Approximate analytic model of the boundary layer around a low magnetic field neutron star at the disk accretion
Space Research Institute RAS（俄罗斯科学院空间研究所）；MEPhI（莫斯科工程物理学院）
本文提出了一种用于低磁强中子星盘吸积层的近似解析模型，重点研究辐射压在盘内部的主导作用。
2025-11-23 astro-ph.HE
The impact of compact object deformation on thin accretion disk properties
本文研究形变致密天体背景下相对论薄吸积盘的性质，旨在判断其是否具有区别于Schwarzschild和Kerr黑洞的观测特征，并揭示模型性质对初始参数的依赖。
2025-05-23 astro-ph.HE gr-qc
Neutron Star Quantum Death by Small Black Holes
中子星可能会被中心的黑洞摧毁，黑洞吸积物质，最终吞噬整个恒星。在这里，我们注意到，在文献中采用的吸积模型，根据邦迪吸积或其变化，是不适合的小黑洞-黑洞的史瓦西半径相当，或小于中子的德布罗意波长。在这种情况下，吸积过程的量子力学方面不能被忽略，并产生完全不同的吸积速率。我们表明，对于玻色子暗物质的崩溃播种的黑洞的情况下，这是电弱尺度的暗物质粒子的情况。在费米子暗物质的情况下，通常在中子星中心形成的黑洞质量更大，除非暗物质粒子质量非常大，大于大约10 $^{10}$ GeV。我们计算了一个"小"黑洞的中子星的寿命，发现比$\sim 10^{11}$ kg轻的黑洞很快蒸发，不留任何痕迹。更大质量的黑洞通过量子吸积摧毁中子星，其时间尺度比观测到的中子星的年龄要短得多。我们发现，中子星内部的种子黑洞质量足够大，它们不会很快蒸发掉，但又没有大到足以保证流体吸积图像的范围仅限于$\sim10^{11}$和$10^{12}$ kg之间，但我们的结果是准确确定对应于中子星毁灭开始的实际临界黑洞质量的关键
2022-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
General relativistic radiation magnetohydrodynamics simulations of supercritical accretion onto magnetized neutron star; -modeling of ultra luminous x-ray pulsars
通过2.5维广义相对论辐射磁流体动力学模拟，我们证明了超临界吸积到非旋转，磁化中子星，其中偶极子场的磁场强度是$10^{10}$ G的恒星表面。我们发现超临界吸积流由吸积柱和截断吸积盘两部分组成。超临界吸积盘，出现在远离中子星的地方，在$\sim 3R_*$ cm附近被截断（$R_*=10^6$ cm是中子星的半径），在那里通过偶极磁场的磁压与盘的辐射压平衡。圆盘在截断半径附近的角动量通过偶极场的磁矩有效地向内传输，诱导中子星的自旋。估算的自旋上升速率$\sim -10^{-11}$ s s $^{-1}$与最近对超亮X射线天体的观测结果是一致的。在截断半径范围内，气体沿着偶极场落在中子星上，导致在南北半球上形成吸积柱。柱的净吸积率和光度分别为$\sim 66L_{\rm Edd}/c^2$和$\lesssim 10L_{\rm Edd}$，其中$L_{\rm Edd}$是爱丁顿光度，c是光速。我们的模拟支持一个假设，即超发光的X射线天体是由磁化中子星的超临界吸积提供动力的。
2017-07-26 astro-ph.HE
Super-Eddington accretion in ultra-luminous neutron star binary
本文讨论了M82星系NuSTAR J 095551 +6940.8中超亮$X$射线源的性质，该星系含有一个吸积的中子星。中子星具有表面磁场$ B_{NS} \approx 1.4 \times 10^{13 } \, {\rm G}$，并经历$9 \times 10^{-7} M_\odot {\rm \, yr}^{-1} $的吸积速率。磁层半径接近于共转半径，为$\sim 2 \times 10^8$ cm。由于恒星磁场有效地穿透到盘的正转半径之外，中子星上的吸积力矩被减小到远低于在简单磁层吸积中的预期。因此，表面辐射的辐射力并不导致强日冕风，而是将等离子体沿磁场线推向赤道盘。中子星几乎是一个正交旋转体，旋转轴与磁矩之间的夹角为$\geq 80$度。吸积是通过光学上厚的-几何上薄而平的吸积“幕”发生的，它穿过极冠。然而，来自中子星表面的高辐射压力小于流过帘幕的吸积物质的冲压压力，因此无法阻止吸积。在几个恒星半径以下的距离，散射截面的磁抑制变得很重要。$X$射线光度（脉冲和持续分量）既来自中子星表面的硬$X$射线分量，也来自吸积盘后处理的软分量。
2014-10-31 astro-ph.HE
On the illumination of neutron star accretion discs
