[論文レビュー] XMM-Newton observation of 4U 1820-30: Broad band spectrum and the contribution of the cold interstellar medium

E. Costantini, C. Pinto+7 more|UvA-DARE (University of Amsterdam)|Dec 19, 2011

Astrophysical Phenomena and Observations参考文献 72被引用数 40

ひとこと要約

本研究では、明るいX線連星4U 1820-30のXMM-Newton X線スペクトルを分析し、冷たい銀河間物質の吸収特徴に注目した。酸素および鉄のKエッジは、金属鉄を含むMg豊富なケイ酸塩（GEMSに類似したダスト）によって最もよく適合され、酸素の不揮発要因は0.20、鉄の不揮発要因は0.87であった。また、約1200 km s⁻¹のややイオン化されたガスの流れの兆候も示された。

ABSTRACT

We present the analysis of the bright X-ray binary 4U 1820-30, based mainly on XMM-Newton-RGS data, but using complementary data from XMM-Epic, Integral, and Chandra-HETG, to investigate different aspects of the source. The broad band continuum is well fitted by a classical combination of black body and Comptonized emission. The continuum shape and the high flux of the source (L/L_Edd\sim0.16) are consistent with a "high state" of the source. We do not find significant evidence of iron emission at energies >=6.4 keV. The soft X-ray spectrum contain a number of absorption features. Here we focus on the cold-mildly ionized gas. The neutral gas column density is N_H\sim1.63x10^21 cm^-2. The detailed study of the oxygen and iron edge reveals that those elements are depleted, defined here as the ratio between dust and the total ISM cold phase, by a factor 0.20\pm0.02 and 0.87\pm0.14, respectively. Using the available dust models, the best fit points to a major contribution of Mg-rich silicates, with metallic iron inclusion. Although we find that a large fraction of Fe is in dust form, the fit shows that Fe-rich silicates are disfavored. The measured Mg:Fe ratio is 2.0\pm0.3. Interestingly, this modeling may point to a well studied dust constituent (GEMS), sometimes proposed as a silicate constituent in our Galaxy. Oxygen and iron are found to be slightly over- and under-abundant, respectively (1.23 and 0.85 times the solar value) along this line of sight. We also report the detection of two absorption lines, tentatively identified as part of an outflow of mildly ionized gas (ξ\sim-0.5) at a velocity of \sim1200 km/s.

研究の動機と目的

• 高分解能X線分光法を用いて、4U 1820-30への視線方向の間隔ダストの組成と不揮発を調査すること。
• 観測されたX線吸収特徴に寄与する冷たいガスおよびややイオン化されたガスの寄与を特定すること。
• 酸素および鉄の吸収エッジが、特にMg豊富なケイ酸塩に金属鉄を含む（GEMS）ものと一致するかを評価すること。
• O ivおよびO v線で検出されたやや推測される流れの吸収体の起源を調査すること。

提案手法

• XMM-NewtonのRGSおよびEPIC-pnデータの分析により、広帯域X線連続スペクトルおよび吸収特徴をモデル化すること。
• INTEGRALおよびChandra-HETGデータを同時に使用して、スペクトルカバレッジを向上させ、連続スペクトルおよび吸収成分を制約すること。
• 現在のアモルファスケイ酸塩および金属鉄の理論的ダスト吸収プロファイルを用いて、酸素および鉄のKエッジ特徴をフィットすること。
• 光電離および衝突電離のシナリオを用いて、吸収ガスの電離状態をモデル化し、O ivおよびO v線を解釈すること。
• 観測された吸収深さおよびエッジ形状を、GEMSおよび鉄を豊富に含むケイ酸塩を含むダストモデルの予測と比較すること。
• 元素の不揮発要因および不揮発要因を用いて、冷たいISM相におけるダスト対ガス比および元素分離を推定すること。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 X線吸収エッジからの推定により、4U 1820-30への視線方向の間隔ダストの化学的組成は何か？
• RQ2 酸素および鉄の不揮発要因は太陽値と比較してどう異なるか。また、それらはダスト形成および微粒子処理に何を示唆するか？
• RQ3 観測された酸素および鉄のKエッジ特徴は、Mg豊富なケイ酸塩に金属鉄を含む（GEMS）ような既知のダスト化合物によって説明可能か？
• RQ4 約1200 km s⁻¹のやや推測される吸収ラインの起源は何か。ガスは光電離または衝突電離によって流れているのか？
• RQ5 観測された吸収は冷たいややイオン化された銀河間物質に一致するか。それとも、源の近くに局所的な流れが関係しているのか？

主な発見

• 中性水素の列密度は$N_{\rm H} = 1.63 \times 10^{21}$ cm⁻²と測定され、視線方向の冷たいISMに一致する。
• 酸素は太陽値に対して1.23倍のやや過剰に、鉄は0.85倍の不足に。
• 酸素は$0.20 \pm 0.02$のわずかな不揮発により、大部分がダスト粒子に閉じ込められていることを示唆。
• 鉄は$0.87 \pm 0.14$の顕著な不揮発により、大部分がダストに組み込まれていることを示唆。
• 酸素KエッジはMg豊富なケイ酸塩（例：フェロスフェンス、MgSiO₃）によって最もよく適合され、鉄Kエッジは金属鉄の包含によって説明され、GEMSに類似したダスト組成を支持する。
• 約1200 km s⁻¹のやや推測される流れの吸収体が検出された。O ivおよびO v線はややイオン化ガス由来の可能性があるが、電離機構は未だ不明である。