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<strong>Be</strong>/<strong>X射线双星的多波段研究</strong><br />
颜景志<br />
中国科学院暗物质与空间天文重点实验室<br />
紫金山天文台<br />
2012‐04‐17<br />
合作者:刘庆忠 李会 周佳能 CHATY S. (CEA) Zurita Heras J. (CEA)
<strong>Be</strong>/X射线双星
<strong>Be</strong>星<br />
•Hα:形成在7-19R*之间<br />
•Hβ:形成在5-12R*之间<br />
•Hγ:形成在5-11R*之间<br />
•FeII:形成在3-4R*之间
<strong>Be</strong>/X射线双星<br />
目前在银河系114颗HMXBs中发现的<strong>Be</strong>/X射线双星的数目为38;<br />
在麦哲伦星云中发现的<strong>Be</strong>/X射线双星系统的比例更高,70/128。<br />
<strong>Be</strong>/X射线双星光学伴星<br />
的光谱谱型和单独<strong>Be</strong>型<br />
的分布不同:<br />
Single <strong>Be</strong> Star<br />
<strong>Be</strong>/X
<strong>Be</strong>/X射线双星的三种X射线辐射变化行为<br />
•I型X射线爆发<br />
(Tauris & van den Heuvel, 2006)
II型X射线爆发<br />
久现源<br />
爆发的强度要比I型X射线爆发强一个量级或更强,<br />
它会出现在<strong>Be</strong>/X射线双星的任何轨道位相,取决于<br />
<strong>Be</strong>星的活动性,<strong>Be</strong>星气壳的突然膨胀或质量损失<br />
突然增强会引起II型X射线爆发。<br />
X Per, 这类<strong>Be</strong>/X射线双星一般具有较长的轨道周<br />
期(大于100天)和致密星自旋周期(大于200秒)。
Corbet图<br />
P<br />
P<br />
spin<br />
orb<br />
≤10s<br />
≤ 4d<br />
Wind-fed<br />
Bildsten et al. 1997
<strong>Be</strong>/X‐ray Binary: MXB 0656‐072<br />
(Yan et al. 2012, ApJ submitted)
Pole ‐on<br />
45 o<br />
Edge‐on<br />
0R *<br />
10R *<br />
From disks to rings<br />
20R *<br />
30R *<br />
40R *<br />
Rivinius et al. (2001) & Meilland et al. (2006)<br />
50R *<br />
60R *
phabs(1)*(gaussian(1)+gabs(1)*cutoffpl(1))*constant(Isis_Active_<br />
Dataset)*cyclabs(1)
F‐statistic=156.7 for the real data<br />
F‐Statistic distribution of the Gaussian component for the 10,000 faked spectra.
主要结论:<br />
1. 发现了101.2天的轨道周期,这个周期和160.4s的自旋周期正好位于Corbet图<br />
中的<strong>Be</strong>/X射线双星区域,因此这个周期可能为系统的轨道周期;<br />
2. 在2007年的X射线爆发之前,我们观测到了较强的Halpha辐射,而此时的UBV亮<br />
度相对于后来的观测要暗0.2个星等,这种逆相关变化我们解释为星周盘内区形<br />
成一个空腔,这个空腔的形成和物质喷发有关系;<br />
3. 爆发时的PCA‐HEXTE能谱可以用一个带低能吸收的cut‐off power law、再加上<br />
位于6.4keV附近的Fe线,以及31.2keV附近的回旋共振吸收线来拟合。
Porb=111.1d<br />
Pspin=103s<br />
e= 0.47<br />
d=2kpc<br />
O9.7IIIe<br />
A0535+26/HD245770<br />
(Yan, Li & Liu 2012, ApJ, 744, 37)
结论: 在A0535+26中,每次较强的X射线爆发都发生在系统光学光度下降<br />
的过程当中,2009年我们观测到的Halpha强度和V星等之间的逆相关变化<br />
同样也说明星周盘的内区一个低密度区域的形成,它和<strong>Be</strong>星的物质喷发活动<br />
有关。
X Persei<br />
Porb=250.3d<br />
Pspin=837s<br />
e= 0.11<br />
d=1.3kpc<br />
O9.5 IIIe‐B0 Ve<br />
(Li, Liu & Yan 2012,to be submitted)
4U1145‐619<br />
Porb=187.5d<br />
Pspin=292.4s<br />
e= >0.5<br />
d=0.5kpc<br />
B1 Vne<br />
(Stevens et al. 1997)
4U 0115+63<br />
Porb=24.3d<br />
Pspin=3.6s<br />
e= 0.34<br />
d=7‐8kpc<br />
B0.2 Ve<br />
(Reig et al. 2007)
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