[논문 리뷰] The Milky Way in X-rays for an outside observer: Log(N)-Log(S) and Luminosity Function of X-ray binaries from RXTE/ASM data

H. J. Grimm, M. Gilfanov외 1명|arXiv (Cornell University)|2001. 09. 16.

Astrophysical Phenomena and Observations참고 문헌 87인용 수 215

한 줄 요약

이 연구는 1996–2000년 동안의 RXTE/ASM 데이터를 사용하여 은하수의 고질량 및 저질량 X선 연성성우(이하 HMXBs 및 LMXBs)의 Log(N)–Log(S) 분포 및 X선 광도 함수를 구축한다. 그 결과, LMXBs는 은하수 볼지에 집중되어 있으며 척도 높이가 410 pc이며, HMXBs는 평면에 집중되어 있고 척도 높이가 150 pc이며 나선파고를 따라 분포함을 확인하였다. 전체 2–10 keV 광도는 약 5–10개의 가장 밝은 소스에 의해 지배되며, LMXBs가 총 광도의 약 90%를 차지한다(약 2–3×10³⁹ erg s⁻¹), 또한 최소 16개의 소스에서 초-에딩턴 광도 상태가 관측되었다.

ABSTRACT

We study the Log(N)-Log(S) and X-ray luminosity function in the 2-10 keV energy band, and the spatial (3-D) distribution of bright, log(L_X) > 34-35 erg/s, X-ray binaries in the Milky Way. In agreement with theoretical expectations and earlier results we found significant differences between the spatial distributions of low (LMXB) and high (HMXB) mass X-ray binaries. The volume density of LMXB sources peaks strongly at the Galactic Bulge. HMXBs tend to avoid the inner 3-4 kpc of the Galaxy, HMXBs are more concentrated towards the Galactic Plane and show clear signatures of the spiral structure in their spatial distribution. LMXB sources have a flatter Log(N)-Log(S) distribution and luminosity function than HMXBs. The integrated 2-10 keV luminosities of X-ray binaries, averaged over 1996--2000, are 2-3 * 10^39 (LMXB) and 2-3 * 10^38 (HMXB) erg/s. Normalised to the stellar mass and the star formation rate, respectively, these correspond to 5 * 10^28 erg/s/M_sol for LMXBs and 5 * 10^37 erg/s/(M_sol/yr) for HMXBs. Due to the shallow slopes of the luminosity functions the integrated emission of X-ray binaries is dominated by the 5-10 most luminous sources which determine the appearance of the Milky Way in the standard X-ray band for an outside observer. In particular variability of individual sources or an outburst of a bright transient source can increase the integrated luminosity of the Milky Way by as much as a factor of ~2. Although the average LMXB luminosity function shows a break near the Eddington luminosity for a 1.4 M_sol neutron star, at least 11 sources showed episodes of super-Eddington luminosity during ASM observations. We provide the maps of distribution of X-ray binaries in the Milky Way in various projections, which can be compared to images of nearby galaxies taken by CHANDRA and XMM-Newton.

연구 동기 및 목표

• 장기적인 RXTE/ASM 관측 데이터를 활용해 은하수의 X선 연성성우에 대한 Log(N)–Log(S) 분포 및 X선 광도 함수를 규명하는 것.
• HMXBs 및 LMXBs의 3차원 공간 분포를 조사하고, 은하수 평면 및 볼지에 대한 집중도 및 척도 높이 등의 구조적 특성을 비교하는 것.
• 은하수의 전체 2–10 keV X선 광도를 정량화하고, 가장 밝은 개별 소스들이 총 방출에 기여하는 비율을 평가하는 것.
• 초-에딩턴 광도를 나타내는 소스를 특정하고 지도화하며, 특히 1.4 M⊙ 중성성우의 경우 그 영향을 평가하는 것.
• Chandra 및 XMM-Newton가 수행한 근접 은하의 깊은 X선 관측과 비교할 수 있도록 校정된 광도 함수 및 소스 지도를 제공하는 것.

