活動銀河のMAXI観測データの解析

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活動銀河の

MAXI 観測データの解析

明星大学理工学部総合理工学科物理学系

14S1-004 岩崎ちあき

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要旨

全天X 線監視装置「MAXI」が観測を行った活動銀河 NGC4151 と MCG-6-30-15 のデータを使用し、差分変動率法を用いて、それぞれの降着流の時間変化について調べた。解析データには「MAXI」の day データを使用し、差分変動率法を用いて、2-4keV(L バンド)、4-10keV(M バンド)、10-20keV(H バンド)ごとに 1 日から 288 日にわたる時間ビン幅に対し差分変動率の結果を得た。得られた結果からはNGC4151 には、背景に 1 日より短いタイムスケールの変動と100 日程度の長いタイムスケールの変動があることが示唆される。一方、MCG-6-30-15 には、それら 2 つの変動に加えて、1～10 日程の中間のタイムスケールの変動があることが示唆される。

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1 X 線天文学

1.1 X 線天文学 1.2 全天 X 線天文観測装置「MAXI」

2 活動銀河

2.1 活動銀河中心核 2.2 セイファート銀河 2.3 活動銀河中心核の統一モデル

3 データ解析

3.1 研究対象 3.2 全データの図示 3.3 差分変動率 3.4 解析結果

4 考察

5 参考文献

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1 X 線天文学

1.1 X 線天文学

X 線は生活していくなかで必要不可欠な存在になっている。病院などで使われるレントゲン写真はX 線の高い透過力を利用して写真を撮影する技術である。人間が肉眼で見ることのできる光は「可視光」と呼ばれる領域であり、普段生活している上で支障はない。しかし、光の波長は様々なため、肉眼で確認できるものはごく一部に限られてくる。我々が夜空を見上げた際に見える星は可視光でしか確認できなかったが、現在では技術が発達し天体の観測は様々な方法で行われている。我々の目で確認できる可視光領域以外の波長での観測も可能となり、宇宙の解明に役立ってきた。人間が見ることのできる可視光を含め、電磁波は波長によっていくつかの領域に分かれている。電磁波は波長が短くなるに従って、エネルギーが高くなり、観測できる天体、現象が異なる。X 線天文学では宇宙の高エネルギー現象超高温現象を対象としている。 X 線の波長はおよそ 10nm から 0.01nm の範囲にあり、可視光よりも短い波長である。エネルギーは0.1keV から 100keV 程度である。X 線はその振動数の速さから、物質の分子構造によらず、原子レベルで電子と相互作用し、透過率は元素の種類と原子の数によって決まる。 X 線は大気を透過することができないため X 線での天体観測は観測装置を上空に打ち上げる必要があった。そのため、X 線による天体観測は 1960 年以降のロケットや人工衛星の発展に伴って始まった。 1962 年、リカルド・ジャッコーニらが打ち上げた観測ロケットによって X 線星を発見したことをはじめとしてX 線天文学は本格的に始動した。X 線星の発見により、近接連星系における質量降着とX 線の放出の関係性の議論が深まった。 X 線天文学は、X 線望遠鏡のための光学素子や放射線検出器の開発・実験などの実験物理学としての面を持ち、さらには観測から得たデータを解析してX 線を放射する天体や現象などの、宇宙の解明に努めている。図1.1 光の波長ごとの領域(JAXA)

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1.2 全天観測 X 線観測装置「MAXI」

図1.2 MAXI 本体

MAXI(Monitor of All-sky X-ray Image)は宇宙航空研究開発機構(JAXA)が国際宇宙ステーション(ISS)に搭載した、全天の X 線の強度変化を観測することのできる装置である。以下にその概要をまとめておく。大きさ 1.85m×0.8m×1m 質量 520kg 高度 400km 観測範囲 160°×1.5°(FWHM) 公転周期約96 分搭載機器 GSC(ガススリットカメラ) SSC(ソリッドステートスリットカメラ) MAXI には比例計数管を用いたガススリットカメラ(GSC)と X 線 CCD を用いたソリッドステートスリットカメラ(SSC)が搭載されている。2 種類のカメラを搭載することで低エネルギーから高エネルギーの広いエネルギー帯のX 線を観測できる。図1.3 左：比例計数管右：X 線冷却 CCD

