広帯域精密X線観測によるブラックホール近傍の時空構造の解明

利用宽带精密 X 射线观测阐明黑洞附近的时空结构

基本信息

批准号：
09J06950
负责人：
宮川雄大
金额：
$ 0.45万
依托单位：
The University of Tokyo
依托单位国家：
日本
项目类别：
Grant-in-Aid for JSPS Fellows
财政年份：
2009
资助国家：
日本
起止时间：
2009 至 2010
项目状态：
已结题

来源：
https://kaken.nii.ac.jp/grant/KAKENHI-PROJECT-09J06950/
关键词：
ブラックホール X線観測

项目摘要

我々は、代表的なディスクライン天体であるMCG-6-30-15に焦点を絞り、ディスクライン構造の検証を行った。ディスクラインの構造に迫るためには連続成分のモデルを正しく評価することが不可欠である。本研究の目的は、モデル依存しないアプローチから高エネルギー範囲にわたるスペクトル変化を明らかにした上で、そのスペクトル変化をできるだけ少ないパラメーターの変化で説明できる連続成分の物理的モデルを見つけ、それを用いてディスクラインの必然性に迫ることである。これを達成するために、我々は、鉄エネルギー付近における高いエネルギー分解能と40keVまで感度をもつ「すざく」衛星を用いて、データ解析を行った。加えて、X線回折格子によって「すざく」よりも高いエネルギー分解能をもつChandra衛星を用いてスペクトル吸収線構造を調べた。このように、様々なX線天文衛星の特徴を最大限に生かして研究を行った。「すざく」衛星で2006年1月に観測された露光時間約339ksecのデータを用いて、スペクトルハードネス(6-10keVと0.5-3keVのカウントレートの比)とX線強度(6-10keVのカウントレート)の関係を調べた。なお、0.5-3keVは電離吸収の影響が強い帯域である。その結果、10keV以下で明るくなるほど、スペクトルがソフトになることを明らかにした。次に、Chandra衛星で2004年の5月に観測された露光時間約522ksecのデータ解析を行った結果、X線強度に応じてMgとSiの吸収線の等価幅が変化していることを明らかにした。このことから、10keV以下のスペクトル変動は主に電離吸収体の吸収量の変化によるものであることを示した。我々は、Chandra/HETGSのデータを解析することでBH遠方からの鉄輝線の等価幅を20eV程度と評価し、既に報告されていたYoung et al.(2005)の結果を確認した。その上で、George and Fabian(1991)の結果を踏まえて、等価幅20eVの鉄輝線から期待される0.6π程度の立体角を持つ反射体を導入した。それだけでは10keV以上で卓越するスペクトル成分を説明できないため、電離した物質による強い吸収を起こす成分(N_H～10^<24>cm^<-2>)を仮定したモデルを考えた。このモデルを用いて「すざく」衛星とChandra衛星のスペクトルについて解析を行った結果、極端に広がった鉄輝線(いわゆるディスクラインモデル)を入れなくても、エネルギースペクトルを良く説明できることが分かった。このモデルを様々なタイムスケールでの明るい状態のスペクトルと暗い状態のスペクトル、および強度毎にスライスしたスペクトルについて当てはめたところ、観測されたすべてのスペクトル変化を、power-lawの直接成分の強度と強い吸収を受けた成分の強度、低電離吸収体の電離度の3つのパラメーターの変化だけで説明できることを明らかにした。また、この時、直接成分の強度と吸収成分の強度の間に強い逆相関があることを発見した。この逆相関関係は、中心からのX線が電離した物質により部分吸収されていることを強く示唆している。その一方で、power-lawの直接成分の強度と電離度にははっきりと相関関係が見られた。これらの結果を踏まえて、我々は、MCG-6-30-15のX線スペクトル変化は、広がったX線源の視線上で遮断する光電離された吸収ガスによって主に生じているという"absorbing cloud envelope"モデルを提案する。以上より、我々は、ディスクライン天体として有名なセイファート1型銀河MCG-6-30-15のデータ解析を行い、様々な時間スケールにおけるスペクトル変化を説明するモデルを構築し、ディスクライン構造に迫った。その結果、極端に幅の広がったディスクラインを導入しなくても、観測されたスペクトルの形状とその変化を自然に説明できることができた。

我们专注于典型的磁盘线对象MCG-6-30-15，并测试了磁盘线结构。为了更接近磁盘线的结构，必须正确评估连续组件的模型至关重要。这项研究的目的是阐明从模型无关的方法上的高能量范围上的光谱变化，然后找到一个连续组件的物理模型，这些模型可以用尽可能少的参数来解释光谱变化，并使用它们更接近磁盘线的不可避免性。为了实现这一目标，我们使用具有高能量分辨率的“ Suzaku”卫星进行了数据分析，该卫星在铁能量附近和灵敏度高达40 KEV。此外，使用X射线衍射光栅使用Chandra卫星研究了光谱吸收线结构，其能量分辨率高于Suzaku。这样，我们在最大程度上使用了各种X射线天文卫星的特征进行了研究。使用在2006年1月在苏扎湖卫星上观察到的大约339 ksec的数据，我们研究了光谱硬度（6-10 KEV的计数速率和0.5-3 KeV的比率）和X射线强度（计数速率为6-10 KEV）之间的关系。顺便说一句，0.5-3KeV是具有电离吸收的强大影响的条带。结果，揭示了频谱变得明亮，频谱变得越柔软。接下来，在Chandra卫星上进行数据分析，暴露时间约为522 ksec，该时间在2004年5月观察到，并揭示了Mg和Si的吸收线的等效宽度根据X射线强度而变化。这表明10 KEV或更少的光谱波动主要是由于电离吸收剂吸收量的变化。通过分析Chandra/Hetgs数据，我们评估了从BH到约20 eV的铁发射线的等效宽度，证实了Young等人的先前报道的结果。（2005）。此外，考虑到乔治和法比安（George and Fabian）（1991）的结果，该反射器的实体角度约为0.6π，这是从同等宽度为20 eV的铁发射线中预期的。由于仅此单单无法解释在10 keV或更高时出现的光谱成分，因此我们考虑了一个模型，该模型假设成分（N_H -10^<24> cm^< -2>）引起电离物质的强吸收。使用该模型，我们分析了苏扎库和钱德拉卫星的光谱，发现没有极大扩展的铁发射线（所谓的磁盘线模型）可以很好地解释能量光谱。在各个时间尺度上填充明亮和黑暗状态的光谱，以及通过强度切成薄片的光谱，表明所有观察到的光谱变化都可以通过仅三个参数的变化来解释：幂律的直接组件的强度，势力的强度，成分的强度，具有强烈吸收的组件的强度以及低离子吸收室的电离程度。目前，我们还发现直接成分的强度与吸收成分的强度之间存在很强的逆相关性。这种反相关强烈表明，中心的X射线被电离材料部分吸收。另一方面，幂律的直接组成部分与电离程度之间存在明显的相关性。考虑到这些结果，我们提出了“吸收云包膜”模型，该模型指出，MCG-6-30-15的X射线光谱变化主要是由光电离吸收的气体阻断X射线源的视线而引起的。从上面，我们分析了著名的磁盘线对象Seifert 1型Galaxy MCG-6-30-15的数据，并构建了一个模型，该模型解释了各个时间尺度上的光谱变化，并仔细研究了磁盘线结构。结果，可以自然解释观察到的形状和光谱的变化，而不会引入极宽的磁盘线。