Cyg X-1: Spin via CF Total Model SP1 SP2 SP3 10 10 Thermal Power-Law Photons cm − 2 s − 1 Reflected 1 1 0.1 0.1 Data/Model Ratio 1.3 1.0 0.7 1 10 1 10 a * =0.9911 ¡± ¡0.0009 ¡ 1 10 ASCA+RXTE ¡ ¡ ¡ ¡ E (keV) ASCA+RXTE Chandra+RXTE a * =0.9911 ± 0.0009 a * =0.9999 ± 0.0171 a * =0.9999 ± 0.0081
Cyg X-1: Spin via CF Total Model SP1 SP2 SP3 10 10 Thermal Power-Law Photons cm − 2 s − 1 Reflected 1 1 0.1 0.1 Data/Model Ratio 1.3 1.0 0.7 1 10 1 10 a * =0.9911 ¡± ¡0.0009 ¡ 1 10 ASCA+RXTE ¡ ¡ ¡ ¡ E (keV) ASCA+RXTE Chandra+RXTE a * =0.9911 ± 0.0009 a * =0.9999 ± 0.0171 a * =0.9999 ± 0.0081
Model: SIMPL vs. POWERLAW
Model ¡Explanation XSPEC model names: Thermal: Kerrbb2; Power-law: SIMPLR; Reflected: IReflect; Iron-line: Kerrdisk
Model ¡Explanation XSPEC model names: Thermal: Kerrbb2; Power-law: SIMPLR; Reflected: IReflect; Iron-line: Kerrdisk
Error Analysis via MC Simulation (1) Generate 9000 sets of parameters with Gaussian distribution (2) Solve the BH mass from mass function, given i and M opt (3) Repeat the fit
Error Analysis via MC Simulation ASCA+RXTE Chandra+RXTE ➢ 10,000 CPU hours @ 450 CPUs at Cluster Odyssey of Harvard ➢ a * > 0.95 at 3 σ Gou et al. (2012), ApJ
One ¡Caveat ¡to ¡Our ¡Spin ¡Results High scattering fraction (22%-31%) decreases the reliability of our spin results. Power-law Component
Empirical ¡limit ¡for ¡Scattering ¡Fraction Scattering fraction < 25% for reliable spin measurement H1743 R ISCO f SC Steiner et al. (2009)
The ¡traditional ¡selection ¡approach ¡is ¡too ¡complicated
Confirmation of the Extreme Spin • Bad quality spectra used in the previous analysis • 5 pointings from Chandra, Suzaku, Swift, and RXTE (late 2010, and 2011). • 11 spectra (6 suitable) a ∗ 0.93 0.96 0.99 0.96 0.99 0.96 0.99 -3 σ -2 σ -1 σ 1000 a ∗ > 0 . 965 a ∗ > 0 . 962 a ∗ > 0 . 983 100 S1 S2 S3 10 N 1 1000 a ∗ > 0 . 966 a ∗ > 0 . 948 a ∗ > 0 . 982 100 S4 S5 S6 10 1 0.96 0.99 0.94 0.99 0.96 0.99 a * > 0.983 at 3 σ for Cyg X-1 (ApJ, 2014, 790, 29 )
Listed as one of the highlights
Implication of Extreme Spin
Implication of Extreme Spin
Implication of Extreme Spin
Two different Jets Compact ¡jet ¡(B-‑P) ¡vs. ¡Ballistic ¡Jet ¡(B-‑Z) ¡
Jet Power vs. Spin Narayan ¡& ¡McClintock ¡(2012) Steiner, ¡McClintock ¡ ¡&Narayan ¡(2013)
Origin ¡of ¡Extreme ¡Spin Assuming ¡by ¡pure ¡accretion King ¡& ¡Kolb ¡(1999) (1) ¡For ¡a*> ¡0.95, ¡ ¡accreted ¡mass ¡is ¡> ¡7.3 ¡Msun ¡ (2) ¡Also ¡assume ¡the ¡Eddington ¡accretion ¡rate, ¡the ¡accretion ¡time ¡scale ¡is ¡ ¡31 ¡million ¡years. ¡ (3) ¡Age ¡of ¡ ¡system ¡lies ¡between ¡4.6 ¡and ¡7.8 ¡million ¡years ¡(Wong ¡et ¡al. ¡2012) Spin ¡is ¡chiefly ¡natal ¡!!! Alternative: ¡ ¡hypercritical ¡mass ¡accretion ¡(Moreno ¡Mendez ¡2011)
