[論文レビュー] Profile Shapes for Optically Thick X-ray Emission Lines from Stellar Winds

Richard Ignace, K. G. Gayley|Nov 28, 2001

Astrophysical Phenomena and Observations被引用数 15

ひとこと要約

本稿では、星風における光学的厚さの高い共鳴散乱が、X線線スペクトル線のプロファイルを変化させ、標準的な光学的薄いモデルと比較して非対称性が低減することを提案している。球対称で一定膨張する星風においてソボレフ理論を用いることで、高光学的厚さの極限において、中心波長シフトが−0.24 v∞、半高半値幅（HWHM）が0.63 v∞である解析的プロファイル形状が導かれる。これは、一部のO星で観測されるX線線の対称性を説明する解である。

ABSTRACT

We consider the consequences of appreciable line optical depth for the profile shape of X-ray emission lines formed in stellar winds. The hot gas is thought to arise in distributed wind shocks, and the line formation is predominantly via collisional excitation followed by radiative decay. Such lines are often modelled as optically thin, but the theory has difficulty matching resolved X-ray line profiles. We suggest that for strong lines of abundant metals, newly created photons may undergo resonance scattering, modifying the emergent profile. Using Sobolev theory in a spherically symmetric wind, we show that thick-line resonance scattering leads to emission profiles that still have blueshifted centroids like the thin lines, but which are considerably less asymmetric in appearance. We focus on winds in the constant-expansion domain, and derive an analytic form for the profile shape in the limit of large line and photoabsorptive optical depths. Our theory is applied to published {\it Chandra} observations of the O star $ζ$ Pup.

研究の動機と目的

• 観測されたO星における対称的X線発光線と、標準的な光学的薄い星風衝撃モデルが予測する非対称的プロファイルとの間の不一致を解消すること。
• 光学的厚さの効果、特に共鳴散乱が星風における放射線の出射線プロファイル形状に与える影響を調査すること。
• 一定膨張星風における高光学的厚さの極限での線プロファイルの解析的表現を導出すること。
• 光学的厚さの効果が、標準モデルが失敗するζ Ori、θ¹ Ori C、δ Oriなどの星における観測された線対称性を説明できるかどうかを検証すること。
• 連続スペクトルの再吸収が、光学的厚い線における非対称性と等価幅のさらなる低減に果たす役割を評価すること。

提案手法

• 球対称で一定膨張する星風において、光学的厚い線を想定し、ソボレフ理論を用いて放射線伝搬をモデル化する。
• 線および光吸収の両方の光学的厚さが非常に大きい極限において、出射線プロファイル形状を厚い共鳴散乱の仮定の下で導出する。
• ソボレフ近似を用いて、星風内での源関数と光学的厚さを計算し、速度依存の線形成を考慮する。
• 複数回散乱された光子の連続スペクトルによる再吸収が、非対称性のさらなる抑制に与える影響を検討する。
• Chandra観測によるζ Pupの5本のX線発光線のデータと理論予測を比較し、中心波長シフトとHWHMを検証する。
• 微乱動運動や星風構造（例：ポーラリティ）が線プロファイル形態に与える影響を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 光学的厚さの高い共鳴散乱は、ζ Ori、θ¹ Ori C、δ OriなどのO星における観測された線対称性を説明できるか？
• RQ2 線が光学的厚い場合、一定膨張星風におけるX線線プロファイルの解析的形態は何か？
• RQ3 光学的厚さと連続スペクトルによる再吸収は、X線発光線の非対称性と等価幅にどのように影響を与えるか？
• RQ4 同じ星風衝撃起源を持つにもかかわらず、ζ Pupでは非対称線、ζ Oriでは対称線が観測されるのはなぜか？
• RQ5 光学的厚さの効果は、O星のASCA X線スペクトルから推定される亜太陽系元素比の問題をどの程度解消できるか？

主な発見

• 高光学的厚さの極限において、出射X線発光線プロファイルは、中心波長シフトが−0.24 v∞、HWHMが0.63 v∞である普遍的な形状に簡略化される。
• ζ Pupの5本のX線線の観測されたHWHMは理論予測よりわずかに小さいが、すべての線で中心波長シフトが理論予測と整合している。
• 光学的厚さの効果、特に厚い線の共鳴散乱が、光学的薄い場合と比較して線の非対称性を低減させ、非対称性が小さいプロファイルを生じさせる。
• 非常に光学的厚い線では、連続スペクトルによる再吸収が非対称性をさらに低減させ、微乱動運動が0.25 v∞に達すると、線等価幅が最大40％まで低下する可能性がある。
• ζ Ori、θ¹ Ori C、δ Oriの線における観測された対称性は、光学的厚さの効果によって説明可能であるが、非シフトピーク発光のための代替説明は必要である。
• モデルは、ζ Pupに対しては標準的な光学的薄い星風衝撃パラダイムが依然として妥当である可能性を示唆しているが、他のO星における対称線を説明するには光学的厚さの効果が不可欠である。