[論文レビュー] High-mass X-ray Binaries

Francesca M. Fornasini, Vallia Antoniou+1 more|arXiv (Cornell University)|Aug 4, 2023

Astrophysical Phenomena and ObservationsPhysics and Astronomy被引用数 3

ひとこと要約

本稿は、質量の大きなO/B星またはBe星を伴う中性子星への風降着を特徴とする高質量X線連星（HMXB）をレビューする。特に、低金属量と最近の星形成が特徴の塩素星系（特に小マゼラン雲）では、Be X線連星の過剰な存在が観測され、低金属量環境では高輝度領域でX線光度関数（XLF）が平坦化する傾向がある。これは、HMXB形成効率の向上を示唆している。

ABSTRACT

Binary systems in which a neutron star or black hole accretes material from a high-mass star are known as high-mass X-ray binaries (HMXBs). This chapter provides a brief introduction to the physics of wind accretion and an observational view of HMXBs, including their classification, X-ray spectra, X-ray variability, orbital and compact object properties, as well as studies of Galactic and Magellanic HMXB populations. Two classes of X-ray sources whose possible connections to HMXBs have been debated, ultraluminous X-ray sources and gamma-ray binaries, are also discussed. Approximately 300 HMXBs residing either in the Milky Way or the Magellanic Clouds have been discovered. The majority of these HMXBs host wind-accreting neutron stars. Their X-ray properties depend both on the interaction of the accreting material with the neutron star's strong magnetic field and the properties of the donor star's wind. Most HMXBs are classified as either supergiant XBs or Be XBs based on the spectral type of the donor star; these classes exhibit different patterns of X-ray variability and occupy different phase space in diagrams of neutron star spin versus orbital period. While studies of HMXBs in the Milky Way and Magellanic Clouds find that their luminosity functions have similar shapes, an overabundance of Be XBs in the Small Magellanic Cloud points to important variations of the HMXB population with metallicity and age.

研究の動機と目的

• 高質量X線連星（HMXB）の現在の理解を統合すること、特に質量の大きな天体からの星風降着を経由するHMXBに焦点を当てる。
• 金属量と星形成以降の年齢が、特にマゼラン雲のような低金属量環境におけるHMXBの形成と進化に与える影響を調査すること。
• 銀河系、大マゼラン雲、小マゼラン雲、および他の近隣銀河におけるHMXB人口を比較し、光度関数と変動パターンを分析すること。
• HMXBが宇宙の再電離期における銀河間ガス加熱に果たす役割を検討すること。
• HMXBと他の極端な天体（例：超高輝度X線源、ガンマ線連星）との関連を評価すること。

提案手法

• 銀河系およびマゼラン雲におけるX線サーベイから得られた観測データの体系的レビュー。INTEGRALおよびチャンドラの観測を含む。
• X線光度曲線、スペクトル、軌道パラメータの分析により、HMXBをスーパー巨星型とBe X線連星型に分類する。
• 金属量の異なる環境におけるHMXB光度関数（XLF）の比較。Fortinら（2023）、Antoniou＆Zezas（2016）、Lehmerら（2021）のデータを用いる。
• モンテカルロ二重星進化シミュレーション（例：Dray 2006；Lindenら 2010）を用い、金属量と星形成以来の経過時間の関数としてHMXB形成効率をモデル化する。
• 自転周期、公軌道周期、X線変動パターンの評価により、Be X線連星とスーパー巨星X線連星を区別する。
• 理論的モデルと多波長観測を統合し、HMXBが宇宙再電離期における役割および重力波源の前身星としての役割を評価する。

Figure 1: Schematic view of the accretion geometry in a typical HMXB. Lower left: Simulation of the stellar wind density by Blondin et al. ( 1990 ) showing the formation of an accretion wake and a photoionization wake due to the orbital motion and X-ray emission of the accreting neutron star. See §

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 金属量は、高質量X線連星の形成効率と光度関数にどのように影響するか？
• RQ2 小マゼラン雲では、銀河系と比較してなぜBe X線連星の割合が著しく過剰に現れるのか？
• RQ3 金属量と年齢だけが、小マゼラン雲における観測されたHMXB人口をどれほど説明できるか？
• RQ4 小マゼラン雲（SMC）や大マゼラン雲（LMC）のような低金属量環境におけるHMXB X線光度関数は、銀河系とどのように異なるか？
• RQ5 初期世代のHMXBは、再電離期における銀河間ガス加熱にどの程度寄与しているか？

主な発見

• 現在までに、銀河系およびマゼラン雲で約300個のHMXBが発見されており、その大部分は風降着を経る中性子星を伴っている。
• 小マゼラン雲のHMXB人口では、Be X線連星の過剰な存在が認められ、約70個が同定された一方、確認済みのスーパー巨星X線連星はわずか2個にとどまっている。
• 小マゼラン雲におけるHMXB形成効率は、星爆発から約40–60 Myr後にピークに達し、LMCに比べて約17倍高いと推定されている。これは低金属量と最近の星形成に起因する。
• HMXB X線光度関数（XLF）の高輝度領域では、金属量が低下するにつれて平坦化が見られ、低金属量環境（例：SMC）ではより高い輝度まで延長されている。
• SMCにおける10^37 erg s^-1以上のXLFは、他の低金属量銀河のXLFと整合的であり、明るいHMXB形成の金属量駆動的増幅を支持する。
• 理論的モデルでは、金属量だけではSMCのHMXBの観測された公軌道周期分布を再現できない。これは、約30–100 Myr前に強い星形成バーストが発生していた必要があることを示唆している。

Figure 2: Schematic view of a magnetized NS interacting with the inflowing matter from its high-mass stellar companion. Different accretion regimes are shown, together with the relative position of the magnetospheric radius $R_{M}$ (solid line), the corotation radius $R_{\mathrm{co}}$ (dashed line),