LMC ¡X-‑3: ¡1983-‑2009 L ¡/ ¡L Eddington Reliability of CF Method
LMC ¡X-‑3: ¡1983-‑2009 L ¡/ ¡L Eddington
LMC ¡X-‑3: ¡1983-‑2009 Steiner ¡et ¡al. ¡2010 L ¡/ ¡L Eddington R inner ¡/ ¡M R inner ¡ stable ¡to ¡4% ¡
Spin Summary For 21 BH Binaries (CF) > ¡0.95 > ¡0.98
Spin Summary For 21 BH Binaries (CF) > ¡0.98
Update on GRS 1915+105 McClintock et al. ApJ, 2006, 652, 518
Update on GRS 1915+105 Old New D (kpc) 11 [6-14] 8.6(+2.0, -1.6) i (deg) 66+/2 60+/- 5 M 14.0+/- 4.4 12.4(+2.0, -1.8) a* > 0.98 > 0.92 a * > 0.92 at 3 σ (Reid et al. ApJ, 2014, 796, 2 )
Spin Summary For 21 BH Binaries (CF) > ¡0.98 > ¡0.92
Mass Determination
Black Hole Mass Measurements • Mass function f(M) : K 2 à spectroscopy • Mass ratio q = M 2 /M : v sin i à spectroscopy • Systemic inclination i : light curve à photometry Challenge for short-period BH binaries: disk veiling • disk light contaminates the emission from the secondary • fraction could be high and varying difficult to model the light curve and the inclination angle
X-ray Nova Muscae 1991 (GS/GRS 1124-683) • discovered by Ginga/GRANAT in 1991 • dynamically established as a BH binary • Remillard et al. (1992) Transient K 2 = 409 ± 18 km/s f(M) = 3.1 ± 0.4 M ◉ • Orosz et al. (1996) K 2 = 406 ± 7 km/s f(M) = 3.01 ± 0.15 M ◉ • Casares et al. (1997) K 2 = 420.8 ± 6.3 km/s f(M) = 3.34 ± 0.15 M ◉ • short period P = 0.4326058(31) d = 10.4 hr
X-ray Nova Muscae 1991 (GS/GRS 1124-683) • Previous works on inclination • Orosz et al. (1996): optical light curve ( B + V, I ) 54° < i < 65° • Shahbaz et al. (1997): near-infrared light curve ( H ) 39° < i < 74° • Gelino et al. (2001): near-infrared light curve ( J, K ) i = 54° ± 1.5°, M = 6.95 ± 0.6 M ◉ None of them corrected for disk veiling ! • Spin Measurement (Morningstar et al. 2014) a * = - 0.25 (+ 0.05, - 0.64) Retrograde spin ?! (see Fragos & McClintock 2015)
Radial Velocity Curve VLT/VIMOS Gemini/GMOS
Radial Velocity Modeling VLT/VIMOS f(M) = 3.02 ± 0.06 M ◉ Gemini/GMOS entirely consistent with previous work with three times better precision
Rotational Broadening Measuring Rotational Velocity v sin i • mass ratio q = M 2 /M VLT/VIMOS (Wade & Horne 1988) • disk veiling factor 1 - f Gemini/GMOS
Rotational Broadening & Disk Veiling Measurements Optimal Subtraction VLT/VIMOS Gemini/GMOS IS H α
Rotational Broadening & Disk Veiling Measurement v sin i = 85.0 ± 2.6 km s -1 q = M d /M BH = 0.079±0.007 VLT/VIMOS Gemini/GMOS
Ellipsoidal Modulation of the Secondary Light Curve VLT/VIMOS Gemini/GMOS
Ellipsoidal Modulation GRO J1655-40 VLT/VIMOS Gemini/GMOS (Beer & Podsiadlowsky 2002)
Light Curve Modeling • Eclipsing Light Curve (ELC) code (Orosz & Hauschildt 2000) -- Stellar emission from the secondary -- steady pedestal disk emission -- variable disk emission from a hotspot 2001 J
