[論文レビュー] Mechanisms for the Outbursts of Soft X-ray Transients

J. P. Lasota, Ramesh Narayan+1 more|arXiv (Cornell University)|May 2, 1996

Astrophysical Phenomena and Observations参考文献 1被引用数 9

ひとこと要約

本稿では、軟X線準定常天体（SXTs）における爆発的増光が、内側の安定円軌道まで延びるのではなく、大きな遷移半径で途切れる冷たいケプラー的降着円盤の外縁領域における熱的不安定性または質量移動駆動不安定性によって引き起こされる可能性を提案する。このモデルは、降着円盤が内側の安定円軌道まで延びると仮定するモデルが要請する非現実的かつ極めて小さい値よりも、物理的に妥当な粘性パラメータ（αt）を用いて観測された増光周期を説明できる。

ABSTRACT

We show that the Keplerian thin disk in quiescent Soft X-ray Transients cannot extend down to the last stable orbit around the central black hole. We analyse the properties of the Narayan, McClintock & Yi (1996) model of quiescent Soft X-ray Transients in which the cold Keplerian disk has its inner edge at a large transition radius and transforms to a hot, advection-dominated flow on the inside. We show that outbursts of transient sources could be triggered in this model either by a pure thermal accretion disk instability or by a disk instability generated by an enhanced mass transfer from the stellar companion. Both mechanisms operate in the outer thin disk and could be at work, either in different systems or in the same system at different epochs, depending on the mass transfer rate and the value of the viscosity parameter $α_t$ of the thin disk. We show that the recurrence time between outbursts in SXTs can be explained with values of $α_t$ similar to these required by the dwarf nova disk instability model instead of the unreasonably low values needed in the model in which the thin disks extends down to the last stable orbit. We extend the Narayan, McClintock & Yi (1996) model to the case when the outer disk is non-stationary. We show that such disk is too cold to account for the observed UV flux. This difficulty is common to all models in which the outer disk is assumed to be optically thick.

研究の動機と目的

• 薄い円盤が内側の安定円軌道まで延びると仮定するモデルが要求する粘性パラメータの値に生じる矛盾を解消すること。
• SXTにおける増光が、熱的円盤不安定性または伴星からの質量移動の増加によって引き起こされる可能性があるかどうかを調査すること。
• 非定常的外縁円盤が紫外線放射度およびモデルの一貫性に与える影響を検討すること。
• Narayan, McClintock & Yi (1996) のモデルに現実的な円盤の途切れた構造と遷移物理学を組み込むこと。
• 物理的に妥当な粘性パラメータ αt の値が観測された増光周期を再現できることを示すこと。

提案手法

• 薄い円盤が内側の安定円軌道まで到達せず、大きな遷移半径で途切れるものと仮定して、静止状態のSXTにおける冷たいケプラー的円盤の構造を分析する。
• 外縁の薄い円盤に対して熱的不安定性基準を適用し、増光発生の条件を特定する。
• 伴星からの質量移動の増加が円盤不安定性の発火に果たす役割を評価する。
• 遷移半径内側で冷たい薄い円盤から熱く、吸収優勢な流れへの遷移を検討する。
• 非定常的円盤モデルを用いて外縁円盤の熱的構造と紫外線放射度を評価する。
• 非定常的外縁円盤からの予測紫外線放射度を観測と比較し、モデルの妥当性を検証する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 薄い円盤が内側の安定円軌道まで延びないと仮定した場合、物理的に妥当な粘性パラメータを用いてSXTの増光周期を説明できるか？
• RQ2 薄い円盤が大きな半径で途切れる場合、SXTにおける増光を引き起こすメカニズムは何か？
• RQ3 伴星からの質量移動の増加が、外縁円盤における円盤不安定性の発生にどのように影響するか？
• RQ4 非定常的モデルにおける外縁円盤が十分な紫外線放射度を発生できないのはなぜか？ これはモデルの妥当性にどのような意味を持つのか？
• RQ5 冷たい薄い円盤から熱く、吸収優勢な流れへの遷移が、SXTで観測された増光行動を説明できるか？

主な発見

• 静止状態のSXTにおけるケプラー的薄い円盤は、最後の安定円軌道まで到達できないため、大きな遷移半径で途切れる必要がある。
• 増光は、系の粘性パラメータと質量移動率に応じて、熱的円盤不安定性または質量移動の増加のいずれかによって引き起こされる可能性がある。
• 本モデルは、矮星系の増光不安定性モデルで観測されるような粘性パラメータ（αt）を用いて、観測された増光周期を説明でき、非現実的かつ極めて小さい値を回避する。
• 非定常的外縁円盤は、観測された紫外線放射度を説明するにはあまりに冷たく、光学厚い外縁円盤を仮定するモデルは無効である。
• 遷移半径内側で冷たい薄い円盤から熱く、吸収優勢な流れへの遷移は、SXTの増光の妥当なメカニズムである。