通过广义相对论射线追踪模拟，研究了中子星表面（或附近）发射的X射线对中子星X射线双星吸积盘的照射。相对论加宽的发射线模型的正则套件（黑洞）周围的磁盘中子星的适用性进行了评估。这些模型被发现来描述以及发射线从中子星吸积盘，除非中子星半径是大于最内的稳定轨道的吸积盘在6 rg或光盘被认为是在高倾角，60度以上的盘的背面的阴影变得重要。计算了被中子星表面热点照射的吸积盘的理论发射率分布，以及整个热的球形恒星表面的发射带和发射带。在所有情况下，吸积盘的发射率分布都可以用一个比r^-3稍陡的幂律方程很好地表示。陡峭的发射率指数被发现的发射是接近光盘平面和光盘可以出现截断时，在高纬度的热点照明。测量了巨蛇座X-1吸积盘的发射率分布，发现其符合指数q=3.5（-0.4，+0.3）的单一不间断幂律，表明吸积盘和中子星表面之间的边界层照射。
2017-12-06 astro-ph.HE
Thermal spectra of thin accretion disks of finite thickness around Kerr black holes
对黑洞的几何薄和光学厚的吸积盘的热谱分析，即所谓的连续拟合方法，是测量黑洞自旋的主要技术之一。目前的模型通常近似的磁盘作为无限薄，而在现实中的磁盘厚度是有限的，并增加了黑洞质量吸积率的增加。本文提出一个XSPEC模型来计算Kerr黑洞周围有限厚度薄吸积盘的多温黑体谱。我们测试我们的新模型与RXTE观测的黑洞二进制GRS 1915+105。我们发现，与新的模型推断的自旋值略高于与一个无限薄的磁盘模型获得的自旋值，但差异很小，目前的效果是次要的，相对于其他来源的不确定性在最终的自旋测量。
2020-06-03 astro-ph.HE gr-qc
General Relativistic Simulations of Accretion Induced Collapse of Neutron Stars to Black Holes
天体物理宇宙中的中子星（NS）通常被吸积盘包围。物质在NS上的吸积可能会使其质量增加到其状态方程所允许的最大值以上，导致其坍缩为黑洞（BH）。在这里，我们第一次研究这个过程，在三维空间，并在充分的广义相对论。通过考虑三个初始NS配置，每一个周围的磁盘（质量约7% M_{NS}），我们调查的吸积盘的影响的动力学的崩溃和它的印记上的引力波（GW）和电磁（EM）的信号，可以由这些来源。我们特别表明，即使GW信号是类似的吸积诱导的崩溃（AIC）和NS在真空中的崩溃（和检测只有银河系源），EM对应物可以让我们区分这两种类型的事件。事实上，我们的模拟表明，虽然NS在真空中的崩溃没有留下明显的重子物质的事件视界外，AIC是由一个阶段的快速吸积幸存的磁盘到新形成的BH。坍缩后的吸积速率约为~10^{-2} M_{sun} s^{-1}，使这些事件成为短伽马射线暴的诱人候选者。
2012-09-21 astro-ph.HE gr-qc
Accretion-induced prompt black hole formation in asymmetric neutron star mergers, dynamical ejecta and kilonova signals
利用有限温度状态方程、近似中微子输运和磁流体诱导湍流粘性的亚网格模型，给出了具有啁啾质量$1.188M_\odot$和质量比$q=1.67$和$q=1.8$的中子星合并的新的数值相对论结果. EOS与核和天体物理约束兼容，并包括一个新的微物理模型，该模型是基于Brueckner-Hartree-Fock方法从从头计算得出的。我们报告的第一次证据吸积引起的迅速崩溃，在高质量比合并，其中的潮汐破坏的同伴和吸积到主星决定迅速黑洞形成。作为潮汐破裂的结果，一个富含中子和冷物质的吸积盘形成了重子质量${\sim}0.15M_\odot$，它明显比等质量瞬发坍缩合并中的残留盘重。大规模的动力喷出物的顺序${\sim}0.01M_\odot$也源于潮汐破坏。它们富含中子，从轨道平面以新月状几何形状扩展。因此，从这些合并预测明亮，红色和时间延长kilonova发射。我们的研究结果表明，提示黑洞合并可以电源明亮的电磁对应的高质量比的双星，和二进制的质量比可以在原则上限制从多信使观测。
2020-08-10 astro-ph.HE gr-qc
MHD instabilities in accretion mounds on neutron star binaries
本文用数值方法求解了中子星极冠物质轴对称静态MHD平衡的Grad-Shafranov方程。从平衡的解决方案，我们探讨了稳定的吸积丘使用PLUTO MHD代码。我们发现，压力驱动的模式打破了平衡超过一个阈值丘质量，形成动态结构，因为物质遍布中子星表面。我们的结果表明，磁场的局部变化将显着影响的形状和性质的回旋特征观察到的高质量X射线双星的光谱。
2013-05-13 astro-ph.HE
The Effect of Transient Accretion on the Spin-Up of Millisecond Pulsars
毫秒脉冲星是一颗中子星，它是通过双星伴星的吸积作用而旋转起来的。一个以前未被认识到的因素，控制自旋演化的非稳态或瞬态吸积的关键影响。考虑吸积速率的剧烈变化和标准盘-磁层相互作用，数值计算了吸积中子星在一系列爆发和静止阶段的演化.我们发现，对于相同的长期平均吸积率，X射线瞬变可以旋转的速度比持久的吸积物高出几倍，即使当自旋下降，由于电磁辐射在静止包括在内。我们还计算了瞬态平衡自旋频率的解析表达式，自旋平衡意味着在每个爆发周期中没有净角动量转移到中子星。我们发现，瞬态的平衡自旋速率，这取决于峰值吸积率在爆发期间，可以远远高于持久源。这解释了我们的数字发现。这一发现意味着，任何有意义的研究中子星自旋和磁场分布需要包括瞬态吸积效应，因为大多数吸积中子星源是瞬态的。我们的发现也意味着亚毫秒脉冲星群体的存在，这是没有观察到的。这可能表明，对于旋转最快的吸积星系，需要一种竞争性的自旋下降机制，比如引力辐射。