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6 カメラはそれぞれ天頂方向と進行方向を向くように設置されている。ガス比例計数管を用いたガススリットカメラ(GSC)は 2～30keV の X 線を検出し、広い検出面積を持つため、より暗いX 線天体や広い範囲のエネルギーを持つ X 線天体の観測に適している。一方、X 線 CCD カメラを用いたソリッドステートスリットカメラ(SSC)は 0.5～12keV の X 線を検出し、観測できる範囲はGSC より狭いが高い精度で天体の X 線スペクトルを調べることができる。GSC と SSC は長い視野を持っているため、国際宇宙ステーション (MAXI)が地球を 1 周することで全天に近い空を常に監視することができる。図1.4 GSC(青)と SSC(緑)の観測範囲 X 線は、光子のエネルギーが大きいため光子ひとつひとつの検出を行う。その性質を応用したX 線検出の１つが比例計数管を用いたものである。1970 年に X 線天文衛星ウフルに比例計数管が搭載されX 線の検出に成功している。しかし難点は、比例計数管だけでは X 線がどの方向から来ているかということはわからないということだった。MAXI ではこの点が工夫され、GSC と SSC の２つに、スリットカメラを用いて X 線の位置を検出している。X 線の検出器に金属の板を並べたコリメータを置いて観測領域の幅をスリット状に狭め、さらにスリットの方向に直行した方向は、比例計数管に備えてある一次元位置検出能力を用いて、X 線の来る方向を決定している。図1.5 スリットカメラ原理

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7 ガススリットカメラ(GSC) ソリッドステートスリットカメラ(SSC) X 線検出器一次元位置感応型比例計数管(12 台) Xe(99%)+CO2(1%) X 線 CCD(32 枚) 各 CCD25mm 角、1024×1024 ピクセル X 線エネルギー帯域 2-30keV 0.5-12keV 全検出面積 5350cm2 _200cm2 エネルギー分解能 18%(5.9keV) <150eV(5.9keV) 視野 160°(長さ)×1.5°(半値幅)×2 方向 90°(長さ)×1.5°(半値幅)×2 方向空のカバー率瞬時に監視する空の領域は全天の 2% 1 周期ごとに全天の 90-98%を走査瞬時に監視する空の領域は全天の 1.3% 1 周期ごとに全天の最大 70%を走査スリット部開口面積 7.1cm2_{(検出器 1 台あたり)} _1.35cm2 位置分解能 1mm 0.025mm(ピクセル) 位置決定精度 0.1 度 0.1 度時間分解能 0.1 ミリ秒 5.8 秒速報能力リアルタイムデータ全観測時間の 50%以上の間、データを即座に地上に転送。 X 線天体が視野を横切ってから地上でのデータ解析を経てインターネットで速報するまでに要する時間は 30 秒以下。機上蓄積データリアルタイムに提供されなかった残りのデータはいったん機上に残される。 X 線天体が視野を横切ってから速報までに要する時間は 20 分～3 時間。ユーザー利用速報受け取り突発的な光度変化を起こした天体の情報を一般ユーザーにインターネットを通じて速報。データ利用一般ユーザーは Web ブラウザを通しインターネット経由の X 線天体や空領域の「画像・エネルギースペクトル・光度曲線」を取得表1.1 MAXI 基本仕様

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2 活動銀河

2.1 活動銀河中心核

銀河は基本構造として円盤成分とバルジと呼ばれる球状の成分をもつ(ただし、楕円銀河は円盤成分を持たない)。しかし、銀河にはもう１つ重要な成分がある。それが銀河中心核 (galactic nucleus)である。実際、不規則銀河や矮小銀河の一部を除くと、ほとんどすべての銀河は銀河中心核をもっている。銀河中心核には比較的個数密度の高い星団があるのではないかと考えられてきたが、巨大ブラックホール(超大質量ブラックホール、supermassive balack hole、SMBH)がその正体であることがわかってきた。実際、銀河系の中心部にも410 万 Mʘ の SMBH が存在すると考えられている。ほとんどすべての銀河の中心核にSMBH があることは驚きだが、中にはSMBH の強力な重力場を利用して、膨大なエネルギー放射(電磁波)やジェットを出しているものがある。そのような銀河中心核は、活動銀河中心核(active galactic nucleus、AGN)と呼ばれている(活動銀河核という表現も使われている)。図2.1 楕円銀河 M87 の銀河中心核(左上の明るく輝いて見える場所)とジェット構造活動銀河の標準的な理論モデルは、銀河中心にある106-9_{Mʘ の超大質量ブラックホール} に向かって物質が落ち込むことによってエネルギーが放出される、というものである。物

