超高輝度X線源

天文学および天体物理学において、超高輝度X線源（ULX ）は活動銀河核ほど明るくはないが、等方的に（すべての方向に同じ）放射すると仮定すると、既知のどの恒星プロセスよりも一貫して明るい（10 ³⁹ erg /s、または10 ³² ワット以上） 。通常、ULXはそれを含む銀河ごとに約1つありますが、いくつかの銀河には多数あります。天の川銀河にはULXが含まれていることは示されていませんが、SS 433が候補の1つです。ULXに対する主な関心は、その光度が中性子星や恒星ブラックホールのエディントン光度を超えることに由来しています。ULXのエネルギー源はわかっていません。モデルには、恒星質量天体のビーム放射、中間質量ブラックホールの降着、およびスーパーエディントン放射が含まれます。

ULX は 1980 年代にアインシュタイン天文台によって初めて発見されました。その後、 ROSATによって観測が行われました。スペクトル分解能と角度分解能がはるかに高いX線天文台XMM-NewtonとChandraによって大きな進歩が遂げられました。Chandra 観測による ULX の調査では、ULX が存在する銀河 (ほとんどの銀河には存在しません) には、銀河ごとに約 1 つの ULX が存在することが示されています。^{[1] ULX は、}楕円銀河 を含むすべてのタイプの銀河で発見されていますが、星形成銀河や重力相互作用銀河ではより一般的に見られます。ULX の数十パーセントは実際には背景クエーサーです。ULX が背景源である確率は、渦巻銀河よりも楕円銀河の方が高くなります。

ULX のエディントン光度が恒星質量天体よりも大きいという事実は、ULX が通常のX 線連星とは異なることを意味します。ULX には複数のモデルがあり、異なるソースには異なるモデルが適用されると考えられます。

ビーム放射— 放射源の放射が強いビーム放射である場合、エディントンの議論は 2 度回避されます。1 度目は、放射源の実際の光度が推定よりも低いこと、2 度目は、吸収されたガスが光子が放射される方向とは異なる方向から来る可能性があることです。モデル化により、恒星質量の放射源の光度は最大 10 ⁴⁰ erg/s (10 ³³ W) に達することが示され、これはほとんどの放射源を説明するには十分ですが、最も明るい放射源には低すぎます。放射源が恒星質量で熱 スペクトルを持つ場合、その温度は高く、温度 ×ボルツマン定数 kT ≈ 1 keV となり、準周期振動は予想されません。

中間質量ブラックホール—自然界では、太陽の10倍程度の質量を持つブラックホールと、太陽の何百万倍から何十億倍もの質量を持つブラックホールが観測されています。前者は「恒星ブラックホール」と呼ばれ、大質量の恒星が最終的に形成するものです。一方、後者は超大質量ブラックホールと呼ばれ、銀河の中心に存在します。中間質量ブラックホール(IMBH) は、質量が太陽の数百倍から数千倍の範囲にある仮説上の第3のクラスの天体です。^{[2]中間質量ブラックホールは、}動的摩擦によってホスト銀河の中心に沈まないほど軽いですが、エディントン限界を超えることなくULX光度で放射できるほどの質量を持っています。 ULX が中間質量ブラックホールである場合、高/ソフト状態では、比較的低温 ( kT ≈ 0.1 keV) でピークに達する降着円盤からの熱成分を持ち、比較的低い周波数 で準周期振動を示す可能性があります。

いくつかの源が IMBH の可能性があるという主張を支持する議論は、X 線スペクトルが恒星質量の拡大されたブラックホール X 線連星と類似しているというものである。X 線連星のスペクトルは、さまざまな遷移状態を経ることが観測されている。これらの状態の中で最も注目すべきは、低/ハード状態と高/ソフト状態である (Remillard & McClintock 2006 を参照)。低/ハード状態またはべき乗則優位状態は、スペクトル指数が 1.5 から 2.0 の吸収されたべき乗則 X 線スペクトル (ハード X 線スペクトル) によって特徴付けられる。歴史的に、この状態は低い光度に関連付けられていたが、RXTE などの衛星によるより優れた観測により、必ずしもそうではない。高い/ソフトな状態は、吸収された熱成分（ディスク温度（kT  ≈ 1.0 keV）の黒体）とべき乗則（スペクトル指数 ≈ 2.5）によって特徴付けられます。少なくとも 1 つの ULX 源、Holmberg II X-1 は、高い状態と低い状態の両方のスペクトル特性を持つ状態で観測されています。これは、一部の ULX が IMBH を集積している可能性があることを示唆しています（Winter、Mushotzky、Reynolds 2006 を参照）。

