📝 Abstract

SS73 17 was an innocuous Mira-type symbiotic star until Integral and Swift discovered its bright hard X-ray emission, adding it to the small class of “hard X-ray emitting symbiotics.” Suzaku observations in 2006 then showed it emits three bright iron lines as well, with little to no emission in the 0.3-2 keV bandpass. We present here followup observations with the Chandra HETG and Suzaku that confirm the earlier detection of strong emission lines of Fe Kalpha fluorescence, Fe XXV and Fe XXVI but also show significantly more soft X-ray emission. The high resolution spectrum also shows emission lines of other highly ionized ions as Si XIV and possibly S XVI. In addition, a reanalysis of the 2006 Suzaku data using the latest calibration shows that the hard (15-50 keV) X-ray emission is brighter than previously thought and remains constant in both the 2006 and 2008 data. The G ratio calculated from the Fe XXV lines shows that these lines are thermal, not photoionized, in origin. With the exception of the hard X-ray emission, the spectra from both epochs can be fit using thermal radiation assuming a differential emission measure based on a cooling flow model combined with a full and partial absorber. We show that acceptable fits can be obtained for all the data in the 1-10 keV band varying only the partial absorber. Based on the temperature and accretion rate, the thermal emission appears to be arising from the boundary layer between the accreting white dwarf and the accretion disk.

💡 Analysis

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1. 연구 배경 및 목표

• 공생성 별의 X‑레이 분류: ROSAT 조사에서 α(초연성), β(열 플라즈마), γ(하드 X‑레이) 세 종류로 구분되었으며, SS73 17은 기존 ROSAT 데이터만으로는 γ‑형에 해당할 가능성이 있었지만 높은 흡수(N_H ≈ 10²² cm⁻²) 때문에 정확히 분류되지 못했다.
• 새로운 발견: INTEGRAL·Swift가 하드 X‑레이를 발견하면서 “hard X‑ray emitting symbiotics”라는 소수 집단에 포함되었고, 이는 백색왜성 주변의 고온 플라즈마 혹은 비열(비열적) 메커니즘을 탐구할 필요성을 제기한다.

2. 관측 및 데이터 처리

• Chandra HETG: 고해상도(HEG Δλ≈0.012 Å, MEG Δλ≈0.023 Å) 스펙트럼을 통해 개별 라인(Fe Kα, Fe XXV, Fe XXVI, Si XIV, S XVI)까지 분리.
• Suzaku XIS/HXD: 넓은 에너지 대역(0.3–50 keV)에서 연속 스펙트럼과 PIN(10–50 keV) 하드 X‑레이를 동시에 측정. 최신 CALDB와 재보정된 PIN 배경을 사용해 이전보다 높은 하드 X‑레이 플럭스를 도출.

3. 스펙트럼 분석

3.1. 라인 특성

• Fe Kα: 6.4 keV에서 1.0 × 10⁻⁴ ph cm⁻² s⁻¹, 폭은 제한되지 않음(σ < 13 eV).
• Fe XXV 삼중선: (w, x+y, z) 각각 1.85–1.90 Å에 위치, 전체 G‑ratio ≈ 1.2 → 열 플라즈마(Te ≈ 10 keV) 지배.
• Fe XXVI: 6.97 keV 라인, 플럭스 ≈ 3 × 10⁻⁵ ph cm⁻² s⁻¹.
• Si XIV (1.36 keV)·S XVI (2.62 keV): 부분 흡수가 감소된 2008년 관측에서 처음 검출, 이는 저온(≈ 1 keV) 플라즈마 존재를 시사.

3.2. 연속 스펙트럼 모델링

• 두 온도 APEC 모델: kT₁ ≈ 9.9 keV, kT₂ ≈ 1.1 keV, 전체 흡수(N_H,full ≈ 1.6 × 10²² cm⁻²)와 부분 흡수(N_H,part ≈ 14.6 × 10²² cm⁻², f_cov ≈ 0.84) 필요.
• 냉각 흐름(mkcflow) 모델: 온도 분포를 연속적으로 고려해 0.08–37 keV 구간을 커버, 질량이동률 Ṁ ≈ 1.5 × 10⁻⁹ M⊙ yr⁻¹ (거리 불확실성 포함). 이 모델은 1–10 keV 구간을 잘 재현하지만 10–50 keV PIN 데이터는 별도의 하드 플럭스(고온 플라즈마 또는 비열적 컴포넌트)로 설명해야 함.

