X-ray and Optical Studies ofGeometries in X/γ-ray Binaries(X線と可視光観測によるX/γ線連星のジオメトリの研究)

広島大学 理学研究科 物理科学専攻
永江 修~2009/3/18 高宇連D論発表~

X線連星
ブラックホール(BH)又は中性子星(NS)＆恒星との連星
現在約300個存在 (Liu et al. 2007; 2006)

伴星
可視光

X線
NS, BH

可視：伴星⇒星表面の黒体放射X線：降着円盤とNS表面⇒降着物質の重力エネルギーの解放
重力エネルギー ~ 10%静止質量→ 陽子(=１GeV) ~ 100MeV

2005年以降；X線連星でTeVγ線放射が確認された

TeVγ線放射の発見（γ線連星）
PSR B1259-63(Aharonian et al. 2005), LS 5039 (Aharonian et al. 2006)
LS I +61 303 (Albert et al. 2006), Cyg X-1(Albert et al. 2006)※γ線連星の多波長スペクトル※PSR B1259-63の場合erg/s
コンパクト星伴星
TeV放射

γ線1036103410321030

伴星の相互作用!?
(Aharonian et al. 2005)⇒伴星とコンパクト星のジオメトリが鍵かもしれない

電波 可視 X線

X線は1034erg/s以下
非常に暗い

γ線連星のみならず、普通のX線
et al. (2005)
34erg/s以下では連星でも、光度10Paredes
スペクトルの”一般的”描像がない

本研究の目的※最終目標：電波〜TeVまでのスペクトルの描像
本研究は最終目標のための先がけ
可視偏光分光観測 ⇒TeV放射が確認されたX線連星における連星系内のジオメトリ
Nagae et al. (2006) PASJ 58 1015
Nagae et al. (2009) AJ 137 3509

X線観測 ⇒非常に暗いX線連星のスペクトル“一般的”な描像を得る

~X線観測~NS-X線連星の場合＝降着円盤＋NS表面明るさが1038-1035erg/sまでは観測例が多い

NS
降着円盤

X線スペクトル(1035erg/s以上)
erg/s

1038

DBB

NS表面からのBlack Body(BB)

BB

スペクトル
降着円盤の放射Disk Black Body
(DBB)

1037
(DBB)

Comp-BB

1036

NSのBBを逆コンプトン散乱(IC)1035
高エネルギー電子（コンプトン雲）

10Power
LawkeV(PL)

Zdziarski et al. (2002)~1036erg/s以下はNSのBBのIC成分が支配的!!
スペクトルはPL。100keVあたりで折れ曲がる

10100
Gierlinski et al. (2002)

現状の問題点• 1035erg/s以下の観測はほとんどない
Asai et al. (1998)

3×1033erg/s

1

8 (keV)

2×1033erg/s

1

詳細なスペクトル解析は、行われていない
スペクトルの”一般的”描像がない

8 (keV)観測天体
４U 1700+24中性子星とM型巨星
軌道周期：400日⇒伴星とコンパクト星が離れて周回している
ジェット：観測されたことなし
明るさ：常に1034erg/sより暗い
距離：420pc（最も近い）
非常に暗い状態におけるX線連星のスペクトルの“一般的”描像を精査できる最良の天体「Newton」と 「すざく」を用いて観測

観測ログ
観測衛星 観測日

観測時間 光度erg/s

NewtonNewton2002 Aug 8.5ks
2003 Mar 9.0ks

8.6×1033
2.9×1033

Newton2003 Aug 13.5ks

3.5×1033

すざく2007 Aug 50.0ks

1.0×1032

報告済
Tiengo et al. (2005)

・Tiengo et al. (2005)はスペクトルを物理的に説明できていない。
・複数のデータを取り扱うことで暗い状態のX線スペクトルを統一的に解釈できる。

Tiengo et al. (2005)の結果
Tiengo et al. (2005)

BBBB

IC

Gaussian

Excess1 Energy (keV)※BBとIC散乱成分だけでは1 keV以下にexcess

IC10

1Energy (keV) 10※broadなGaussian(幅0.1keV)を入れてとりあえずexcessは消せた⇔物理的解釈ができていない
連続光の解釈も不十分

観測ログ
観測衛星 観測日

観測時間 光度erg/s

NewtonNewton2002 Aug 8.5ks
2003 Mar 9.0ks

8.6×1033
2.9×1033

Newton2003 Aug 13.5ks

3.5×1033

すざく2007 Aug 50.0ks

1.0×1032

報告済
Tiengo et al. (2005)

・Tiengo et al. (2005)はスペクトルを物理的に説明できていない。
・複数のデータを取り扱うことで暗い状態のX線スペクトルを統一的に解釈できる。

今回得られたスペクトル
Tiengo+ (2005)

