[論文レビュー] Smooth X-ray variability from $ ho$ Ophiuchi A+B. A strongly magnetized primary B2 star?

I. Pillitteri, S. J. Wolk+2 more|arXiv (Cornell University)|Jun 19, 2014

Astrophysical Phenomena and Observations被引用数 6

ひとこと要約

本研究は、若いB2V+B2IV連星ρOphiuchi A+Bの最初の指向的XMM-Newton観測を報告し、約53 ksにわたる滑らかで硬めのX線変動を明らかにした。この変動は主に1.0–8.0 keVバンドに見られ、高速回転する主星（vsin i ≈ 315 km/s）に磁気活性領域があることを示唆しており、10 ksの間に大きな、高温（kT ≈ 3.0 keV）な成分が出現している。これは双極磁場を示唆している。結果は、初期のB型星に磁気活動が存在することを支持しており、こうした星が強い磁場を持たないとする仮定に反する。

ABSTRACT

X-rays from massive stars are ubiquitous yet not clearly understood. In an XMM-Newton observation devoted to observe the first site of star formation in the $ ho$ Ophiuchi dark cloud, we detect smoothly variable X-ray emission from the B2IV+B2V system of $ ho$ Ophiuchi. Tentatively we assign the emission to the primary component. The light curve of the pn camera shows a first phase of low, almost steady rate, then a rise phase of duration of 10 ks, followed by a high rate phase. The variability is seen primarily in the band 1.0-8.0 keV while little variability is detected below 1 keV. The spectral analysis of the three phases reveals the presence of a hot component at 3.0 keV that adds up to two relatively cold components at 0.9 keV and 2.2 keV. We explain the smooth variability with the emergence of an extended active region on the surface of the primary star due to its fast rotation (v $sin~i \sim315$ km/s). We estimate that the region has diameter in the range $0.5-0.6$ R$_*$. The hard X-ray emission and its variability hint a magnetic origin, as suggested for few other late-O$-$early-B type stars. We also discuss an alternative explanation based on the emergence from occultation of a young (5-10 Myr) low mass companion bright and hot in X-rays.

研究の動機と目的

• ρOphiuchi A+Bという若いB2連星系におけるX線変動の起源を調査すること。
• X線放射が主星の磁気活動に起因するのか、または隠れた低質量連星に起因するのかを特定すること。
• 初期B型星における磁場の役割を評価すること。この分類では、こうした活動が十分に理解されていない。
• 観測された変動が、風同士の衝突か遮蔽効果に起因するのかを検証すること。
• スペクトルおよび光度曲線解析を用いて、X線放射領域の幾何学的・物理的条件に関する制約を提示すること。

提案手法

• UV汚染を低減するための厚いフィルタを用いて、XMM-NewtonによるρOphiuchiのX線観測を約53 ks実施。pnおよびMOSカメラを用いた。
• X線重心を中心とする16′′半径の円形領域から光度曲線を抽出し、低位、上昇、高レート状態に位相分離した。
• 3つの時間間隔におけるスペクトルフィッティングにAPECモデル成分を用い、高温（kT ≈ 3.0 keV）、中間（kT ≈ 2.2 keV）、冷却（kT ≈ 0.9 keV）のプラズマ成分を特定した。
• 回転速度（vsin i ≈ 315 km/s）と上昇時間（10 ks）を用いて活性領域の大きさを推定し、星体半径R∗の0.5–0.6倍の直径が得られた。
• X線スペクトルを既知のX線源（例：HIP 100751）と比較し、スペクトルの硬さと吸収を評価した。
• 遮蔽シナリオのモデリング：10 ks間にディスクから出現すると仮定し、連星の半径（0.6 R⊙）と公転周期（≈50日）を推定した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 ρOphiuchi A+Bで観測されたX線変動は、主B2星の磁気活動に起因しているか？
• RQ2 変動は、遮蔽によって出現する隠れた低質量連星によって説明可能か？
• RQ3 硬めのX線放射（1.0–8.0 keV）およびその滑らかな上昇の物理的起源は何か？
• RQ4 高温プラズマ成分（kT ≈ 3.0 keV）の存在は、X線放射の磁気的起源を支持するか？
• RQ5 B2スペクトル型と大きな分離距離を考慮すると、風同士の衝突モデルとX線変動は矛盾しないか？

主な発見

• X線光度曲線は3つの明確な段階を示す：低レート状態（中央値182 ct/ks）、10 ksの上昇、高レート状態（中央値280 ct/ks）。変動は主に1.0–8.0 keVバンドに集中している。
• スペクトル解析により、kT ≈ 3.0 keVの支配的高温成分に加え、0.9 keVおよび2.2 keVの冷却成分が確認され、多温度プラズマを示している。
• 主星の活性領域の直径は0.5–0.6 R∗であり、高速回転（vsin i ≈ 315 km/s）に起因する大きな磁気スポットと整合的である。
• 硬めのX線放射とその滑らかな変動は、大規模な活性領域における磁気再結合によって最もよく説明され、風同士の衝突とは無関係である。
• 低質量連星（R ≈ 0.6 R⊙、P ≈ 50日）を想定する代替の遮蔽シナリオは妥当ではあるが、軟X線増強の欠如により、実現可能性は低い。
• 仮説上の連星のX線等価放射（LX ≈ 1.1 × 10³⁰ erg s⁻¹）は、若い活性低質量星と整合的であるが、軟X線変動の不在はこのモデルと矛盾する。