[論文レビュー] The X-ray binary 2S0114+650=LSI+65 010:A slow pulsar or tidally-induced pulsations?

Gloria Koenigsberger, Л. Георгиев+4 more|ArXiv.org|Aug 10, 2006

Astrophysical Phenomena and Observations参考文献 18被引用数 17

ひとこと要約

この論文は、2S0114+650=LSI+65 010の連星系における潮汐相互作用がB超巨星星の脈動を駆動し、構造的星風を生成することで中性子星への降着を変調していると提案している。これにより、観測された2.7時間周期のX線フレアと30.7日周期のスーパー軌道的変動が説明できる。この潮汐駆動星風モデルは、マグネタール起源の可能性を弱め、中性子星の回転減速シナリオに対する代替説を提示する。

ABSTRACT

The X-ray source 2S0114+650=LSI+65 010 is a binary system containing a B-type primary and a low mass companion believed to be a neutron star. The system has three reported periodicities: the orbital period, P{orb}~11.6 d, X-ray flaring with P{flare}~2.7 hr, and a "superorbital" X-ray periodicity P{super}~30.7 d. The objective of this paper is to show that the puzzling periodicities in the system may be explained in the context of scenarios in which tidal interactions drive oscillations in the B-supergiant star. We calculate the solution of the equations of motion for one layer of small surface elements distributed along the equator of the star, as they respond to the forces due to gas pressure, centrifugal, coriolis, viscous forces, and the gravitational forces of both stars. This calculation provides variability timescales that can be compared with the observations. In addition, we use observational data obtained at the Observatorio Astronómico Nacional en San Pedro Mártir (OAN/SPM) between 1993-2004 to determine which of the periodicities may be present in the optical region. We suggest that the tidal oscillations lead to a structured stellar wind which, when fed to the neutron star, produces the X-ray modulations. The connection between the stellar oscillations and the modulation of the mass ejection may lie in the shear energy dissipation generated by the tangential motions that are produced by the tidal interaction, particularly in the tidal bulge region. The tidal oscillation scenario weakens the case for 2S0114+650 containing a magnetar descendent.

研究の動機と目的

• 連星系2S0114+650に潮汐相互作用が存在する場合、マグネタールを仮定せずに観測されたX線周期性を説明できるかを調査すること。
• B超巨星星の脈動が中性子星への降着を変調する構造的星風を生成できるかを特定すること。
• 2.7時間周期のX線フレアと30.7日周期のスーパー軌道的変動が、潮汐駆動振動および星風の不均一性に起因するかを評価すること。
• せん断エネルギー散逸と径方向脈動が星風内の密度変動を生成する役割を評価すること。
• 光学線分光プロファイルの変動が、全体的星体脈動ではなく局所的星風構造を反映しているかを検証すること。

提案手法

• B超巨星表面要素の運動方程式を解き、重力、圧力、コリオリ力、粘性力、遠心力の寄与を含む。
• 円軌道および離心率を持つ軌道の両方の設定で潮汐振動をモデル化し、変動 timescales を予測する。
• 1993–2004年のOAN/SPM観測データを用いて、He I 5875 Å線および他のスペクトル特徴における周期性を探索する。
• 潮汐エネルギー散逸率と表面活動（特に近日点および遠日点近辺）との関係を分析する。
• 予測された星風の不均一性と観測されたX線および光学的変動を比較し、整合性を評価する。
• 星の表面層における潮汐的摂動が磁場生成に寄与する可能性を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 B超巨星と中性子星を有する連星系で、潮汐相互作用がX線フレアで観測された2.7時間周期の脈動を生じさせることができるか？
• RQ2 潮汐力が、高密度領域と低密度領域を交互に持つ構造的星風をどのように生成するか？
• RQ3 接線方向運動に起因するせん断エネルギー散逸が、不均一な星風構造を形成する役割を果たすか？
• RQ4 X線では観測される2.7時間周期が、光学的He I 5875 Å線プロファイルには顕在しないのはなぜか？
• RQ5 30.7日周期のスーパー軌道的変動は、円軌道における潮汐振動で説明可能か、それとも歪んだ降着円盤を必要とするか？

主な発見

• 潮汐相互作用モデルは、円軌道ではスーパー軌道的周期を予測し、離心軌道では強い軌道位相依存変動を示す。両者とも観測されたX線変動と整合する。
• モデルは約2時間の振動時定数を再現し、観測された2.7時間周期のX線フレアと一致する。
• 光学データは、He I 5875 Å線に約2時間周期の変動を示しており、局所的星風不均一性の存在を支持する。
• 線分光プロファイルの変動は、潮汐モデルの予測を上回っており、光球面吸収に重ねて変動する発光が存在することを示唆する。これはおそらくB超巨星の星風由来である。
• 光学線分光プロファイルに顕著な軌道位相依存性が見られないことから、離心軌道の仮定は弱まり、スーパー軌道的変動を伴う円軌道がより妥当である。
• モデルは、X線放射が中性子星への降着ではなく、B超巨星の表面層における潮汐エネルギー散逸に起因する可能性を示唆しており、X線がすべて中性子星への降着に由来するとの仮定に疑問を呈する。