2016-12-15 astro-ph.HE gr-qc
Low-luminosity stellar wind accretion onto neutron stars in HMXBs
讨论了大质量X射线双星中旋转磁化中子星的类球形沉降吸积特征及其应用。当等离子体冷却时间大于从引力俘获半径开始的自由落体时间时，风吹HMXB中会发生沉降吸积，这在低光度$L_x\lesssim 4\times 10^{36}$ erg/s的HMXB中也会发生。我们简要回顾了沉降吸积的影响，重点是SFXT现象，这可能与中子星磁层上方的准球形对流壳层的不稳定性，由于磁重联快速暂时磁化风从OB超巨星。如果一个年轻的中子星在风馈HMXB中快速旋转，准球形热壳层中的螺旋桨状态就会发生。我们发现，神秘的$γ$ Cas Be星的X射线光谱和时间特性是一致的失败的解决吸积制度到一个推进中子星。$γ$ Cas及其类似物的后续演化阶段应该是由低光度慢旋转X射线双星组成的X Per-type双星。
2017-01-02 astro-ph.HE
Proto-neutron star oscillations including accretion flows
本研究开发了计算中子星前身振荡模式的框架，考虑了吸积流和停滞冲击波的影响，以提高超新星引力波信号的解析能力。
2025-11-21 astro-ph.HE gr-qc
A window into the neutron star: Modelling the cooling of accretion heated neutron star crusts
在吸积中子星的X射线瞬变过程中，在吸积爆发期间，中子星的地壳可以被加热到与内核的热平衡之外。在静止期（吸积停止时）观察到的随后冷却为研究地壳的结构和热特性提供了一个独特的机会。最初，地壳冷却模型研究的重点是具有长时间吸积爆发（> 1年）的瞬态X射线双星，这样地壳将被显着加热，以便可以检测到冷却。在这里，我们提出了一个理论模型的结果，观察到的冷却曲线后，一个短暂的吸积爆发只有~10周。在我们的研究中，我们使用2010年爆发的瞬时吸积11赫兹X射线脉冲星在球状星团泰山5。观测发现，在其短暂的吸积爆发结束后的4年多时间里，该源区的地壳仍然是热的。从我们的模型中，我们发现这样一个长寿的热地壳意味着一些不寻常的地壳特性，如非常低的导热率（比其他地壳冷却源低10倍以上）。此外，我们提出了我们的初步结果的建模的持续冷却的中子星在MXB 1659-298。这个瞬态X射线源在经历了约1.8年的吸积阶段后，于2017年3月恢复平静。我们比较了我们的预测冷却曲线后，这次爆发的冷却曲线后，它的前一次爆发结束于2001年获得的同一来源。
2017-12-06 astro-ph.HE
Image of Kerr-Melvin black hole with thin accretion disk
本文研究了在吸积盘照射下Kerr-Melvin黑洞的观测现象。假设吸积盘位于赤道面上，在几何和光学上都很薄。考虑到在最内层稳定圆轨道（ISCO）外，吸积流沿正向或逆向圆轨道运动，在ISCO内沿倾伏轨道落向视界，我们发展了数值后向射线追踪方法，得到了不同黑洞自旋、磁场强度和观测者倾角时，伴随吸积盘的KMBH像.我们提出了水平和纵向的强度分布，并显示了直接和透镜图像的红移的轮廓。我们的研究表明，内阴影和临界曲线可以用来估计无退化黑洞周围的磁场。
2022-10-04 astro-ph.HE gr-qc
High energy neutrinos produced in the accretion disks by neutrons from nuclei disintegrated in the AGN jets
我们研究了离吸积盘表面不远的活动星系喷流中原子核加速的后果。在射流中的重联区和/或在相对论性喷流与其茧之间的射流边界处，核可以被加速。结果表明，相对论性核在与盘辐射的碰撞中可以有效地碎裂成特定的核子。中子，直接朝向吸积盘，从相对论性原子核中获得了很大一部分能量。这些中子在致密的吸积盘中形成级联。我们计算了吸积盘中强子级联产生的中微子谱。我们认为，只要活动星系中的$5\%$部分是活动星系核，并且有百分之几的中子到达吸积盘，在这种情况下，活动星系中整个超大质量黑洞群体产生的中微子可以解释最近由IceCube中微子探测器测量的河外中微子背景。据预测，在目前的中微子探测器，在这样一个模型，产生的中微子信号，预计不会被检测到，即使从附近的射电星系类似于M87。
2016-10-27 astro-ph.HE
Stellar wind accretion and accretion disk formation: applications to neutron star high mass X-ray binaries
最近的X射线观测揭示了高质量X射线双星的复杂性和多样性。这种多样性挑战了对致密物体吸积过程的经典理解。在这项研究中，我们加强了传统的概念，风馈吸积到中子星的性质考虑的几何效应的辐射加速风，并重新评估输送角动量通过使用一个简单的风模型。我们的结果表明，即使在由星风供给的OB型HMXB中，如果双星分离足够紧密和/或星风缓慢，由于星风的不均匀性，大量的角动量也可以被输送形成吸积盘.我们将我们的模型应用到实际的系统，如LMC X-4和OAO 1657-415，并讨论在这些系统中形成盘的可能性。
