藤井紫麻見

O-12
全天 X 線監視装置 MAXI による X 線天体の変動研究
Observational study of X-ray emission variability from celestial objects
○山本 堂之 1 , 藤井 紫麻見 2 , 三原 建弘 3 , 杉崎 睦 3
H 方向、Z 方向にそれぞれ 1.5◦ × 160◦ のスリット状の視野を
全天 X 線監視装置 MAXI
1
全天 X 線監視装置 (Monitor of All-sky X-ray Image :
MAXI) とは何か？
持ち、84◦ 離れた 2 視野で全天をスキャン観測する。1 方向の
視野につき最低２台の GSCU(右、左) で上記の 160◦ の視野を
MAXI とは 2009 年 7 月 16 日にスペースシャトル・エンデ 補うことができるが、中心部は X 線源が視野内に入っている
バーにて打ち上げられ、同 24 日に国際宇宙ステーションの日 時間が短い。それを補う為に 3 台目の GSCU を中心部に設置
本実験モジュール「きぼう」の船外実験プラットフォームに搭 することで、全天で一様な感度を確保している。
ISS が地球を一周する 90 分間で視野は縄跳びの要領で全天
載された X 線全天モニタである。
の 98% を掃く。1 軌道周回では進行方向に垂直な左右 10% の
領域はカバー出来ないが、ISS 軌道面（軌道傾斜角 51.6%）は
1.1
X 線検出器機
全天 X 線監視装置 MAXI は、ガス比例計数管を用いた Gas
周期 60 日で歳差運動を行う為、1 週間程度でこの部分も完全
Slit Camera(GSC) と CCD を用いた Solid-state Slit Cam- にカバーされる。
X 線天体の位置決定はスリットに垂直の方向に位置検出感
era(SSC) の 2 種類の X 線検出器機が搭載されている。
度を持つ比例計数管と、スリットに平行に並べたコリメータ
1.1.1
Gas Slit Camera (GSC)
シートによる視野の制限によって成される。
ここでは主検出器のひとつである Gas Slit Camera (GSC)
について述べる。GSC は比例計数管とスラットコリメータを
用い、合計 5350cm2 の大面積を獲得している。比例計数管は
6 本のカーボン繊維芯線を用いた 1 次元位置検出型であり、比
例計数管内のガスには Xe 99%+CO2 1%、0 ◦ C で 1.4 atm の
混合気体を用いている。観測エネルギー帯域は 2 − 30keV で
ある。
図 2: 左：スラットコリメータと位置検出型比例計数管を用い
た GSC の観測原理、右：ISS の周回による H 方向、Z 方向の
視野の変化
図 1: Gas Slit Camera Unit
1.2
観測原理
2
MAXI で狙うサイエンス
MAXI は全天モニタとして過去最高の感度を持つ。図*は地
球から X 線源までの距離と X 線強度を示したものである。横
軸は地球からの距離（単位：光年）、縦軸は X 線強度である。X
線強度は、かに星雲の強度の 1000 分の 1（mCrab）で単位付
MAXI では 2 台の比例計数管、128 枚のコリメータとスリッ
けしている。これまでの全天モニタでは検出限界が 20mCrab
トを一組として GSC Unit （GSCU）を構成し（図 1）、ISS
程度であるのに対し、MAXI では一日で 2mCrab、一週間で
の進行方向 (H 方向) と垂直方向 (Z 方向) にそれぞれ 3 台ずつ
1mCrab、最大で 0.2mCrab の検出感度を持つ。MAXI では高
（左、中、右）合計 6 台の GSCU が搭載されている。MAXI は
1:日大理工・院・物理
2:日大理工・教員・物理 3:理化学研究所
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い感度により、これまでの全天モニタではほとんど観測するこ
と同じ天体）の MBH を推定した。これは望遠鏡衛星を 3 年以
との出来なかった我々の銀河系外に存在する X 線天体の、長
上動員した大観測であった。これ以上観測を進めるには、他
期に渡る時間変動の観測が出来る。それを用い、活動銀河核
天体での感度の良い長時間連続観測が必要であり、MAXI は
中心のブラックホール質量を推定する。
この観測に非常に適している。
図 3: MAXI の感度。横軸：地球からの距離 (光年) 縦軸：X
線強度
図 4: Hayashida et al. 1998 における X 線変動質量推定法を
用いた AGN 中心 BH 推定 横軸：振動数 (Hz)、縦軸：PSD
× 振動数
2.1
X 線変動質量推定法による活動銀河核中心
ブラックホールの質量測定
本公演では、MAXI の初期データ解析として X 線変動質量
活動銀河核（AGN）は、その光度から推定して 105 ∼109 倍
推定法の比較対象となる銀河系内 BH の精度の良い光度曲線
の太陽質量（Mo）を持つ超巨大ブラックホール（BH）に質量
降着が起こり、高効率（ε∼0.1）で電波・可視光から X 線ま
での広帯域で輝いている。AGN は降着円盤から放射している
を示す。
参考文献
と考えられており、その種類には低光度のセイファート（Sy） [1] Hayashida, Kiyoshi Astrophysical Journal v.500, p.642
銀河、高光度の電波銀河やクエーサー（QSO）などがある。そ (1998)
の AGN の BH 質量（MBH ）は可視光で数十個求められてい
[2] Markowitz, Alex The Astrophysical Journal, Volume 593,
るだけで多くは推定の域を出ない。X 線では鉄ラインのエネ
Issue 1, pp. 96-114. (2003)
[3] 理研 MAXI ウェブサイト http://www.maxi.riken.jp/
ルギー変化（Iwasawa et al. 2004）で NGC3516 のみで MBH
が求められている。
X 線においてはもう一方法、X 線の変動を用いて BH の質量 [4] 中条宏隆修士論文 (2008)
を推定する「X 線変動質量推定法」という方法がある。X 線強
度変動の時間尺度は、中心の BH の質量と比例するとされてい
るので、X 線データのフーリエスペクトル（Power Spectrum
Density : PSD）における折れ曲がり周波数を質量が既知であ
る白鳥座 X-1（∼10Mo、10Hz）と比較し、BH のスケーリン
グ即（t ∝ MBH ）を仮定することで、MBH を推定する方法
である。
Hayashida et al. 1998 では「ぎんが」衛星の観測に応用
し、6 個の Sy 銀河の MBH を 105 ∼107 Mo と求めている。
Markowitz et al. 2003 では RXTE/PCA を用いて、折れ曲が
り周波数の方法により 7 個（内 3 個は Hayashida et al. 1998
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