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9 質がブラックホールに落下するとき、物質はブラックホールの周囲を回転する角運動量を持つために、ブラックホールの近傍で降着円盤と呼ばれる扁平な円盤を形作る。降着円盤内のガスの摩擦によって、落下するガスの重力エネルギーが熱エネルギーに変換され明るく見える。降着円盤からはジェットの放出がしばしば観測されるが、宇宙ジェットの形成メカニズムはあまりよく分かっていない。この降着円盤は、質量を非常に効率よくエネルギーに変換する「エンジン」とも考えることができ、物質が持つ質量エネルギーの約10% を放射エネルギーに変換できる。これは核融合で出せるエネルギーが質量エネルギーの約 1%であるのに比べて非常に効率的が高い。このような活動が起こせるのは、活動銀河核の周囲に十分な量の物質がある場合である。ブラックホールが周囲のガスや塵をすべて「食べ尽くす」と、活動銀河核は膨大なエネルギー放出をやめて通常の銀河になると考えられている。図2.2 銀河の円盤部の明るさを 1 とした中心部の明るさの比較左：活動銀河NGC4151 右：通常銀河 NGC3351 AGN の研究は 1943 年に発表されたカール・セイファート(C.K.Seyfert)の論文に端を発する。彼は近傍銀河の中で、とりわけ明るく輝く銀河中心核を持つものを選び、分光観測を行った。その結果、電離ガスの運動速度が銀河の回転では説明できないほど大きな値を持つものが発見された。当時はその原因がわからず、彼の論文も注目を集めることはなかった。しかし、1963 年にクェーサー(quasar)が発見され、同種の天体であることがわかってから、多くの研究者の注目を集めるようになった。それはクェーサーのエネルギー源としてSMBH 説が 1964 年に提案されたからである。70 年代になると、SMBH の周辺に形成される降着ガス円盤の重要性が認識され、AGN のエネルギー放射のメカニズムが徐々に理解されるようになった。一方、観測的には、さまざまな波長帯での観測が進められるにつれ、AGN の多様性が認識されるようになった。そもそもクェーサーは電波源として発見されたものだが、その後の観測で電波源として観測されるものは一部であることがわかってきた。可視光はもちろん赤外線やX 線で次々と AGN が発見されたのである。

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10 そのようなAGN の理解に貢献したのが、近傍宇宙にある AGN の詳細な研究である。近傍宇宙にある代表的なAGN はセイファートの名前にちなんでセイファート銀河(Seyfert galaxy)と呼ばれるようになり、80 年代にかけて精力的に研究が行われた。その結果、 AGN の統一モデルの姿が見えてきた。

2.2 セイファート銀河

セイファート銀河は、特に近傍宇宙で典型的に見られるAGN の種族の１つであり、比較的低光度のクラスに属する。より高光度のAGN であるクェーサーとは、可視絶対光度では-23 等級、X 線光度では 1044_{erg s}-1_{程度を境にして区別されることが多い。ただし、} この境界は厳密に決まっているものではない。ルイス・ホー(L.Ho)らがパロマー天文台のヘール望遠鏡を用いて行った、明るい近傍銀河486 天体に対するスペクトル観測の結果によると、近傍宇宙にある銀河の約 10%がセイファート銀河に分類されている。なお、遠方宇宙において暗い天体を観測することは困難であるため、セイファート銀河は近傍宇宙で観測されやすく遠方宇宙では見つかりにくい。ただし、セイファート銀河とクェーサーの分類は光度だけで区別されており、距離の情報は定義に用いられない。セイファート銀河の可視スペクトルには複数の強い輝線が見られるが、これらの輝線は速度幅によって2 種類に分類される。 (1) 狭輝線：速度幅は比較的狭く、典型的には数百 km s-1_{である。許容線と禁制線の両方} に観測される。これらの輝線が放射される領域を狭輝線領域(narrow-line region、 NLR)と呼ぶ。 (2) 広輝線：速度幅は比較的広く、典型的には数千 km s-1_{であるが、中には数万}km s-1_におよぶ場合がある。許容線にしか観測されない。これらの輝線が放射される領域を広輝線領域(broad-line region、BLR)と呼ぶ。狭輝線と広輝線の速度幅の違いは、中心核からの距離の差に起因する。AGN の電離ガス雲の速度幅は中心核の周りのケプラー回転で近似できるので、銀河回転を無視すると、 SMBH の重力による回転速度 vrotは以下のように表される。 ��~210(_1��)� −12₍ �� 107_� ʘ) 1 2�� ⁻¹ たとえば、r=0.01pc に BLR があると、vrot~2100km s-1となる。したがって、速度幅はその2 倍の 4200km s-1_になり、_{BLR の典型的な速度幅になる。また、kpc スケールの距離} にあるNLR の電離ガス雲は銀河回転による速度が卓越しており、数百 km s-1_{の速度幅に} なる。狭輝線はすべてのセイファート銀河で観測されるが、広輝線は一部のセイファート銀河でしか観測されない。このため、セイファート銀河は次の２つのタイプに分類される。 (1) 1 型セイファート銀河：広輝線と狭輝線の両方が観測される (2) 2 型セイファート銀河：狭輝線しか観測されない NLR BLR 典型的な速度幅数百km s-1 _数千_{km s}-1 電子密度 102_～₁₀6_cm-3 ₁₀₁₀_～₁₀₁₂_cm-3 電子温度 1 万 K 1 万 K 中心核からの距離 10pc～数 kpc 0.01～1pc 代表的な輝線 [OⅢ]、[NⅡ]、[OⅠ] 水素原子のバルマー線、FeⅡ 表2.1 NLR と BLR の性質の比較

