ブラックホールX線連星GRS 1915+105のX-ray low luminous state時の近⾚外線の⻑期変動成分の放射起源について
広島⼤学

今⾥郁弥

笹⽥真⼈、植村誠、深沢泰司、中岡⻯也、⾼橋弘充、秋⽥⾕洋、
川端弘治、⾼⽊健吾 (広島⼤学)、穐本正徳、藤沢健太(⼭⼝⼤学)

GRS 1915+105について
1. 低質量X線連星. ブラックホール質量: 14+/-4.4M⨀."ジェット

2. 伴星はK giant(0.8M⨀), 公転周期は~33.9⽇.#

降着円盤

3. 星間吸収(Av~19.6) $ がきつく, 可視光は観測が難しい.
3. 相対論的速度のジェットを時々⽰す.%
4. X線で明るく⾼い活動性を継続的に⽰していた.
5. X線の放射起源は降着円盤, 電波はジェット.

ブラック
ホール

伴星

RXTE
MAXI

軟X線のライトカーブ

ブラックホール低質量X線連星のイメージ.!

1.
2.
3.
4.
5.

Harlaft & Greiner 2004
Steeghs et al. 2013
Chapuis & Corbel 2004
Mirabel & Rodriguez 1994
Salgado 20151995

200120062012

2017
1 /12

2018年7⽉から軟X線で観測史上最も暗くなった

Count rate

2016/1MAXI 2-4 keV
BAT 15-50 keV

2018/72020/5

X-ray low luminous state・軟X線で突然暗くなった(Negoro+18). X-ray low luminous state中にもX線減光の⻑期変動が⾒える.
・降着率が低くなったこととBH周辺に遮蔽体が形成されていることが原因の可能性(Koljonen, Tomsick 2020, Miller et al. 2020).
・この期間の近⾚外線がどのような状態なのか・放射起源は何なのか分かっていない.

⾮常に珍しい状態なのでかなた望遠鏡で2019年4⽉頃より近⾚外線でモニター観測を開始
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これまでのGRS1915の近⾚外線の放射起源: 数⽇以上の⻑期変動成分
Arai+09

軟X線

X線
count rate

Ks 等級

Neil+07

硬X線
電波

Ks Flux

Neil+07近⾚外線が暗い時は降着円盤が放射起源の可能性.

近⾚外線の放射起源は不明。

GRS1915のNIRの⻑期変動成分の放射起源や変動メカニズムは通常状態でもまだよく分かっていない.
⾼頻度でのNIRと電波の共同観測があまり実施されていないことが原因のひとつ.

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研究⽬的
Flux

X-ray low luminous stateの近⾚外線の様⼦を調べる.
また近⾚外線に⻑期変動成分がある場合は放射起源や変動メカニズムを探る.

GRS 1915+105のX線ライトカーブ

MAXI 2-4 keV
BAT 15-50 keV

2016/1

2018/72020/5
X-ray low luminous state

近⾚外線の観測について
かなた望遠鏡/HONIRの撮像モードと偏光モードで観測.
主にKs, Hバンドの2⾊で観測.
2MASSカタログを⽤いて相対測光を⾏った.
1'Kanata/HONIRの測光モードの画像 (Ks band)

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近⾚外線の⻑期変動成分の放射起源を知るための⼿段
・近⾚外線フラックスの変動を他波⻑と⽐較
例えば, 近⾚外線の放射起源がジェットの場合: 電波(ジェット)と近⾚外線のフラックスで正の相関.

・近⾚外線の偏光を検出し、光度との関係を調べる
近⾚外線の放射起源がジェットの場合, ブレーザージェットのようにフラックス変動時に偏光の変動が⾒えるかもしれない.

・近⾚外線を含む多波⻑スペクトルを各モデルでフィット

近⾚外線以外の他波⻑データとして, ⼭⼝⼤学の電波⼲渉計の8GHz電波データとX線アーカイブ
データを使⽤.

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結果: 近⾚外線のhistoricalライトカーブ
1995

2001

2006

2012

2017

軟X線 (RXTE, MAXI)
X-ray low luminous state
軟X線で観測史上最も暗くなった(Negoro+18)

NIR (K & Ks band)
近⾚外線フラックスがこれまでの観測と⽐べて明らかに明るい.

