ブラックホール連星 MAXI J1305-‐704 の 吸収線と周辺ガス

理化学研究所 MAXI シンポジウム 2013/03/13 ブラックホール連星 MAXI J1305-­‐704 の 吸収線と周辺ガス
しだつ
志達めぐみ、上田佳宏（京大）、 中平聡志（JAXA）、森鼻久美子、三原建弘（理研）、 Chris Done (Durham 大)、他MAXIチーム Shidatsu et al. in prep ブラックホールX線連星
光度変化に伴いスペクトルの形状が異なるいくつかの「状態」をとる
Done et al. (2007) Cyg X-­‐1
Low/Hard State •  Power law 型スペクトル 100 keV 付近に cut off →熱的コンプトン散乱 corona
↑BH
disk
High/So0 State •  標準円盤からの熱放射に よる軟X線成分が支配的 •  弱いpower-­‐law成分 （非熱的コンプトン散乱） ↑BH
disk
2
電離吸収線と disk wind
Flux
高階電離の鉄 Kα 吸収線 •  blueshiR: v ≤ 1000 km/s •  比較的大きい inclinaUon angle (約 60-­‐80 deg) の ソースでのみ見られる Fe Kα He-­‐like (6.7 keV)
H-­‐like (7 keV)
1.6
Miller+ (2008) GRO J1655-­‐40 Chandra/HETG
2
2.4
Wavelength (Angstrom)
•  mass loss rate ≥ 質量降着率 M
 wind
~ M
 acc
(e.g., Ueda+ 2004) wind (一様に広がる)


(
Neilsen+ 2
011) M
~ 10 M
wind
acc
→ 降着流への影響大！
disk
電離吸収線と disk wind
high/soR 状態 (あるいは very high 状態) では 吸収線がよく見られるが、 low/hard 状態では ほとんど検出されない low/hard 状態では disk wind が消えている？ あるいは wind のガスが 完全電離して吸収線が 消えた？
PonU+ (2012) MAXI J1305-­‐704
0
Counts/sec 50
•  2012/04/09 GSC で発見 (Sato+ Atel #4024) •  SwiR による follow-­‐up 観測で吸収 dip 見つかる XRT
周期: 1.5 h or 2.7 h ?? (Kennea+ ATel #4044) •  SwiR により Fe Kα 吸収線の発見 (Miller+ ATel #4074) •  Chandra HETG により ~1 keV に多数の吸収線 (Fe-­‐L) の検出 0
Time (sec) 800
(Miller+ ATel #4191) •  スペクトルの振る舞いから、 おそらくブラックホール (Morihana et al. in prep.) MAXI J1305-­‐704
raUo Counts/sec/keV
•  2012/04/09 GSC で発見 (Sato+ Atel #4024) •  SwiR による follow-­‐up 観測で dip 見つかる 周期: 1.5 h or 2.7 h ?? (Kennea+ ATel #4044) •  SwiR により Fe Kα 吸収線の発見 1. 
(Miller+ ATel #4074) • Swi5/XRT
•  Chandra HETG により ~1 k%eV %%(Atel%#4070)%
に多数の吸収線 (Fe-­‐L) の検出 kT=1.03±0.01 keV"
• diskbb+PL%
(Miller+ ATel #4191) Γ 3.53±0.04
• ~1keV Fe%K%(6.67%keV
%
•  スペクトルの振る舞いから、 おそらくブラックホール 1 Energy (keV)
•  C (handra/HETG
Morihana et al. in prep.) (2012/04/29)%
%%(30ks;%Atel%#4191)%
10
MAXI J1305-­‐704
2×10−4
0
10
−4
ν
F (Jy)
Fν　（Jy）
3×10−4
•  2012/04/09 GSC で発見 (Sato+ Atel #4024) •  SwiR による follow-­‐up 観測で dip 見つかる 周期: 1.5 h or 2.7 h ?? (Kennea+ ATel #4044) •  SwiR により Fe Kα 吸収線の発見 (Miller+ ATel #4074) •  Chandra HETG により ~1 keV に多数の吸収線 (Fe-­‐L) の検出 (Miller+ ATel #4191) •  スペクトルの振る舞いから、 おそらくブラックホール (Morihana et al. in prep.) 6
Wavelength (Å) 14
6
8
10
12
Wavelength (Å)
14
MAXI J1305-­‐704
2-­‐10 keV rate
•  2012/04/09 GSC で発見 (Sato+ Atel #4024) •  SwiR による follow-­‐up 観測で dip 見つかる 周期: 1.5 h or 2.7 h ?? MAXI/GSC
(Kennea+ ATel #4044) •  SwiR により Fe Kα 吸収線の発見 (Miller+ ATel #4074) •  Chandra HETG により ~1 keV に多数の吸収線 (Fe-­‐L) の検出 0.1
(Miller+ ATel #4191) •  スペクトルの振る舞いから、 おそらくブラックホール 0.3
1
Hardness raUo (Morihana et al. in prep.) 4-­‐10 keV/2-­‐4 keV rate
MAXI J1305−704
bin size = 24.0 h
すざくによる観測
2−20 keV
•  観測の動機 –  low/hard 状態で disk wind による吸収線は検出されるか？ –  accreUon disk や Comptonized corona の構造は？？ 2−4 keV
•  観測日: 2012/07/20-­‐22 Counts/sec/cm2
high/soR 状態
0.08
0.06
0.04
0.02
0
0.01
