第11回高宇連研究会「多波長で探る高エネルギー現象」	

Ｘ線衛星「すざく」によるブラックホール連星 Cygnus X-1 の研究
X-ray Studies of the black hole binary
Cygnus X-1 with Suzaku
東京大学理学系研究科牧島研究室 博士論文より
http://ads.nao.ac.jp/NOTES/2011PhDT.........1Y.html

理化学研究所玉川研究室「すざく」衛星、Astro-H衛星、GEMS衛星チーム
山田 真也

ブラックホール観測の意義と課題

2.2,4.1

ブラックホール(BH)研究の意義
ウフル衛星によるCygX-1 (小田+71)	
• 強重力場での一般相対論の検証
cts/s• 重力エネルギーの解放機構
ブラックホールに特有な物理現象か?
典型的な温度 Rs : シュワルツシルト半径	
• GM/Rs ~ 放射冷却 à T ~ 1 keV• GM/Rs ~ 自由落下 à Tp ~ GeV
à Te ~ 100 keV
10秒
X線・ガンマ線が最良のプローブ
Cyg X-1
vFv
ソフト状態(ほぼ解明)• 激しいX線強度変動の発見(ʻ70~)
ハード状態• 常に明るく、~ 40年間の研究の蓄積(謎多し)• M ~ 10 Mo, i ~ 45度、D = 2.5 kpc• ブラックホールと認定された第一号
残された観測的課題• BH特有な機構が強度変動を生成?
• BH重力下の(最)高温電子ガスの物理状態？
激しい時間変動との関係?

BHに自由落下する降着流(高温電子雲)
１10100
すざくE(keV)(Gierlínski et al. 1999)

3.1	

「すざく」衛星X線CCDカメラ(XIS)• 0.5-10 keV• FI(XIS0,2,3)、BI(XIS1)• Δt = 1-8秒 (通常), 7.8ms(Psum)

X線反射鏡(XRT)• 0.5-10 keV

硬X線検出器(HXD)• 10-60 keV Si-PIN半導体• 60-300 keV GSOシンチレータ•Δt = 64μs

「すざく」の強み+ 広帯域/高精度のスペクトル
明るい天体場合、- XISでパイルアップの扱いが重要

1m(満田+07)	

3「すざく」によるBH連星のスペクトルの例
XIS (CCD)

HXD-PINGRS 1915+105

HXD-GSO

4.1.1

ß 軌道上較正(山田+10;主著)

Cyg X-1

1.0

Crab Ratio

ハード状態(牧島+08;共著)

0.1

LMC X-3

ハード状態(Ada+08;共著)

ハード状態(h高橋+08)
ソフト状態(Steiner+10;共著)

VeryHigh状態(上田+10)

4U 1630-472
0.01

GRO J1655-40
110
Energy (keV)

ソフト状態(久保田+07;共著)

1004

Cyg X-1 のスペクトル
XIS (CCD)	

HXD-PIN	HXD-GSO	

Dec. of 2010 ~ 40 ks
High/Soft 状態

Oct. of 2005 ~ 20 ks
ハード状態	

5

「すざく」によるCyg X-1の第1観測の結果"#$%"&'(#)

4.1.2%"&'*$+/#,&-*+,&-3450*6*,&-.

!"#$"%&'(!()*+((!,(-()..(/,0!"#$"%&1'(!(.*2(((!,(-()..(/,0/

678

#2/

Z[\]^_("`a(-()+("F

低エネルギー光子を高温電子雲が逆コンプトン散乱

高温電子雲(コロナ)~ 10 Rs

3&45

降着円盤
BH

(牧島他+08)	

直見え円盤!

"!
#"!

/0!

/#

0#

$%&'()*+,&-.

!#

/##

0##

1##

ハードコンプトン
ソフト
コンプトン

9:;<=>?@ABCDEF(GH)IJKL$MNOPM45QRSNTUVWXY「直見え円盤 + ソフト&ハードコンプトン」モデルでデータの再現に成功。
円盤(<2keV)に対し、ソフトコンプトン(~5 keV) まで卓越。
6

「すざく」によるCyg X-1の第1観測の結果

4.1.2

星間吸収を取り除いたvFv

ハード
コンプトン

低エネルギー光子を高温電子雲が逆コンプトン散乱

高温電子雲(コロナ)~ 10 Rs

ソフト
コンプトン

直見え円盤
~ < 2 keV!

