[論文レビュー] Radiography in high mass X-ray binaries -- Micro-structure of the stellar wind through variability of the column density

I. El Mellah, V. Grinberg+3 more|arXiv (Cornell University)|Jun 29, 2020

Astrophysical Phenomena and Observations参考文献 5被引用数 4

ひとこと要約

本論文では、高質量X線連星におけるX線の変動を用いて、星風の微細構造をレントゲン透視的に推定する手法を提案する。星風を半径方向に運ばれるクラスターとモデル化し、吸収列密度の時間的変動を分析することで、整合性時間スケールがクラスターのサイズを直接測定可能であり、列密度の標準偏差がクラスター質量を制約可能であることが示された。これにより、固有のX線変動に依存しない偏りのない質量放出率の測定が可能になる。

ABSTRACT

In high mass X-ray binaries (HMXBs), an accreting compact object orbits a high mass star which loses mass through a dense and inhomogeneous wind. Using the compact object as an X-ray backlight, the time variability of the absorbing column density in the wind can be exploited in order to shed light on the micro-structure of the wind and obtain unbiased stellar mass loss rates for high mass stars. We explore the impact of clumpiness on the variability of the column density with a simplified wind model. In particular, we focus on the standard deviation of the column density and the characteristic duration of enhanced absorption episodes, and compare them with analytical predictions based on the porosity length. We identified the favorable systems and orbital phases to determine the wind micro-structure. The coherence time scale of the column density is shown to be the self-crossing time of a clump in front of the compact object. We provide a recipe to get accurate measurements of the size and of the mass of the clumps, purely based on the observable time variability of the column density. The coherence time scale grants direct access to the size of the clumps while their mass can be deduced separately from the amplitude of the variability. If it is due to unaccreted passing-by clumps, the high column density variations in some HMXBs requires high mass clumps to reproduce the observed peak-to-peak amplitude and coherence time scales. These clump properties are hardly compatible with the ones derived from first principles. Alternatively, other components could contribute to the variability of the column density: larger orbital scale structures produced by a mechanism still to be identified, or a dense environment in the immediate vicinity of the accretor such as an accretion disk, an outflow or a spherical shell around the magnetosphere of the accreting neutron star.

研究の動機と目的

• 高質量X線連星における線形成風の微細構造を、X線吸収変動を用いてレントゲン透視的に探査する手法を開発すること。
• 吸収列密度の時間的変動が、従来の診断法に依存せずに偏りのない星の質量放出率の測定を可能にするかを特定すること。
• X線光曲線を通じて星風クラスターの性質を検出可能な、好適な軌道位相および系のパラメータを同定すること。
• 観測されたX線列密度の変動が、吸収されずに線形方向を通過するクラスターに起因するという仮説を検証すること。
• 推定されたクラスターの性質が、放射力流体力学シミュレーションおよび観測的制約と整合的であるかを評価すること。

提案手法

• 星風を、定義された質量および半径を持つ球形の、半径方向に運ばれるクラスターの集合体としてモデル化し、視線方向に確率的分布すると仮定する。
• 密度の間隙長さを用いて、クラスターのサイズ、質量、軌道幾何学的条件の関数として、列密度の標準偏差およびその整合性時間スケールを解析的に予測する。
• さまざまな軌道位相、クラスターのパラメータ、観測方向を想定して、吸収列密度 $N_H$ の時間系列をシミュレートし、解析的予測と比較する。
• 観測された整合性時間スケールを、クラスターがコンパクト天体の視線方向を通過する自己交差時間と関連づけ、直接的にクラスターのサイズを推定可能にする。
• 列密度 $N_H$ 変動の振幅（標準偏差）を用いて、固有のX線変動に依存しない形で個々のクラスターの質量を推定する。
• 中程度の光度および中程度の軌道傾斜角を持つ系にモデルを適用し、クラスター可視性が最適となる位相 $\phi = 0.25$ および $\phi = 0.5$ を焦点とする。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 高質量X線連星における吸収列密度の時間的変動を用いて、星風の微細構造を推定できるか？
• RQ2 列密度光曲線における観測された整合性時間スケールの物理的起源は何か？また、これはクラスターのサイズと関連づけることができるか？
• RQ3 列密度変動の振幅が、個々のクラスターの質量をどの程度まで制約できるか？
• RQ4 放射力流体力学シミュレーションからの結果と整合的であるか、推定されたクラスターの性質（サイズおよび質量）は、それらと一致するか？
• RQ5 どの観測的条件（軌道位相、傾斜角、露出時間）が、クラスターに起因する $N_H$ 変動の検出を最大限に高めるか？

主な発見

• 列密度変動の整合性時間スケールは、視線方向を通過する1つのクラスターの自己交差時間に対応し、クラスター半径の直接測定が可能になる。
• 列密度の標準偏差は $\sqrt{m_{cl}}/R_{cl}$ に比例するため、クラスター質量と半径の比に対する直接的な制約が得られる。
• 列密度 $N_H$ 変動の振幅（標準偏差）を用いることで、固有のX線変動に関する仮定に依存せず、クラスター質量を独立に推定できる。
• 整合性時間スケールから推定されたクラスターのサイズは、放射力流体力学シミュレーションで予測された値よりも数倍大きいことが判明し、乖離が生じている可能性を示唆する。
• 観測されたピーク・トゥ・ピークの $N_H$ 振幅を生じさせるために必要なクラスター質量は高く、シミュレーション結果とわずかに整合的であるが、限界的な一致である。
• 上弦の位相（$\phi = 0.5$）での観測により、星の光球面の上に位置するクラスター形成領域の始まりをプローブできる。