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11 この分類は1974 年にエドワード・キャチキアン(E.Y.Khachikian)とダニエル・ウィードマン(D.W.Weedman)によって提案されたものである。1 型と 2 型セイファート銀河は、近傍宇宙では約1 対 4 の割合で観測されている。 1 型と 2 型セイファート銀河は、実は同じ種族の天体であるが、見る方向の違いで別種の天体のように観測される。その理由については、活動銀河中心核の統一モデルで改めて説明する。図2.3 セイファート銀河の可視スペクトル。一番上のAGN では、幅の広い輝線が見えているのに対し、一番下のAGN では、幅の狭い輝線しか見えていない。真中のAGN では、両方が混在している。

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2.3 活動銀河中心核の統一モデル

AGN の統一モデル(unified model)とは、1 型と 2 型の AGN を別種族に天体と考えるのではなく、観測者が天体を見込む角度が違うことにより本来同じ種族の天体が見かけ上別種族の天体に見えていると考えるアイデアである。具体的には、光学的に厚い(光子の散乱や吸収により不透明になっている)ガスやダストがドーナツのような形をした遮蔽体(トーラス)を形成していて、このトーラスが降着円盤および BLR の外側に存在すると考える。この場合、トーラスの回転軸方向からトーラス内側を見込むような角度でAGN を観測すると、BLR がトーラスに隠されずに観測され、1 型として認識される。一方、トーラスの赤道面方向から観測すると、BLR はトーラスに隠され、2 型として認識される。図2.3 AGN の統一モデルこのAGN 統一モデルの観測的証拠の１つとして重要なものに、1985 年のロベルト・アントヌッチ(R.R.J.Antonucci)らによる観測結果がある。彼らは 2 型セイファート銀河 NGC1068 の可視偏光スペクトルを測定した。直接光スペクトルには速度幅の広い輝線が見られない一方、偏光スペクトルには速度幅の広いHβ 線、HeⅡ輝線、FeⅡ放射など、1 型セイファート銀河の特徴が見られた。このことは、NGC1068 では BLR がトーラス状の遮蔽体により隠されていて、トーラスの回転軸方向に放射された光が散乱されて観測者に届いていると考えれば理解できる。このとき、何がBLR 放射を散乱しているかが問題になるが、偏光に波長依存性が見られないので、ダストによる散乱ではなく自由電子による散乱が支配的であると考えられている(ダスト散乱であれば、波長の短い光ほど散乱を受けや 1 型 AGN 2 型 AGN