low/hard 状態
2−20 keV
MAXI/GSC 2-­‐20 keV
Swi0 Chandra
Suzaku
−3
5×10
0
5.605×10
560504
↑発見
4
5.61×10
56100
MJD
5.615×10
561504
15−50 keV
SwiR/BAT 15-­‐50 keV
4
5.62×10
56200
Data until 2012−10−04T08:00 (UT)
XIS ライトカーブ
MAXI J1305−704, XIS3
0.7−2 keV
2 種類の dip が周期的に出現 Bin time:
s
128 128.0
sec bin
4
3
2
1
2
1
0
hardness ratio
2-­‐10 keV/0.7-­‐2 keV
2−10 keV
0
3
deep dip
20
shallow dip
10
0
0
2×104
4×104
6×104
Time (s)
各々 各々 ~9h ? h
周期 周期
9.74±0.02 dip
8×104
Start Time 16128 18:13:00:467 Stop Time 16130 0:09:16:467
105
dip free
short Ume variability in each dip deep dip
8 sec bin
shallow dip
8 sec bin
100 sec
3.9 4.05 6.2 6.4
4 Time (10 sec) hardness raUo が小さい方の dip 中は 1~2 分程度の短い時間変動が顕著に見られる -­‐>吸収体は blob 状 105 Rs (shwarzchild radius) でケプラー運動しているとすると、 サイズは ~105 km (BH 質量 ~10 Msun ) Time (104 sec) 非 dip 時間帯のスペクトル解析
吸収補正済
EFE
Counts/sec/keV
1
raUo
disk
Tin (keV)
10-­‐3 = 0.08±0.01
1
10
Energy (keV)
100 0.01
Compton
photon index
= 1.63±0.01
Te = 300 keV (fix)
1
Energy (keV)
disk の温度が低く、強いコンプトン散乱 = low/hard 状態 100
非 dip 時間帯のスペクトル解析
+ XIS0+XIS3 + XIS1
ionized absorber NH= (1.0±0.1) × 1021 cm-­‐2 ξ ~ 400 erg cm s-­‐1 blueshiR は検出されず (vout ~ 0) 吸収端 OVIII (0.86 keV), OVII (0.73 keV)
ξ: 電離パラメータ= LX/(neR2) Lx: 電離体へ入射する X線光度 ne: 電子密度 R: 光源から電離吸収体までの距離 EFE
0.1
dip のスペクトル
deep dip shallow dip raUo
10-­‐3
1.5
0.5
1
5
Energy (keV)
10
1
5
Energy (keV)
10
NH= (6.3±0.1) × 1022 cm-­‐2 NH= (3.9±0.1) × 1021 cm-­‐2 ξ ~ 30 erg cm s-­‐1 ξ ~ 15 erg cm s-­‐1 連続成分は dip 外のスペクトルと同じ
各 dip は、dip 外の時間帯に比べて低電離で柱密度の 大きな電離吸収体として説明できる high/soR 状態の電離吸収との比較
1
EFE
SwiR/XRT による観測 2012/04/20 吸収線の存在 MulU color disk Tin = 1.0 keV (Miller+ 2012, Atel #4070) raUo
0.01
1.5
降着円盤から の熱放射で 0.5
説明できる = high/soR 状態 0.5
1
Energy (keV)
5
high/soR 状態の電離吸収との比較
1
EFE
SwiR/XRT による観測 2012/04/20 吸収線の存在 MulU color disk Tin = 1.0 keV (Miller+ 2012, Atel #4070) raUo
0.01
1.5
降着円盤から の熱放射で 0.5
説明できる = high/soR 状態 0.5
1
Energy (keV)
5
high/soR 状態のスペクトルとの比較
↑鉄 Kα 吸収線をつくる 吸収体 NH= (7±2) × 1021 cm-­‐2 ξ ~ 15 erg cm s-­‐1 0.01
1.5
raUo
NH= (5±2) × 1022 cm-­‐2 ξ ~ 800 erg cm s-­‐1 EFE
２種類の電離吸収体が必要 1
0.5
0.5
1
Energy (keV)
5
•  いずれも blueshiR は有意に検出できず •  low/hard 状態の電離体 (≈ 1021 cm-­‐2) より柱密度が約 1 桁大きい MAXI J1305-­‐704 の電離吸収体の性質
•  dip の吸収体は、 dip 外の吸収体より低電離で 柱密度の大きい電離ガスとして統一的に説明できる (e.g., Boirin+ 2005, Diaz-­‐Trigo+ 2006) •  dip 外の電離吸収体の位置 (NH =一定, ΔR/R~1 と仮定) ΔR
L
L
X
X
ξ =　=
R ~ 107 km （high/soR 状態） 2
ne R
NH R R
R ~ 108 km （low/hard 状態） R
(cf. typical Rwind ~ 104 -­‐ 105 km) ΔR disk
連星系のサイズ ~106 km （軌道周期から計算） よりも 大きい！ →円盤上に電離吸収体が存在するならば、ΔR/R << 1 局所的な吸収体 ≠ 一様に広がった disk wind まとめ ~ X線連星の電離吸収構造と disk wind ~
電離吸収 = 一様に広がった disk wind とは限らず、 円盤上に典型的な disk wind よりスケールハイトの 小さな、局所的な電離吸収体が存在する可能性 比較的大きい inclinaUon angle (~80 deg) の NS binary disk wind
でも同様の吸収体が見られる (e.g., Diaz-­‐Trigo+ 2006 with XMM-­‐Newton) ？
この電離吸収体の正体は？ 高エネルギー分解能の検出器による 精度の良いスペクトルで調査することが必要 -­‐> ASTRO-­‐H へ