着率，似た頻度のアウトバース

Fe xxvを起こす天体と比較 (GX 339-4)0

円盤サイズを推測→0.2 RIC
161020304050
θ [deg]

60

7080

90

円盤表面

ソフト状態 (Rdisk= 0.2 RIC)
mean NZ [cm-2]
1020

Fe XXVI (0.3, F
Fe XXV, R /R IC = 0.18)

rad

is

Fe xxvi (Frad, Rd = 0.2 RIC)Fe xxv
Fe xxvi (Frad)Fe xxvFe XXVI (0.3, thermal, R /R IC = 0.18)
is

Fe XXV1019

Fe XXVI (obs)

NZ [cm-2]

Fe XXV1018

Fe xxvi (obs)1017

Fe xxv
0❖1020304050
θ [deg]60観測と同等の柱密度を再現→熱(熱—放射)駆動で説明可能
17708090

円盤表面

0.4

0.4

0.8

0.2.1
y [keV]

0.6

16.6

6.7
0.4

6.8

6.9

71

0.8

0.20.6

θ = 60° (cosθ = 0.489 - 0.501)

1.2

60°

6.6

0.2

0.6

6.7
0.4

6.8

6.9

0.2

6.6

6.7

6.8

6.9

7

7.1
Energy [keV]

1

0.8

0.6

7.1
Energy [keV]θ = 45° (cosθ = 0.6

1.2

6.6

6.7

θ = 75° (cosθ = 0.258 - 0.270)

1.2
7

7.1
Energy [keV]

0.4

1
0.2
0.8

75°6.80.66.9

7Fe XXV

7.1
Energy [keV]

6.66.7

Primary
SecondaryTotal

0.2

6.6

6.5 keV

1.2

10.80.4

18

Normalized spectrum

0.645°0.8

θ = 75° (cosθ = 0.258 - 0.270)

1.2

Normalized spectrum

0.8

1

Normalized spectrum1

θ = 45° (cosθ = 0.696 - 0.708)

1.2

Normalized spectrum

Normalized spectrum

θ = 60° (cosθ = 0.489 - 0.501)

1.2

Normalized spectrum

Normalized spectrum

モンテカルロ放射輸送

6.7

6.8

6.9

6.8
0.6Fe XXVI 0.40.2

77.1
Energy [keV]

7.2 keV6.6

吸収線構造0.80.8

1.2

Normalized spectrum

11δ NZ/NZ

Fe XXVI Kα1

Normalized spectrum

θ=75°θ(cosθ = 0.258
θ = 75° (cos= 0.258- 0.270)- 0.270)

1.2
1.2

θ = 60° (cosθ = 0.489 - 0.501)

10−1700

600

1500

0.8Fe XXVIθ = 45° (c1.2700

1600

0.8500400

400−20.60.6100.60.475Fe XXVI Kα2

0.2
0.2

0.6vR

300
0.40.4300
0.4200
100

0.2

6.8
6.96

6.9

6.98

76.67.02
77.1
Energy [keV]
Energy [keV]

6.7

6.8

6.977.1
Energy [keV]

10−1
R/RIC (R =6.6e+05 Rg)
R/RIC (RIC=6.6e+05 Rg)
IC❖内側にある静的な円盤大気 (コロナ)による吸収線❖外側にある円盤風による青方偏移した吸収線
19100

Disk edge

0
6.7
6.94

200

0.2

10−3
7.02
6.92 6.6
Energy [keV]vR [km/s]

Normalized spectrum
spectrum
Normalized

fexxvi
Vrcolumn
0889 [kms-1]

6.60

6.7

6

観測との比較
H1743_20190610_v1 vturb=0

normalized counts s−1 keV−1

10.5✚ data HEG +1✚ data HEG -1
1.2ratio

81

1.1
10.9
6.6

6.7

6.8

6.9

7

7.1

Energy (keV)

H 1743-322 ソフト状態❖

観測スペクトルを説明可能→吸収線の起源は熱—放射駆動型円盤風
20

セットアップ (ハード状態)
ν Fν [arb.unit]

Graph
10

L = 0.3 LEdd
TIC = 1.0e7 K1

軸対称二次元極座標 (R, θ)
10− 1

NR×Nθ = 120×240

L = 0.06 LEdd
TIC = 7.0e7 K

Wind

10− 210−2❖

10−1

10.01 Rout
= 6600 Rg

10102
Energy [keV]

Disc

加熱冷却率を流体コード (Takahashi & Ohsuga 13)に組込む
21Routハード状態 (0.06 LEdd)❖

完全電離 (high T → high v → low n)
22イオン柱密度 (ハード状態)
mean NZ [cm-2]
1019
Fe XXVI (0.06 Ledd, thermal, R /R out = 11)

