[論文レビュー] X-raying clumped stellar winds

L. M. Oskinova, W.‐R. Hamann+1 more|ArXiv.org|Jun 13, 2008

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 3

ひとこと要約

本論文は、質量星におけるX線分光法が、密度の高いクラウドがX線透過率を低下させ、スペクトル線比を変化させる、クラスタ化した星風の強力な証拠を示している。線比の分析と二進星におけるX線光曲線の観測を通じて、特に径方向に圧縮されたクラウドを伴う星風クラスタ化が、観測されたX線プロファイルと輝度を説明できることを示しており、体積充填率f_V ≈ 0.04–0.06の程度まで低下する。

ABSTRACT

X-ray spectroscopy is a sensitive probe of stellar winds. X-rays originate from optically thin shock-heated plasma deep inside the wind and propagate outwards throughout absorbing cool material. Recent analyses of the line ratios from He-like ions in the X-ray spectra of O-stars highlighted problems with this general paradigm: the measured line ratios of highest ions are consistent with the location of the hottest X-ray emitting plasma very close to the base of the wind, perhaps indicating the presence of a corona, while measurements from lower ions conform with the wind-embedded shock model. Generally, to correctly model the emerging X-ray spectra, a detailed knowledge of the cool wind opacities based on stellar atmosphere models is prerequisite. A nearly grey stellar wind opacity for the X-rays is deduced from the analyses of high-resolution X-ray spectra. This indicates that the stellar winds are strongly clumped. Furthermore, the nearly symmetric shape of X-ray emission line profiles can be explained if the wind clumps are radially compressed. In massive binaries the orbital variations of X-ray emission allow to probe the opacity of the stellar wind; results support the picture of strong wind clumping. In high-mass X-ray binaries, the stochastic X-ray variability and the extend of the stellar-wind part photoionized by X-rays provide further strong evidence that stellar winds consist of dense clumps.

研究の動機と目的

• 星風クラスタ化が質量星におけるX線放出および吸収に与える役割を調査すること。
• 均一な星風モデルと比較して観測されたX線線比との不一致を解消すること。
• X線スペクトル診断を用いて星風の幾何学的形状、クラスタ化パラメータ、質量放出率を推定すること。
• クラスタ化が単一星および二進星における観測されたX線変動およびスペクトル特徴を説明できるかどうかを検証すること。

提案手法

• XMM-Newtonから得た高分解能X線スペクトルを分析し、Mg XI や Si XII などのヘリウム様イオンにおける線比（f/i）を測定すること。
• 星の大気モデル（例：TLUSTY）を用いて、観測された線比から光球面放射度および希釈係数（W）を推定すること。
• 純粋な吸収を仮定した不均一星風をモデル化し、吸収率がクラスタジオメトリと充填率に依存することを想定すること。
• 質量星二進星（CWBsおよびHMXBs）における観測されたX線光曲線およびスペクトル変動を、クラウドの間隔と充填率を推定するために比較すること。
• 放射線輸送モデルを適用し、径方向に圧縮されたクラウドが対称的なX線線プロファイルを説明できることを示すこと。
• X線食の軌道的モodulationを用いて、均一星風仮定に依存しない質量放出率を導出すること。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 O型星のヘリウム様イオンにおける観測されたX線線比は、なぜ標準的な星風衝撃モデルとは矛盾する、星風基部に非常に近い場所でX線放射が発生していると示唆するのか？
• RQ2 均一な星風モデルと比較して、星風クラスタ化はX線透過率をどの程度低減させるのか？
• RQ3 クラウドの径方向圧縮および幾何学的形状は、X線放射線プロファイルの対称性および形状にどのように影響を与えるのか？
• RQ4 質量星二進星のX線光曲線における軌道的変動は、星風における体積充填率およびクラウド間隔をどの程度制限できるのか？
• RQ5 高質量X線二進星からの証拠は、確率的X線変動および光電離特徴を通じて、密度が高くクラスタ化した星風が存在することをどのように支持するのか？

主な発見

• ヘリウム様イオンにおける観測されたX線線比から、最も高温のX線放射プラズマが星の半径R_fir/R* ≈ 1.25–1.5の位置で形成されていることが示され、これはコロナ起源または強いクラスタ化を示唆する。
• 高分解能スペクトルからほぼグレーなX線透過率が推定され、体積充填率f_V ≈ 0.04–0.06の強い星風クラスタ化が示唆される。
• X線放射線の対称的形状は、線の非対称性を示す均一モデルとは対照的に、径方向に圧縮された星風クラウドによって説明できる。
• γ Vel や WR140 などの衝突星風二進星では、X線食の深さと持続時間から、クラスタ化を考慮した場合、質量放出率が4倍も低くなると示され、f_V ≈ 0.06を支持する。
• Vela X-1 や 4U 1700-37 などの高質量X線二進星では、確率的X線変動および光電離特徴が、クラスタ化した星風の供給によって最もよく説明され、f_V ≈ 0.04である。
• 単一星、衝突星風二進星、HMXBsからの統合的証拠は、体積充填率が低く、X線透過率に顕著な空孔効果を示す高密度クラスタ化星風モデルを一貫して支持する。