Probing the Structure of Accreting Compact Sources Through X-Ray Time Lags and Spectra
我们展示，通过编译所有的数据集，我们可以获得，傅立叶频率相关的硬X射线滞后，首先观察到的非周期性变化的光变曲线的黑洞候选天鹅座X-1的分析，似乎是一个属性共享的其他几个吸积黑洞候选源，也由不同的光谱状态的这个源。然后，我们提出了这些时间滞后的分析和数值模型所造成的过程中的各种热电子配置的康普顿。我们认为，假设所观察到的光谱是由于康普顿化，傅立叶周期的滞后的依赖性提供了一种手段，用于映射的空间密度分布的热电子等离子体，而在该期间的滞后最终水平-关闭提供了一个估计的散射云的大小。我们进一步研究了软光子源的位置和空间范围对各种配置的滞后形式的影响;我们得出结论，X射线硬滞后的研究也可以提供有关康普顿化过程的这些参数的线索。现有资料与我们的模式的拟合表明康普顿化云的大小在范围上相当大（$\sim$ 1光秒），其推断的径向密度分布在许多情况下与标准动力学模型的径向密度分布不一致，虽然软光子源的范围似乎比热电子的范围小大约两个数量级，而且它的位置也是一致的，与热电子电晕的中心重合
1998-10-08 astro-ph
Locking of the Rotation of Disk-Accreting Magnetized Stars
利用轴对称磁流体动力学（MHD）模拟研究吸积磁化星的盘的旋转平衡态。在这种“锁定”状态下，上旋扭矩平衡下旋扭矩，使得星形件上的净平均扭矩为零。我们研究了两种类型的初始条件，一种是相对较弱的恒星磁场和高日冕密度，另一种是较强的恒星磁场和较低的日冕密度。我们观察到，对于这两种初始条件，恒星的旋转都被锁定在圆盘的旋转上。在第二种情况下，径向场线携带了恒星的显著角动量。然而，这并没有明显改变恒星旋转锁定的条件。我们发现，在平衡态下，共转半径$r_{co}$与磁层半径$r_A$的关系为：（1）情形为$r_{co}/r_A\approx 1.2-1.3$，（2）情形为$r_{co}/r_A\approx 1.4-1.5$.我们估计了经典金牛T星、矮新星和X射线毫秒双星在平衡态的自转周期。
2005-10-22 astro-ph
INTEGRAL and RXTE observations of accreting millisecond pulsar IGR J00291+5934 in outburst
分析了国际伽玛射线天体物理实验室和Rossi X射线计时探测器在2004年12月爆发期间对吸积动力毫秒脉冲星IGR J 00291 +5934的同步观测。在电子温度为50 keV，汤姆逊光学深度为τ_T ~ 1的平板几何条件下，用热康普顿化很好地描述了平均谱。在爆发期间，光谱形状几乎是恒定的。我们探测到脉冲星的自旋上升，努度= 8.4 × 10 ~（-13）Hz/s。ISGRI的数据显示，X射线的脉动周期为1.67毫秒，高达~150 keV。脉冲分数示出从6千电子伏的6%增加到100千电子伏的12- 20%。这自然是由多普勒效应的作用，指数截止康普顿谱从热点。近正弦脉冲显示软滞后与复杂的能量依赖性，增加到7千电子伏，然后减少到15千电子伏，似乎在更高的能量饱和。
2005-08-29 astro-ph
Comptonization of photons in advection dominated accretion flows. Monte Carlo approach
本文研究了Kerr黑洞周围平流主导吸积流（ADAF）谱的形成。我们使用Monte Carlo方法和完全广义相对论处理，遵循个别光子的路径，并模拟它们的散射与温和的相对论，热电子的两个温度等离子体中存在的流量。我们最感兴趣的是光谱对黑洞角动量的依赖关系，我们发现黑洞旋转速率对流结构的影响对所得光谱有影响。快速旋转孔周围的流动产生相对较硬的光谱。在对宇宙中的单个源和低效吸积的黑洞群体进行建模时，应该考虑模型的这一特性。
1999-04-08 astro-ph
Thermal synchrotron radiation and its Comptonization in compact X-ray sources
我们研究了半相对论和相对论温度下的热同步辐射。我们找到了一个角度平均发射系数的解析表达式，并表明它是显着更准确的那些先前导出。我们还提出了解析近似的同步加速器周转频率。然后，我们讨论了同步辐射的康普顿化，给出了谱形和发射功率的简单表达式。我们还考虑了用韧致辐射对上述结果的修正。研究了紧凑型X射线源中同步辐射康普顿化的重要性。我们认为，从热吸积流和活动日冕以上的光学厚吸积盘在黑洞双星和活动星系核的排放。同步辐射康普顿化一般在光源中可以忽略不计，除了那些具有最硬X射线谱和恒星质量的光源。增加黑洞质量会导致这个过程中可能的最大爱丁顿比大大降低。中等亮度源的X射线光谱，例如，低光度活动星系核，只能在热吸积流的情况下用同步康普顿化来解释。然后，韧致辐射总是占主导地位的X射线光谱非常弱的来源。最后，我们考虑弱磁化中子星，发现同步康普顿化可以解释在它们的低态下观察到的幂律X射线谱。
1999-12-13 astro-ph
Thermal and Bulk Comptonization in Accretion-Powered X-Ray Pulsars
