[논문 리뷰] Smooth X-ray variability from $ ho$ Ophiuchi A+B. A strongly magnetized primary B2 star?

I. Pillitteri, S. J. Wolk외 2명|arXiv (Cornell University)|2014. 06. 19.

Astrophysical Phenomena and Observations인용 수 6

한 줄 요약

이 연구는 청소년기의 B2V+B2IV 이중성 ρ Ophiuchi A+B의 처음으로 날카로운 XMM-Newton 관측을 제시하며, 약 53 ks 동안 부드럽고 딱딱한 X선 변화를 규명한다. 이 변화는 주로 1.0–8.0 keV 대역에서 발생하며, 빠르게 회전하는 주성(초기 속도 vsin i ≈ 315 km/s)에 있는 자기적으로 활성화된 영역을 시사한다. 10 ks 동안 증가하는 고온( kT ≈ 3.0 keV) 성분은 이중자기장의 존재를 시사한다. 결과는 초기 B형 항성에서 자기 활성화가 존재함을 지지하며, 이러한 항성들이 강력한 자기장을 갖지 않는다는 가정에 도전한다.

ABSTRACT

X-rays from massive stars are ubiquitous yet not clearly understood. In an XMM-Newton observation devoted to observe the first site of star formation in the $ ho$ Ophiuchi dark cloud, we detect smoothly variable X-ray emission from the B2IV+B2V system of $ ho$ Ophiuchi. Tentatively we assign the emission to the primary component. The light curve of the pn camera shows a first phase of low, almost steady rate, then a rise phase of duration of 10 ks, followed by a high rate phase. The variability is seen primarily in the band 1.0-8.0 keV while little variability is detected below 1 keV. The spectral analysis of the three phases reveals the presence of a hot component at 3.0 keV that adds up to two relatively cold components at 0.9 keV and 2.2 keV. We explain the smooth variability with the emergence of an extended active region on the surface of the primary star due to its fast rotation (v $sin~i \sim315$ km/s). We estimate that the region has diameter in the range $0.5-0.6$ R$_*$. The hard X-ray emission and its variability hint a magnetic origin, as suggested for few other late-O$-$early-B type stars. We also discuss an alternative explanation based on the emergence from occultation of a young (5-10 Myr) low mass companion bright and hot in X-rays.

연구 동기 및 목표

• ρ Ophiuchi A+B의 젊은 B2 이중성 시스템에서 X선 변화의 기원을 조사하기 위해.
• X선 방출이 주성의 자기 활성화에서 기인하는지, 또는 숨겨진 저질량 연성체에서 기인하는지 확인하기 위해.
• 초기 B형 항성에서 자기장의 역할을 평가하기 위해, 이 분류에서는 이러한 활성화가 잘 이해되지 않는다.
• 관측된 변화가 바람-바람 충돌 또는 은폐 효과에 기인한 것인지 테스트하기 위해.
• 스펙트럼 및 광도곡선 분석을 통해 X선 방출 영역의 기하학적 구조와 물리적 조건을 제약하기 위해.

제안 방법

• UV 오염을 줄이기 위해 두꺼운 필터를 사용하여 약 53 ks 동안 ρ Ophiuchi를 XMM-Newton X선 관측을 수행하였으며, pn 및 MOS 카메라를 사용하였다.
• X선 중심을 중심으로 16′′ 반경의 원형 영역에서 광도곡선을 추출하였으며, 저속, 상승, 고속 상태로 위상 분리하였다.
• 세 시간 간격에 대해 APEC 모델 구성 요소를 사용하여 스펙트럼 피팅을 수행하여 고온(kT ≈ 3.0 keV), 중간온도(kT ≈ 2.2 keV), 쿨(kT ≈ 0.9 keV) 플라즈마 성분을 식별하였다.
• 회전 속도(vs in i ≈ 315 km/s)와 상승 시간(10 ks)을 사용하여 활성 영역 크기를 추정하였으며, 이로 인해 반지름 R∗의 0.5–0.6 범위의 직경을 산정하였다.
• 경우의 수치(예: HIP 100751)와 같은 알려진 X선 천체와의 X선 스펙트럼 비교를 통해 딱딱함과 흡수 정도를 평가하였다.
• 은폐 시나리오 모델링: 10 ks 동안 디스크에서 나타나는 것으로 가정할 경우, 연성체 반지름(0.6 R⊙)과 궤도 주기(≈50일)를 추정하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 ρ Ophiuchi A+B에서 관측된 X선 변화는 주 B2 항성의 자기 활성화 때문인가요?
• RQ2 이 변화는 은폐된 저질량 연성체가 은폐에서 나타나는 것으로 설명될 수 있는가요?
• RQ3 딱딱한 X선 방출(1.0–8.0 keV)과 그 부드러운 상승의 물리적 기원은 무엇인가요?
• RQ4 고온 플라즈마 성분(kT ≈ 3.0 keV)의 존재는 X선 방출의 자기 기원을 지지하는가요?
• RQ5 B2 스펙트럼 유형과 큰 간격을 고려할 때, X선 변화는 바람-바람 충돌 모델과 일치하지 않는가요?

주요 결과

• X선 광도곡선은 세 가지 명백한 단계를 보이며, 저속 단계(중위수 182 ct/ks), 10ks 상승, 고속 단계(중위수 280 ct/ks)로 나뉘며, 주로 1.0–8.0 keV 대역에서 변화가 발생한다.
• 스펙트럼 분석 결과, 주로 kT ≈ 3.0 keV의 고온 성분이 지배적이며, 더 차가운 성분(kT ≈ 0.9 keV 및 2.2 keV)이 함께 존재하여 다온도 플라즈마를 시사한다.
• 주성에 있는 활성 영역의 직경은 0.5–0.6 R∗이며, 빠른 회전(vs in i ≈ 315 km/s)으로 인한 큰 자기 막대의 존재와 일치한다.
• 딱딱한 X선 방출과 그 부드러운 변화는 바람-바람 충돌이 아닌, 대규모 활성 영역 내 자기 재결합에 의해 가장 잘 설명된다.
• 저질량 연성체(R ≈ 0.6 R⊙, P ≈ 50일)를 포함하는 대안적 은폐 시나리오는 가능하지만, 부드러운 X선 강도 증가 부족으로 인해 불가능한 것으로 여겨진다.
• 가능한 연성체의 X선 광도(LX ≈ 1.1 × 10³⁰ erg s⁻¹)는 젊고 활성적인 저질량 항성과 일치하지만, 부드러운 X선 변화 부족은 이 모델을 반박한다.