[論文レビュー] Diagnostics of the black hole candidate SS433 with the RXTE

E. Filippova, M. Revnivtsev+3 more|arXiv (Cornell University)|Sep 13, 2006

Astrophysical Phenomena and Observations参考文献 1被引用数 12

ひとこと要約

本研究は1996年から2005年までの100件のRXTE観測を用いて、ブラックホール候補天体SS433のX線放射変動を歳差運動および公転運動の影響で診断する。強い光電吸収（$N_{\rm H} > 10^{23}$ cm$^{-2}$）が伴侶星の高密度な風から生じており、そのX線遮光サイズはローチューブサイズを上回っている（$R/a \gtrsim 0.53$）、質量比は$q \lesssim 0.35$に制限され、また、コンパクト天体からの距離$l_0/a \sim 0.06-0.09$で最大温度約30 keVのジェット温度プロファイルが回復された。

ABSTRACT

We present our analysis of the extensive monitoring of SS433 by the RXTE observatory collected over the period 1996-2005. The difference between energy spectra taken at different precessional and orbital phases shows the presence of strong photoabsorption (N_H>10^{23}cm^{-2}) near the optical star, probably due to its powerful, dense wind. Therefore the size of the secondary deduced from analysis of X-ray orbital eclipses might be significantly larger than its Roche lobe size, which must be taken into account when evaluating the mass ratio from analysis of X-ray eclipses. Assuming that a precessing accretion disk is geometrically thick, we recover the temperature profile in the X-ray emitting jet that best fits the observed precessional variations in the X-ray emission temperature. The hottest visible part of the X-ray jet is located at a distance of l_0/a~0.06-0.09, or ~2-3*10^{11}cm from the central compact object, and has a temperature of about T_{max}~30 keV. We discovered appreciable orbital X-ray eclipses at the ``crossover'' precessional phases (jets are in the plane of the sky, disk is edge-on), which under model assumptions put a lower limit on the size of the optical component R/a>0.5 and an upper limit on a mass ratio of binary companions q=M_x/M_{opt}<0.3-0.35, if the X-ray opaque size of the star is not larger than 1.2R_{Roche, secondary}.

研究の動機と目的

• 歳差および公転位相にわたる広範なRXTEモニタリングを用いて、SS433におけるX線放射変動を診断すること。
• 伴侶星の風による光電吸収がX線スペクトル測定に与える影響を特定すること。
• 星の遮光サイズがローチューブサイズを上回る状況において、X線食からのローチューブサイズ推定の信頼性を評価すること。
• 公転X線食と歳差モードを用いて、連星系の質量比を制限すること。
• 歳差による放射温度の変化に基づいて、X線ジェットの温度プロファイルを再構築すること。

提案手法

• 1996年4月から2004年8月にかけて収集された、100件の公開済みRXTE観測データ（AO10の専用観測を含む）の分析。
• 歳差および公転位相の異なる段階で得られたX線データのスペクトルを比較し、エネルギー依存性のある光電吸収および温度変化を検出する。
• 幾何学的厚さを持つ歳差する降着円盤と一定のジェット開口角を仮定して、X線ジェット温度プロファイルをモデル化する。
• X線光曲線における食の深さと持続時間から、遮光領域のサイズを推定する。この際、星および風が遮光的であると仮定する。
• 観測された食プロファイルを理論的モデルにフィットさせ、最良の適合を得るための星半径および質量比を導出する。ここで$q = M_{\rm x}/M_{\rm opt}$は自由パラメータとして扱う。
• ディスクのノッキング運動および非球形な食幾何（例：赤道部の風密度の増加）を組み込むことで、モデルの適合度を向上させる。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 SS433のX線放射における光電吸収の範囲はどの程度で、その原因は何か？
• RQ2 伴侶星のX線遮光サイズはそのローチューブサイズと比べてどの程度か？ また、質量比推定にどのような影響を与えるか？
• RQ3 X線ジェットの半径方向温度プロファイルは何か？ 最も高温な放射はどこに位置するか？
• RQ4 歳差位相$\psi \sim 0$における公転X線食は、連星質量比および星のサイズの制限に寄与できるか？
• RQ5 遮光領域（星＋風）の幾何学的形状は、食の深さおよび持続時間の解釈にどのように影響を与えるか？

主な発見

• 光学的伴侶星の近傍で強い光電吸収（$N_{\rm H} > 10^{23}$ cm$^{-2}$）が検出され、これは質量損失率$\dot{M} \sim 10^{-6}$ M$_\odot$ yr$^{-1}$の高密度な星風によるものとされる。
• X線遮光サイズはローチューブサイズを著しく上回っており、食モデルから$R/a \gtrsim 0.53 \pm 0.02$が得られ、$R > 1.2 R_{\rm Roche,secondary}$であると示唆される。
• 遮光領域が$1.2 R_{\rm Roche,secondary}$を超えないものと仮定した場合、質量比は$q = M_{\rm x}/M_{\rm opt} \lesssim 0.3-0.35$に制限される。
• X線ジェットで観測可能な最も高温な部分は、コンパクト天体からの距離$l_0/a \sim 0.06-0.09$（すなわち、$\sim 2-3 \times 10^{11}$ cm）に位置し、温度は$T_{\rm max} \sim 30$ keVである。
• 歳差位相$\psi \sim 0$における公転X線食が信頼性を持って検出され、ジェットおよびディスクが視線方向に整列していることが確認され、食の幾何学的配置が裏付けられた。
• 最良の適合モデルでは、$q = 0.26$のとき$R/a = 0.53 \pm 0.02$が得られ、非球形な遮光領域（おそらく赤道部の風密度の増加に起因）を示唆している。