[論文レビュー] Progressive covering in dipping and Comptonization in the spectrum of XB1916-053 from the BeppoSAX observation

M. J. Church, A. N. Parmar+4 more|arXiv (Cornell University)|Jun 16, 1998

Astrophysical Phenomena and Observations被引用数 3

ひとこと要約

本研究では、低質量X線連星XB1916-053のBeppoSAX観測を分析し、ディップが段階的覆い隠しによってスペクトルを変調することを明らかにした。点状の黒体成分（kT ≈ 1.62 keV）は急速に吸収され、一方で拡張したコンプトン化されたパワーローw成分（Γ ≈ 1.61、E_cut ≈ 80 keV）は徐々に減衰する。40 keVまでエネルギーに依存しない強度低下の証拠は、電子散乱または遮蔽（N_e ≈ 2.9×10²³ cm⁻²）を示しており、降着円盤上にコロナがあることを示唆する。

ABSTRACT

We report results of a BeppoSAX observation of the low-mass X-ray binary (LMXB) dipping source XB 1916-053. The source joins the small group of LMXB detected at energies ~100 keV. The non-dip spectrum is well fitted by an absorbed blackbody with a temperature of 1.62+/-0.05 keV and an absorbed cut-off power law with a photon index of 1.61+/- 0.01 and a cut-off energy of 80+/-10 keV. Below 10 keV, where photoelectric absorption is dominant, the dramatic spectral changes observed during dips can be simply modelled by progressive covering of the blackbody and cut-off power law components. The blackbody component is very rapidly absorbed during dips, consistent with it being point-like, while the cutoff power law is more gradually absorbed, consistent with it being extended. The most likely locations for the blackbody component are the surface of the neutron star or the boundary layer between the neutron star and the accretion disk. The extended emission most probably originates in an accretion disk corona. Above 10 keV, dipping is detected up to \~40 keV, and there is some evidence for an energy-independent reduction in intensity of up to 15%. This reduction could be caused by electron scattering or obscuration. In the first case, the change is consistent with an electron column density of ~2.9e23cm^-2, several times smaller than the average hydrogen column measured simultaneously.

研究の動機と目的

• XB1916-053のX線ディップ中のスペクトル変動を理解すること。
• ディップ中のスペクトル成分の差異化された減衰を分析することで、X線発光成分の空間的起源を特定すること。
• ディップ状態における高エネルギー帯（約40 keVまで）のコンプトン化の存在と性質を調査すること。
• 高エネルギー帯のスペクトル挙動を用いて、遮蔽媒体の光学厚さと密度を制約すること。

提案手法

• 非ディップスペクトルを記述するため、吸収された黒体とカットオフパワーローwモデルを用いてBeppoSAXデータのスペクトルフィッティングを実施した。
• ディップ行動を段階的覆い隠しとしてモデル化し、黒体成分とパワーローw成分が異なる割合で減衰することを想定した。
• ディップのエネルギー依存的深さを分析することで、発光領域の空間的広がりを推定した：急速な吸収は点状発光を示し、徐々の吸収は拡張した発光を示す。
• 10 keV以上のエネルギー帯でエネルギーに依存しない強度低下を仮定し、一定の減衰が観測されたものとみなして、電子散乱光学厚さを推定した。
• 推定された電子密度（N_e ≈ 2.9×10²³ cm⁻²）を同時に測定された水素密度と比較して、遮蔽媒体の組成を評価した。
• 10 keV未満では光電効果吸収モデルを、10 keV以上ではコンプトン化モデルを適用し、発光の幾何学的配置とプラズマ状態を制約した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 XB1916-053のX線ディップ中に、黒体成分とパワーローw成分が異なる割合で減衰するのは、何が原因か？
• RQ2 黒体成分とコンプトン化された発光成分は、システム内でどこに位置しているか？
• RQ3 10 keV以上の高エネルギー帯での観測されたディップ挙動は、電子散乱によるものか、遮蔽によるものか？
• RQ4 遮蔽媒体の電子密度は何か？ また、水素密度と比較するとどうなるか？
• RQ5 ディップ中のスペクトル変化は、単純な覆い隠し率モデルで説明可能か、それ以上の物理的メカニズムが必要か？

主な発見

• 非ディップスペクトルは、吸収された黒体（kT = 1.62 ± 0.05 keV）とカットオフパワーローw（Γ = 1.61 ± 0.01、E_cut = 80 ± 10 keV）の組み合わせで最もよくフィットした。
• 黒体成分はディップ中に急速に吸収されるため、点状の源であると示唆され、中性星表面または境界層に位置すると考えられる。
• カットオフパワーローw成分は徐々に吸収されるため、拡張した発光領域を示しており、降着円盤上にコロナがあると最も妥当である。
• ディップは約40 keVまで観測され、高エネルギー帯で最大15％のエネルギーに依存しない強度低下が観測された可能性がある。
• 観測された高エネルギー帯のディップは、電子散乱と整合的であり、電子密度は約2.9×10²³ cm⁻²と推定された。これは同時に測定された水素密度よりも顕著に低い。
• 成分の差異化された減衰は、中性星表面と円盤コロナが異なる空間的広がりを持つ異なるスペクトル成分を発光させているモデルを支持する。