[论文解读] Diagnostics of the black hole candidate SS433 with the RXTE

E. Filippova, M. Revnivtsev+3 more|arXiv (Cornell University)|Sep 13, 2006

Astrophysical Phenomena and Observations参考文献 1被引用 12

一句话总结

本研究分析了1996至2005年间对黑洞候选体SS433的100次RXTE观测，以诊断由于进动和轨道运动引起的X射线发射变化。研究发现，来自伴星致密星风的强烈光致电离吸收（$N_{\rm H} > 10^{23}$ cm$^{-2}$），表明该星的X射线不透明尺寸超过其洛希瓣尺寸（$R/a \gtrsim 0.53$），并约束质量比为$q \lesssim 0.35$，同时恢复出喷流温度分布曲线，其峰值温度约为30 keV，位于距致密天体$l_0/a \sim 0.06-0.09$处。

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}.

研究动机与目标

• 利用广泛的RXTE监测数据，跨进动和轨道相位诊断SS433的X射线发射变异性。
• 确定伴星星风引起的光致电离吸收对X射线谱测量的影响。
• 评估当伴星的不透明尺寸超过其洛希瓣尺寸时，基于X射线食变对洛希瓣尺寸估计的可靠性。
• 利用轨道X射线食变和进动调制约束双星系统的质量比。
• 基于进动引起的发射温度变化，重建X射流的温度分布曲线。

提出的方法

• 分析1996年4月至2004年8月间收集的100次SS433公开RXTE观测数据，包括专用的AO10观测。
• 比较不同进动和轨道相位下获取的X射线数据的光谱，以检测能量依赖的光致电离吸收和温度变化。
• 假设存在几何厚度较大的进动吸积盘且喷流张角恒定，对X射流温度分布曲线进行建模。
• 利用X射线光 light曲线 中食深度和持续时间推断食区域的尺寸，假设恒星和星风均为不透明体。
• 将观测到的食曲线与理论模型拟合，以推导最佳拟合的恒星半径和质量比，其中$q = M_{\rm x}/M_{\rm opt}$为自由参数。
• 引入盘面摆动运动和非球面对称食几何结构（如赤道星风密度增强）以提高模型拟合质量。

实验结果

研究问题

• RQ1 SS433的X射线发射中光致电离吸收的程度如何？其成因是什么？
• RQ2 伴星的X射线不透明尺寸与洛希瓣尺寸相比如何？这对质量比估计有何影响？
• RQ3 X射线喷流的径向温度分布曲线是怎样的？最热的发射区域位于何处？
• RQ4 在进动相$\psi \sim 0$处的轨道X射线食能否提供对双星质量比和恒星尺寸的约束？
• RQ5 食区域的几何结构（恒星+星风）如何影响食深度和持续时间的解释？

主要发现

• 在光学伴星附近检测到强烈的光致电离吸收，$N_{\rm H} > 10^{23}$ cm$^{-2}$，可能源于其致密星风，质量损失率约为$\dot{M} \sim 10^{-6}$ M$_\odot$ yr$^{-1}$。
• 伴星的X射线不透明尺寸显著大于其洛希瓣尺寸，通过食变建模得出$R/a \gtrsim 0.53 \pm 0.02$，意味着$R > 1.2 R_{\rm Roche,secondary}$。
• 在假设食区域不超过$1.2 R_{\rm Roche,secondary}$的前提下，质量比被约束为$q = M_{\rm x}/M_{\rm opt} \lesssim 0.3-0.35$。
• X射线喷流最热的可见部分位于$l_0/a \sim 0.06-0.09$处，即距致密天体约$2-3 \times 10^{11}$ cm，温度约为$T_{\rm max} \sim 30$ keV。
• 在进动相$\psi \sim 0$处可靠地检测到轨道X射线食，此时喷流和吸积盘与视线方向对齐，证实了食几何结构。
• 对食曲线的最佳拟合模型得出，当$q = 0.26$时，$R/a = 0.53 \pm 0.02$，表明食区域具有非球面对称性，可能由于赤道星风密度增强所致。