[논문 리뷰] The Jets and and Supercritical Accretion Disk in SS433

S. Fabrika|arXiv (Cornell University)|2006. 03. 15.

Astrophysical Phenomena and Observations참고 문헌 4인용 수 25

한 줄 요약

이 논문은 초광량 X선 소스(ULX)가 다른 은하에서 발견되는 것과 유사한 얼굴면 초임계량 질량 흡착 원반과 상대론적 제트를 가진, 질량이 큰 이중성계인 SS433에서의 고유한 초임계량 흡착 원반과 상대론적 제트를 검토한다. 이 시스템은 상대론적 밀집 천체(보통 블랙홀로 간주됨)가 초-Eddington 속도로 기체를 흡착하고 있으며, 이로 인해 진동하는 제트와 농도 높은 원반 바람이 관측 가능한 서명을 생성한다. 이는 넓고 변동성이 큰 발광선과 X선 흡수 특징을 포함하며, 얼굴면 초임계량 흡착 시스템을 식별하는 기준이 되는 템플릿을 제공한다.

ABSTRACT

(abridged) The review describes observations of SS433. The main difference between SS433 and other X-ray binaries is the supercritical regime for the gas accretion onto the relativistic star (most likely a black hole), which has lead to the formation of collimated relativistic jets. The properties of the jets are determined by their interaction with the disk wind. The precession of the disk and jets, as well as the eclipsing in the binary system, make SS433 a unique laboratory for studies of mechanisms for the microquasar phenomenon. Essentially all photometric and spectroscopic properties of SS433 are determined by the accretion disk and its orientation, but the disk itself is not observed, being located beneath the photosphere of the dense wind. Observational manifestations of the wind and of gas flows in the system are described. Little is known about the structure of the central regions where the hot bases of the jets are located. The available X-ray, UV, and optical observations point towards the picture where the bases of the jets are surrounded by cocoons of hot gas reradiating emission from the inner regions of the jet channel. Direct investigations of this channel in the supercritical accretion disk of SS433 are not possible; however, a similar object oriented face-on would likely be an extremely bright X-ray source, such as ultra-luminous X-ray sources observed in other galaxies.

연구 동기 및 목표

• SS433에서 상대론적 제트의 형성과 역학을 이해하기 위해.
• 계속 변화하는 광학적 및 스펙트로스코픽 변동성(예: 진동과 궤도 조절)의 기원을 설명하기 위해.
• SS433을 다른 은하에서의 마이크로쿼사르와 초광량 X선 소스(ULX)를 이해하는 데의 프로토타입으로 설정하기 위해.
• 특히 X선 및 광학 스펙트럼에서 초임계량 흡착 원반을 얼굴면 시스템에서 드러내는 관측 서명을 식별하기 위해.
• 원반 바람과 등위도 방출이 시스템의 복사 및 중심 원반을 가림으로써 어떻게 영향을 미치는지 조사하기 위해.

제안 방법

• 수십 년에 걸친 SS433의 다파장 광학, 자외선, X선, 전파 관측 데이터(광학, 자외선, X선, 전파)를 분석한다.
• 다프너 시프트된 발광선의 운동학적 모델링을 통해 제트 속도, 진동 주기, 빔화 정도를 추론한다.
• X선 스펙트럼 분석(ASCA, Chandra)을 적용하여 좁고 다중 온도의 제트와 비균일성을 탐지한다.
• Shakura-Sunyaev 이론을 사용해 초임계량 흡착 원반을 모델링하여 질량 이행률(~10⁻⁴ M☉/yr)과 원반 기하학을 추론한다.
• 제트 통로에서 고이온화된 Fe, Si, S, Mg 이온의 X선 흡수선이 원반 구조를 드러낼 수 있다고 제안한다.
• 외부 은하의 ULXs와 SS433를 비교하여 넓고 변동성이 큰 X선 흡수선이 얼굴면 초임계량 시스템을 식별하는 데 도움이 될 수 있다고 제안한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 SS433의 상대론적 제트는 초임계량 흡착 속도에도 불구하고 어떻게 형성되고 유지되는가?
• RQ2 시스템의 광선 곡선과 스펙트럼선에서 관측된 진동과 궤도 변동성의 원인은 무엇인가?
• RQ3 원반 바람과 등위도 방출은 관측된 복사 및 중심 흡착 원반을 가림으로써 어떻게 영향을 미치는가?
• RQ4 SS433에서 직접 원반 탐지가 없음에도 불구하고 초임계량 흡착 원반이 존재하는 것은 어떻게 설명할 수 있는가?
• RQ5 얼굴면 초임계량 흡착 시스템을 식별하는 데 X선 스펙트럼에서 어떤 관측 서명이 나타날 수 있는가? 예를 들어, 다른 은하의 ULXs에서의 경우.

주요 결과

• SS433는 약 ~10⁻⁴ M☉/yr의 지속적인 초임계량 흡착률을 보이며, 이는 초임계량 흡착 원반과 0.26c 속도의 상대론적 제트를 유도한다.
• 광학 및 전파 제트는 약 162일의 주기로 진동하며, 이로 인해 발광선의 주기적 도플러 시프트가 발생한다.
• X선 관측(Chandra)은 좁고 다중 온도의 제트를 드러내며, 비균일성과 변동성을 보이며 복잡한 내부 기하학을 시사한다.
• 시스템의 광학 및 자외선 광선 곡선은 진동, 궤도, 진동 조절 조절을 포함한 변동성을 보이며, 원반 가림과 관련된 날카운 빛의 감소가 관측된다.
• He II 및 Hβ 선형은 반경 방향 속도가 최대 약 ~10,000 km/s인 원반 바람을 나타내며, 이는 진동 조절에 의해 흡수 특징이 변동됨을 보여준다.
• 이론적 모델링은 얼굴면 초임계량 시스템에서 매우 넓고 복잡한 X선 흡수선(Kα에서 Kc까지)이 고이온화된 Fe, Si, S에서 발생할 것으로 예측하며, 이는 고신호 대비 잡음 스펙트럼으로 감지 가능할 수 있음을 시사한다.