Light Curve Modeling 2001 J
Best-fit System Dynamical Parameters 2001 J
Update on GRS 1124-683 Old New 4.95 (+0.69, D (kpc) 5.89 ± 0.26 -0.65) i (deg) 54 ± 1.5 43.2 (+2.1 -2.7) M 7.24 ± 0.27 11.0(+2.0, -1.4) a* -0.25 (+0.05, 0.62 (+0.16, -0.65) -0.19) a * = 0.62 (-0.19, +0.16) (Zihan Chen, LG et al., 2016 ApJ )
Update on GS 1124-683 a * =-0.25(+0.05, -0.64)(Morningstar et al. ApJ, 2014, 784, 18 ) a * =0.62(+0.16, -0.19)(Zihan Chen, LG et al., ApJ)
Jet Power vs. Spin Gamma=2, ¡1.9 ¡sigma ¡ Gamma=5, ¡2.1 ¡sigma
Spin Summary For 21 BH Binaries (CF) 0.84 ¡± ¡0.05 0.92 ¡± ¡0.06 > ¡0.98 < ¡0.3 > ¡0.92 0.62± ¡0.16 0.70 ¡± ¡0.05 0.12 ¡± ¡0.18 0.34 ¡± ¡0.24 0.80 ¡± ¡0.05
The Iron-Line Method (both supermassive and stellar black holes)
Schematic Sketch of the X-ray Source Continuum Fitting Iron Line
The “Reflected” Spectrum 1000 Incident power-law spectrum Incident power-law spectrum Energy × ! (Energy Flux) 10 1 Fe K Fe K Reflected spectrum Reflected spectrum 0.1 1 10 100 Energy (keV) Courtesy: R. Rubens
Features in the Spectra
Dependence of Fe K Line Profile on Spin a * = 1 a * = 0 1 1 Fabian et al. 1989 Extreme red wing Intensity Intensity 0 0 2 4 6 8 2 4 6 8 Energy (keV) Energy (keV) Models: Xillver (Garcia et al. 2010, 2013); Reflionx (Ross et al. 1999, 2005)
Cyg X-1 Spin from Iron Line
Cyg X-1 Spin from Iron Line: near-zero
Cyg X-1 Spin from Iron Line Gou ¡et ¡al. ¡2011, ¡ApJ
Cyg X-1 Spin from Iron Line RXTE PCA XMM-Newton EPIC-pn a * =0.97 ± 0.02 (Fabian et al. 2012; Suzaku) a * =0.88 ± 0.11 (Duro et al. 2011) a*> 0.83 (Tomsick et al. 2014; Suzaku+NuSTAR)
Lessons learned from the iron line fit Proper ¡continuum ¡subtraction ¡ and ¡broadband ¡fitting ¡are ¡ quite ¡important ¡
Fe-Line Spin Measurement for Stellar BH Spin a * (CF) Spin a * (Fe K) Black Hole Principal References Cyg X-1 > 0.98 > 0.9 Gou ea. 2014; Fabian ea. 2012 GRS 1915+105 > 0.92 0.98 ± 0.01 Reid et al. 2014; Miller ea. 2014 0.97 +0.02 LMC X-1 0.92 ± 0.06 Gou ea. 2009; Steiner ea. 2012 -0.25 XTE J1550-564 0.34 ± 0.28 0.55 ± 0.1 Steiner, Reis ea. 2011 GRO J1655-40 0.7 ± 0.1 * > 0.9 Shafee ea. 2006; Reis ea. 2009 M33 X-7 0.84 ± 0.05 Liu ea. 2008, 2010 4U 1543-47 0.8 ± 0.1 * Shafee ea. 2006 LMC X-3 0.21± 0.12 Steiner ea. 2014 H1743-322 0.2 ± 0.3 Steiner & McClintock 2012 A0620-00 0.12 ± 0.19 Gou ea. 2010 Nova Mus 1991 ~ 0.62 Chen, Gou ea. 2015 GX 339-4 < 0.9 0.93 ± 0.05 Reis ea. 2008; Kolehmainen & Done 2010 MAXI J1836-194 0.88 ± 0.05 Reis ea. 2012 Swift J1753.5 0.76 ± 0.15 Reis ea. 2009 XTE J1650-500 > 0.7 Walton ea. 2012 XTE J1752-223 0.52 ± 0.11 Reis ea. 2010 XTE J1652-453 < 0.5 Heimstra ea. 2010, Chiang ea. 2012 M31 uQ < -0.2 Middleton ea. 2014
Recommend
More recommend