降着円盤

(牧島他+08)	

!"#$%&'()*+%,-!""

BH
直見え円盤
ハードコンプトン
ソフト
コンプトン「直見え円盤 + ソフト&ハードコンプトン」モデルでデータの再現に成功。
円盤(<2keV)に対し、ソフトコンプトン(~5 keV) まで卓越。
7

本研究の目的
u

4.1	

研究目的

1. 「すざく」によるBH連星Cyg X-1の第1観測(牧島+08)で得た「円盤 + ハード&ソフトコンプトン」モデルの検証。
2. 1に基づき、BH連星のハード状態の物理的、幾何学的描像と質量降着率との関係を明らかにする。
3. 激しい変動に迫るため、1秒以下で変動を解明する。
u

研究方法
検出器のよりよい較正(山田他ʼ10PASJなど)

特定のモデルフィットに依存しない
Δt (~日, ~秒, 秒以下) の変動解析

全25観測の Cyg X-1 データの系統解析
84.2.1	

「すざく」によるCyg X-1の観測 ~ ʼ05-ʼ09年
全25観測; 1観測の有効観測時間 ~ 20 ks; 合計 ~400 ks
RXTE衛星ASM

ハード状態	

「すざく」観測	

過去最高の感度/帯域/積分時間で、ハード状態の観測に成功。

9

4.2.1	

「すざく」によるCyg X-1の観測 ~ ʼ09年

「すざく」観測	

「すざく」観測	

軟X線光度が ~ 3倍明るく、ソフトな時期を観測に成功。

10

5.1.1	

全25観測の平均スペクトルXIS
牧島+08	

基準	

PIN
GSO

Δt > days	

全25観測の広帯域スペクトルの抽出に成功。
11

5.1.1	

全25観測の平均スペクトル

XIS
牧島+08	

基準	

Psum	

PIN
GSO

Psum	

全25観測の広帯域スペクトルの抽出に成功。
12

「すざく」軟X線/硬X線の観測平均フラックス
軟X線(0.5-10keV)	

硬X線 (10-200 keV)	

軟X線と硬X線が相関して変動、やや軟X線の方が変動大13「すざく」軟X線/硬X線の観測平均フラックス
15	25	

軟X線(0.5-10keV)	
14	 13	

1 牧島+08	

5	3 基準	

硬X線 (10-200 keV)	

軟X線と硬X線が相関して変動、やや軟X線の方が変動大14Δt > days 観測平均スペクトルの特徴

ハード

ソフト
円盤

5.1.1	

第3観測との比スペクトル特徴- E < 10 keV のソフト成分が ~ 10 倍も増加する。
- 明るくなると10-50 keV の傾きがソフトになる。
- ソフトになると、~100 keV 付近のカットオフも下がる。
à 円盤以外のソフト成分が不可欠。à ソフトコンプトン
à 円盤も変わっているか? もっと早い変動を調べる。

! !" !""#$%&'()*+%,- vFv(牧島+08)

15

Δt > days 観測平均スペクトルの特徴

ハード

ソフト
円盤

5.1.1	

第3観測との比スペクトル特徴- E < 10 keV のソフト成分が ~ 10 倍も増加する。
- 明るくなると10-50 keV の傾きがソフトになる。
- ソフトになると、~100 keV 付近のカットオフも下がる。
à 円盤以外のソフト成分が不可欠。à ソフトコンプトン
à 円盤も変わっているか? もっと早い変動を調べる。

