朝向 4U 1820-30 的热星际介质：一项贝叶斯分析

软 X 射线波段的高电离谱线通常归因于视线方向上的星际热气体或源内禀的光致电离气体。在低质量 X 射线双星 4U 1820-30 中，这些谱线的性质尚不清楚。我们刻画了朝向该源视线方向上产生 Mg XI、Ne IX、Fe XVII、O VII 和 O VIII 的 X 射线吸收线的电离气体。我们分析了 XMM-Newton 与 Chandra 档案中该源的所有可用观测，这些观测由 RGS、HETG 和 LETG 光谱仪获取。通过基于 $C$ 统计量的标准 X 射线分析以及贝叶斯参数推断，我们仔细检验了高分辨率光栅光谱。我们测试了两种描述碰撞电离或光致电离平衡中等离子体的物理模型。我们采用贝叶斯模型比较来从统计上比较分析中使用的不同模型组合。我们发现这些谱线与星际介质中的热气体一致，而非与 X 射线双星的内禀气体相关。我们的最佳拟合模型揭示存在一个温度为 $T=(1.98\pm0.05)\times10^6$ K 的碰撞电离等离子体。光致电离模型无法拟合 Fe XVII 谱线（以 $6.5\sigma$ 显著性被探测到），原因在于该模型预测的低柱密度。此外，双星系统的低倾角很可能是未探测到源内禀电离气体的原因。