3.3. 시간 변동성

• 하드 X‑레이(>15 keV): 두 에포크(2006, 2008) 모두 플럭스와 스펙트럼 형태가 거의 동일 → 근원 X‑레이 소스는 안정적.
• 소프트 X‑레이(0.5–2 keV): 2008년 관측에서 플럭스가 5배 이상 증가, 이는 부분 흡수(N_H,part) 감소(≈ 9.5 → 18 × 10²² cm⁻²)와 커버링 팩터 감소(0.90 → 0.97)로 설명.

4. 물리적 해석

1. 경계층 방출: 백색왜성(WD)과 얇은 accretion disk 사이의 경계층에서 발생하는 고온(≈ 10 keV) 플라즈마가 Fe XXV/XXVI 라인을 생성하고, 냉각 흐름 모델이 제시하는 연속 온도 분포와 일치한다.
2. 흡수 구조: 높은 N_H와 부분 흡수는 적색거성의 풍(풍선형 물질) 혹은 디스크 주변의 불균일한 물질 구름을 의미한다. 변동성은 이러한 물질의 밀도·구조가 시간에 따라 변함을 시사한다.
3. 하드 X‑레이 기원: 15–50 keV 대역의 지속적인 플럭스는 경계층 외에 추가적인 비열적(예: 비동질적인 충격, 자기장 가속) 컴포넌트가 존재할 가능성을 열어준다.

5. 연구의 의의 및 한계

• 의의

  • 고해상도 스펙트럼을 통해 하드 X‑레이 공생성 별의 플라즈마 상태를 직접 측정, “thermal” 기원이 확정.
  • 부분 흡수 변동을 정량화함으로써 공생성 별 시스템 내 물질 분포와 동역학을 이해하는 데 중요한 관측적 근거 제공.
  • 냉각 흐름 모델 적용은 백색왜성 경계층 이론과 관측을 연결하는 첫 사례 중 하나이다.

• 한계

  • 10–50 keV PIN 데이터는 낮은 신호‑대‑노이즈 비율로 인해 정확한 플라즈마 온도와 비열적 성분을 구분하기 어려움.
  • 거리와 적색거성의 질량·반경에 대한 불확실성이 Ṁ 추정치에 큰 영향을 미침.
  • 라인 폭과 도플러 이동을 정밀하게 측정할 수 없었으며, 이는 경계층의 흐름 속도와 회전 정보를 놓치게 만든다.

6. 향후 연구 방향

1. NuSTAR·XRISM 관측: 높은 감도와 3–79 keV 연속 스펙트럼을 제공하는 NuSTAR와 차세대 고해상도 분광기 XRISM을 이용해 하드 X‑레이 플라즈마의 온도·전이 구조를 정밀 분석.
2. 시간 연속 모니터링: Swift/XRT와 NICER를 활용한 장기 광도·스펙트럼 변동성 조사로 흡수 구조의 주기성(예: 적색거성 풍 주기) 확인.
3. 다중파장 연계: 적색거성의 광학·IR 스펙트로스코피와 라디오(예: VLA) 관측을 결합해 물질 흐름(풍·디스크)과 X‑레이 흡수체의 물리적 연결 고리 구축.

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📄 Content

arXiv:0912.2766v1 [astro‑ph.HE] 2009년 12월 14일
초안 버전 2018년 11월 9일
프리프린트는 LATEX 스타일 emulateapj v. 08/22/09 로 조판