제안 방법

• 1996–2000년 RXTE/ASM 전천문 모니터링 데이터를 활용하여, 감도 한계가 약 ~6.4×10⁻¹¹ erg s⁻¹ cm⁻²인 조건에서 HMXBs 및 LMXBs의 Log(N)–Log(S) 분포를 구성함.
• 은하수 질량 모델과 알려진 소스 거리를 적용하여 관측된 광도를 진정한 2–10 keV 광도로 변환함으로써, 약 ~2×10³⁵ erg s⁻¹까지의 광도 함수 유도 가능.
• 차별적 Log(N)–Log(S) 분포를 파wr 로우 법칙으로 피팅하여, HMXBs의 기울기는 1.61±0.12, LMXBs의 기울기는 -1.2±0.06를 얻었으며, LMXBs의 고광도 절단점은 약 ~3.5×10⁻⁸ erg s⁻¹ cm⁻²에서 관측됨.
• 은하수의 별질량 분포 3D 모델을 사용해 공간 분포를 역전환(드레프로젝션)하여 광도 함수를 구성함. 이로써 HMXB의 광도 함수 기울기는 1.64, LMXB는 1.27로 도출되었으며, LMXBs의 광도 절단점은 약 ~2.7×10³⁸ erg s⁻¹에서 관측됨.
• 1.4 M⊙ 중성성우의 에딩턴 한계 광도(~1.3×10³⁸ erg s⁻¹)와 피크 광도를 비교하여 초-에딩턴 소스를 식별함. 그 결과 최소 16건의 초-에딩턴 광도 상태를 관측함.
• Chandra 및 XMM-Newton의 외성간 관측과 직접 비교할 수 있도록 다양한 투영 방식의 3D X선 연성성우 분포 지도를 제작함.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 HMXBs 및 LMXBs의 3차원 공간 분포는 은하수 평면, 볼지, 나선파고와 어떻게 다를까?
• RQ2 2–10 keV 대역에서 HMXBs 및 LMXBs의 Log(N)–Log(S) 분포 및 광도 함수는 무엇이며, 상이한가?
• RQ3 은하수의 전체 2–10 keV X선 광도 중 가장 밝은 X선 연성성우가 차지하는 비율은 얼마이며, 변동성은 통합 광도에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 은하수의 몇 개의 X선 연성성우가 초-에딩턴 광도를 나타내며, 은하 전역에서 어떻게 분포되어 있는가?
• RQ5 은하수는 외부 은하에서의 L_X/SFR 및 L_X/M_star 관계를 校정하기 위한 기준점으로 얼마나 유용한가?

주요 결과

• 은하수의 모든 X선 연성성우의 통합 2–10 keV 광도는 약 ~2–3×10³⁹ erg s⁻¹이며, 이 중 LMXBs가 약 90%를 차지함(~2.5×10³⁹ erg s⁻¹), HMXBs는 약 10%를 차지함(~2×10³⁸ erg s⁻¹).
• LMXB의 광도 함수는 기울기가 1.27이며 약 ~2.7×10³⁸ erg s⁻¹에서 절단점이 필요함. 반면 HMXB는 기울기가 더 평탄한 1.64를 보이며, ~10³⁶ erg s⁻¹ 이상에서 유의미한 절단점은 관측되지 않음.
• HMXBs의 Log(N)–Log(S) 분포는 ~6.4×10⁻¹¹ erg s⁻¹ cm⁻²까지 파워 로우 법칙으로 잘 설명되며, 기울기는 1.61±0.12. LMXBs는 기울기가 -1.2±0.06이며 고광도 절단점이 약 ~3.5×10⁻⁸ erg s⁻¹ cm⁻²에서 관측됨.
• 2×10³⁵ erg s⁻¹ 이상의 밝기 소스 수는 약 190개이며, 이 중 약 135개는 LMXB, 약 55개는 HMXB. 10³⁴ erg s⁻¹까지 외삽하면 약 705개의 소스(약 325개 LMXB, 약 380개 HMXB)로 추정되나, 공간 분포의 불확실성으로 인해 약 2배의 불확실성 존재.
• 최소 16개의 소스가 1.4 M⊙ 중성성우의 에딩턴 한계를 초월하는 초-에딩턴 광도 상태를 경험했으며, 이들의 분포는 은하 투영도에 따라 지ap도화됨.
• 은하수의 통합 광도는 약 5–10개의 가장 밝은 X선 연성성우에 의해 지배되며, 이들의 변동성 또는 활동기로 인해 총 광도가 최대 약 2배까지 증가할 수 있음.