2019-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cooling of Accretion-Heated Neutron Stars
我们提出了一个简短的，观察审查的吸积加热的中子星的冷却行为的研究和推论的中子星地壳和核心，已从这些研究中获得。爆发期间物质的吸积可以加热地壳，使之脱离与地核的热平衡，在吸积事件结束后，地壳将冷却下来，直到恢复地壳-地核平衡。我们讨论了观测到的地壳冷却源的性质和已经了解到的中子星地壳的物理。我们也简要地讨论了那些在爆发结束后很久才被观测到的系统，也就是说，在地壳和地核预计处于热平衡的时候。表面温度是核心温度的直接探测器。通过比较基于目标吸积历史估计的预期温度与观测温度，可以研究中子星核心的物理学。最后，我们讨论了强磁化中子星的类似研究，其中磁场可能在加热和冷却的中子星中发挥重要作用。
2017-09-20 astro-ph.HE
Hypercritical accretion onto a magnetized neutron star surface: a numerical approach
在核心坍缩的超新星中产生的新生中子星的性质会受到爆炸后几小时可能发生的后期回落的强烈影响。这种吸积发生在由中微子冷却主导的区域，Chevalier（1989）最初在这方面进行了探索。在这里，我们重新审视这种方法在一个一维球对称模型，并进行数值模拟，在二维的吸积柱到中子星考虑详细的微观物理，中微子冷却和磁场的存在下，在理想的MHD。我们比较我们的数值结果的解析解，并探讨如何纯流体动力学以及MHD的解决方案不同于他们，并开始探索这可能会影响外观的残余作为一个典型的射电脉冲星。
2010-06-15 astro-ph.HE
Mergers of Magnetized Neutron Stars with Spinning Black Holes: Disruption, Accretion and Fallback
在广义相对论中，我们研究了一颗质量比为$5:1$的中子星（压缩比为$0.1$）在旋转黑洞轨道上的合并，允许恒星的初始磁化强度为$10^{12} {\rm Gauss}$。我们提出了由此产生的引力波形和分析的回落吸积恒星被打乱。的演变表明没有显着的影响，从初始磁化。我们发现，只有一个微不足道的数量的物质成为未绑定的，$99%$的中子星材料有一个10秒或更短的时间到达中央引擎的区域和$99.99%$的明星将与中央磁盘和黑洞在3小时内相互作用。
2010-10-05 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
High energy signatures of quasi-spherical accretion onto rotating, magnetized neutron star in the ejector-accretor intermediate state
我们考虑一个简单的情况下吸积的物质到一个中子星，以了解在不同的吸积模式之间的过渡阶段，在脉冲星磁层内部的过程。分析了一个简单的准球形吸积过程到旋转的磁化致密物体上，以寻找在喷射和吸积模式之间的过渡过程中可能出现的辐射特征。研究表明，在表征脉冲星特征的参数（自转周期、表面磁场强度）和周围介质密度的特定范围内，单个中子星沿不同的磁力线存在不同的吸积模式。辐射过程的特点，即曲率和同步辐射产生的初级电子在脉冲星外间隙，预计将被修改的存在下，额外的热辐射从中子星表面。我们预言，在从纯喷射器模到纯吸积器模（或相反）的过渡过程中，可以区分出一个中间吸积态，其特征是由于脉冲星隙中产生的同步曲率谱的吸收，导致脉冲星的$γ$射线谱被截断到~ 1GeV以下.
2015-07-03 astro-ph.HE
Hypercritical Accretion onto a Newborn Neutron Star and Magnetic Field Submergence
我们提出了磁流体动力学数值模拟的后期超新星超临界吸积，以了解其对新生的中子星的磁场的影响。我们认为作为一个例子的情况下，一个磁场环突出的恒星的表面。吸积物质被假定为非磁化的，由于高吸积率，物质压力占主导地位的磁压力。我们发现，一个吸积包层的发展非常迅速，一旦它成为对流稳定的磁场很容易被掩埋和推入新形成的中子星地壳。然而，对于足够低的吸积率的吸积信封保持对流的延长的时间段，只有部分淹没的磁场发生由于残留的字段是保持在形成地壳和对流信封之间的界面。在后一种情况下，结果应该是一个弱磁化的中子星，可能具有复杂的场几何形状。在我们的模拟中，我们发现从全淹没到部分淹没的过渡发生在dotM~10 Msun/yr左右。淹没的磁场向表面的反向扩散，以及由此产生的偶极分量的增长，可能导致脉冲星在数百年到数千年的时间尺度上延迟开启。
2012-12-03 astro-ph.HE
Unifying neutron star sub-populations in the supernova fallback accretion model
我们采用超新星后退盘模型模拟孤立年轻中子星的自旋演化。我们考虑了NS磁场在超临界吸积阶段的淹没及其随后的重新出现。结果表明，该模型中自旋周期和磁场的演化能够解释中心致密天体相对较弱的磁场和年轻致密天体的制动指数。在一定的初始参数范围内，磁星、中心致密天体和年轻恒星等不同类型的NS子种群之间可以建立起演化联系。因此，年轻的NS的多样性可以统一在超新星回落吸积模型的框架。
