[論文レビュー] Optical Line profile variability of the B1+neutron star binary system LS I+65 010 = 2S 0114+650

Gloria Koenigsberger, Gabriela Canalizo+3 more|arXiv (Cornell University)|Nov 25, 2002

Adaptive optics and wavefront sensing参考文献 1被引用数 4

ひとこと要約

本研究では、質量の大きなX線連星LS I+65 010=2S 0114+650の高分解能分光観測を報告し、光球線プロファイルに明著な日単位の変動が見られることを明らかにした。特にヘリウムI 5875 Åの吸収線に青シフト成分が観測された。システムの系統的フレームにおける太陽系中心径速度は−31 ± 5 km s⁻¹であり、これにより距離が約3 kpcと推定される。また、2.78時間周期のX線フレアと光学線プロファイルの変動の間に関連性が示唆されるが、直接的な位相同期は結論づけられていない。

ABSTRACT

We present high resolution spectroscopic observations of the massive X-ray binary system LS I+65 010=2S 0114+650 in the optical wavelength region. A correlation between equivalent width and radial velocity of photospheric absorption lines is found. The systemic velocity, inferred from the weaker lines is v_helio = -31 +/- 5 km s^-1, which, if attributed solely to the Galactic rotation curve, implies that LS I+65 010 lies within 3 kpc from the Sun. The ISM Na I D lines display 2 resolved high velocity components at v_helio = -70, -48 km s^-1, possibly associated with gas surrounding the binary system, in addition to the -24, -8 km s^-1 ISM features due to the Orion and the Perseus arm regions. Strong photospheric line profile variability is present on a night to night timescale, with He I 5875 A displaying an additional blue-shifted absorption in some of the spectra, similar to what is observed in the optical counterpart of Vela X-1. A connection between the extended blue wing and X-ray maximum is suggested. Short timescale variations in line profiles are detected on only two nights, but the evidence that these variations occur on the 2.78 hour X-ray flaring period is marginal.

研究の動機と目的

• 高分解能分光法を用いて、質量の大きなX線連星LS I+65 010=2S 0114+650の光球線プロファイルの変動を調査すること。
• 弱い光球吸収線を用いて、システムの系統的径速度と距離を決定すること。
• X線の変動が光学線プロファイルに与える影響、特に2.78時間周期のX線フレアと関連する変動を検討すること。
• 特にナトリウムI D線を用いた、消光線方向の消光媒体（ISM）の吸収特徴を分析し、ガス成分を特定すること。
• 径速度曲線が非定常的な風構造や軌道的効果によって歪められていないかを評価すること。

提案手法

• 地上望遠鏡を用いてLS I+65 010の高分解能光学スペクトルを取得し、特に5875 Å付近のヘリウムI線および他の光球特徴に注目した。
• 光球吸収線の等価幅および径速度を測定し、日単位および短時間スケールでの変動を検出すること。
• 弱い光球線を用いて系統的フレームにおける太陽系中心径速度を導出し、風の変動による汚染を最小限に抑えた。
• 消光媒体（ISM）のナトリウムI D線を分析し、高速成分を特定し、オリオン・アームおよびペルセウス・アームに起因するものと関連づけた。
• 光学線プロファイルの変化と2.78時間周期のX線フレア活動を相関させ、位相固定された変動の有無を検証した。
• 径速度データを用いて軌道周期を評価し、以前に報告された11.588–11.591日との比較を行った。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 LS I+65 010の系統的フレームにおける太陽系中心径速度は何か？ これは太陽からの距離にどのような含意をもたらすか？
• RQ2 光球線プロファイルは日単位および短時間スケールでどのように変動するのか？ その原因は何か？
• RQ3 2.78時間周期のX線フレアと光学線プロファイルの変動の間に相関があるか？
• RQ4 消光線方向に存在する消光媒体（ISM）の吸収成分は何か？ それらは銀河の構造とどのように関連しているか？
• RQ5 径速度曲線は非定常的な風構造や軌道的幾何学的要因によって歪められている可能性はあるか？

主な発見

• 弱い光球吸収線から導かれた系統的フレームにおける太陽系中心径速度は−31 ± 5 km s⁻¹であり、銀河の回転に起因すると仮定すれば、距離は約3 kpcと推定される。
• 光球線プロファイルに顕著な日単位の変動が観測された。特にヘリウムI 5875 Åでは、一部のスペクトルで青シフト成分を示した。これはヴェラX-1と類似している。
• ISMのナトリウムI D線には、−70および−48 km s⁻¹の高速成分が観測され、それらはおそらくこの連星系付近のガスに起因すると考えられる。さらに、オリオン・アームおよびペルセウス・アームに起因する−24から−8 km s⁻¹の成分も存在する。
• 短時間スケールでの線プロファイル変動と2.78時間周期のX線フレアとの間にやや顕著な相関が見られたが、明確な位相同期は確認されなかった。
• 軌道周期は11.591 ± 0.003日、離心率e = 0として最もよく制約され、非同期軌道を支持する。
• 径速度曲線は位相範囲∼0.3–0.5で歪んでいる可能性があり、中性子星が