我们发展了一个新的理论模型的吸积动力X射线光谱形成过程的基础上发生的吸积，冲击气体的体和热康普顿详细治疗。一个严格的本征函数展开方法获得的格林函数描述的散射的辐射注入到列从位于任意高度以上的恒星表面的单色源的散射的解析解。出射光谱的计算通过卷积的格林函数与源项对应的韧致辐射，回旋加速器，和黑体发射。冲击波中光子的散射与回旋吸收相结合，自然地产生了具有相对平坦的连续形状和高能量准指数截止的X射线光谱。我们证明，新的理论成功地再现了明亮的恒星Her X-1，LMC X-4和Cen X-3的相位平均光谱。在这些光源中，它表明，出射光谱占主导地位的康普顿韧致辐射。
2006-09-01 astro-ph
Viscosity-Driven Winds from Magnetized Accretion Disks
我们提出了一个分析模型，其中一个低效辐射的吸积盘驱动向上风从它的表面。吸积过程是同时控制的全球磁场穿透磁盘和吸积等离子体的粘度。它示出，能量径向向外输送内的吸积流，与粘性角动量运输在同一方向上，并且这种附加的能量从内部部分的磁盘部分使得后者有可能驱动一个向上的风。指定风的强度的参数根据自然引入的粘性参数唯一地确定。
2003-06-17 astro-ph
Broad-band Spectral Properties of Accreting X-ray Binary Pulsars
吸积X射线双星的宽带谱可以用一个唯象模型来拟合，该模型由一个具有10 keV以上高能翻转的幂律方程和一个具有几百eV温度的黑体分量组成。虽然，至少在定性上，硬尾可以用（逆）康普顿散射来解释，但软成分的起源无法找到唯一的解释。最近，通过考虑吸积柱中的体康普顿化效应，实现了一个能够解释发光X射线谱的整体宽带谱的定性图像。在回顾这些最新的理论发展，我将提出一个案例研究如何不同的建模的连续影响广泛的功能，特别是在船帆座X-1的回旋共振功能。
2005-10-10 astro-ph
On the electrodynamics of a magnetized rotating accretor
我们考虑了吸积旋转中子星（X射线中子星）中的电流流动，并提出活动磁层受到阿尔文面的限制。给出了中子星中电流引起的光度和力矩的计算公式，并简要讨论了Her X-1和LMXRB等系统的天体物理学结果。
1995-03-21 astro-ph
Phase Difference and Coherence as Diagnistics of Accreting Compact Sources
我们目前的时间滞后和X射线光子的相干函数的一种新的模型的辐射发射吸积动力，高能量源的计算。我们的模型只涉及压缩对象附近注入的软光子在一个扩展的，但不均匀的大气中的紧凑的对象。我们的研究结果表明，该模型产生的X射线光谱的硬带和软带之间的时间滞后与傅立叶周期增加，在最近的观察一致;它也产生了一个相干函数等于一个在很宽的频率范围内，如果系统参数没有显着的变化，也与有限的现有的观察一致。我们探讨了各种条件下，可能会影响相干函数。我们指出，这些统计量的测量可以提供诊断的径向结构的密度这一类的源。
1997-03-18 astro-ph
The broad band X-ray/hard X-ray spectra of accreting neutron stars
我回顾了低质量X射线双星（LMXB）的能谱弱磁化吸积中子星（NS），强调最近的宽带（0.1-200千电子伏）光谱和定时观测进行的Beppo-SAX和RXTE。利用黑洞候选者（BHC）与NS吸积的相似性，讨论了NS LMXB的吸积几何和发射过程。
2001-01-17 astro-ph
Measurements of accretion disc corona size in LMXB: consequences for Comptonization and LMXB models
我们目前的测量结果的径向范围的吸积盘日冕在低质量的X射线双星。这些结果最终证明了ADC的扩展性质，其径向范围从最暗源的20，000 km到最亮源的700，000 km不等，这是吸积盘半径的一个重要部分，通常为15%。这一结果排除了广泛使用的LMXB的东方模型，其中康普顿化区域是一个小的中心区域。ADC大小通过接近简单比例的简单关系r_ADC = L^{0.88 +/- 0.16}（99%置信度）强烈依赖于1 - 30 keV源亮度。我们还提出了有限的证据，ADC大小同意的康普顿半径r_C，或最大半径的流体静力平衡。结果是一致的模型，其中一个扩展的ADC是由照明的光盘形成的中央源。对光度的依赖性可能反映了已知的日冕温度随源光度的增加而降低，从而导致r_C的增加。ADC的扩展性质意味着用于康普顿化的种子光子必须由来自盘的与日冕相同的径向范围的发射组成，从而提供丰富的软种子光子供应。我们证明了正确描述康普顿化的ADC的大小的重要性，并推导出基于这些种子光子的热康普顿化的LMXB的康普顿化光谱，并表明这与东方模型的假设截止值低于1千电子伏的模型有根本的不同。最后，我们认为，我们的结果是不一致的假设，吸积黑洞和中子星的X射线辐射有一个共同的机制，仅取决于吸积流的属性。
2003-11-09 astro-ph
Old Isolated Accreting Neutron Stars: The Diffuse X--ray Emission From The Galactic Center
研究了吸积星际介质的弱磁化（$B\sim 10^9$ G）中子星对银河系中心观测到的弥散X射线辐射的贡献。结果表明，在关于中子星和气体分布的相当保守的假设下，吸积光度可以解释2.5- 7 keV波段探测到的X射线通量中相当大的一部分，可能是大部分。特别是，模型结果与{ \it Granat\/}数据进行了比较，并显示出在通量能量和径向分布的一般协议。
