[논문 리뷰] Diagnostics of the black hole candidate SS433 with the RXTE

E. Filippova, M. Revnivtsev외 3명|arXiv (Cornell University)|2006. 09. 13.

Astrophysical Phenomena and Observations참고 문헌 1인용 수 12

한 줄 요약

이 연구는 1996–2005년 동안의 블랙홀 후보자 SS433에 대한 100건의 RXTE 관측을 분석하여 전진 운동 및 궤도 운동에 의한 X선 방출 변화를 진단한다. 강한 광학흡수($N_{\rm H} > 10^{23}$ cm$^{-2}$)가 동반성의 밀도 높은 바람으로 인해 발생하며, 이 성의 X선 투명하지 않은 크기가 그의 로치 로브를 초과함($R/a \gtrsim 0.53$)을 시사하고, 질량 비율이 $q \lesssim 0.35$로 제약을 받으며, 압축된 물체에서 $l_0/a \sim 0.06-0.09$ 거리에서 약 30 keV로 정점에 도달하는 제트 온도 프로파일을 회복한다.

ABSTRACT

We present our analysis of the extensive monitoring of SS433 by the RXTE observatory collected over the period 1996-2005. The difference between energy spectra taken at different precessional and orbital phases shows the presence of strong photoabsorption (N_H>10^{23}cm^{-2}) near the optical star, probably due to its powerful, dense wind. Therefore the size of the secondary deduced from analysis of X-ray orbital eclipses might be significantly larger than its Roche lobe size, which must be taken into account when evaluating the mass ratio from analysis of X-ray eclipses. Assuming that a precessing accretion disk is geometrically thick, we recover the temperature profile in the X-ray emitting jet that best fits the observed precessional variations in the X-ray emission temperature. The hottest visible part of the X-ray jet is located at a distance of l_0/a~0.06-0.09, or ~2-3*10^{11}cm from the central compact object, and has a temperature of about T_{max}~30 keV. We discovered appreciable orbital X-ray eclipses at the ``crossover'' precessional phases (jets are in the plane of the sky, disk is edge-on), which under model assumptions put a lower limit on the size of the optical component R/a>0.5 and an upper limit on a mass ratio of binary companions q=M_x/M_{opt}<0.3-0.35, if the X-ray opaque size of the star is not larger than 1.2R_{Roche, secondary}.

연구 동기 및 목표

• 전진 운동 및 궤도 단계를 모두 포함한 광범위한 RXTE 모니터링을 통해 SS433의 X선 방출 변동성을 진단하기 위해.
• 동반성 바람에 의한 광학흡수가 X선 스펙트럼 측정에 미치는 영향을 규명하기 위해.
• 성의 투명하지 않은 크기가 그의 로치 로브를 초과할 경우 X선 일식을 통한 로치 로브 크기 추정의 신뢰성을 평가하기 위해.
• 궤도 X선 일식과 전진 운동 조절을 이용하여 이진계의 질량 비율을 제약하기 위해.
• 전진 운동에 따른 방출 온도 변화를 기반으로 X선 제트의 온도 프로파일을 재구성하기 위해.

제안 방법

• 1996년 4월부터 2004년 8월까지 수집된 공개된 100건의 SS433 RXTE 관측 데이터 분석(특수 AO10 관측 포함).
• 다른 전진 운동 및 궤도 단계에서 측정된 X선 데이터의 스펙트럼 비교를 통해 에너지 의존적 광학흡수 및 온도 변화 탐지.
• 기하학적으로 두꺼운 전진 운동하는 은하수원판과 일정한 제트 개방각을 가정하여 X선 제트 온도 프로파일 모델링.
• X선 광도곡선에서 일식 깊이 및 지속시간을 이용하여 음영 영역 크기를 추론(성과 바람이 투명하다고 가정).
• 관측된 일식 프로파일을 이론 모델에 맞추어 최적의 적합을 통해 별 반지름과 질량 비율을 유도하며, $q = M_{\rm x}/M_{\rm opt}$ 를 자유 매개변수로 사용.
• 디스크의 기울기 운동과 비구형 일식 기하학(예: 강화된 적도 바람 밀도)을 통합하여 모델 적합도 향상.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 SS433의 X선 방출에서 광학흡수의 범위는 무엇이며, 그 원인은 무엇인가?
• RQ2 제2성의 X선 투명하지 않은 크기는 그의 로치 로브 크기와 비교하여 어떻게 되며, 질량 비율 추정에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ3 X선 제트의 반경 온도 프로파일은 무엇이며, 가장 뜨거운 방출은 어디에 위치하는가?
• RQ4 전진 운동 단계 $\psi \sim 0$에서의 궤도 X선 일식은 이진계 질량 비율과 별 크기 제약을 제공할 수 있는가?
• RQ5 음영 영역의 기하학(성 + 바람)은 일식 깊이 및 지속시간의 해석에 어떤 영향을 미치는가?

주요 결과

• 광학흡수 $N_{\rm H} > 10^{23}$ cm$^{-2}$ 가 강하게 감지되었으며, 이는 질량 손실률 $\dot{M} \sim 10^{-6}$ M$_\odot$ yr$^{-1}$ 인 밀도 높은 별 바람으로 인한 것으로 보인다.
• 제2성의 X선 투명하지 않은 크기는 그의 로치 로브보다 현저히 크며, 일식 모델링을 통해 $R/a \gtrsim 0.53 \pm 0.02$ 로 유도되었으며, 이는 $R > 1.2 R_{\rm Roche,secondary}$ 를 의미한다.
• 음영 영역이 $1.2 R_{\rm Roche,secondary}$ 를 초과하지 않는다고 가정할 경우 질량 비율은 $q = M_{\rm x}/M_{\rm opt} \lesssim 0.3-0.35$ 로 제약된다.
• X선 제트의 가장 뜨거운 시야 내 부분은 $l_0/a \sim 0.06-0.09$ 또는 압축된 물체에서 약 $2-3 \times 10^{11}$ cm 거리에 위치하며, 온도는 $T_{\rm max} \sim 30$ keV 로 측정된다.
• 궤도 X선 일식은 전진 운동 단계 $\psi \sim 0$ 에서 신뢰성 있게 감지되었으며, 제트 및 디스크가 시선 방향으로 정렬되어 있음을 확인하여 일식 기하학을 뒷받침한다.
• 일식 프로파일에 대한 최적의 적합 모델은 $q = 0.26$ 일 때 $R/a = 0.53 \pm 0.02$ 를 도출하며, 이는 비구형 음영 영역(예: 강화된 적도 바람 밀도)을 시사한다.