2018-10-10 astro-ph.HE
Radiative GRMHD simulations of accretion and outflow in non-magnetized neutron stars and ultraluminous X-ray sources
我们运行两个GRRMHD模拟的超爱丁顿吸积盘周围的黑洞和非磁化，非旋转的中子星。中子星是用反射内边界条件模拟的。在中子星模拟中，我们观察到在盘的内部区域形成了一个过渡层，这导致了比黑洞情况更大的质量流出率和更低的辐射光度。当从各个方向观察中子星的情况时，流动的球形化导致在爱丁顿值附近的无穷远处可观察到的光度，与黑洞的情况形成对比，其中当沿着盘轴观察时，发射的准直导致可观察到的光度高出约一个数量级。我们发现外流是光学厚散射，这将导致任何中子星在相应的ULX观测到的脉动模糊。
2018-06-06 astro-ph.HE
Computer modelling of accretion processes in binary systems with black holes and neutron stars
本学位论文利用先进数值方法对含黑洞或中子星的X射线双星吸积盘进行建模，揭示了影响观测光谱与时间特征的基本过程，发现了新型puffy吸积盘，并用解析模型探讨了X射线变率与准周期振荡。
2023-10-19 astro-ph.HE
Meta-stable low-level accretion rate states or neutron star crust cooling in the Be/X-ray transients V0332+53 and 4U 0115+63
Be/X射线瞬变V 0332 +53和4U 0115+63在2015年表现出巨大的II型爆发。在这里，我们介绍了在这些爆发结束时的Swift/XRT后续观察。令人惊讶的是，这些光源并没有衰减回到它们已知的静止水平，而是停滞在一个（缓慢衰减的）亚稳态，其亮度是静止时观察到的亮度的10倍。在这些状态下的光谱比爆发光谱要软得多，并且在光度降低时会出现软化。这些亚稳态背后的物理机制尚不清楚，它们可能是由于低水平的吸积（直接在中子星或其磁层上）或由于吸积加热的中子星地壳的冷却。根据光谱，缓慢下降的光度，和光谱软化，我们赞成地壳冷却假说，但我们不能排除吸积的情况。在这种亚稳定状态之上，观察到发生在近星点通过时的弱吸积事件，因此可能与定期的I型爆发有关。
2016-05-12 astro-ph.HE
Timing Properties of Shocked Accretion Flows around Neutron Stars -- II. Viscous Disks and Boundary Layers
本文利用光滑粒子流体动力学方法研究了弱磁性中子星周围的粘性吸积流。我们表明，在冷却和粘度的存在下，多个“边界”层的形成。我们发现，在一个sub-Keplerian流中引入一个小的粘度，很像风吸积在HMXB，如Cir X-1，只有一个单一的正常边界层（NBOL）的形式来调整旋转速度分量。随着粘度的增加，该区域径向扩展，超过某个临界值，在亚开普勒流和NBOL之间形成辐射开普勒盘/层（RAKED）。当粘度进一步增加时，仅保留NBOL和RAKED。在所有这些情况下，离心压力主导的边界层（CENBOL）形成，远离恒星，就像黑洞的情况一样。这是第一个自洽的研究，这种过渡从子开普勒流已报告的中子星。我们还确定吸积和喷射的物质之间的联系，以下的两个组件的对流黑洞，中子星。这些结果对于理解风主导的中子星系统中的盘、边界层和外流的形成是至关重要的。
2019-06-25 astro-ph.HE
The accretion rate and minimum spin period of accreting pulsars
我们考虑了双星系统中中子星在吸积阶段的旋转、磁性和热演化。一个快速的吸积驱动的磁场衰减大大降低角动量转移的效率。因此，即使吸积时间很长，吸积速率很高，中子星也不可能达到比某个极限值更短的自转周期。该机制可以解释中子星的最短探测周期和最小可能自旋周期之间的差异。
2015-07-13 astro-ph.HE
Stable accretion from a cold disc in highly magnetized neutron stars
本文的目的是研究强磁化中子星在很低吸积率下向吸积区的转变。为此，我们监测Be瞬态X射线脉冲星GRO J1008-57在整个轨道周期。当前的观测活动是在2016年1月和9月连续两次I型爆发之间使用Swift/XRT望远镜在软X射线波段（0.5-10 keV）进行的。没有观察到预期的向螺旋桨状态的过渡。然而，不同制度的吸积之间的过渡被检测到。特别是在爆发后，源进入了一个稳定的吸积状态，其吸积速率为~10^14-10^15 g/s。我们将这种状态与温度低于~6500 K的冷（低电离）盘的吸积联系起来。我们认为，在一定的旋转频率和磁场强度的组合下，所有的X射线天体都应该观察到向这种吸积机制的转变。提出的冷盘吸积模型能够解释X射线双星的几个令人困惑的观测特性。
2017-09-28 astro-ph.HE
Accretion-powered pulsations in an apparently quiescent neutron star binary