1996-05-14 astro-ph
Spectral Formation in X-Ray Pulsars: Bulk Comptonization in the Accretion Shock
吸积动力X射线源是银河系中最明亮的X射线源之一。然而，尽管自发现以来进行了数十年的理论和观测工作，但还没有出现令人满意的X射线光谱形成模型。特别是，以前可用的理论是无法重现的幂律变化在高能量下观察到的许多来源。在本文中，我们提出了第一个自洽计算的频谱出现的脉冲星吸积柱，其中包括一个明确的治疗中发生的冲击波的。使用严格的本征函数展开方法的基础上的精确动力学解的速度分布在列中，我们得到一个封闭形式的格林函数描述的辐射上散射注入到列从单色源位于顶部的热丘，附近的流动的基础。将格林函数与普朗克分布进行卷积，以计算热丘发射的黑体光子再处理产生的辐射光谱。我们证明，在冲击波中的光子的碰撞自然产生的X射线光谱与幂律形状在高能量和黑体形状在低能量，在协议与许多观测的吸积X射线天体。
2005-05-06 astro-ph
Modeling the Energy Dependent Pulse Profiles of the Accreting Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658
研究了吸积X射线毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658在不同能量下的脉冲轮廓。两个主要的发射分量，一个黑体和一个幂律尾，在时间平均光谱中清楚地确定，不改变相位。我们发现，所观察到的变化可以很容易地解释，如果发射模式的黑体和康普顿辐射是不同的：一个“刀”和“风扇”一样，分别。我们认为，在中子星表面汤姆逊光学厚度为0.3的热板（辐射激波）中的康普顿化作用可能是造成这种辐射的原因.我们建立了一个详细的X射线产生模型，解释了多普勒增强，相对论性光行差和引力光弯曲。该模型很好地再现了不同能量下的脉冲轮廓，相应的相位滞后，以及时间平均频谱。通过拟合观测到的脉冲轮廓，我们得到了中子星半径（R=7.5 ± 1.0 km），系统倾角i>60 °，磁偶极子与自转轴夹角δ = 20 ° ± 5 °的约束条件。
2002-06-10 astro-ph
Signatures of Energetic Protons in Hot Accretion Flows: Synchrotron Cooling of Protons in Strongly Magnetized Pulsars
热的双温吸积流的存在对于最近关于星系双星中吸积中子星和黑洞以及低光度星系核中大质量黑洞的低光度硬X射线辐射的讨论是必不可少的。在这些流动中，质子基本上是维里化的，并且可能是非热质子的相对论能量。高能质子存在的观测确认可以进一步支持双温吸积流模型。我们指出，非热相对论质子的同步辐射可以提供强磁化中子星系统的观测信号。磁矩为$\sim 10^{30} G cm^3$的吸积中子星的自吸收同步辐射在ν~10**15 Hz处的光谱为νI_ν~ ν**2，光度约为几× 10^**33（L_x/10**36 erg/s）**0.4 erg/s，其中L_x为中子星表面的X射线光度。在4U 1626-67和GX 1+4等脉冲星系统的低光度状态下，在光学和紫外波段探测到预期的同步辐射特征，可以证明在它们的自旋下降事件期间存在热的双温吸积流。在4U 1626-67中检测到的光发射的光谱形状和光度水平非常接近我们的预测。
1999-05-17 astro-ph
Relativistic Outflows in Gamma Ray Bursts
尽管伽马射线暴是一种与吸积致密天体完全不同的现象，但它们的硬X射线发射可能与非常相似的能量耗散机制有关。在这两种情况下，我们可以处理的重联的湍流磁场与密集的e+e-对生产和准热康普顿。
1999-02-15 astro-ph
Formation and dynamics of self-sustained neutron haloes in disk accreting sources
在黑洞周围的内吸积盘中，热等离子体的存在可以导致氦核的离解产生中子。我们发现，在很宽的吸积参数范围内，中子有效地从质子中解耦，并堆积在内盘中，导致形成自持晕。这意味着晕中的新中子主要是由氦核与现有中子碰撞时的分裂提供的。一旦形成，即使质子温度远低于氦离解的能量阈值，这种晕也可以存在。我们表明，中子晕可以是相对论电子和正电子的天然来源，提供特征的康普顿化谱和硬谱尾观察到许多黑洞候选人，也引起相对论外流。中子俘获产生的2.2 MeV氘伽马射线谱线预计也将达到未来INTEGRAL飞行任务可探测的水平。此外，中子晕的存在强烈影响吸积的动力学，并导致丰富多样的瞬态动力学制度。
2001-08-22 astro-ph
Gamma-Ray Burst Phenomenon as Collapse of QED Magnetized Vacuum Bubble: Analogy with Sonoluminescence
我们把伽马射线暴现象看作是在吸积等离子体共振MHD场中由于磁泡形状不稳定性的过程而导致的磁腔的非线性坍缩，磁腔具有很强的磁场B = 10^15 - 10^16 G.考虑了强磁场对真空极化率的QED效应。我们开发了一个类比与声致发光（SL）的现象时，气泡位于周围的液体与驱动的声音强度。我们表明，伽玛暴和SL现象之间的这种相似性确实存在。
1999-08-11 astro-ph