※ 近⾚外線フラックスは以下の論⽂から引⽤. 全てのデータに対してChapuis&Cobel 2004の星間吸収補正を適応.
Neil+07, Arai+09, Eikenberry+97, Bandyopadhyay+98, ueda+02, Mirabel+96, Chaty+96

6 /12結果: X-ray low luminous stateの近⾚外線&電波ライトカーブ

Flux [mJy]Count rate

Flux [mJy]2019/01

2019/05

2019/082019/11近⾚外線 Ks band

軟X線 (2-4 keV, MAXI)
硬X線 (15-50 keV, BAT)

電波 8GHz58600<MJD<58630で, X線と近⾚外線フラックスが負の相関, 電波と近⾚外線のフラックスが正の相関.
X-ray low luminous stateの更に暗い時期(MJD>58630)に明るいジェットが存在.
単純に考えると近⾚外線の増光は明るいジェットの寄与のせい？

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結果: 近⾚外線の偏光

3１２

今回の偏光結果
偏光度:2.84 +/- 0.04 %偏光⽅位⾓: 40.4 +/- 1.0 deg.
状態: 近⾚外線明るい, 電波明るい

過去の偏光結果(Shahbaz+08)
偏光度:
3.7 +/- 1.1 %偏光⽅位⾓: ~50 deg.
状態: 近⾚外線暗い, 電波暗い

０ 10 20 30 40 50 60

偏光⽅位⾓ (deg.)０

偏光度 (%)

4

近⾚外線でジェットの寄与が⼤きい場合は, ⾼い偏光度や偏光と光度との相関を期待

偏光と光度に明らかな相関は⾒えない.
最⼤星間偏光度(3.3%, Shahbaz+08)と無⽭盾.
近⾚外線のメインの放射起源をジェットだと断定できない.
ただしもしジェットの場合は無偏光な光学的に厚いジェットか.
13.0

12.5

12.0

11.5

Ks等級

11.0

10.5

8 /12結果: 増光成分のスペクトルから近⾚外線の放射起源推定
増光成分のスペクトル

近⾚外線明るい時期

増光成分抽出スペクトル指数(Ks-H)~1.82

スペクトル指数(電波-Ks)~0.03
近⾚外線暗い時期

2つの周波数間でベキの値が異なる.
近⾚外線の増光はジェットだけでは説明できない.
ジェットとは別の放射成分が必要. ⿊体放射(降着円盤?)がすぐ思いつく.
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X線連星のジェットのスペクトルについて
Shahbaz+19

Flux [mJy]

フレア以外の時期のX線連星のジェットは光学的に厚い領域と光学的に薄い領域からのシンクロトロン放射が合算されたものが⾒えていると考えられている.
もし増光成分がジェットの場合、左図のようなスペクトルが⾒えるはず.
電波

近⾚外線

Frequency [Hz]10 /12

X-ray low luminous state中の近⾚外線の放射起源と増光メカニズム
近⾚外線の増光成分のスペクトルが⿊体放射で再現できることが分かった.
この⿊体放射が降着円盤からの場合, 増光原因に, 質量降着率の増加 or 効率的なReprocessingが考えられる.
X線解析(Koljonen&Tomsick 2020, Miller et al. 2020)からX-ray low luminous state中の質量降着率は通常状態よりも低いと分かっている.
そのため, 降着円盤の増光は質量降着率の増加が原因ではなく, 通常状態よりも強い Reprocessing が起こり, 円盤外縁が暖められたことが原因であると考える.
X線解析から近⾚外線が増光し始めた時期に濃いdisk windが検出された. また近⾚外線が増光後の解析からは, BH周辺を覆い隠すより濃い遮蔽体が形成されていることが分かった.
この濃いdisk windや遮蔽体によって円盤内縁付近のX線がコンプトン散乱され, 通常よりも効率のいいReprocessing
で円盤外縁が暖められ, ⿊体放射が増光したと考えることができる.
※どのように広がっているかは不明だがより濃い遮蔽体がBH周辺を隠している.

濃いwindが検出

X線

近⾚外Reprocessing
で温度上昇

NIR増光
X線減光
X-ray low luminous stateのNIR増光し始めの時期

X-ray low luminous stateのNIR増光後

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まとめと今後
近⾚外線の⻑期変動についてのまとめ
・X-ray low luminous stateのX線が更に暗くなった時期に, 近⾚外線フラックスがこれまでの観測と⽐べても⾮常に明るくなった. 電波も明るくなった.
・近⾚外線の偏光とフラックスの間に明らかな相関は⾒えず, 星間偏光と無⽭盾.
・近⾚外線の増光成分のスペクトルはジェットのみでは説明できない. ⿊体放射で説明可能.
・X線遮蔽体の形成によって近⾚外線が増光した可能性.
今後について・近⾚外線分光観測の実施・解析
・1⽇以内の近⾚外線の変動も⾒えているため, 短時間変動の原因を調べる.
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