Resolving SLX 1744-299 and SLX 1744-300 in the hard X-ray band: implications for their ultracompact nature

Résumé technique : Résolution de SLX 1744−299 et SLX 1744−300 dans la bande des rayons X durs

Problématique et motivation
Les binaires X de faible masse (LMXB) persistantes et de faible luminosité représentent un régime de la physique de l'accrétion mal compris. Ces systèmes sont d'un intérêt particulier en tant que membres potentiels de la famille des binaires X ultra-compactes (UCXB), caractérisées par des périodes orbitales ($P_{\text{orb}}$) inférieures à environ 80 minutes. L'identification des UCXB est difficile sur le plan observationnel en raison de la difficulté à mesurer directement les périodes orbitales, en particulier lorsque les contreparties optiques sont faibles ou absentes. Des diagnostics indirects, tels que les propriétés des sursauts et les niveaux de luminosité persistante, sont souvent nécessaires.

La paire du Centre Galactique SLX 1744−299 et SLX 1744−300 présente un défi spécifique : elles sont séparées par seulement environ 2,7 arcminutes. Historiquement, cette faible séparation angulaire a empêché la résolution de leurs contributions individuelles dans les rayons X durs, menant à des interprétations ambiguës de leur variabilité et de leurs propriétés spectrales. Bien que des études antérieures aient identifié SLX 1744−299 comme un candidat UCXB sur la base de sursauts de durée intermédiaire et d'une faible luminosité, la nature de SLX 1744−300 est restée largement non contrainte.

Méthodologie
Les auteurs ont analysé une observation archivée de NuSTAR (ObsID 30401036002) du champ, réalisée le 29 juillet 2018. L'observation a offert une opportunité unique de résoudre spatialement les deux sources pour la première fois au-dessus de 10 keV, en utilisant la large couverture énergétique de NuSTAR (3–78 keV) et sa résolution spatiale supérieure.

• Réduction des données : Les données ont été traitées avec NuSTARDAS et HEASOFT v6.34. Les événements sources ont été extraits de régions de rayon 50 arcsecondes, tandis que les événements de fond ont été pris dans des régions sans source sur la même puce. Des simulations numériques utilisant un profil de King ont confirmé que la contamination croisée entre les deux sources était négligeable ($<1\%$).
• Analyse temporelle : Des spectres de densité de puissance (PDS) ont été générés pour rechercher des pulsations et calculer la variabilité fractionnelle de la racine carrée moyenne (rms) dans la plage 0,1–64 Hz.
• Analyse spectrale : Les spectres moyennés dans le temps et résolus temporellement ont été ajustés à l'aide de xspec. Les modèles incluent l'absorption interstellaire (TBabs) et la Comptonisation thermique (nthcomp) avec des photons de semence provenant soit d'un corps noir (BB), soit d'un disque multicolore (MCD). L'analyse a pris en compte les incertitudes de calibration de NuSTAR en permettant la variation des décalages de gain.
• Analyse des sursauts : Deux sursauts de type I détectés dans SLX 1744−300 ont été modélisés à l'aide d'un profil de montée linéaire et de décroissance exponentielle pour déterminer les temps de récurrence et l'évolution spectrale.

Résultats clés

1. Résolution spatiale et rapport de flux :
   L'observation a réussi à résoudre les deux sources. SLX 1744−300 s'est avéré légèrement plus brillant que SLX 1744−299 dans la bande 3–78 keV, avec un rapport de flux d'environ 1,15. Lorsqu'on extrapole à la bande 0,5–10 keV, ce rapport augmente à environ 1,3. Cela contraste avec les mesures antérieures dans les rayons X mous où SLX 1744−299 apparaissait plus brillant, suggérant que le rapport de flux est variable selon les échelles de temps.

2. État d'accrétion :
   Les deux sources présentaient une forte variabilité rms fractionnaire ($\sim21–23\%$) et des spectres bien décrits par un modèle de Comptonisation thermique. Ces propriétés indiquent que les deux systèmes étaient dans l'état dur pendant l'observation.