X-rays and soft gamma-rays from Seyferts, radio galaxies, and black-hole binaries
本文评述了吸积黑洞源X射线/软γ射线辐射的若干问题。用热康普顿化方法可以很好地模拟OSSE观测到的塞弗茨软γ谱的形状。X射线斜率和这些源中康普顿反射强度之间的非常强的相关性可以通过反射冷介质附近的热康普顿化来解释。类似的相关性被认为是硬态的黑洞双星，但康普顿反射的强度在一个给定的X射线斜率是大于塞弗茨。这似乎是由于种子光子（康普顿化）发射的冷介质具有更大的能量在恒星质量系统比在塞弗茨。宽线射电星系具有弱反射的硬X射线谱，其反射与具有硬X射线谱的Seyferts相似。两个主要模型的源的几何形状，一个热的内盘周围的一个冷的外盘，和一个动态的日冕上面的一个冷盘，似乎同样可行的基础上，目前可用的数据。
2000-06-11 astro-ph
High energy gamma rays from old accreting neutron stars
我们考虑一颗磁化中子星，它从伴星或周围的气体云吸积，作为一个可能的伽马射线源，其能量介于$100$ $MeV$和$10^{14}-10^{16}~eV$之间。吸积等离子体的流动被阿尔文表面的激波终止。这样的冲击波是粒子加速到$\sim 10^{15}-10^{17}~eV$能量的地方;伽马光子是在冲击波加速的粒子和吸积物质之间的非弹性$pp$碰撞中产生的。该模型适用于老中子星孤立或在二元系统。$100~MeV$上方的伽马射线通量不容易检测到，但我们建议切伦科夫实验可以使用具有非常高能量的伽马射线作为银河系致密云中孤立的老中子星的可能特征。
1996-06-28 astro-ph
Accreting isolated neutron stars
讨论了磁化的、缓慢旋转的孤立中子星对星际物质的吸积。我们发现，这些天体的平均持久X射线光度不可能超过4x10^26 erg/s。它们也可以表现为X射线爆发，爆发持续时间约为30分钟，重复时间为10^5年。这表明，在最近的X射线任务中可以观测到的孤立的吸积中子星的数量比以前估计的要小几个数量级。我们的研究结果与假设中子星的磁场在短于5亿年的时间尺度上呈指数衰减的模型相矛盾。
2006-12-22 astro-ph
On the origin of spectral states in accreting black holes
讨论了导致黑洞X射线双星在不同状态下发生康普顿化的电子分布差异的原因。我们解决了耦合动力学方程的光子和电子没有近似的相关横截面占康普顿散射，同步辐射，库仑碰撞。在没有外部软光子的情况下，即使对于纯非热电子注入，电子也可以通过同步自吸收和库仑散射有效地热化。由此产生的准热同步辐射自康普顿光谱具有非常稳定的斜率和电子温度类似的硬态的BHB。在X射线中观察到的硬光谱斜率、100 keV处的截止和MeV尾部一起需要排除磁耗散机制的低磁场。吸积盘向黑洞的运动导致较大的康普顿冷却和较低的平衡电子温度。我们的自洽模拟表明，在这种情况下，电子和光子的分布达到幂律主导的形状类似于在软态中观察到的。天鹅座X-1软态的电子分布可能需要一个强磁场，这与磁主导的日冕是一致的。
2008-12-15 astro-ph
The converging inflow spectrum is an intrinsic signature for a black hole: Monte-Carlo simulations of Comptonization on free-falling electrons
根据定义，吸积黑洞的特征是漏。也就是说，物质落入黑洞的方式与水消失在排水沟中的方式大致相同--物质进去，什么也没有出来。由于这种现象只会发生在黑洞中，因此它提供了一种独特的观察方式：吸积过程几乎是在接近黑洞视界的自由降落中进行的。本文用蒙特卡罗模拟计算了黑洞周围约3个Schwarzschild半径范围内的会聚入流（CI）中的软（盘）光子上散射所形成的X射线谱的特征。完整的相对论处理已被实施，以重现这些光谱。我们表明，在软态的黑洞系统的光谱可以描述为热（盘）组件和卷积的一些分数，这一组件与CI上散射扩散函数的总和。后一个增强的光子分量被视为能量远高于特征软光子能量的扩展幂律。我们证明了稳定的功率谱指数（α = 1.8）在很宽的范围内的等离子体温度0-10千电子伏和质量吸积率（高于2爱丁顿单位）。我们还表明，尖锐的高能量截止发生在能量为200-400 keV，这是有关的平均静止能量的电子撞击在视界上。当CI等离子体温度达到50 keV（BHS的硬态）量级时，该谱实际上与标准热康普顿谱相同。此外，从软到硬X射线状态的光谱形状的变化显然与整体流的温度有关。这些蒙特卡罗模拟的CI谱是BHS的必然印记。
1998-08-03 astro-ph
Accretion to a Magnetized Neutron Star in the "Propeller" Regime
我们研究球形吸积旋转磁化恒星的“螺旋桨”制度使用轴对称电阻磁流体动力学模拟。如果磁层半径大于共转半径而小于轻圆柱半径，则预测会发生该制度。模拟显示，吸积物质从磁层的赤道区域排出，并以超音速的盘状流出远离恒星。在较大的径向距离上，外流速度减慢，变成亚音速。赤道物质外流最初由离心力驱动，但在更大的距离上，压力梯度力变得显着。我们发现的分数的邦迪吸积率的吸积到表面的恒星。
2006-07-10 astro-ph
