[论文解读] 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 17

一句话总结

该论文提出，双星系统 2S0114+650=LSI+65 010 中的潮汐相互作用驱动了 B-超巨星的脉动，产生结构化的恒星风，从而调制中子星的吸积过程，解释了观测到的 2.7 小时 X 射线耀发和 30.7 天超轨道调制。这一由潮汐驱动的风模型削弱了磁星起源的论据，为中子星自转减慢的假设提供了替代解释。

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.

研究动机与目标

• 调查在 2S0114+650 双星系统中，仅通过潮汐相互作用是否能解释观测到的 X 射线周期性，而无需引入磁星。
• 确定 B-超巨星的脉动是否能产生调制中子星吸积的结构化恒星风。
• 评估 2.7 小时 X 射线耀发和 30.7 天超轨道变异性是否可归因于潮汐驱动的振荡和风的不均匀性。
• 评估剪切能量耗散和径向脉动在产生恒星风中密度变化中的作用。
• 检验光学谱线轮廓变异性反映的是局部风结构而非整体恒星脉动的假设。

提出的方法

• 求解 B-超巨星表面元素的运动方程，包括引力、压力、科里奥利力、粘性力和离心力。
• 在圆形和偏心轨道构型下建模潮汐振荡，以预测变异性 timescales。
• 利用 OAN/SPM（1993–2004 年）的观测光学数据，搜索 He I 5875 Å 线及其他光谱特征中的周期性。
• 分析潮汐能量耗散率与表面活动之间的关联，特别是在近日点和远日点附近。
• 将预测的风不均匀性与观测到的 X 射线和光学变异性进行比较，以评估一致性。
• 评估通过星体表面层的潮汐扰动生成磁场的潜力。

实验结果

研究问题

• RQ1 在具有 B-超巨星和中子星的双星系统中，潮汐相互作用是否能产生与 X 射线耀发观测到的 2.7 小时 timescale 相符的脉动？
• RQ2 潮汐力如何产生具有交替高密度和低密度区域的结构化恒星风，从而调制吸积过程？
• RQ3 切向运动引起的剪切能量耗散在形成不均匀风结构中起什么作用？
• RQ4 尽管 X 射线中存在 2.7 小时周期性，为何光学 He I 5875 Å 线轮廓中未见明显周期性？
• RQ5 30.7 天的超轨道调制能否由圆形轨道中的潮汐振荡解释，还是需要一个扭曲的吸积盘？

主要发现

• 潮汐相互作用模型预测在圆形轨道中存在超轨道周期，在偏心轨道中存在强烈的轨道相变异性，两者均与观测到的 X 射线调制一致。
• 模型重现了约 2 小时的振荡 timescale，与观测到的 2.7 小时 X 射线耀发周期相符。
• 光学数据表明 He I 5875 Å 线在约 2 小时 timescale 上存在变异性，支持局部风不均匀性的存在。
• 线轮廓变异性超过潮汐模型的预测，表明在光球吸收之上叠加了额外的可变发射，很可能来自 B-超巨星的风。
• 光学线轮廓中缺乏强轨道相依赖性，削弱了偏心轨道的论据，支持圆形轨道加超轨道调制的解释。
• 该模型表明，X 射线辐射可能起源于 B-超巨星的表面层，由潮汐能量耗散产生，这挑战了所有 X 射线均来自中子星吸积的传统假设。