[論文レビュー] Smooth X-ray variability from $ρ$ Ophiuchi A+B. A strongly magnetized primary B2 star?

I. Pillitteri, S. J. Wolk+2 more|arXiv (Cornell University)|Jun 19, 2014

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 28被引用数 6

ひとこと要約

本論文は、XMM-Newtonを用いた観測により、B2IV+B2V連星系ρOphiuchi A+Bで検出された滑らかで硬めのX線変動を提示している。この変動は、主星に磁気活動が存在することを示唆している。10 ksにわたって上昇するこの変動は、1 keVを超える硬めのX線放射を伴い、0.5–0.6 R∗程度の磁気的に活性な領域を示しており、高速回転（vsini ≈ 315 km/s）に起因すると考えられ、初期のB型星に強い磁場が存在することを支持する。

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 $ρ$ Ophiuchi dark cloud, we detect smoothly variable X-ray emission from the B2IV+B2V system of $ρ$ 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.

研究の動機と目的

• 若いB型連星系ρOphiuchi A+BにおけるX線放射の起源を調査すること。
• 観測されたX線変動が磁気活動に起因するのか、または低質量の隠れた伴星に起因するのかを特定すること。
• 初期のB型星における磁場の役割、特にX線放射機構における役割を評価すること。
• 変動の原因としての風-風衝突、遮蔽、磁気的起源のモデルを区別すること。
• X線放射領域および潜在的伴星の物理的パラメータに制約を与えること。

提案手法

• 標準的なSASリダクションパイプラインを用いて、EPIC-pnおよびMOS機器を用いた53 ksのXMM-Newton X線観測を分析した。
• X線重心を中心とする16 arcsecの半径領域から、広帯域（0.3–8 keV）、硬め帯域（>1 keV）、ソフト帯域（<1 keV）の各エネルギー帯域における光度曲線を抽出した。
• 3成分モデル（2つの冷たい成分：0.9 keV、2.2 keV、および1つの高温成分：3.0 keV）を用いてスペクトルフィッティングを実施した。
• 変動 timescale を特徴付けるために、3段階に分けて光度曲線をモデル化した：低状態（0–30 ks）、上昇期（30–40 ks）、高状態（40–53 ks）。
• 代替説の評価：低質量でX線が明るい伴星の遮蔽、および連星系における風-風衝突。
• ケプラー運動の仮定に基づき、10 ksの上昇時間から伴星の半径（0.6 R⊙）および軌道周期（約50日）を推定した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 ρOphiuchi A+Bで観測された滑らかで10 ksの時間スケールのX線変動は、何によって引き起こされるのか？
• RQ2 1 keVを超える硬めのX線放射（above 1 keV）は、B2型星における磁気活動を示唆しているのか？
• RQ3 この変動は、低質量でX線が明るい伴星の遮蔽によって説明可能なのか？
• RQ4 スペクトルエネルギー分布は、風-風衝突や恒星風固有の放射と比較して、磁気的起源を支持するのか？
• RQ5 X線放射の縦放射度と変動時間スケールは、潜在的伴星の物理的サイズおよび軌道パラメータに制約を与えるのか？

主な発見

• X線光度曲線は、明確な3段階の変動を示している：低状態（中央値 182 ct/ks）、10 ksの上昇、高状態（中央値 280 ct/ks）、ソフト帯域（1 keV未満）の変化は最小限であった。
• スペクトル解析により、3.0 keVの高温プラズマ成分が、0.9 keVおよび2.2 keVの2つの冷却成分の上に重畳していることが判明し、多温度プラズマ放射を示している。
• 硬めのX線変動（1 keV以上）は、磁気的起源を強く示唆しており、強い磁場を持つ初期のB型星における磁気的閉じ込められた風衝撃と一致する。
• 主星の活性領域の直径は0.5–0.6 R∗と推定され、高速回転（vsini ≈ 315 km/s）に起因する大規模な磁気スポットと整合的である。
• 低質量伴星のシナリオは妥当性がある（LX ≈ 1.1×10³⁰ erg s⁻¹、半径 ~0.6 R⊙）が、低状態時にソフトX線の増幅が見られないことから、不自然であると考えられる。
• B2型星の風が弱く、距離が大きく（310 AU）、かつ周囲星間物質による吸収の兆候がないことから、風-風衝突は除外される。