Magnetically Driven Precession of Warped Disks and Milli-Hertz Variabilities in Accreting X-Ray Pulsars
磁化中子星周围的吸积盘内部区域受到磁转矩的作用，引起吸积盘的翘曲和进动。这些力矩来自于恒星磁场和圆盘中感应电流之间的相互作用。对粘性吸积盘中的翘曲/进动模进行了全局分析，结果表明，在广泛的吸积X射线粒子的典型条件下，磁翘曲力矩可以克服粘性阻尼，使模增长.翘曲/进动模式集中在盘的内边缘附近（在磁层-盘边界处），并且可以引起来自X射线源的X射线/UV/光通量的变化或准周期振荡（QPO）。我们研究了在几个系统（如4U 1626-67）中观测到的mHz QPO的性质，并提出一些迄今无法解释的QPO是磁驱动磁盘翘曲/进动的结果。
2001-10-16 astro-ph
Accretion Disk Boundary Layers Around Neutron Stars: X-ray Production in Low-Mass X-ray Binaries
我们提出了解决方案的边界层的吸积盘满足中子星，预计将是主要的低质量X射线双星，其中包含弱磁化吸积中子星的高能量辐射源的结构。我们发现，边界层气体的主要部分是热的（> ~10^8 K），密度低，径向和垂直延伸，光学厚散射，但光学薄吸收。它将通过康普顿化产生大的X射线亮度。能量通过粘性向内传输，将能量耗散集中在靠近恒星表面的致密光学厚区。探讨了质量吸积率、恒星自转速率、α粘性参数和粘性公式对边界层结构的影响。辐射压是边界层中的主要压力源;即使在远低于（~0.01倍）L（Edd）的光度下，辐射通量也接近爱丁顿极限通量。当光度接近L（Edd）时，边界层径向膨胀，其径向范围大于一个恒星半径。根据表征边界层的温度和光学深度，我们预计康普顿化将在低光源亮度下产生幂律谱。在高光度下，普朗克光谱将在大部分能量释放的密集区域产生，并随着辐射向外传播而被康普顿化修改。
2000-04-03 astro-ph
On the Nature of the X-ray Emission from the Accreting Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658
研究了吸积X射线毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658在不同能量下的脉冲轮廓。两个主要的发射分量，黑体和康普顿尾，在时间平均光谱中清楚地确定，显示出强烈的变化与第一个组件滞后于第二个。观测到的变化可以解释，如果发射产生的汤姆逊光学深度~0.3-1的热板（辐射冲击）在中子星表面的康普顿化。黑体和康普顿化辐射的发射模式是不同的：分别是“刀”状和“扇”状。我们建立了一个详细的X射线产生模型，考虑了多普勒增强、相对论性光行差和引力光弯曲。利用Beloborodov（2002）最近提出的方法，给出了计算快速旋转中子星光变曲线的精确解析公式。我们的模型很好地再现了在不同的能量同时脉冲轮廓，相应的相位滞后，以及时间平均频谱。我们将致密恒星的质量限制在1.2到1.6个太阳质量之间。通过拟合观测到的轮廓，我们确定当M=1.6 Msun时，致密天体的半径为R~11 km，而当M=1.2 Msun时，最佳拟合半径为~6.5 km，这表明SAXJ1808.4 -3658中的致密天体可能是一颗奇异星。我们得到了系统倾角的下限为65度。
2003-03-04 astro-ph
Spherical accretion onto neutron stars and black holes
通过数值和解析求解辐射转移方程，研究了稳态球形吸积到中子星和黑洞的光谱形成。光子以扩散方式逃逸，它们的能量增益来自于它们在吸积气体的会聚流中被热电子散射。我们表明，在非相对论电子温度范围内，流的体运动在上散射光子中比热康普顿化更有效。在无穷远处观察到的光谱是一个幂律，在能量为电子静止质量的量级时具有指数转换。特别是在吸积成黑洞的情况下，谱能量幂律指数分布在1.5左右。由于体运动接近视界（1-5 Schwarzschild半径）是最有可能的一个必要的特性吸积到一个黑洞，我们认为，一个扩展的幂律的观察到约电子静止质量，形成作为体运动康普顿化的结果，是一个真正的观测证据存在一个潜在的黑洞。
1996-11-12 astro-ph
The Physics of X-ray Emission from Accreting Millisecond Pulsars
通过分析SAXJ1808.4 -3658上的Rossi X射线定时探测器数据，我们证明了在中子星表面汤姆逊光学深度为τ 1的热板（辐射激波）中，由康普顿化作用可以产生吸积动力毫秒双星中的X射线辐射。逃逸的辐射由两部分组成：黑体和硬康普顿尾。这些分量具有非常不同的角分布：黑体沿着板法线达到峰值（类似于“扇形”的发射模式），而尾部具有更宽的角分布（类似于“扇形”的模式）。这导致非常不同的可变性属性。我们建立了一个详细的X射线产生模型，考虑了多普勒增强、相对论像差和引力光弯曲。我们能够再现不同能量的脉冲轮廓，相应的相位滞后，以及时间平均光谱。得到了中子星半径的限制条件：当质量M=1.6 Msun时，半径R~11 km;当质量M=1.4 Msun时，半径R~8.5 km。我们提出了简单的解析公式计算光变曲线和振荡幅度预期热点的X射线爆发和吸积动力毫秒射电望远镜。我们还提出了一个解析表达式，可以用来确定的黑体发射区域的大小从所观察到的属性。
2004-01-12 astro-ph