背景クエーサー— 観測された ULX のかなりの割合は、実際には背景源です。このような源は、非常に低い温度 (例: PG クエーサーのソフト エクセス) によって識別できます。

超新星残骸— 明るい超新星 (SN) 残骸は、おそらく 10 ³⁹ erg/s (10 ³² W)ほどの光度に達する可能性があります。ULX が SN 残骸である場合、それは短期間では変化せず、数年程度の時間スケールで暗くなります。

• ホルムバーグ II X-1 : この有名な ULX は矮小銀河にあります。XMM による複数の観測により、この源は低/ハード状態と高/ソフト状態の両方にあることが明らかになりました。これは、この源が拡大された X 線連星または集積中の IMBH である可能性があることを示唆しています。
• M74 : 2005年にチャンドラによって観測されたように、中間質量ブラックホールが存在する可能性がある。
• M82 X-1 : これは最も明るい既知の超新星であり（2004年10月現在）、中間質量ブラックホールが存在する最有力候補としてしばしば注目されている。 ^{[3] M82-X1は}星団と関連しており、準周期振動（QPO）を示し、X線振幅の変調は62日である。
• M82 X-2 : 2014年にブラックホールではなくパルサーであることが発見された珍しいULX。 ^[4]

• M101 -X1 : 最も明るいULXの一つで、光度は最大1041^エルグ/秒（1034W^{）に達する。このULXは、}超巨星と解釈されている光源と一致しており、これがX線連星である可能性を裏付けている。 ^[5]

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  NGC 1313 X1 と X2 : NGC 1313 は、網状 銀河の渦巻き銀河で、2 つの超高輝度 X 線源が含まれています。^{[7]これら 2 つの源は低温のディスク要素を持っており、}中間質量ブラックホールの存在の証拠となる可能性があると解釈されました。^[8]しかし、低エネルギー放射は低温ディスクとしてモデル化できますが、高エネルギー放射は中間質量ブラックホール仮説と矛盾しています。^[9]さらに、NGC 1313 X-2 では X 線脈動が検出され、^[10]この天体が中性子星であると特定されています。同時に、中間質量ブラックホール仮説では、各 ULX の周囲に大規模な光学バブルが存在することを説明できません。^{[11] [12]}これら2つのULXには、超エディントン質量移動速度で降着する恒星質量の中性子星またはブラックホールが存在し、降着円盤からの強力な風がそれらを取り囲む空洞を吹き飛ばした可能性が高い。^[6]
• RX J0209.6-7427 : 1993年にマゼラン橋で最後に検出された一時的なBe X線連星系。2019年に26年間の深い眠りから目覚めたときにULXパルサーであることが判明しました。^{[13] [14]}

• 天体X線源
• X線天文学

• Remillard, Ronald A.; McClintock, Jeffrey E. (2006 年 9 月). 「ブラックホール連星の X 線特性」. Annual Review of Astronomy & Astrophysics . 44 (1): 49–92. arXiv : astro-ph/0606352 . Bibcode :2006ARA&A..44...49R. doi :10.1146/annurev.astro.44.051905.092532. S2CID  119417042.
• Winter, LM; et al. (2006年10月). 「XMM-Newtonによる近傍銀河のULX集団のアーカイブ研究」.アストロフィジカルジャーナル. 649 (2): 730–752. arXiv : astro-ph/0512480 . Bibcode :2006ApJ...649..730W. doi :10.1086/506579. S2CID  118445260.