吸积毫秒X射线双星是低质量X射线双星的一个重要子集，在偶然的明亮爆发期间可以观察到相干X射线脉动（X射线光度$L_X\sim 10^{36}$ erg s $^{-1}$）。这些脉动表明物质正被引导到中子星的磁极上。然而，这样的源花费大部分时间在低光度，静止状态（$L_X\lesssim 10^{34}$ erg s $^{-1}$），其中吸积流到中子星（如果有的话）的性质还没有得到很好的理解。在这里，我们报告说，毫秒脉冲星/低质量X射线二进制过渡对象PSR J1023+0038间歇性地显示相干X射线脉动的光度比任何其他吸积毫秒X射线脉冲星中观察到的微弱近100倍。我们的结论是，尽管它的低光度PSR J 1023 +0038的经验集通道吸积，一个发现，挑战现有的模型吸积到磁化中子星。
2015-05-08 astro-ph.HE
Thin accretion disks in stationary axisymmetric wormhole spacetimes
本文研究了静止轴对称虫孔时空中形成薄吸积盘的物质的物理性质和平衡热辐射发射特性。通过选取不同的虫洞角速度值，建立了薄吸积盘模型，得到了吸积盘的时均能流、盘温度和辐射谱。通过比较旋转虫洞和Kerr黑洞中的质量吸积，证明了在相同的几何质量和吸积率下，虫洞的吸积通量大于旋转黑洞.我们还提出了转换效率的吸积质量到辐射，并表明，旋转虫洞提供了一个更有效的引擎的吸积质量到辐射的转换比克尔黑洞。因此，特定的签名出现在旋转虫洞周围的薄盘的电磁波谱，从而导致区分虫洞的几何形状，通过使用天体物理观测的发射光谱从吸积盘的可能性。
2009-03-02 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Evolution of isolated neutron stars till accretion. The role of initial magnetic field
本文研究了孤立中子星在长时间尺度上的演化，计算了它们在主要演化阶段（喷射器、推进器、吸积器和自转器）的分布。考虑到磁场衰减的可能性，我们比较了不同的初始磁场分布，并在我们的计算中包括亚音速螺旋桨的阶段。结果表明，虽然亚音速螺旋桨阶段可以是相对较长的，最初高度磁化的中子星（$B_0\ga 10^{13}$ G）达到吸积制度的银河系的寿命内，如果他们的踢速度不是太大。事实上，在$>$ 10年前进行的先前研究中，未考虑此类对象，导致与早期结论相比，吸积体分数略有增加。大多数类似于壮丽七星的中子星在经过几十亿年的演化后，预计将从星际介质中吸积出来。它们是吸积孤立中子星的主要吸积体。
2010-04-28 astro-ph.HE
MAD-Accretion Scenario in High-Mass X-Ray Binaries with Neutron Stars
本文研究了高质量X射线双星中子星的星风吸积，提出了准球形吸积、开普勒盘及磁制动盘（MAD）吸积图像的形成判据，发现中子星平衡自转周期受伴星星风磁化程度影响，可相差数个数量级。
2025-05-15 astro-ph.HE
The inner disk radius in the propeller phase and accretion-propeller transition of neutron stars
研究了具有光学厚、几何薄吸积盘的磁化中子星产生稳定螺旋桨效应的临界条件。我们已经表明，通过简单的分析计算，一个稳定状态的螺旋桨机制不能维持在一个内部磁盘半径的粘性和磁应力平衡。通过使这些应力相等计算出的半径通常被发现接近于传统的球形吸积的阿尔芬半径r_A。我们的研究结果表明：（1）稳定的螺旋桨相位可以用最大内部盘半径建立，该最大内部盘半径至少比r_A小\sim 15倍，这取决于盘的质量流率、旋转周期和恒星的磁偶极子场的强度，（2）对应于吸积-螺旋桨转变的临界吸积速率比用r_A等于ω_A估计的速率低几个数量级。旋转半径我们的结果是一致的过渡毫秒脉冲星的性质之间的吸积供电的X射线脉冲星和旋转供电的射电脉冲星状态的转变。
2016-12-01 astro-ph.HE
Super-Eddington Magnetized Neutron Star Accretion Flows: a Self-similar Analysis
本文通过自相似解研究超爱丁顿盘与磁化中子星磁层在薄边界层内的相互作用，给出磁层截断半径与阿尔文半径的比例关系，并表明该模型可用于解释超亮X射线双星等环境中的中子星吸积与自转演化。
2024-06-28 astro-ph.HE
Population synthesis of young isolated neutron stars: the effect of fallback disk accretion and magnetic field evolution
孤立中子星的自旋演化受其磁场的控制。测量的年轻NS的制动指数表明，由于磁偶极子辐射与恒定磁场的自旋下降机制是不够的。假设NS磁场被超新星回落物质掩埋，吸积停止后重新出现，我们对年轻NS的演化进行了蒙特卡罗模拟，结果表明，大多数年轻NS的制动指数在-1到3之间。这一结果与超新星遗迹相关的NS的观测数据是一致的。它们还表明，NS的初始自旋周期可能占据一个相对较宽的范围。
2013-08-14 astro-ph.HE
The structure of thin accretion discs around magnetised stars