Non-LTE Models and Theoretical Spectra of Accretion Disks in Active Galactic Nuclei. IV. Effects of Compton Scattering and Metal Opacities
我们推广了本系列以前的文章中描述的超大质量黑洞周围吸积盘的垂直结构和出射辐射场的模型。我们的模型现在包括康普顿散射的自洽处理和最重要的金属物种（C，N，O，Ne，Mg，Si，S，Ar，Ca，Fe，Ni）的连续不透明度的影响。考虑到这些新的效应，我们计算了在接近爱丁顿光度（L/L_Edd = 0.3）和中心质量为10^6、10^7和10^8 M_sun时吸积的黑洞的预测光谱。我们还考虑了Shakura-Sunyaev alpha参数的两个值，0.1和0.01。虽然当M > 10^8 M_sun时，康普顿化的影响很小，但随着中心质量的减小和中心温度的升高，康普顿化的重要性越来越大。它通常在热大气的最上层产生温度随高度的增加。与具有相干电子散射的模型相比，康普顿模型具有增强的EUV/软X射线发射，但它们在非常高的频率下也具有更急剧下降的光谱。康普顿化也模糊了氢和He II莱曼边缘。对于这些参数，金属对总光谱能量分布的影响小于康普顿化的影响。与纯氢-氦模型相比，具有金属连续体不透明度的模型在高频尾部具有减少的通量，除了在最高频率处，其中通量非常低。金属光电离的边缘是不存在的整体磁盘集成模型光谱。除了我们的新网格模型，我们还提出了一个简单的分析处方的垂直温度结构的磁盘在康普顿化的存在下，并显示在什么条件下形成一个热的外层（日冕）。
2001-05-29 astro-ph
Modeling the Time Variability of Black Hole Candidates
我们提出了模型的光变曲线，功率谱密度（PSD）和吸积黑洞候选者（BHC）的时间滞后的基础上，这些来源的最新模型。根据我们的模型，观测到的变化在很大程度上是由于康普顿化的随机性，康普顿化的基本过程也负责高能辐射的发射。我们的额外假设是康普顿化过程发生在致密物体周围的扩展但不均匀的大气中。我们的模型很好地再现了所观察到的光变曲线，因为它提供了对PSD和整体光变曲线形态的良好拟合，这表明，根据观察，大部分功率驻留在时间尺度$\gsim$几秒，而同时人们可以区分持续时间为几毫秒的镜头。我们建议，这种类型的模型的细化以及光谱和相位滞后信息可以用来探测这类高能量源的结构。
1997-12-15 astro-ph
Formation of Semi-relativisitc Jets from Magnetospheres of Accreting Neutron Stars: Injection of Hot Bubbles into a Magnetic Tower
利用2.5维电阻磁流体动力学（MHD）方法模拟了弱磁化中子星与其吸积盘的磁相互作用。用伪牛顿势模拟了广义相对论效应。我们发现，沿圆盘旋转轴方向的平行喷流是由以下机制形成的：（1）由于中子星和圆盘之间的差速旋转，连接中子星和圆盘的磁环发生扭曲。(2)从盘的扭转注入启动环的膨胀。(3)膨胀的磁环创造了一个磁塔，在其中加速的磁盘材料作为准直的双极射流行进。射流的工作表面的传播速度是光速（$\sim 0.1c$）的10%的量级。(4)在膨胀的磁环内部发生的磁重联间歇地将热气泡注入磁塔。在我们的模拟中，气泡的喷射速度是发射点的局部Alfvén速度和$\sim 0.2c$的数量级。(5)在塔内移动的热气泡赶上射流的工作表面。由磁重联产生的高能电子是无线电发射的一个合理来源。我们的模型可以解释弱磁化（$|{\boldmath$ B_{*} $}|\le 10^{9}$ gauss）中子星窄喷流的形成过程以及Sco X-1核部射电耀斑和瓣部射电耀斑之间的相关性。
2003-11-06 astro-ph
Rayleigh-Taylor-Unstable Accretion and Variability of Magnetized Stars: Global Three-Dimensional Simulations
本文给出了吸积盘-磁层边界MHD不稳定性的三维模拟结果。这种不稳定性是瑞利-泰勒不稳定性，并在相当宽的吸积率、恒星自转率和磁场范围内发展。它会产生高而薄的等离子体舌状物，穿透赤道平面的磁层。在内盘动力学时间尺度上，舌的形状和数量随时间变化。与漏斗流不同，漏斗流主要在极地地区沉积物质，而舌状流则在更靠近恒星赤道的地方沉积物质。这种不稳定性出现在恒星自转轴和磁轴之间相对较小的错位角$Θ\lesssim30^\circ$时，并且与较高的吸积率有关。通过不稳定性吸积过程中的热点和光变曲线通常比稳定吸积过程中更混乱。吸积的不稳定状态可能对吸积系统的准周期振荡和间歇性脉动产生影响。
2008-12-11 astro-ph
The effects of a comptonizing corona on the appearance of the reflection components in accreting black hole spectra
