[論文レビュー] Fourier power spectra at high frequencies: a way to distinguish a neutron star from a black hole

R. Sunyaev, M. Revnivtsev|arXiv (Cornell University)|Mar 21, 2000

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ひとこと要約

本稿では、X線連星における中性子星（NS）とブラックホール（BH）を区別するために、500 Hz以上の高周波数フーリエパワー スペクトルを用いる手法を提案する。NSでは、乱流的で放射圧支配の拡散層によって、kHz周波数で顕著なパワーを示すのに対し、BHでは10–50 Hz以上で強いパワー抑制を示す。これにより、パルスや爆発がない一時的源におけるコンパクト天体の識別に、新たな経験的手法が可能となる。

ABSTRACT

We analyzed the power density spectra of a sample of 9 neutron star and 9 black hole binaries in the low/hard spectral state. In the power density spectra of accreting neutron stars with a weak magnetic field a significant power is contained at frequencies close to one kHz. At the same time, most Galactic accreting black holes demonstrate a strong decline in the power spectra at the frequencies higher than 10--50 Hz. We propose to use this empirical fact as a method to distinguish the accreting neutron stars from black holes in X-ray transients. The X-ray transients that demonstrate significant noise in their X-ray flux at frequencies above ~500 Hz should be considered neutron stars. We propose to explain the observed difference as a result of the existence of a radiation dominated spreading layer on the neutron star surface (Inogamov & Sunyaev 1999). The possible very high frequency variabilities of this layer are discussed.

研究の動機と目的

• パルスや爆発がないX線準定常源における中性子星とブラックホールを区別する、信頼性の高い経験的手法を特定すること。
• 低/ハードスペクトル状態における降着中性子星およびブラックホールの高周波数フーリエパワー密度スペクトル（PDS）を分析すること。
• 500 Hz以上の周波数で顕著なパワーが存在するかどうかが、中性子星系の診断指標として機能するかを検証すること。
• 中性子星に存在する放射圧支配の拡散層の物理的モデルを用いて、観測された高周波数変動の違いを説明すること。
• 将来のミッションが、中性子星系で5–10 kHz以上の非常に高い周波数の変動を検出できる可能性を評価すること。

提案手法

• 1996–1998年のRXTE/PCAデータ（全5つの比例計数器ユニット（PCUs）を稼働）を用い、低/ハードスペクトル状態にある9つの中性子星および9つのブラックホール連星系を分析した。
• 約244 μs解像度の光曲線から、カウントレート依存性を最小限に抑えるために分数RMSに正規化した、バンド幅広いパワー密度スペクトル（PDS）を構築した。
• 理想のポisson雑音成分（P_Pois(f) = 2/R_tot）を差し引いて、内在的変動パワーを分離した。
• 各源タイプごとにPDSを複数観測で平均化し、高周波数領域での信号対雑音比を向上させた。
• 降着物質が放射圧および粘性抵抗によって減速する中性子星表面に、放射圧支配で乱流的な拡散層が存在する物理的モデルを提唱した。
• 拡散層内での音波（f ~ c_s / (2πR) ~ 300 Hz）および経線方向波（f ~ c_s / (RΔθ) ~ 数kHz）からの特徴的な高周波数変動を推定した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 高周波数フーリエパワー スペクトル（f > 10–50 Hz）は、X線連星における中性子星とブラックホールを信頼性高く区別できるか？
• RQ2 なぜ中性子星は約1 kHzまで顕著なパワーを示すのに対し、ブラックホールは10–50 Hz以上で強いパワー抑制を示すのか？
• RQ3 中性子星内で数kHzに達する高周波数変動を生じる物理的メカニズムは何か？
• RQ4 中性子星表面に存在する放射圧支配の拡散層の構造および力学的性質は、その高周波数X線変動にどのように影響を与えるか？
• RQ5 将来のX線ミッションは、中性子星系で5–10 kHz以上の変動をどの程度検出可能か？

主な発見

• 弱い磁場を有する中性子星は、特に低/ハード状態において、約1 kHzまで顕著なパワーをフーリエパワー スペクトルに示す。
• これに対して、多数の銀河系ブラックホール連星系では、10–50 Hz以上でパワーが著しく低下しており、高周波数変動の欠如が示唆される。
• 500 Hz以上で顕著なノイズパワーを示すX線準定常源は、このスペクトル的特徴に基づき、中性子星と分類すべきである。
• 中性子星で観測された高周波数変動は、表面に存在する放射圧支配の拡散層に起因し、乱流的流れと音波が数kHzに達する変動を生成している。
• 理論的推定では、拡散層内での音波による特徴的な高周波数変動は、経線方向で約300 Hz、経線方向で約数kHzであり、Eddington光度に近い領域では最大で約7 kHzに達する。
• モデルでは、低光度状態で中性子星の最高周波数変動は約40 kHzに達すると予測されるが、現行のRXTE感度では2–4 kHzまでしか検出できない。