目的：我们确定一个轴对称的薄吸积盘与内部发电机周围的磁化恒星的稳态。研究方法：从磁流体动力学的垂直积分方程出发，导出了一个围绕大质量磁偶极子的薄吸积盘的常微分方程，并从外到内对该方程进行了数值积分。结果如下：我们的数值解表明，恒星和吸积盘之间的扭矩是由在光盘发电机的贡献占主导地位。吸积盘的内边缘的位置在$R_{\rm A}$和$10R_{\rm A}$之间变化，主要取决于盘中发电机产生的磁场的强度和方向
2009-11-11 astro-ph.HE
Settling accretion on to isolated neutron stars from interstellar medium
本文将亚音速沉降吸积模型应用于孤立中子星从星际介质（AINS）中的吸积。我们表明，在这一制度的预期平均X射线光度从AINS原来是2-3个数量级的最大可能的邦迪值，即$10^{27}-10^{28}$ ~erg s $^{-1}$小。由于等离子体冷却时间较长，沉降吸积的内在不稳定性导致了X射线耀斑的定期出现，其持续时间约为1小时，最大光度约为邦迪值，$\sim10^{31}$ ~erg~s $^{-1}$。该特征可用于区分AINS与其他暗淡X射线源。随着即将到来的全天空X射线巡天的灵敏度，潜在可探测的AINS的预期数量可以从几个到十个。
2014-12-11 astro-ph.HE
Thin accretion disks are stabilized by a strong magnetic field
通过研究三维，辐射，全球模拟的亚爱丁顿，几何薄黑洞吸积流，我们表明，薄磁盘占主导地位的磁压力是稳定的热不稳定性。这样的圆盘比标准模型预测的要厚，并且在边缘稳定的轨道内显示出大量的耗散。然而，在这个区域释放的辐射并没有逃逸到无限远，而是平流进入黑洞。我们发现，由此产生的吸积效率（$5.5\pm0.5\%$的模拟$0.8\dot M_{\rm Edd}$磁盘）是非常接近的标准模型（$5.7\%$）的预测。
2016-01-25 astro-ph.HE
Dynamics of Neutron Star Accretion Columns in Split-Monopole Magnetic Fields
本文对分裂磁场磁场中由辐射压支撑的中子星吸积柱进行了二维轴对称辐射相对论MHD模拟。吸积柱表现出准周期振荡，在光度功率谱中表现为2-10 kHz的峰值，以及更广泛的扩展到更高的频率。峰值频率降低更广泛的列或更高的质量吸积率。与均匀磁场中的较短柱的情况相比，pdV功基本上有助于保持柱内的辐射压力以抵抗侧向辐射冷却。这部分是由于压缩与吸积沿会聚磁场线向恒星表面。在所有的模拟中，与慢扩散光子泡不稳定性相关的熵波都形成了。来自振荡本身的辐射的径向平流以及熵波在保持柱内的辐射压力方面也很重要。我们的基准模拟吸积的时间平均的配置文件是近似一致的经典的一维固定模型提供了一个采用正确的柱形状。我们还量化了所有吸积柱模拟中的孔隙度，因此原则上也可用于改进一维模型。
2023-01-03 astro-ph.HE
Asymmetric accretion and thermal `mountains' in magnetized neutron star crusts
吸积中子星是连续引力波搜索的主要目标之一，因为不对称的吸积可能导致恒星地壳上的四极形变或“山”，这是以两倍于旋转频率发射引力波的源。引力波扭矩也可能影响恒星的自旋演化，可能决定了目前观测到的低质量X射线双星中中子星的自旋周期，并导致PSR J 1023 +0038吸积过程中观测到的自旋下降速率增加。先前的研究表明，中子星地壳中的变形反应层导致了热量和成分梯度，从而导致引力波发射。然而，对预期的不对称程度没有现实的限制。在本文中，我们考虑了一个自然的不对称源，即磁场，并计算了预期的密度和压力扰动，在地壳的吸积中子星。一般来说，我们发现只有中子星最外层的反应层受到强烈的扰动。我们估计的质量四极子一般都很小，不能解释PSR J1023+0038自旋下降速率的增加。然而，如果在地壳中存在低密度的强浅层热源，正如冷却观测所表明的那样，这些层将受到强烈的扰动，由此产生的四极可以解释观测到的PSR J1023+0038的自旋下降，并导致可观测到的引力波信号来自具有较高吸积率的系统。
2020-04-05 astro-ph.HE
Effect of non-stationary accretion on spectral state transitions: An example of a persistent neutron star LMXB 4U 1636-536
对黑洞和中子星X射线双星的观测表明，硬-软态跃迁的光度通常高于软-硬态跃迁的光度，这表明除了质量吸积率之外，还需要其他参数来解释谱态跃迁。在个别黑洞或中子星的软X射线瞬变过程中，发现硬态到软态跃迁对应的亮度与随后软态的峰值亮度正相关。在这项工作中，我们报告了一个单一的持久的中子星低质量X射线双星（LMXB）4U 1636 -536的发现，基于来自{\it RXTE}上的全天监视器（ASM），{ \it MAXI}上的气体狭缝相机（GSC）和{ \it Swift}上的突发警报望远镜（BAT）的数据。我们还发现这种正相关关系在持久的中子星LMXB中的光度范围约为4倍。我们的研究结果表明，非稳态吸积也起着重要的作用，在驱动X射线光谱状态转变的持续吸积系统与小的吸积耀斑，这是戏剧性得多相比，在许多银河系LMXB瞬变明亮的爆发。