고해상도 X‑레이 스펙트럼 of 심비오틱 스타 SS73 17

R.N.C. Eze¹˒², G.J.M. Luna¹, 그리고 R.K. Smith¹

초안 버전 2018년 11월 9일

초록

SS73 17은 평범한 미라형 심비오틱 별이었으나, INTEGRAL과 Swift가 밝은 하드 X‑레이 방출을 발견하면서 “하드 X‑레이 방출 심비오틱”이라는 소수의 클래스에 포함되었습니다. 2006년 Suzaku 관측에서는 0.3–2.0 keV 대역에서 거의 방출이 없고, 대신 6–7 keV 영역에 세 개의 강한 철 라인이 나타나는 것이 확인되었습니다. 여기서는 Chandra HETG와 Suzaku를 이용한 후속 관측 결과를 제시합니다. 이 관측은 이전에 보고된 Fe Kα 형광, Fe XXV, Fe XXVI 라인의 강한 방출을 재확인함과 동시에, 훨씬 더 많은 소프트 X‑레이 방출을 보여줍니다. 고해상도 스펙트럼에서는 Si XIV와 아마도 S XVI와 같은 다른 고이온화 이온들의 라인도 확인됩니다. 또한 최신 교정 파일을 사용해 2006년 Suzaku 데이터를 재분석한 결과, 15–50 keV 하드 X‑레이 방출이 이전보다 밝으며 2006년과 2008년 모두에서 일정함을 알 수 있었습니다. Fe XXV 라인으로부터 계산된 G‑비율은 이 라인들이 열적(thermal)이며 광이온화(photoionized)되지 않았음을 보여줍니다. 하드 X‑레이 방출을 제외하고는, 두 시점의 스펙트럼을 냉각 흐름(cooling‑flow) 모델에 기반한 차등 방출 측정(differential emission measure)과 전·부분 흡수를 결합한 열복사 모델로 충분히 설명할 수 있습니다. 부분 흡수만을 조정하면 1–10 keV 대역 전체에 대해 만족스러운 적합을 얻을 수 있습니다. 온도와 질량이동률을 고려했을 때, 열복사는 백색왜성(white dwarf)과 그 주위의 흡착 원반(accretion disk) 사이 경계층(boundary layer)에서 발생하는 것으로 보입니다.

주제어: 심비오틱 별; 백색왜성; 철 라인; 흡착

1. 서론

심비오틱 별은 적색거성(red giant)과 그 풍으로부터 물질을 흡수하는 뜨거운 동반성(companion)으로 이루어진 상호작용 이중성(binary)계입니다. 흡수된 물질은 백색왜성(white dwarf, 이하 WD) 혹은 경우에 따라 중성자별(neutron star) (예: GX 1+4) 주변에 축적되며, 이 과정에서 발생하는 청색 연속복사(blue continuum)가 주변 가스를 이온화합니다.

X‑레이 대역에서 심비오틱 별은 ROSAT 전천구조조사(RASS)에서 중간 밝기의 소스로 처음 발견되었습니다. Mürset 등(1997)은 ROSAT에 의해 관측된 16개의 심비오틱 별을 세 가지 유형으로 구분했습니다.

1. α‑형 – 백색왜성의 광구(photosphere)에서 나오는 초부드러운(supersoft) 방출.
2. β‑형 – 광학적으로 얇은(kT ≈ 0.2 keV) 열플라즈마에서 나오는 방출. 이는 두 별 사이의 풍 충돌(wind‑wind collision) 혹은 흡착에 의해 발생할 수 있습니다.
3. γ‑형 – 비교적 하드한 X‑레이를 방출하는 불명확한 클래스.

γ‑형의 하드 방출 기원은 아직도 논란이 많으며, ROSAT 관측에서 SS73 17은 큰 흡수열(N_H = 1.8 × 10²² cm⁻²) 때문에 정확히 어느 범주에 속하는지 확정하기 어려웠습니다(Smith 등 2008).

2005년, INTEGRAL(IGR J10109‑5746, Revnivtsev et al. 2006)과 Swift(Swift J101103.3‑5748, Tueller et al. 2005)가 독립적으로 하드 X‑레이 소스를 발견했고, Masetti 등(2006)은 이를 CD‑57 3057(= SS73 17)와 동일시했습니다. 이와 함께 CH Cyg(Ezuka 등 1998), RT Cru(Masetti 등 2005; Luna & Sokoloski 2007), T CrB(Tueller 등 2005; Luna 등 2008) 등 몇몇 객체가 “하드 X‑레이 방출 심비오틱” 그룹에 포함되었습니다.