本文讨论了康普顿化日冕对吸积黑洞X射线谱中反射分量的影响，特别是对反射峰的影响。事实上，在热日冕模型的框架下，我们预计部分（甚至全部，取决于日冕覆盖因子）的反射特征应该穿过热等离子体，从而在被观察到之前遭受康普顿散射。我们已经详细研究了这些影响的物理（即温度和光学深度）和几何（即倾角）的电晕参数的依赖关系，集中在板的几何形状。由于康普顿化反射峰的平滑和向高能量的偏移，对出现的光谱的主要影响出现在100 keV以上。我们还研究了这些影响的重要性，对标准拟合程序所获得的结果的解释。我们发现，用通常的截断幂律+非康普顿反射模型来拟合康普顿化模型，考虑到康普顿化反射，可能会导致低估反射归一化，高估高能截断。我们讨论和说明这些影响的重要性，通过分析最近的观测结果的星系NGC 4258。我们还发现，comptonizing电晕可以产生和/或强调的反射特征特性（如铁线等效宽度或覆盖分数）和X射线光谱指数之间的相关性，类似于最近在文献中报道的。我们还强调这些影响的重要性时，处理准确的光谱拟合的X射线背景。
2001-08-21 astro-ph
Accretion to Magnetized Stars through the Rayleigh-Taylor Instability: Global Three-Dimensional Simulations
本文给出了吸积盘-磁层边界MHD不稳定性的三维模拟结果。这种不稳定性是瑞利-泰勒不稳定性，并在相当宽的吸积率、恒星自转率和磁场范围内发展。它以细长的等离子体舌头的形式出现，这些舌头穿过赤道平面的磁层。在内盘动力学时间尺度上，舌的形状和数量随时间变化。与漏斗流不同，漏斗流主要在极地地区沉积物质，而舌状流则在更靠近恒星赤道的地方沉积物质。这种不稳定性出现在恒星自转轴和磁轴之间相对较小的错位角$Θ\lesssim30^\circ$时，并且与较高的吸积率有关。通过不稳定性吸积过程中的热点和光变曲线通常比稳定吸积过程中更混乱。吸积的不稳定状态可能对吸积系统的准周期振荡和间歇性脉动以及行星迁移产生影响。
2008-03-08 astro-ph
Disk Accretion onto Magnetized Neutron Stars: The Inner Disk Radius and Fastness Parameter
众所周知，磁化致密星周围的吸积盘可以穿透磁层边界，因此磁层半径$\ro$并不代表吸积盘真正的内缘$\rin$，但文献中关于$\ro$和$\rin$之间的关系存在争议。在Ghosh和Lamb的模型中，边界层的宽度由$δ=\ro-\rin\ll\ro$或$\rin\simeq\ro$给出，而Li和Wickramasinghe最近认为，在慢旋转体的情况下，$\rin$可能明显小于$\ro$。在这里，我们表明，如果恒星是能够吸收的角动量的磁盘等离子体在$\ro$，适合于二进制X射线双星，磁盘的内半径可以由$0.8\lsim \rin/\ro\lsim 1$的约束，和恒星达到自旋平衡的一个相对较大的值的牢度参数（$\sim 0.7-0.95$）。对于吸积中子星的低质量X射线双星（LMXB），$\ro$通常是接近恒星半径$\rs$，使环向场不能有效地传递自旋扭矩的恒星。在这种情况下，临界色牢度参数变小，但$\rin$仍接近$\ro$。
1999-01-08 astro-ph
Gravitational collapse of magnetized clouds. I. Ideal MHD accretion flow
本文研究了理想磁流体力学（MHD）体系中等温磁化旋转云的自相似坍缩。在距离吸积原恒星很小的范围内，我们找到了一个解析解，它对应于自由落体到中心质点上。密度分布不是球对称的，而是取决于磁场线的质量负载，这可以通过将我们的内部解与Allen，Shu和Li先前计算的外部塌缩解相匹配来获得。在场冻结下，由中心质点捕获的磁场的集中，独立于起始状态的细节，产生分裂的磁场配置，其中磁场强度随着距中心的距离的平方的倒数而增加。在这样的条件下，流入最终成为subalfvenic和向外转移的角动量的磁制动非常有效，从而防止形成一个离心支撑盘。相反，下落气体的方位角速度在中心处降低到零，气体螺旋进入恒星。因此，重要的动态磁场水平的消散是年轻恒星周围形成原行星盘的基本条件。
2006-04-27 astro-ph
Physics of Strongly Magnetized Neutron Stars
最近有越来越多的证据表明中子星的存在，其磁场强度超过了$4.4 \times 10^{13}$ G的量子临界场强，在该场强下回旋能量等于电子静止质量。新发现的具有非常高的自旋下降速率的射电双星和观测到的称为磁星的伽玛射线爆发源提供了这方面的证据。本文将讨论这种高场机制的奇异物理学，其中一系列新的过程成为可能，甚至占主导地位，熟悉的过程获得不寻常的特性。本文综述了中子星内部和磁层中重要的物理过程，包括自由粒子、原子、分子、等离子体和凝聚态物质在强磁场中的行为，光子在磁化等离子体中的传播，自由粒子的辐射过程，中子星内部的物理，以及场的演化和衰变机制。还将讨论这种过程在天体物理源模型中的应用，包括旋转动力源星、软伽马射线中继器、异常X射线源星和吸积X射线源星。在这篇评论中，我们将强调高磁场过程的观测特征，以及仍有待理解的理论问题。
2006-07-11 astro-ph
X-Ray Spectra of Z Sources
一个简单的，物理上一致的模型已被提出，试图在一个统一的方式来解释的X射线光谱和快速X射线可变性的所谓的Z源和其他吸积中子星在低质量系统。在这里，我们总结了详细的数值计算结果的X射线谱的Z源预测这个模型。我们的计算表明，在Z源，光子主要是由电子回旋发射的中子星磁层。这些光子被炽热的中心日冕和径向流入的康普顿化产生了X射线光谱、色-色轨迹和计数率变化，就像在Z源中观察到的那样。
1995-06-17 astro-ph
Gravitational collapse of magnetized clouds II. The role of Ohmic dissipation