! !" !""#$%&'()*+%,- vFv(牧島+08)16時刻ずれ無し	

「強度判別分光法」

4.1.2

1. XISでΔt = 1-2 秒で強度判定
2. それに従い、他のXIS、HXDの明暗を決定。
3. スペクトルの集積を行い、比較。

Time(s)Counts/s

XISとPIN、GSOの相互相関関数

1 secTime (s)17時刻ずれ無し	

「強度判別分光法」

4.1.2

1. XISでΔt = 1-2 秒で強度判定
2. それに従い、他のXIS、HXDの明暗を決定。
3. スペクトルの集積を行い、比較。

Time(s)Counts/s

XISとPIN、GSOの相互相関関数

Average

1 sec
Time (s)18時刻ずれ無し	

「強度判別分光法」

4.1.2

1. XISでΔt = 1-2 秒で強度判定
2. それに従い、他のXIS、HXDの明暗を決定。
3. スペクトルの集積を行い、比較。

Time(s)Counts/s

XISとPIN、GSOの相互相関関数
vFv

明るいとき

Average
暗いとき
1 秒ビン

Energy (keV)Time (s)19時刻ずれ無し	

「強度判別分光法」
1. XISでΔt = 1-2 秒で強度判定
2. それに従い、他のXIS、HXDの明暗を決定。
3. スペクトルの集積を行い、比較。

4.1.2Time(s)XISとPIN、GSOの相互相関関数(a) Light curveCounts/sec/keV

PIN	

200
100
080

PIN (10-60 keV)

60400

GSO (60-200 keV)

40GSO	

200

High Flux Phase

1010.1

Low Flux Phase

0.01(b)

1.5

20RatioCounts/sec

XIS	

XIS 0+3 (0.7-10 keV)

すざくの強み	1.2(c) Ratio High/Low
0100

200Time (sec)

300

400

1.0110Energy (keV)

100

XISを用い、全25観測で強度判別分光法を行い、明暗のフェーズを決定した。
20

5.1.2	

Δt = 1-2秒 XISのHighとLow スペクトルHigh	Low	

全25観測からΔt = 2秒で変動する
明暗のスペクトルの取得に成功

Δt = 2秒のHigh/Lowスペクトルà 明るくなると、ソフトになる。
à E < 2keV 急激に変動量が下がる。
21

直見え円盤とソフトコンプトン成分

6.2.1,2	

第14観測の詳細比較

!%
$~10倍

Δt > days
第３観測との比

12345

#!
#

Δt = 1s~50%!"$

第14観測 Δt=1のHigh/Low 比!"#!
!

!%
!%%
&'()*+,-.(/0直見え円盤とソフトコンプトン成分

6.2.1,2	

第14観測の詳細比較

!%
$~10倍

Δt > days
第３観測との比

12345

#!
#

Δt = 1s~50%!"$

第14観測 Δt=1のHigh/Low 比!"#!
!

!%
!%%
&'()*+,-.(/0直見え円盤とソフトコンプトン成分

6.2.1,2	

第14観測の詳細比較

!%
$~10倍

Δt > days
第３観測との比

12345

#!
#

Δt = 1s~50%!"$

第14観測 Δt=1のHigh/Low 比!"#!
!

!%
!%%
&'()*+,-.(/0直見え円盤とソフトコンプトン成分

6.2.1,2	

第14観測の詳細比較

!%
$~10倍

Δt > days
第３観測との比

12345

#!
#

Δt = 1s~50%!"$

第14観測 Δt=1のHigh/Low 比!"#!
!

!%
!%%
&'()*+,-.(/0直見え円盤とソフトコンプトン成分
第14観測の詳細比較

!%
$~10倍

vFv(牧島+08)

ハードコンプトンΔt > days

ソフト
コンプトン
直見え円盤

#!

12345

6.2.1,2	!

#Δt = 1s!"#$%&'()*+%,-!""~50%!"$
円盤で再現( ５.2.3)

!"#!
!

!%
!%%
&'()*+,-.(/01 2 58

Energy (keV)5.1.2	

Δt ~ 1秒 直見え円盤が抽出できた観測

約半分の観測から、直見え円盤放射の抽出に成功

27

直見え円盤とソフトコンプトン成分
第14観測の詳細比較!%$~10倍変動の定性的解釈
Δt > days

Δt > days

#!

12345

6.2.1,2	

円盤も明るくなる#Δt = 1s

E	Δt = 1s~50%!"$!"#!

円盤が減り、種光子が増!

