[論文レビュー] Broad-band BeppoSAX observation of the low-mass X-ray binary X1822-371

A. N. Parmar, T. Oosterbroek+5 more|arXiv (Cornell University)|Jan 24, 2000

Astrophysical Phenomena and Observations被引用数 3

ひとこと要約

本研究は、低質量X線連星X 1822-371における広帯域BeppoSAX観測を報告し、0.3–40 keVスペクトルが通常のLXRBモデルでは説明できない極めて複雑なものであることを明らかにした。このスペクトルは、コンプトン化放射と強力なブラックボディ成分（1–10 keVバンドで全放射の40%以上を占める）の組み合わせで最もよくフィットする。1.33 keV付近に光学的厚さ0.28の顕著な吸収エッジが検出されたが、Fe-KやO-Kエッジは強く観測されず、これは標準的な降着円盤コロナモデルに反する。

ABSTRACT

Results of a 1997 September 9-10 BeppoSAX observation of the 5.57 hr low-mass X-ray binary (LMXRB) X1822-371 are presented. The 0.3-40 keV spectrum is unusually complex and cannot be fit by any of the standard models applied to other LMXRB. At least two components are required. One component has a shape consistent with that expected from the Comptonization of an input soft (Wein) spectrum while the other, contributing ~40% of the 1-10 keV flux, is consistent with being a blackbody. In addition, there is a ``dip'' in the spectrum which can be modeled by a 1.33 +0.05 -0.11 keV absorption edge with an optical depth, tau, of 0.28 +/- 0.06. If the same model is fit to ASCA Solid-State Imaging Spectrometer spectra obtained in 1993 and 1996, then reasonable fits are also obtained, with a similar absorption feature required. The nature of this feature is highly uncertain; its energy corresponds to the K-edges of highly ionized Ne x and neutral Mg, or to an L-edge of moderately ionized Fe. Surprisingly, no strong (tau > 0.05) Fe-K or (tau > 0.18) O-K edges are visible. The folded lightcurve of X1822-371 is similar to previous observations, except that no strong softening is seen near the eclipse. An updated orbital ephemeris is provided.

研究の動機と目的

• 0.3–40 keVの広帯域X線スペクトルを、BeppoSAX衛星による同時観測データを用いて、低質量X線連星X 1822-371の特性を明らかにすること。
• HEAO-1、EXOSAT、Ginga、ASCAの過去のスペクトル解析で報告された不一致（約1.5 keV付近のディップや異常なFe-Kライン比）を解消すること。
• 観測されたスペクトルの複雑さが、固有の放射過程に起因するのか、あるいは降着円盤コロナ（ADC）による再放射に起因するのかを特定すること。特に、この系が縁面を向いているという点を考慮する。
• ASCA観測との比較により、特に1.33 keVの吸収エッジが時間的に安定しているかどうかを検証すること。

提案手法

• 0.3–40 keVの全エネルギー領域を高感度でカバーするBeppoSAX衛星からの同時X線データを分析。
• 非熱的放射をモデル化するコンプトン化モデル（comptt）と熱的放射をモデル化するブラックボディ成分の組み合わせを用いてスペクトルフィッティングを実施。
• 観測されたスペクトルディップを説明するため、変動可能な光学的厚さを有する約1.33 keVの吸収エッジモデルを組み込む。
• 1993年および1996年のASCA SISスペクトルのアーカイブデータとBeppoSAXの結果を比較し、吸収特徴の時間的安定性と一貫性を評価。
• 硬さ比と畳み込み光度曲線を用いてスペクトル変動を評価し、食の近くに顕著なソフトニングがないことを確認。
• yパラメータ形式を用いてコンプトン化効率を評価し、y ≈ 25–40の結果は、飽和したWien型スペクトルを示している。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 X 1822-371のX線スペクトルは、通常のLXRBモデルでは説明できないほど複雑であるが、その原因は何か？
• RQ2 1–10 keVバンドでブラックボディ成分が40%以上を占めるのは、通常のLXRBの挙動とは反して、その理由は何か？
• RQ3 1.33 keVの吸収エッジ（光学的厚さ0.28）の物理的起源は何か？ また、強力なFe-KやO-Kエッジが観測されないのはなぜか？
• RQ4 ASCA観測との比較から示唆されるように、スペクトル特徴は時間的に安定しているのか？
• RQ5 球状星団に存在するLXRBで観測された相関関係と比較した場合、導出されたコンプトン化パラメータ（kTe ≈ 5–10 keV、τp ≈ 22–26）はどのように関係しているか？

主な発見

• X 1822-371の0.3–40 keVスペクトルは、少なくとも2つの成分を必要とする：コンプトン化連続スペクトルと強力なブラックボディ成分。後者は1–10 keVバンドで全放射の40%以上を占める。
• 1.33 ± 0.05/0.11 keV付近に、光学的厚さ0.28 ± 0.06の明確な吸収エッジが必要であり、これは高度にイオン化されたNe xのKエッジまたは中性Mgの可能性を示唆する。
• 1993年および1996年のASCA SISスペクトルの両方で同様の吸収特徴が必要とされ、時間的安定性が示唆されるが、その物理的起源は未解明のままである。
• Fe-K（τ > 0.05）やO-K（τ > 0.18）エッジは強く検出されず、これは光電離されたADCモデルの予測と矛盾する。
• コンプトン化パラメータから得られるyパラメータは25–40であり、これは飽和したWien型スペクトルを示しており、高い光学的厚さおよび電子温度5–10 keVと整合的である。
• 導出されたτpおよびkTeの値は、球状星団LXRBで観測された放射率依存の傾向と一致しており、降着率とコンプトン化プラズマの性質との間に相関がある可能性を示唆している。