高吸收HMXB IGR J17252-3616的X射线风层析成像

我们的目标是理解高吸收sgHMXB的特性，特别是被认为导致强吸收的伴星星风。我们利用XMM-Newton对高吸收且具有食现象的系统IGR J17252-3616进行了监测，以研究沿轨道和食期间柱密度及Fe Kα发射线的变异性。我们还构建了一个星风结构的三维模型来再现观测到的变异性。我们首先从INTEGRAL、RXTE和XMM数据推导出一个改进的轨道解。XMM监测活动揭示了沿轨道的本征吸收柱密度以及食期间Fe Kα线等值宽度的显著变化。软X射线吸收的起源被建模为一个致密且延伸的流体动力学尾迹，紧随中子星之后。该结构沿轨道大部分延伸，表明星风被中子星强烈扰动。吸收柱密度的变异性表明风的终端速度（约400 km/s）小于经典系统中的观测值。这也可以解释从观测推断出的更强密度扰动。大部分Fe Kα发射产生于流体动力学尾迹的最内部区域。该区域延伸超过几个吸积半径，被电离，且对软X射线吸收没有贡献。我们构建了IGR J17252-3616星风的定性模型，该模型可以解释观测结果，并表明高吸收系统的风速低于经典sgHMXB。这一提议可以通过详细的数值模拟和高分辨率红外/光学观测进行检验。如果得到确认，可能表明一半的持久sgHMXB具有低星风速度。