   • SLX 1744−299 : Présentait un indice de photon $\Gamma \approx 2,33$ et une température électronique $kT_e \approx 38$ keV.
   • SLX 1744−300 : Présentait un indice de photon $\Gamma \approx 2,28$ et une température électronique plus basse $kT_e \approx 8,7$ keV.
     Dans les deux cas, l'ajout d'une composante thermique douce (BB ou MCD) n'a pas amélioré significativement l'ajustement, et toute contribution de ce type était minimale ($<2\%$ du flux total).

3. Évolution temporelle :
   Les deux sources ont affiché des comportements nettement différents au cours de l'observation de $\sim79$ ks :

   • SLX 1744−299 : A présenté un déclin graduel du flux d'environ 28 %. La spectroscopie résolue temporellement a révélé un spectre se durcissant (diminution de $\Gamma$, diminution de la température des photons de semence et augmentation de la température électronique), ce qui est cohérent avec une diminution du taux d'accrétion de masse.
   • SLX 1744−300 : Est restée stable en flux mais a présenté deux sursauts courts de type I (durée $\sim30$ s). L'analyse spectrale des sursauts a montré des températures de refroidissement et des rayons d'émission croissants, ce qui est cohérent avec le refroidissement de la photosphère d'une étoile à neutrons. Le temps de récurrence ($\tau_{\text{rec}} \lesssim 5$ h) et les propriétés des sursauts suggèrent une combustion mixte hydrogène/hélium.

4. Contraintes sur la luminosité et la période orbitale :
   En utilisant les limites supérieures précédemment rapportées sur la distance ($7,2 \pm 1,4$ kpc pour SLX 1744−299 et $10,3 \pm 0,8$ kpc pour SLX 1744−300), les auteurs ont dérivé des luminosités X persistantes de $L_X \lesssim 1,1 \times 10^{36}$ erg s$^{-1}$ et $L_X \lesssim 2,6 \times 10^{36}$ erg s$^{-1}$ (3–78 keV), respectivement. En comparant les taux d'accrétion de masse déduits avec les seuils de stabilité critiques du Modèle d'Instabilité de Disque (DIM), les auteurs ont dérivé des limites supérieures sur les périodes orbitales :

   • SLX 1744−299 : $P_{\text{orb}} \lesssim 90$ min.
   • SLX 1744−300 : $P_{\text{orb}} \lesssim 105–155$ min.

Signification et affirmations
L'article affirme que l'observation de NuSTAR fournit la première résolution dans les rayons X durs de la paire SLX 1744, permettant une caractérisation détaillée de leurs états d'accrétion individuels.

• Candidats UCXB : Les limites de période orbitale dérivées sont formellement compatibles avec le régime UCXB ($P_{\text{orb}} \lesssim 80$ min). Cependant, les auteurs déclarent que le cas de SLX 1744−299 est « nettement plus convaincant » que celui de SLX 1744−300. Cette conclusion repose sur la limite de période orbitale plus stricte de SLX 1744−299 ($\lesssim 90$ min), sa plus faible luminosité et la présence de sursauts de durée intermédiaire précédemment rapportés.
• Physique de l'accrétion : L'étude souligne que l'évolution spectrale de SLX 1744−299 est cohérente avec un taux d'accrétion de masse déclinant, tandis que la stabilité et l'activité de sursaut de SLX 1744−300 suggèrent un régime d'accrétion différent, impliquant potentiellement un combustible mixte H/He.
• Cohérence du modèle : Les propriétés spectrales (dominance de la Comptonisation, absence de composantes thermiques douces significatives) sont cohérentes avec les attentes théoriques pour les LMXB à neutrons dans l'état dur à faible luminosité, où le disque d'accrétion peut rester entièrement ionisé à de faibles taux, permettant une émission persistante.

Les auteurs concluent que, bien que les deux systèmes soient des candidats de la famille UCXB, SLX 1744−299 reste le candidat le plus solide sur la base de la combinaison des preuves de faible luminosité, des contraintes de stabilité et des caractéristiques des sursauts.