我们制定的问题，磁场耗散过程中的吸积阶段的低质量恒星形成，我们进行了迭代求解过程的第一步，假设气体是在自由落体沿径向场线。这种所谓的“运动学近似”忽略了洛伦兹力对吸积流的反作用。在准稳态下，假设电阻率系数在空间上是均匀的，这个问题可以用勒让德多项式和合流超几何函数来解析求解。磁场的耗散发生在半径与中心恒星质量成反比的区域（"欧姆半径“）内，在该区域内，磁场变得渐近地平直和均匀。在我们的解中，恒星形成的磁通量问题被避免了，因为吸积原恒星中拖曳的磁通量总是为零。我们的研究结果意味着，下降的气体的有效电阻率必须比微观电阻率高几个数量级，以避免与陨石中的古地磁测量和所观察到的低质量恒星形成区域的光度发生冲突。
2006-04-27 astro-ph
Hard X-ray Emission From Low Mass X-ray Binaries
我们报道了Rossi X射线定时探测器对四个I型X射线爆发源的观测结果，它们是1 E1724 -3045、GS 1826 -238、SLX 1735 -269和KS 1731 -260。前三个处于低状态（LS），而KS 1731 -260处于高状态。LS源具有非常相似的功率谱，显示高达200 Hz的高频噪声。对于KS 1731 -260，其功率谱由频率低于20 Hz的噪声主导。此外，检测到1200 Hz的准周期振荡。1-200 keV的LS谱都与电子温度（kTe）在25-30 keV左右的热康普顿化的结果一致。对于KS 1731 -260，光谱也由康普顿化主导，但kTe约为3 keV，没有显著的硬X射线发射。除GS 1826 -238外，还有一个底层软组件。对于所有的来源，我们已经检测到在6.4千电子伏的铁线。在GS 1826 -238和SLX 1735 -269的光谱中存在反射分量。我们提出了一个模型，在该区域的主要能量释放，硬X射线的产生将是一个光学薄的边界层合并的平流为主的吸积流（ADAF）。所观察到的软成分可能代表来自可变内径的吸积盘的未散射辐射。当吸积速率增加时，内部盘半径收缩，反射分量和相关联的铁线的强度增加，并且康普顿化区域响应于来自吸积盘和来自再处理/反射分量的增加的冷却通量而冷却。最后，根据这些观测结果，我们广泛讨论了最近提出的区分非静态吸积黑洞和中子星的各种标准…
1999-11-03 astro-ph
Advection-Dominated Accretion Onto Weakly-Magnetized White Dwarfs
弱磁化白矮星（WD）以<=10^16 g/s的速率吸积，其边界层径向扩展，温度高，光学厚度薄，并将其内部耗散的能量输送出去（Narayan & Popham 1993）。出于这一动机，我在这里构建一个平流主导的吸积流（ADAF）周围的WD，应用于静止的矮新星（DN）的理想化的光谱模型。ADAF中气体的韧致辐射冷却，温度范围从几keV到几十keV，可以解释静态DN的X射线发射特性。如果由流动平流的能量在WD大气中被热化，则从整个恒星表面（温度T_eff ~ 5eV的黑体）产生的发射大大超过X射线光度。该极紫外组分提供了在0.055-0.28 keV频带中的通量，该通量足以通过盘材料的光电离来为静态DN的强HeIII 4686发射线供电。通过冷的外部薄盘对ADAF X射线发射进行再处理也可能导致可观察到的铁K α荧光发射线，其可用于探测吸积流的几何形状。现有的观测数据表明，ADAF在静止DN中的存在并不普遍，而未来的观测，特别是X射线卫星钱德拉和XMM-牛顿，有可能在有希望的候选人中检测到热流的签名。
2000-07-13 astro-ph
Effects of Axion-Photon Mixing on Gamma-Ray Spectra from Magnetized Astrophysical Sources
天体物理伽马射线源有各种各样的大小和磁化。我们推导出一般条件下，从这样的源的伽马射线光谱将受到显着影响的轴子光子混合。我们发现，依赖于磁场的强度和相干性，轴子耦合下降到~ 1/（10**13 GeV）可以引起显着的轴子光子转换的吸积大质量黑洞的环境中。共振可以发生在轴子质量项和等离子体频率项之间以及等离子体频率项和真空Cotton-Mouton位移之间。共振跃迁和非共振跃迁都可以在活动星系核的伽玛射线谱的有限能量区间内产生可探测的特征，甚至是强的散射。这种效应可以发生在keV到TeV的能量耦合，目前允许的所有实验约束。
2007-08-08 astro-ph hep-ph
Neutrinos from Accreting Neutron Stars
吸积中子星的磁层会产生具有巨大电位降的静电间隙。质子和离子在这些间隙中沿着偶极磁场线加速到能量大于100 TeV，可以撞击周围的吸积盘。一个质子诱导的级联就这样形成了，带电的π介子衰变产生了$ν$ -发射。使用GEANT 4，一个跟踪高能碰撞中产生的粒子的计算机代码，我们已经计算了所得到的$ν$ -光谱与广泛的磁盘簇射模拟。我们证明了质子束产生的$ν$能谱是幂律的。我们使用这一结果提出吸积动力的X射线双星（与高度磁化的中子星）作为一个新的人口的点样$ν$ -公里级探测器，如ICECUBE源。作为一个特殊的例子，我们讨论A0535+26的情况。我们表明，ICECUBE应该发现A0535+26是一个周期性的$ν$源：一个吸积盘的形成和损失，可以充分检测。最后，我们简要地评论了像AMANDA这样的小型望远镜也可以通过轨道周期的折叠观测来探测A0535+26的可能性。
2003-01-30 astro-ph hep-ex hep-ph
