[論文レビュー] The Neutron Star in the Supernova Remnant PKS 1209-52

V. E. Zavlin, George G. Pavlov+1 more|arXiv (Cornell University)|Sep 26, 1997

Astrophysics and Cosmic Phenomena被引用数 6

ひとこと要約

本稿は、ROSATおよびASCAによる中性子星候補PKS 1209-52のソフトX線データを再分析し、中性子星の大気モデルを用いて、(1.4–1.9)×10⁶ Kのより現実的な表面温度と1.6–3.3 kpcの距離を特定した。これは、ブラックボディフィットによって得られた非現実的な値と対照的である。結果から、弱いか、非常に強い磁場である可能性が示唆され、独立した測定と整合する水素吸収光学密度が得られた。

ABSTRACT

We re-analyzed soft X-ray data collected with the ROSAT and ASCA observatories on a candidate neutron star (NS) near the center of the supernova remnant PKS 1209-52. We fitted the observed spectra with NS atmosphere models. The hydrogen atmosphere fits yield more realistic parameters of the NS and the intervening hydrogen column than the traditional blackbody fit. In particular, for a NS of mass 1.4 M_\odot and radius 10 km, we obtained the NS surface temperature T_{eff}=(1.4-1.9)*10^6 K and distance d=1.6-3.3 kpc versus T=(4.2-4.6)*10^6 K and (implausible) d=11-13 kpc for the blackbody fit, at a 90% confidence level. Our fits suggest that the surface magnetic field is either very weak, B < 10^{10} G, or it exceeds 2*10^{12} G. The hydrogen column density inferred from the atmosphere fits, n_H=(0.7-2.2)*10^{21} cm^{-2}, agrees fairly well with independent estimates obtained from UV observations of nearby stars, radio data, and X-ray spectrum of the shell of the supernova remnant, whereas the blackbody and power-law fits give considerably lower and greater values, n_H=(0.2-0.4)*10^{21} and (5.2-7.0)*10^{21} cm^{-2}, respectively. The inferred NS surface temperature is consistent with standard NS cooling models.

研究の動機と目的

• 更新されたスペクトルモデリングを用いて、超新星残骸PKS 1209-52の中性子星の物理的パラメータを再評価すること。
• 従来のブラックボディフィットが不自然な距離および温度推定値をもたらしたという矛盾を解消すること。
• スペクトルフィットを用いて、中性子星表面の磁場が弱いか、極めて強いかを特定すること。
• 大気モデルフィットから得られた水素吸収光学密度を、UV、電波、X線データからの独立した測定と比較すること。
• 導出された中性子星パラメータが標準冷却モデルと整合するかを検証すること。

提案手法

• PKS 1209-52の中性子星のROSATおよびASCA観測におけるソフトX線スペクトルを再分析した。
• 水素主体の表面を有する中性子星大気モデルを用いて、観測スペクトルをフィットした。
• 水素大気モデルの結果を、従来のブラックボディおよびパワー則スペクトルフィットと比較した。
• 90%信頼水準で温度と距離を制約するために、質量1.4 M⊙、半径10 kmの中性子星モデルを用いた。
• 大気モデルフィットから水素吸収光学密度を推定し、UV、電波、X線データからの外部推定値と比較した。
• 弱磁場（B < 10¹⁰ G）または強磁場（B > 2×10¹² G）の両方が観測スペクトルと整合するかを検証することで、磁場強度を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 現実的な中性子星大気物理学を用いたモデル化において、PKS 1209-52の中性子星の真の表面温度と距離は何か？
• RQ2 水素大気モデルから得られたパラメータは、従来のブラックボディフィットからのものとどのように異なるか？
• RQ3 スペクトルフィットは、中性子星表面の磁場強度にどのような制約を課すか？
• RQ4 大気モデルフィットから得られた水素吸収光学密度は、UV、電波、X線観測からの独立した測定と整合するか？
• RQ5 導出された中性子星パラメータは、標準の中性子星冷却モデルの予測と一致するか？

主な発見

• 水素大気モデルでは、90%信頼水準で表面温度が(1.4–1.9)×10⁶ K、距離が1.6–3.3 kpcとなり、物理的に現実的である。
• これに対して、ブラックボディフィットでは表面温度が(4.2–4.6)×10⁶ Kに高く、距離が11–13 kpcと非現実的である。
• 大気モデルフィットから得られた水素吸収光学密度は(0.7–2.2)×10²¹ cm⁻²であり、UV、電波、X線データからの独立した推定値と整合する。
• ブラックボディおよびパワー則フィットでは、それぞれ(0.2–0.4)×10²¹ cm⁻²および(5.2–7.0)×10²¹ cm⁻²の吸収光学密度が得られ、外部測定と整合しない。
• 中性子星の表面温度は、1.4 M⊙、10 km半径の物体に対する標準冷却モデルと整合する。
• データは、表面磁場が非常に弱い（B < 10¹⁰ G）か、2×10¹² Gを超える非常に強い磁場である可能性を示唆しており、中間の値は排除される。