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13 すいため、直接光スペクトルに比べ偏光スペクトルで連続光の傾きがより青くなるはずである)。ただし、すべての 2 型 AGN について偏光スペクトル中に BLR 放射の兆候が見られるわけではない。この偏光分光観測に加え、近赤外線での分光観測でもAGN 統一モデルを支持する結果が得られている。いくつかの2 型セイファート銀河について、可視光スペクトルには見られない速度幅の広い成分が、近赤外線スペクトル中の水素輝線に見られるようすが報告されている。これは、可視光に比べ近赤外線の方がダストに吸収されにくいため、可視光で見てもトーラスに隠されて見えなかったBLR が近赤外線では見えているものと理解できる。トーラスの存在の間接的な証明として、先に述べたように、多くのAGN に円錐型の形状をしたNLR が観測されていることがあげられる。輝線放射だけをとらえる特殊な撮像観測を行い、狭輝線を放射するガスの空間分布を調べると、中心核を頂点とする円錐型に分布しているのである。この状況は、中心核から全方位に向けて放射される光子のうちトーラスで遮られるものはトーラス以遠のガスを電離させることができず、トーラスの開口方向に放射される光子だけがトーラス以遠のガスを電離させてNLR を形成していると考えれば説明できる。トーラスの存在を示す別の重要な結果として、日本のX 線天文衛星「ぎんが」による観測がある。栗木久光らは、2 型 AGN の X 線スペクトルが、1 型 AGN の X 線スペクトルが視線上にある物質によって大きな吸収を受けた形をしており、トーラス越しに中心核を見ていると解釈できることを示した。ただし、AGN 統一モデルは有効なモデルであるものの、AGN 統一モデルが成り立たないような観測例もあることを認識しておく必要がある。

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3 データ解析

3.1 研究対象

本論文では、MAXI による 1 型セイファート銀河 NGC4151 と MCG-6-30-15 の観測データを解析した。それら2 つの AGN の諸元を以下にまとめる。 (1) NGC4151 距離約6200 万光年星座りょうけん座赤方偏移 0.003262 中心BH の質量約1330 万 Mʘ タイプ 1 型セイファート銀河表2.3 MCG-6-30-15 の諸元図2.4 NGC4151 by SDSS

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15 (2) MCG-6-30-15 距離 1.1 億光年星座ケンタウルス座赤方偏移 0.00775 中心BH の質量約290 万 Mʘ タイプ 1 型セイファート銀河表2.3 MCG-6-30-15 の諸元図2.5 MCG-6-30-15 by HST/WFPC-2

3.2 全データの図示

MAXI のデータは、理研が公開しているデータをダウンロードしたものを使用する。ダウンロードしたデータはExcel で開くことができ、解析には Excel を用いた。今回はday データを解析した。MAXI は 1 日に 16 回地球を公転するので、1 日(16 周分)ごとのデータとしたものが day データとなっている。データではX 線のエネルギーを 4 つに分けて表示されており、2-20keV を All バンド、 2-4keV を Low バンド、4-10keV を Med バンド、10-20keV を High バンドとする。All バンドはLow、Med、High を合わせたものである。

図3.1 と図 3.2 には MAXI が観測した NGC4151 と MCG-6-30-15 の 2-20keV(A バンド)、2-4keV(L バンド)、4-10keV(M バンド)、10-20keV(H バンド)の領域ごとに光子数を観測日の時間軸に並べ図示した。

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16 使用データ理化学研究所が公開しているMAXI のアーカイブデータ解析期間 NGC4151 55092.5～57927.5MJD MCG--6-30-15 55058.5～57948.5MJD 解析データ day データ(1 日を 1 点) 解析手段 Excel 縦軸 X 線強度(Photons/s/cm2₎ 横軸修正ユリウス日図3.1 MAXI により観測された NGC4151 の各エネルギー領域の X 線強度の時間変化

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図3.1 MAXI により観測された NGC4151 の各エネルギー領域の X 線強度の時間変化

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図3.2 MAXI により観測された MCG-6-30-15 の各エネルギー領域の X 線強度の時間変化

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19 図3.2 MAXI により観測された MCG-6-30-15 の各エネルギー領域の X 線強度の時間変化

3.3 差分変動率

差分変動率法は、ある時間ごとにX 線強度の変動がどれだけであるかを調べることができる。ある時間ビン幅の一連のデータにつき、隣り合う2 ビンのデータについて「差の絶対値の平均」の「和の平均」に対する比をとる。ある時間幅の時系列観測データ：{xi}(j=1,2,3… … … N)について ∑�/2_�=0 |�2�− �2�+1|₂ ∑�/2_�=0 �2�+ �2�+1 2 を計算したものが差分変動率である。

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最少時間幅のデータから倍々となっていく時間ビン幅ごとに、2 ビンずつデータをまとめて差分変動率を計算。時間幅が最少から最大にわたって近似的にパワースペクトルを求めたことになる。

All バンド値 2 ビン 4 ビン 8 ビン 16 ビン A1 +A2(1) +A4(1) +A8(1) +A16(1)

