６．解析結果３：energy spectrum 1.Introduction

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1 ６．解析結果３：energy spectrum 1.Introduction
「すざく」による低質量X線連星XB 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 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 XB 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。 Best fit parameter 成分 parameter value wabs nH (2.8+/-0.3)E22 pcfabs (3.2+/-1.3)E22 CvrFract 0.6+/-0.1 comptt T0 (1.2+/-0.2)keV kT 100keV(fixed) taup 0.1+/-0.07 approx 0.500 norm (1.1+/-0.57)E-04 diskbb Tin (0.7+/-0.1)keV 16+/-1.5 red-2 0.80 (dof=361) ２．観測 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、XB 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 図7：persistent emissionの 　　　energy spectrumとbest-fit model 7．解析結果4：吸収線 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。 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 名称 Counts/s 色 persistent 黒 dip1 赤 dip2 緑 dip3 青 １：平均count rateは～2counts/sで、1.0E３６ergs/s(10kpc)に相当。 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）。 He-like Fe H-like Fe 図8：Fe吸収線周辺のspectrum 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。 Energy (keV) Energy (keV) 図2：XIS0の、256s　binのlight curve ( keV) 図1：XIS0の、16s　binのlight curve （ keV) Persistent dip1 dip2 dip3 Persistent dip1 dip2 dip3 図9：He-like Feによる吸収線の 　　　中心エネルギー 図10：H-like Feによる吸収線の 　　　　中心エネルギー 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。 Energy (keV) Energy (keV) SUZAKU Persistent dip1 dip2 dip3 Persistent dip1 dip2 dip3 図11：He-like Feによる 　　　　吸収線の等価幅 図12：H-like Feによる 　　　　吸収線の等価幅 ８．まとめと考察 SUZAKU SUZAKU 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。 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。 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6：burstの次の20sの 　　　energy spectrumの例 図5：burstの最初の20sの 　　　energy spectrumの例