!%!%%&'()*+,-.(/01	10	100	E	285.3.1	

変動の起源に迫る!「すざく」ショット解析
1. もっとBH近傍のタイムスケールへ t th ~ 0.1s t dyn ~ ms
2. 時間微分まで含めた増光過程の解明	
u

Cyg X-1の第５観測uu

積分時間 ~ 40ks、 2008年4月
XIS0のみ高時間分解能モード Δ t ~ 7.8 ms
1sCounts/sec

600

&%%
"%%

400

#%%
200

XIS0の光度曲線(3秒間)0u74

ショット解析
uu
u

1s75

7677

$%%

ショットの同定に成功~ 1秒でほぼ対称なピーク%(根来他ʼ95をほぼ再現)!"!#!$%$#"

Time (sec)

XIS0で~ 約7000個程度(約3秒に1回)のショットを同定
平均的なショットプロファイルを求める
XIS0でショット判定し、それに従ってHXDデータを集積29

5.3.3	

ショットのエネルギー依存性u

ショット前2秒のカウントで規格化u

10-20 keV との比100-200 keV のショットをはじめて取得に成功した。

30

5.3.3	

ショットのスペクトル変化

全時間平均スペクトル

ピーク

ピーク -0.1 秒前

ピーク 0.1 秒後

$""

Te #"

!!"#$!%&!

%"&%"&

明るくなる前、Te↑y ↓τ↓
ピーク直後、瞬間的に平均値に戻る。

!"!

)

τ $'(!

$'"(34-564789

y!

%"&%"&- ほぼ対称な強度変動- 非対称なエネルギー依存性%"&%"&$!*!)"+,-.//012)*

31

6.2.1,2	

軟X線帯域でのショット解析(補足) Peak(<0.1秒)/観測平均スペクトル

第25観測のXISショット!"#$!"#$%&'()!"#$%&'()%&$&*&&'()%&$&*&&'()

23456*&$%!&'()*&$%!&'()%"&$%"'$

0.5-1/1-3

3-10/1-3-0.4	

E < 1 keV でかなり対称な変動。

0.4	%$!$()*+,-$./*01$

7$%#$

E < 2 keV で変化が顕著

E < 1 keV のショットプロファイルの取得にはじめて成功。
直見え円盤が下がり、コンプトンが増える。
32

簡単なまとめと物理的解釈
Ratio

Ratio

#!"$Δ t > 1日!%
Δt~1秒 $!"#!

#!
!

!%%
!%
&'()*+,-.(/0Ratio

10-20 keV 100-200 keVTime (s)~ 10 Rg	tvis ~ 1秒 @100Rg
質量の流入 (萬本+96)

disk (Δt > days)
BH	
Inhomogeneous corona (Δ t < 1 s)
33

まとめu

「すざく」衛星を用いて、ハード状態におけるブラックホール連星 CygX-1の全25観測(合計~400ks)を、検出器較正も行い、慎重に解析した。

u

長期と短期の時間変動解析から、ハードなコンプトン放射では説明できないソフトな成分(E ~ 5 keV)と、ひじょうにソフトな成分(E < 2 keV)が必要なことがわかった。これらは、牧島+08で得た、「直見え円盤 + ソフト&ハードコンプトン」で解釈でき、この描像をはじめて時間変動解析から補強できた。

u

コロナが円盤を覆う割合が変化することで、明るさの変化を解釈できる。

u「すざく」の高時間分解能モードを用いることで、100 keV 以上と、2keV 以下で、はじめてショットプロファイルを取得することに成功した。
1秒以下で明るくなる際、コロナの開口率が増える事で、電子温度が下がり、τが上昇し、y パラメータが下がり、その直後、それらは時間平均的な値に戻ることがわかった。
34

将来展望
GEMS (2014~)

ASTRO-H (2014~)=>?&@AB%C(+DE#'()7%%5//%;C%

世界初の偏光観測衛星

巨大BH(MCG6)の観測予測!"#$%&#'()%*+%!"#$,.

輝線幅からスピン推定

4/01

(参考)
すざく23/0.

.
20.

/0-

52203

202-/-//
678"9:%*;8<,0.1Crab 100ksで 偏光度 ΔP ~ 1%エネルギー分解能が２桁向上
10-600 keVで1-2桁の感度向上

偏光度からBHスピンが測定可能

AGNからの硬X線の起源は？

激しい変動と、偏光度の変化は？

e+e-探査、偏光観測(>60 keV)も可s

X線帯域だけで、ジェットとコロナの縮退を解くのは極めて難しい。
à X線“変動“と多波長”変動” との関係
35