A2 : : : A3 +A2(2) A4 : A5 : 図3.3 Excel でのビンごとの解析例例として、2 ビンでは +�2(1) =(�1 + �2)₂ +�2(2) =(�3 + �4)₂ 隣り合うデータを足し合わせ、平均を取ったものが上記の式である。4 ビンでは 2 ビンを足したもの、8 ビンでは 4 ビンを足したもの、16 ビンでは 8 ビンを足したものとして計算する。さらに、同じ要領で差の計算も行う。 −�2(1) =(�1 − �2)₂ この差分の絶対値を取って、差分変動率を求めると � = � � �=0 | − �2(�)| �2(�) この式は All バンドの 2 ビンについての差分変動率を求めたものである。これと同じようにLow バンド、Med バンド、High バンドについて計算を行う。

差分の平均値はこの波長のフーリエ成分の振幅を求めることに相当する。

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3.4 解析結果

差分変動率法を用いて、1 日ごとの day データを解析した。隣り合う 2 ビンを順次足していき、倍々になっていくビン幅ごとに1 ビン 16 日になるまで差分変動率を計算した。さらに長い時間幅については、もはや連続したデータ列は得られない。そこで、 NGC4151 に対しては、全観測時間を 72 日ごとに区切り、72 日ごとの平均強度を計算した。その強度を1 ビン 72 日ごとの X 線強度と近似し、72 日、144 日、288 日の差分変動率を計算した。一方、MCG-6-30-15 については、全期間を 36 日ごとに区切り、その平均強度を計算した。そして1 ビン 36 日、72 日、144 日、288 日の差分変動率を計算した。そうして、求められた差分変動率を隣り合う2 ビンの時間幅の関数として図 3.5、図 3.6 に示した。図3.5 NGC4151 の各エネルギーバンドの変動率

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得られた差分変動率の結果が実際のX 線変化と矛盾のないものになっているかを確認するため、約1600 日間の X 線強度変化を L、M、H のバンドごと、ビン幅ごとに以下に図示する。

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4 考察

今回の解析はMAXI による活動銀河 NGC4151 と MCG-6-30-15 の観測データを用いて、2-4keV(L バンド)、4-10keV(M バンド)、10-20keV(H バンド)の各エネルギー領域の X 線強度から 1 日から 288 日のタイムスケール(ビン幅)に対する差分変動率を求めた。 NGC4151 については、1 日から 16 日のタイムスケールでは、M バンドの差分変動率が L と H に比べて小さく出ている。図 3.7 から図 3.10 を見てみると、データがバラついて、強度が0 に近づく割合が M バンドは、L・H バンドに比べて少ないことが見てとれる。強度の平均に対するデータのバラつきを見ているが差分変動率なので、X 線強度変化の様子は、差分変動率の様子と矛盾していない。また、始め右肩下がりだった差分変動率が100 日あたりから水平になっている。これは、短いタイムスケールと長いタイムスケールにそれぞれ何かしらの要因があることを示している。短いタイムスケールについては、差分変動率が時間ビン幅Δt のほぼ-1₂乗に比例して減少していっていることがわかる。この傾向は、変動のピークは1 日よりも短いタイムスケールにあり、その変動が長いタイムスケールの領域ににじみ出ていると考えると説明できる。(Inoue 他(2011）による。) この変動は、中心ブラックホール付近の X 線を放射している領域の変動と考えられる。この中で、M バンドの差分変動率が L バンド、H バンドに比べて小さくなっている。長いタイムスケールについては、それまでΔt の-1₂乗に比例していたものが100 日あたりを境にほぼ水平になっており、各バンドの差分変動率も短いタイムスケールに比べそれほど差がないことがわかる。つまり、中心ブラックホールから放射されるX 線の変動以外に X 線強度に何かしらの影響を与えるものがあると予想できる。これは、中心ブラックホールの外側から中心ブラックホールに向かって落ちていく物質の流れ方やその量が変動していると考えられる。 MCG-6-30-15 については差分変動率が全体的に L、M、H の順に大きくなるような値を取っている。図3.14 から図 3.20 までに表したグラフを見てみると、確かに X 線強度のばらつきはL バンドが一番小さく、H バンドが一番大きくなっている。加えて、NGC4151 ではΔt の-1₂乗に比例していた差分変動率がMCG-6-30-15 ではΔt の-1₂乗に比例せず全体的にもっとゆるやかに右肩下がりになっている。これは、背景にNGC4151 の差分変動率と同じような描像があると考えると、NGC4151 で考えられた短いタイムスケールと長いタイムスケールの2 つの変動の間(中間のタイムスケール)に何かしらの変動が加わるからだと考えられる。

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