Newton

すざく0.310スペクトル解析結果①
モデル1： Black Body (BB)⇔NSの放射だけで再現可能か!?
⇒1keV 以下と5keV以上にexcess
再現不可能

EPICで取得したスペクトル

ExcessBBNS
1

低エネルギー側としてDBB,熱制動放射、PLをモデルとして考慮

10

スペクトル解析結果②
PLだけが低エネルギー側を再現

EPICで取得したスペクトルモデル2： BB＋PL⇒1keV以下はexcessは消えた!!
しかし、7keV以上にexcess
Excess；低エネルギー側とは別成分が寄与

特性X線（後述）

Comp-BB
1

NSのBBを逆コンプトン散乱するモデル（Comp-BB）を考慮

10

スペクトル解析結果③
モデル3：PL + Comp-BB⇒GooD!!

EPICで取得したスペクトル

1keV以上はNS表面のBBのIC
低エネルギー側はPLで再現
1keV以上のスペクトル

Comp-BB※ここまでの描像
BB

1

PL放射は????

10

1keV以下のPL放射考えられる放射メカニズム• Synchrotron radiation• Synchrotron Self Compton• DBBのIC (Comp-DBB)
Sync SelfCompton

Comp-DBBDBBSync
B議論 PL放射の正体①※Synchrotron
中性子の磁場＝108G、電子温度＝100keVを仮定
3 eB 2#c =! ~ 1014 ( Hz ) ~ 1(eV ) ⇒X線領域~1keVには届かない
4" mc
数MeVオーダーの電子温度1011Gの磁場が必要∴シンクロトロンではないだろう※Synchrotron Self Compton (SSC)

h! 4kT! c = " 2 + 2 ~ 2! seed ⇒複数回の逆コンプトンが必要
mc mc⇒光の強度は(1/4π)回数⇒通常τ~1で、現実的ではない∴SSCではないだろう

議論 PL放射の正体②• PL放射 ＝ Comp-DBB
理由その①

光度 ∝ r2・T4

非常に明るい状態（1038erg/s）での降着円盤最内縁温度 ~ 1.0keV
本天体(1033erg/s以下)では最内縁温度 < 0.1 keVが妥当
Newton Newton Newton
DBBの温度 (keV) ~ 0.09~ 0.07~ 0.06

すざく< 0.05

連続光スペクトル＝Comp-DBB(1keV以下） + Comp-BB（1 keV以上）

RGS検出器による降着円盤を支持するもう一つの結果
RGSで取得したスペクトル

EPICで取得したスペクトル

ここに注目

0.510 (keV)

0.5

1.0

2.0 (keV)RGS検出器による降着円盤を支持するもう一つの結果
3本の輝線⇒ O7+(0.65keV),
N6+(0.49keV),
O(0.52keV)
前者二つは光電離されている。
But
Oは光電離を受けていない⇒NSから離れた領域に存在⇔ 降着円盤
1 keV以下の連続光が降着円盤であることを支持している

Tiengo et al. のbroad Gaussian

110Tiengo et al. (2005)

BBICGaussian

1Energy (keV)

10

輝線6本;OVIII,NVII(0.57keV),OVII(0.62keV),NVII,O,CVI(0.49keV)

解析のまとめ
輝線

Comp-BB

Comp-DBB

Comp-BBBB

DBB
Comp-DBB

降着円盤

得られたパラメータ
TBB = 1.05±0.01, TDBB =0.07±0.01 keV
τBB =1.39±0.03, τDBB=0.86±0.02
RBB =140±1 m, RDBB =7.4 ± 0.1 km
Tiengo et al. (2005)との違い
・1keV以下は降着円盤の連続光と輝線・IC散乱は一種類ではなく、二種類の種光子が必要(BBとDBB)

110BB

Tiengo et al.
(2005)IC

Gaussian

110パラメータの変動
光度(1033) TBB(keV τBB RBB(m TDBB τDBB RDBB(km)1.10 2.02)280 0.09 1.15) 7.6
Newton
8.9
Newton3.5
1.05 1.39
140 0.07 0.86
7.4
Newtonすざく2.90.11.05 1.17
0.76 0.33

120 0.06 0.92
45 <0.05 <0.35

7.5> 6.0

明コンプトン雲NSTbb 増加

τ増加

暗降着円盤

X線観測のまとめ• 非常に暗い(~1033erg/s)4U1700+24をNewton衛星と「すざく」衛星を用いて観測&解析を行った。
• 暗い状態のX線スペクトルの”一般的”描像を確立することができた (1keV以下；降着円盤、1keV以上；NS)。
• Newtonと「すざく」は、明るさが二桁変動していた。
⇒NSのBB成分（TBB,τBB,RBB）が変化している• 定常的に暗い（1034erg/s以下)γ線連星におけるX線スペクトルの指標も築けた。