[論文レビュー] Taking the pulse of the shortest orbital period binary system RX J0806.3+1527

G. L. Israel, S. Covino+9 more|arXiv (Cornell University)|Oct 19, 2004

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 3

ひとこと要約

本研究は、VLTおよびTNGを用いて3.5年間にわたりRX J0806.3+1527（既知で最も周期の短い連星系、321 s）の光学的およびX線観測を実施した。周期減少率が約10⁻³ s yr⁻¹であることを確認し、2.0 ± 0.3%の線形偏光を検出。光学的およびX線的変調が反比例していることから、重力波放出が支配的である二重白色矮星モデルを支持する。

ABSTRACT

RX J0806.3+1527 is thought to be a 321s orbital period (the shortest known) double white dwarf binary system. According to the double degenerate binary (DDB) scenario this source is expected to be one of the strongest gravitational wave (GW) emitter candidates. In the last years RX J0806.3+1527 has been studied in great details, through multiwavelength observational campaigns and from the point of view of data analysis result interpretations. We present here the timing results obtained thanks to a 3.5-year long optical monitoring campaign carried out by the Very Large Telescope (VLT) and the Telescopio Nazionale Galileo (TNG) which allowed us to detect and study the orbital period derivative (spin-up at a rate of about 10^-3 s/yr) of the 321s modulation, to detect the linear polarisation (at a level of about 2%), and to study the broad band energy spectrum. The VLT/TNG observational strategy we used allowed us to rely upon a P-Pdot coherent solution which we finally extended backward to the 1994 ROSAT observation of RX J0806.3+1527.

研究の動機と目的

• 共鳴タイミング技術を用いて、RX J0806.3+1527の軌道周期微係数（Ṗ）を高精度で測定すること。
• 多波長モニタリングを通じて、321 sの光学的およびX線的変調の原因を解明すること。
• 光学バンドにおける線形および円形偏光の検出と特徴付けを行い、磁場や散乱メカニズムを調査すること。
• XMM-Newtonを用いて信号対雑音比の高い、積もっていないX線スペクトルを取得し、スペクトルモデリングを改善するとともに、変動の有無を検証すること。
• 二重白色矮星シナリオの検証と、この系が重力波放射体としての可能性およびAM CVn星の前身星である可能性を評価すること。

提案手法

• B、V、Rバンドにおける時間分解光度測定を用いて、VLTおよびTelescopio Nazionale Galileo（TNG）を用いた3.5年間の光学的モニタリングキャンペーンを実施した。
• P-Ṗ共鳴タイミング解析を適用し、観測間で位相畳み込み光曲線を接続し、軌道周期微係数を測定した。
• VLT-FORS1を用いた偏光測定により、線形および円形偏光を検出。フィールド平均背景偏光の補正を実施した。
• 26,000 sにわたるXMM-Newton観測を実施し、位相分解スペクトル分析に適した積もっていないX線データセットを取得した。
• ブラックボディスペクトルフィッティングを用いてX線放射をモデリングし、積もった影響を受けていた以前のチャンドラデータと比較した。
• 光学的およびX線の光曲線を相互相関させ、反比例度を評価し、放射の幾何学的構造を推測した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 RX J0806.3+1527の正確な軌道周期微係数（Ṗ）は何か？ また、二重白色矮星における重力波放出による予測と一致するか？
• RQ2 光学的変調は、X線が同伴星を照らしていることによって引き起こされており、光曲線の反比例がそれを示唆しているか？
• RQ3 光学バンドにおける線形および円形偏光のレベルと性質は何か？ これにより磁場や散乱メカニズムについて何が示唆されるか？
• RQ4 XMM-Newtonから得られたX線スペクトルパラメータ（温度、全放射度、発光領域サイズ）は、チャンドラデータと比較してどう異なるか？ これにより積もった影響の有無がどう示唆されるか？
• RQ5 観測された321 s変調の位相の整合性と安定性は、質量移動が行われない安定な二重白色矮星系を支持するか？

主な発見

• 軌道周期微係数は約10⁻³ s yr⁻¹で測定され、二重白色矮星系における重力波駆動の周期減少と整合的であった。
• フィールド平均背景を補正した後、2.0 ± 0.3%の線形偏光が検出され、散乱または磁場効果を示唆した。
• 円形偏光のわずかな検出（約0.5%）が報告され、約10⁶ Gの磁場の存在を示唆する可能性があった。
• XMM-Newtonデータは、より低い吸収列密度、より安定したブラックボディ温度（約60 eV）、およびより小さな発光領域サイズを示し、積もった影響が小さいことが原因と考えられた。
• 4年間にわたる光学的およびX線の光曲線はほぼ完全な反比例を示し、X線が同伴星を照らして光学的変調を引き起こしているというシナリオを支持した。
• 200 msから5時間の範囲で追加の周期的信号は検出されず、321 s変調の安定性と、他の要因による顕著な変動の否定が確認された。