[논문 리뷰] Search for VHE signals from microquarsars with MAGIC

R. Zanin, Takayuki Sayto외 7명|arXiv (Cornell University)|2011. 10. 07.

Astrophysics and Cosmic Phenomena인용 수 4

한 줄 요약

이 논문은 마이크로쿼사서스에서 매우 높은 에너지(VHE) 감마선 방출을 탐색하기 위해 마그릭 천체망원경을 사용하여 수행된 종합적인 연구를 제시한다. 이 연구는 단독 관측 모드와 스테레오스코픽 관측 모드를 모두 활용한다. 시리우스 X-3, 시리우스 X-1, 스코피우스 X-1, SS 433에 대한 다수의 스펙트럼 상태와 폭발 기간 동안의 광범위한 관측에도 불구하고, 유의미한 VHE 신호는 관측되지 않았으며, 특히 수평가지 상태에서 스코피우스 X-1에 대해 매우 엄격한 통합 광도 상한선을 설정하였다.

ABSTRACT

Microquasars are accreting binary systems displaying relativistic radio jets where very high energy gamma rays might be produced via Inverse Compton scattering. The detection of the microquasar Cygnus X-3 above 100 MeV by both Fermi/LAT and AGILE satellites, together with the short flares from Cygnus X-1 reported by AGILE, confirmed that this class of astrophysical objects are interesting candidates for very high energy gamma-ray observations. The stand-alone imaging atmospheric Cherenkov MAGIC telescope, and later on the recently inaugurated stereoscopic system, made a significant effort to search for signals from microquasars. This paper reviews all MAGIC results of Cygnus X-3, Cygnus X-1, Scorpius X-1, and SS 433 observations. The stand-alone MAGIC telescope observed Cygnus X-3 for almost 60 hrs from March 2006 until August 2009 in many different X-ray spectral states where a very high energy emission is predicted and also simultaneously with a flux enhancement at high energies detected by Fermi/LAT. No significant signal was found in any of the observed conditions. The MAGIC stereoscopic system pointed at the Z-type low-mass X-ray binary Scorpius X-1 in May 2010 for ~8 hrs. Simultaneous soft X-ray measurements allowed to define the X-ray spectral state of the source which could emit very-high-energy photons in the horizontal branch. MAGIC did not detect the source and put some constraints on the maximum TeV luminosity to jet power ratio. Further observations of Cygnus X-1 were also carried out with the new and twice as sensitive stereoscopic system in Autumn 2009 for a total amount of 30 hrs. Finally, we also report on SS 433 observations obtained during two periods of minimum absorption processes from the accretion disk.

연구 동기 및 목표

• 역산성 콘스탄틴 산란를 통해 VHE 광자를 방출할 수 있는 잠재적 원천인 마이크로쿼사서스에서 매우 높은 에너지(VHE) 감마선 방출을 탐색하기 위해.
• 마이크로쿼사서스의 상대론적 제트에서 VHE 방출이 발생한다는 가설을 검증하기 위해, 특히 경자외선 및 라디오 폭발기 동안.
• 저질량 X선 이진 시스템인 스코피우스 X-1과 같은 천체에서 제트 파워 대 최대 테바 빛의 비율을 제약하기 위해.
• 마이크로쿼사서스의 다중파장 행동을 조사하고, VHE 활동이 X선 스펙트럼 상태 및 고에너지 폭발과 관련이 있는지 조사하기 위해.
• 업그레이드된 스테레오스코픽 마그릭 시스템을 활용하여 감도를 향상시키고, 흡수율이 낮은 시기 동안 관측함으로써 VHE 신호 감지 능력을 향상시키기 위해.

제안 방법

• 라팔마 관측소에 위치한 단독 마그릭 천체망원경(지름 17m)과 이후에 구축된 스테레오스코픽 마그릭 시스템(두 대의 망원경)을 사용하여 VHE 감마선 관측을 수행하였다.
• 2006년부터 2010년까지 수집된 데이터를 대상으로 시간 통합 및 일일 광도 분석을 수행하였으며, 에너지 임계값은 50 GeV까지 하향 조정하였다.
• 라디오(RATAN-600), 페르미/LAT, 아가일, 스위프트/BAT의 경고 신호를 기반으로 관측를 촉발하였고, 동시에 RXTE/PCA를 통한 X선 모니터링을 실시하였다.
• RXTE/ASM 및 스위프트/BAT 광도 곡선를 이용하여 X선 스펙트럼 상태를 분류하였으며, 하드 상태(HS), 소프트 상태(SS), 수평가지 상태(HB) 상태를 식별하였다.
• 표준 마그릭 분석 소프트웨어를 적용하여 츄렌코프 붕괴를 재구성하고, 이미지 및 시간 특성 파rameter를 이용하여 배경 사건을 거부하였다.
• 통계적 방법을 사용하여 250 GeV 이상의 통합 광도에 대해 95% 신뢰수준(CL) 상한선(ULs)을 계산하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 시리우스 X-3에서 하드 및 소프트 X선 상태 동안, 특히 고에너지 폭발기 동안 감지 가능한 VHE 감마선 방출이 존재하는가?
• RQ2 스테레오스코픽 마그릭 시스템은 스코피우스 X-1의 수평가지 X선 상태에서 입자 가속이 기대되는 상황에서 VHE 방출을 감지할 수 있는가?
• RQ3 수평가지 상태에서의 비검출을 바탕으로 스코피우스 X-1의 최대 테바 빛의 비율은 얼마인가?
• RQ4 2006년에 관측된 4.1σ의 신호에 따라, 시리우스 X-1의 VHE 방출은 하드 X선 폭발과 상관관계가 있는가?
• RQ5 특히 중심 소스와 '귀' 영역에서, 흡수율이 낮은 전위기 동안 SS 433의 VHE 방출을 감지할 수 있는가?

주요 결과

• 다양한 X선 스펙트럼 상태와 고에너지 폭발기 동안의 57시간에 걸친 관측에도 불구하고, 시리우스 X-3에서 유의미한 VHE 신호는 관측되지 않았다.
• 250 GeV 이상의 통합 광도에 대해 95% 신뢰수준 상한선은 2.2 × 10⁻¹² 광자 cm⁻² s⁻¹이며, 크래브 성운 광도의 1.3%에 해당한다.
• 스코피우스 X-1에 대해 마그릭 및 RXTE/PCA 동시 관측 8시간 동안 유의미한 신호가 발견되지 않았으며, 수평가지 상태에서 300 GeV 이상의 상한선은 3.4 × 10⁻¹² 광자 cm⁻² s⁻¹이다.
• 스코피우스 X-1의 수평가지 상태에서 최대 테바 빛의 비율은 ≤ 10⁻³으로 제약되었으며, 시리우스 X-3의 제약과 일치한다.
• 스테레오스코픽 시스템을 사용한 추가 90시간의 관측에도 불구하고, 시리우스 X-1에서 유의미한 VHE 방출은 관측되지 않았다. 이는 2006년에 관측된 이전의 4.1σ 신호와는 상충된다.
• SS 433에 대해 95% 신뢰수준 상한선은 중심 소스 기준 3.6 × 10⁻¹² 광자 cm⁻² s⁻¹(크래브의 1%)이며, '귀' 영역 기준 2.1 × 10⁻¹¹ 광자 cm⁻² s⁻¹(크래브의 5%)이다. 이는 150 GeV 이상의 에너지에서 적용된다.