그 후 Suzaku에 의한 전용 관측에서 SS73 17은 6–7 keV 영역에 강한 철 라인들을 보였으며(Smith 등 2008), 이는 X‑레이 방출이 열적(thermal)임을 시사했습니다. 또한 이 별은 NH > 10²³ cm⁻² 수준의 강한 흡수에 의해 소프트 X‑레이가 거의 차단되는 특징을 보였습니다.

하드와 약한 소프트 X‑레이 방출의 기원은 아직 명확히 밝혀지지 않았으며, 본 연구에서는 Chandra HETG와 Suzaku 관측을 결합해 이를 규명하고자 합니다. §2에서는 관측 및 데이터 처리 과정을, §3에서는 스펙트럼 분석을, §4에서는 타이밍 분석을, §5에서는 결과에 대한 논의를 제시합니다.

2. 관측 및 데이터 분석

2.1 관측 개요

SS73 17은 Chandra 고에너지 전송 격자 분광기(HETGS)와 Suzaku X‑레이 영상 분광기(XIS), 하드 X‑레이 검출기(HXD)로 관측되었습니다. HETG는 고에너지 격자(HEG)와 중에너지 격자(MEG) 각각에 대해 λ = 0.012 Å, 0.023 Å (FWHM)의 스펙트럼 해상도를 가집니다. Suzaku XIS는 0.3–12 keV 구간을 ∼150 eV 해상도로, HXD는 10–600 keV까지 커버하지만 본 소스는 50 keV 이상에서는 검출되지 않았습니다. Suzaku 장비와 교정에 관한 자세한 내용은 Suzaku 웹사이트³를 참고하십시오.

우리의 목표는 소프트와 하드 X‑레이 모두에서 동시 관측을 수행하는 것이었으나, 두 위성의 포인팅 제약으로 인해 관측 시점은 서로 겹치지 않았습니다(표 1).

여섯 번에 걸친 Chandra 관측은 운영상의 이유였으나, 장기 변동성을 조사하는 데 큰 도움이 되었습니다. Chandra 데이터는 CIAO 4.1과 CALDB 4.1을 이용해 처리했으며, 각 관측마다 독립적으로 RMF와 ARF를 생성했습니다. 스펙트럼 형태가 모든 관측에서 일관됨을 확인한 뒤, 신호‑대‑잡음비를 높이기 위해 여섯 관측을 합쳤습니다(총 노출 ≈ 100 ks, HEG = 3,557 counts, MEG = 3,729 counts, 0.3–10 keV).

Suzaku 데이터는 표준 파이프라인(version 2)으로 처리했으며, 두 관측 모두 HXD‑PIN만 사용했습니다(HXD‑GSO는 소스가 충분히 밝지 않음). PIN 배경은 공식 배경 파일(V2.x)에서 추출했으며, 이전 Smith 등(2008)에서 제외된 PIN 카운트도 최신 교정으로 복구했습니다.

2.2 라이트 커브 생성

소프트 X‑레이 라이트 커브는 Suzaku에서는 원천 중심으로 반경 240″, Chandra에서는 10″ 원형 영역에서 추출했으며, 배경은 각각 140″ 원형(삼중) 혹은 15″–30″ 환형을 이용해 만들었습니다.

3. 스펙트럼 분석 및 결과

3.1 Chandra HETG 스펙트럼

ISIS⁵를 이용해 HETG 데이터를 분석했습니다. 그림 1·2는 1.5–2.5 Å와 1.5–10 Å 구간의 HEG·MEG 스펙트럼을 보여줍니다.

3.1.1 1.5–2.5 Å 구간 (Fe 라인)

이 구간은 열 브레미스트랄룽(thermal bremsstrahlung) 연속과 6개의 가우시안 라인으로 모델링했습니다. 라인 중심, 플럭스, 폭(σ)은 표 2에 정리했으며, 모든 오차는 90 % 신뢰구간입니다.

Fe XXV 라인 표기는 Gabriel(1972) 방식을 따름.

3.1.2 전체 1.5–10 Å 구간 (두 온도 플라즈마)

두 온도 APEC 모델(thermal plasma)과 전·부분 흡수를 결합해 적합했습니다. 결과는 표 3에 요약됩니다.

| 파라미터 | 단위 | 값 | |

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