「すざく」による低質量X線連星XB1323-619の観測
広津敏尚、堂谷忠靖、尾崎正伸、村上弘志、馬場彩、穴田貴康(JAXA)、Mike Church、Monika Church(バーミンガム大学)
6.解析結果3:energy spectrum
1.Introduction
XB1323-619は、磁場の弱い中性子星と晩期型星からなる近接連星系である。
XMM-Newtonをはじめとする過去の観測から以下のことが分かっている。
1:連星周期2.93hで、それに同期したdipがある。
2:過去約20年に渡り、X線光度が0.9E36erg/s(1-10keV、10kpc)から
5.5E36erg/sへと徐々に増加している。
3:規則的にX線burstを起こし、その頻度はX線光度と正の相関を示している。
4:エネルギースペクトル中に、He-like Fe(EW=22eV)及び
H-like Fe(EW=27eV)による吸収線が、XMM-Newtonにより観測されている。
Persistent(dip、burst以外)のenergy spectrumを図7に示す。Model
:wabs*pcfabs*(comptt+diskbb)でうまく再現できた。
wabs:Inter/circum-steller matterによる吸収
pcfabs:降着円盤外縁によると考えられる部分吸収
comptt:中性子星表面からの黒体放射が逆コンプトン散乱を受けた放射
diskbb:降着円盤からの多温度黒体放射
Best fit parameter
2.観測
value
wabs
nH
(2.8+/-0.3)E22
pcfabs
nH
(3.2+/-1.3)E22
CvrFract
0.6+/-0.1
T0
(1.2+/-0.2)keV
kT
100keV(fixed)
taup
0.1+/-0.07
approx
0.500
norm
(1.1+/-0.57)E-04
Tin
(0.7+/-0.1)keV
norm
16+/-1.5
0.80
(dof=361)
diskbb
red-2
図7:persistent emissionの
energy spectrumとbest-fit model
1:rev1.2のdataを使用。SCIに対応していないので、CTI=0として、CTI補正を
しなおした。XIS1は、この方法では適切に補正出来ないので、XIS0、3のみ
を使用した。
2:HXD PINは、W01が400Vになっているので、W23のみを使用した。
parameter
comptt
我々は、X線天文衛星「SUZAKU」を用いて、2007年1月9日11:30から1
月10日22:00にかけて、56ksに渡り、XB1323-619を観測した。
1:XISのmodeは、1/4window option
2:時間分解能は2s
3:Spaced-raw Charge Injection を使用
3.解析方法
成分
7.解析結果4:吸収線
Energy spectrum中に、He/H-like Feによる吸収線が見られる。Dipに伴う
吸収線の変化を調べるため、dataをXISのcount rateに従って以下のように分類する。
データの分類
4.解析結果1:light
curve
1:平均count rateは~2counts/sで、1.0E36ergs/s(10kpc)に相当。
He-like Fe
2:5つのburstを確認(図1)。Burstの平均間隔は約190min
3:連星周期に同期したdipの存在を確認(図2)。
H-like Fe
名称
Counts/s
色
persistent
2.00-2.45
黒
dip1
1.55-2.00
赤
dip2
1.10-1.55
緑
dip3
0.00-1.10
青
図8:Fe吸収線周辺のspectrum
5
6
7
8 9 10
Energy(keV)
Dipに伴い、吸収線の中心energy及び等価幅がどのように変化するのかを
図9-12に示す。
図1:XIS0の、16s binのlight curve
(0.70-10.0keV)
図2:XIS0の、256s binのlight curve
(0.70-10.0keV)
Energy
(keV)
Energy
(keV)
Persistent dip1 dip2 dip3
5.解析結果2:burst
X線光度とburstの平均間隔頻度の関係を過去の観測とあわせて図3、4に示す。
図9:He-like Feによる吸収線の
中心エネルギー
Energy
(keV)
Persistent dip1 dip2 dip3
図11:He-like Feによる
吸収線の等価幅
SUZAKU
図3:Upper panelは、burstの平均間隔
の長期変化を、lower panelは、X線光
度(1-10keV,10kpc)の長期変化を示す。
SUZAKU
図4:Luminosityとburst
rateの相関図。
X線burst中に吸収線が存在するかを調べるべく、burstを、最初の20sと
次の20sに分け、各々、energy spectrumを調べた。しかし、図5-6に示
すように、有意な吸収線は検出されなかった。
図5:burstの最初の20sの
energy spectrumの例
図6:burstの次の20sの
energy spectrumの例
Persistent dip1 dip2 dip3
図10:H-like Feによる吸収線の
中心エネルギー
Energy
(keV)
Persistent dip1 dip2 dip3
図12:H-like Feによる
吸収線の等価幅
8.まとめと考察
1:過去20年程、徐々に増加していた光度が減少に転じ、EXOSAT、
ASCAの観測時期と同程度の1.0E36ergs/sになっていた。
2:それに対応して、burstの時間間隔は190minに増加していた。
3:burst中に有意な吸収線は発見できなかった。
4:中性子星を含むpersistent emissionは低質量X線連星で広く使われている
多温度黒体放射(降着円盤からの放射)とコンプトン散乱を受けた黒体放射(中性子
星表面からの放射)の和で再現できた。ただし、部分吸収が必要で、これは、X線
放射領域が幾何学的に広がって見えることを意味する。
5:XMM-Newtonによる観測時と比べて、光度が1/5に下がっているのに対し、吸収
線のparameterに大きな違いがなかった。一般に光度の変化はξparameterの変
化をもたらすので、吸収線の形成場所が変わっている可能性が考えられる。
6:dip中、Nhは1桁程増加しているのに、吸収線の等価幅に大きな変化はない。吸
収線は降着円盤外縁ではなく、もっと内側で形成されている可能性がある。
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