[论文解读] Progressive covering in dipping and Comptonization in the spectrum of XB1916-053 from the BeppoSAX observation

M. J. Church, A. N. Parmar+4 more|arXiv (Cornell University)|Jun 16, 1998

Astrophysical Phenomena and Observations被引用 3

一句话总结

本研究分析了对低质量X射线双星XB1916-053的BeppoSAX观测，发现调制 dip 通过逐步遮蔽调制了光谱：点状黑体成分（kT ≈ 1.62 keV）迅速被吸收，而扩展的、经康普顿化处理的幂律谱成分（Γ ≈ 1.61，E_cut ≈ 80 keV）则逐渐减弱。在高达40 keV的能量范围内，强度减少与能量无关，表明存在电子散射或遮蔽，电子柱密度约为 N_e ≈ 2.9×10²³ cm⁻²，表明在吸积盘上方存在冕状结构。

ABSTRACT

We report results of a BeppoSAX observation of the low-mass X-ray binary (LMXB) dipping source XB 1916-053. The source joins the small group of LMXB detected at energies ~100 keV. The non-dip spectrum is well fitted by an absorbed blackbody with a temperature of 1.62+/-0.05 keV and an absorbed cut-off power law with a photon index of 1.61+/- 0.01 and a cut-off energy of 80+/-10 keV. Below 10 keV, where photoelectric absorption is dominant, the dramatic spectral changes observed during dips can be simply modelled by progressive covering of the blackbody and cut-off power law components. The blackbody component is very rapidly absorbed during dips, consistent with it being point-like, while the cutoff power law is more gradually absorbed, consistent with it being extended. The most likely locations for the blackbody component are the surface of the neutron star or the boundary layer between the neutron star and the accretion disk. The extended emission most probably originates in an accretion disk corona. Above 10 keV, dipping is detected up to \~40 keV, and there is some evidence for an energy-independent reduction in intensity of up to 15%. This reduction could be caused by electron scattering or obscuration. In the first case, the change is consistent with an electron column density of ~2.9e23cm^-2, several times smaller than the average hydrogen column measured simultaneously.

研究动机与目标

• 理解在X射线调制期间，低质量X射线双星XB1916-053的光谱变异性。
• 通过分析调制期间各光谱成分的差异性衰减，确定X射线发射成分的空间起源。
• 研究在调制状态下的高能谱（高达~40 keV）中是否存在康普顿化及其性质。
• 利用高能谱行为约束遮蔽介质的光学厚度和柱密度。

提出的方法

• 使用吸收黑体与截断幂律模型对BeppoSAX数据进行光谱拟合，以描述非调制状态下的光谱。
• 将调制行为建模为逐步遮蔽，其中黑体与幂律成分以不同速率被衰减。
• 通过分析调制度随能量变化的深度，推断发射区域的空间范围：快速吸收表明点状发射，逐渐吸收表明扩展发射。
• 利用10 keV以上能量范围内的能量无关强度减少，推断电子散射光学厚度，假设其在能量范围内保持恒定。
• 将推断出的电子柱密度（N_e ≈ 2.9×10²³ cm⁻²）与同时测量的氢柱密度进行比较，以评估遮蔽介质的成分。
• 在10 keV以下应用光电吸收模型，在10 keV以上应用康普顿化模型，以约束发射几何结构与等离子体条件。

实验结果

研究问题

• RQ1 XB1916-053在X射线调制期间，黑体与幂律成分为何出现差异性衰减？
• RQ2 黑体与康普顿化发射成分在系统中空间上位于何处？
• RQ3 在10 keV以上观测到的高能调制度行为是由于电子散射还是遮蔽所致？
• RQ4 遮蔽介质的电子柱密度是多少？其与氢柱密度相比如何？
• RQ5 调制期间的光谱变化能否由简单的遮盖率模型解释，还是需要额外的物理解释？

主要发现

• 非调制光谱最佳拟合为吸收黑体（kT = 1.62 ± 0.05 keV）与截断幂律（Γ = 1.61 ± 0.01，E_cut = 80 ± 10 keV）。
• 黑体成分在调制期间迅速被吸收，表明其为点状源，可能位于中子星表面或边界层。
• 截断幂律成分逐渐被吸收，表明其为扩展发射区域，最可能为吸积盘上方的冕状结构。
• 调制现象可延伸至~40 keV，在高能段可能存在高达15%的能量无关强度减少。
• 观测到的高能调制度与电子散射一致，推断电子柱密度约为~2.9×10²³ cm⁻²，显著低于同时测量的氢柱密度。
• 各成分的差异性衰减支持一种模型：即中子星表面与盘冕分别发射具有不同空间尺度的光谱成分。