Fe XXV

1018Fe xxvi
Fe xxvisFe XXVI (obs upper limit)

Fe xxvi (obs upper limt)
Fe xxvFe XXVNZ [cm-2]

1017

1016

101501020304050
θ [deg]60708090

円盤表面❖

ハード状態で，吸収線が消失していることを確認❖

H 1743-322 での吸収線は熱(熱—放射)駆動型円盤風 ! 他の天体は？
23

系統的考察1.2

θ = 60° (cosθ = 0.489 - 0.501)→有意な青方偏移した吸収線
11(e.g. GX 13+1; 24.06 d, GRO J1655-40; 2.62 d)❖0.80.8

0.60.6連星周期小 = 円盤小0.4

6.92

6.96

6.98

77.02
6.92
Energy [keV]

V0 /100

6.94

6.96

6.98

7

θ=

1.2

V0 /1,0001Low ξ
0.8

0.60.6High ξLoStoererv
sbo

0.6

75

θ

0.4

0.2
0.2

0.2

6.94

V0 /10110.4
0.4→青方偏移していない吸収線
0.2

V0 ~ r0–1/2

0.8
0.8z0.4

θ=75°θ(cosθ = 0.258
θ = 75° (cos= 0.258- 0.270)- 0.270)

1.2
1.2

Normalized spectrum

θ = 45° (cosθ = 0.696 - 0.708)

Normalized spectrum
spectrum
Normalized

1.2

Normalized spectrum

連星周期大 = 円盤大Normalized spectrum❖LETTERS

7.02
6.92 6.6
Energy [keV](e.g. 1A 1744-361; 1.62 h, XB 1254-690; 3.93 h)

Black hole

r00.2

6.7
6.94

6.8
6.96

102 r06.9

104 r06.98

76.67.02
77.1
Energy [keV]
Energy [keV]

106 r0Disk❖

熱駆動型円盤風の吸収線は無矛盾❖

自己相似的磁気駆動型円盤風モデルは矛盾 (内側ほど速い)❖

大局的磁場構造が存在し，円盤風が噴出するなら，静的コロナは存在しない

Figure 1 |Schematic of MHD accretion disk wind. Poloidal two-dimensionalwind streamlines (thick solid grey lines), the decreasing velocity (V0!≈!c)and ionization (ξ) with radius is illustrated. The hatched region
represents the absorbing region of the GRO J1655–40 wind with velocity
100–1,000!km!s−1. The red arrows indicate possible lines of sight (LoS),
with the green arrow believed to be the true line of sight based on
published binary solutions.

NH, and its ξ-value, we obtain NH(ξ) ∝ ξα/(1−α), the absorption mea4,27
suredistribution(AMD); this relation can provide the wind
→標準降着円盤に揃った大局的磁場は存在しない？
density radial profile (that is, the value of α) by observations of24
absorption line properties alone. The crucial test of any wind model

6.7

期待される幾何構造
ソフト状態状態

Large scale

WindHigh energy electrons

BH

X-ray

ハード状態

Jet

magnetic ﬁelds

Outer corona

Fully ionized Wind

Outer corona
X-ray
MRI

BH

Inner corona

MRIHot ﬂow

Inner corona

DiskDisk❖

ソフト状態，ハード状態で熱駆動型円盤風は存在❖

ハード状態では電離され観測されない❖

大局的磁場構造は高温降着流から出ていて，おそらくジェットと関連?

❖AGNにおいても磁場構造等は変わらないはず25

XRISMによる観測
20190610 vt=0 3ks 2Kabs
40

次世代X線天文衛星 XRISM

normalized counts s−1 keV−1❖

2022年打ち上げ予定
マイクロカロリメーター

302010エネルギー分解能 5—7 eV0

速度差を分解可能
自己相似的磁気駆動モデルとの明瞭な区別

ratio

❖

1.5

1

0.5
6.9

26

6.92

6.94

6.96

6.98
Energy (keV)

77.02

7.04

まとめ
❖

降着円盤風からの吸収線はソフト状態でのみ観測→ H1743-322 の吸収線は熱駆動型円盤風は説明可能❖

ソフト状態: 放射力を加味した熱駆動型円盤風 (熱—放射駆動型円盤風)は観測と同等のイオン柱密度，速度を再現し，それらを使用し放射輸送計算により得た吸収線構造は観測をよく説明。

❖ハード状態: 熱駆動型円盤風は光度が小さいため，密度が大きいが，硬X線により完全電離してしまい，熱駆動型円盤風は観測されない。

❖

大きな円盤を持つ天体ほど有意な青方偏移→熱駆動型円盤風は無矛盾，自己相似的磁気駆動型円盤風は矛盾❖

将来のXRISM衛星によりモデルの区別が期待される
27