[論文レビュー] Quark-nova remnants IV: Application to radio emitting AXP transients

Rachid Ouyed, D. A. Leahy+1 more|arXiv (Cornell University)|Sep 27, 2008

Magnetic confinement fusion research参考文献 1被引用数 4

ひとこと要約

本論文は、クォーク・ノバモデルを拡張し、鉄を多く含む縮重リング物質からの降着によるX線増光と、光速円筒面における磁気バブルの散逸による電波放射をモデル化することで、一時的で異常なX線パルサー（AXPs）XTE J1810−197および1E 1547.0−5408を説明する。観測されたX線光曲線、温度の時間的変化、電波遅延をうまく再現し、XTE J1810−197では約1年、1E 1547.0−5408では約1か月の遅延を予測する。回転減速率の変化は、磁気アイランドの移動ダイナミクスと関連している。

ABSTRACT

(Abridged) XTE J1810-197 and 1E 1547.0-5408 are two transient AXPs exhibiting radio emission with unusual properties. In addition, their spin down rates during outburst show opposite trends, which so far has no explanation. Here, we extend our quark-nova model for AXPs to include transient AXPs, in which the outbursts are caused by transient accretion events from a Keplerian (iron-rich) degenerate ring. For a ring with inner and outer radii of 23.5 km and 26.5 km, respectively, our model gives a good fit to the observed X-ray outburst from XTE J1810-197 and the behavior of temperature, luminosity, and area of the two X-ray blackbodies with time. The two blackbodies in our model are related to a heat front (i.e. Bohm diffusion front) propagating along the ring's surface and an accretion hot spot on the quark star surface. Radio pulsations in our model are caused by dissipation at the light cylinder of magnetic bubbles, produced near the ring during the X-ray outburst. The delay between X-ray peak emission and radio emission in our model is related to the propagation time of these bubbles to the light cylinder. We predict a ~1 year and ~1 month delay for XTE J1810-197 and 1E 1547.0-5408, respectively. The observed flat spectrum, erratic pulse profile, and the pulse duration are all explained in our model as a result of X-point reconnection events induced by the dissipation of the bubbles at the light cylinder. The spin down rate of the central quark star can either increase or decrease depending on how the radial drift velocity of the magnetic islands changes with distance from the central star. We suggest an evolutionary connection between transient AXPs and typical AXPs in our model.

研究の動機と目的

• クォーク・ノバフレームワークを用いて、XTE J1810−197および1E 1547.0−5408における二重のX線黒体放射と一時的増光を説明すること。
• 二つの源で異なる時間遅延を示すX線ピークからの電波放射の遅れを説明すること。
• XTE J1810−197では減少、1E 1547.0−5408では増加する回転減速率の逆転傾向を、統一的なモデルで説明すること。
• これらの一時的電波源の平坦な電波スペクトル、不規則なパルス波形、高い放射能を再現すること。
• クォーク・ノバ機構を通じて、一時的AXPsと通常のAXPsとの間の進化的関係を確立すること。

提案手法

• 23.5 kmおよび26.5 kmの内側・外側半径を持つケプラー運動を示す鉄を多く含む縮重リングからの一時的降着によってX線増光をモデル化する。
• 二つのX線黒体成分を導入する：一つはリング表面に沿って進行する熱フロント（ボーム拡산フロント）から、もう一つはクォーク星表面の降着ホットスポットから発生するもの。
• 光速円筒面における磁気バブルの散逸によって電波放射をシミュレートし、伝搬遅延は $ t_{\rm prop.} \propto P^{7/2 - \beta/2} / \tilde{P}^{1/2} $ とスケーリングする。ここで $ \beta $ は磁気圏密度の半径依存性を定義する。
• 光速円筒面でのXポイント再結合イベントを導入し、平坦な電波スペクトル、不規則なパルス波形、変動するパルス幅を説明する。
• 磁気圏内の磁気アイランドの半径方向移動速度の変化に基づいて、回転減速率の時間的変化をモデル化する。
• 観測されたX線放射能の減衰 timescales（280日および870日）と電波フラックス密度の増幅（増光前比50倍および16倍）を用いてモデルをキャリブレーションする。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 一時的AXPs XTE J1810−197および1E 1547.0−5408におけるX線増光の原因は何か？また、なぜ二重の黒体成分が現れるのか？
• RQ2 なぜX線ピークと電波放射の間に顕著な遅延が生じ、しかも二つの源でその遅延が異なるのか？
• RQ3 このモデルは、観測された平坦な電波スペクトルおよび不規則で変動するパルス波形をどのように説明できるのか？
• RQ4 XTE J1810−197では減少、1E 1547.0−5408では増加する回転減速率の逆転傾向を説明する物理的メカニズムは何か？
• RQ5 クォーク・ノバモデルは、一時的AXPsと通常のAXPsを統一的な進化フレームワークで結ぶことができるか？

主な発見

• モデルは、XTE J1810−197のX線光曲線を再現し、高温の黒体（T ~ 0.65 keV）が約280日間で減衰し、温かい黒体（T ~ 0.3 keV）が約870日間で減衰する。
• XTE J1810−197では、バブルが光速円筒面まで伝搬するための遅延により、電波放射の遅れが約1年になると予測され、観測結果（X線ピークから約1年後に電波放射が開始）と整合する。
• 1E 1547.0−5408では、短い遅れ（約1か月）が予測され、観測されたX線ピークからの電波発生タイミングと一致する。
• 平坦な電波スペクトルと不規則なパルス波形は、光速円筒面での磁気バブル散逸によって誘発されるXポイント再結合イベントによって説明できる。
• 回転減速率の時間的変化—XTE J1810−197では減少、1E 1547.0−5408では増加—は、クォーク星からの距離に応じた磁気アイランドの半径方向移動速度の変化に依存する。
• モデルは、自己一貫的に熱フロント（BF）と降着ホットスポット（HS）の時間的進化を予測する。HSの表面積は初期に約120 km²であり、BFの拡大に伴い減少する。