2017-12-31 astro-ph.HE
Effects of Stress Evolution Process on the Thermal Stability of Thin Accretion Discs
在标准薄吸积盘的线性稳定性分析中考虑了应力演化过程。我们发现，由于应力延迟，热不稳定模式的增长率可以显着降低，这可能有助于理解GRS 1915+105的准周期变化。我们还讨论了应力演化对Shapiro-Lightman-Eardley圆盘稳定性的可能应用。
2011-04-05 astro-ph.HE
On the torque exerted by a warped, magnetically threaded accretion disk
大多数天体物理学上的吸积盘都可能是翘曲的。在X射线双星中，吸积中子星的自旋演化与中子星磁场和吸积盘之间的相互作用密切相关。关于中子星磁场穿过共面吸积盘所产生的吸积力矩，已有大量的研究，但关于翘曲/倾斜吸积盘的相关工作还很缺乏。在本文中，我们开发了一个简化的两个组件模型，其中的磁盘是由一个内共面部分和一个外，倾斜的一部分。基于环向磁场分量的形成和演化的标准假设，我们导出了无量纲力矩，证明了与共面圆盘相比，翘曲/倾斜圆盘更容易使中子星自旋上升，并讨论了各种初始参数对力矩的可能影响。
2020-09-15 astro-ph.HE
Thin accretion disks around cold Bose-Einstein Condensate stars
由于它们的超流体性质，一些紧凑的天体，如中子星或夸克星，可能含有玻色-爱因斯坦凝聚体形式的物质的重要部分。在观测上区分中子/夸克星和玻色-爱因斯坦凝聚体星是后一种理论模型的主要挑战。间接区分玻色-爱因斯坦凝聚体星和中子/夸克星的观测可能性是通过研究致密的广义相对论性天体周围的薄吸积盘。本文对快速旋转的玻色-爱因斯坦凝聚体星、中子星和夸克星周围薄吸积盘的电磁和热力学性质进行了详细的比较研究。由于外部几何形状的差异，盘的热力学和电磁特性（能流、温度分布、平衡辐射谱和能量转换效率）对于这些类别的紧凑物体是不同的。因此，在这个初步的研究中，我们指出了一些天体物理的签名，可能允许观测区分玻色-爱因斯坦凝聚体恒星和中子/夸克星，分别。
2015-04-27 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Super-Eddington accretion onto a magnetized neutron star
大多数超亮X射线源被认为是在爱丁顿极限以上吸积的物体。在最近发现的超亮X射线双星中，吸积星是一颗中子星，因此质量很小，爱丁顿极限也很小。这种天体周围的吸积盘结构会影响重要的观测量，如平衡周期、周期导数和磁层的大小。我们提出了一个模型，一个接近标准的吸积盘与磁层相互作用，只有在一个薄层附近的内盘边缘。我们的计算表明，磁层的大小可以表示为经典的阿尔文半径乘以无量纲因子$ξ$，它只取决于磁盘的厚度。在辐射压主导的盘的情况下，磁层的大小不依赖于质量吸积率。一般来说，增加圆盘厚度会导致以阿尔文半径为单位的更大磁层尺寸。对于足够大的质量吸积率和磁矩，不仅要考虑盘内的磁场压力和辐射压力，还要考虑吸积柱中靠近中子星表面产生的辐射压力。磁层的大小可能会增加多达两倍的影响，有关的磁盘厚度和辐射的中心源的结果。考虑到这些影响，对中子星磁矩的估计值降低了好几倍。
2017-03-20 astro-ph.HE
Numerical simulations of thin accretion discs with PLUTO
我们的目标是通过利用最先进的基于网格的高分辨率激波捕获（HRSC）和有限体积程序提供的设施，对具有偶极磁剖面的中子星和黑洞等致密天体周围的薄吸积盘进行全球模拟。我们已经使用了Godunov型代码PLUTO来模拟一个薄盘周围的一个紧凑的对象规定的伪牛顿势在一个纯粹的流体动力学（HD）制度，数值粘度作为实现我们的目标的第一步，如上所述。
2014-12-27 astro-ph.HE
Signs of magnetic accretion in X-ray pulsars
本文讨论了吸积中子星的自旋下降机制，并以研究得最好的X射线谱仪GX 301-2为例进行了讨论。我们表明，从吸积流施加到中子星的最大可能的自旋下降扭矩可以评估为$K_{\rm sd}^{\rm (t)} = μ^2/(r_{\rm m} r_{\rm cor})^{3/2}$。只要中子星的磁层半径小于正则值，就可以解释GX 301-2中中子星的自旋下降速率。在V.F.提出的磁吸积模型框架下，考虑双星系统中的质量转移，计算了磁层半径。Shvartsman用这种方法得到的中子星的自旋下降速率与GX 301-2的观测结果吻合得很好。
2012-05-13 astro-ph.HE
A shared accretion instability for black holes and neutron stars
预计致密物体周围的吸积盘在高光度时将进入不稳定阶段。当吸积产生的辐射压力改变了盘的粘性时，可能会发生一种不稳定性，导致内盘在短时间尺度上的循环耗尽和再填充。然而，这种情况只在单个恒星质量的黑洞中得到了定量验证。虽然在少数孤立的例子中有这些循环的暗示，但在大多数明亮的吸积中子星和黑洞的可变发射中，它们的明显缺失一直是一个挥之不去的谜团。在这里，我们报告存在相同的多波长不稳定性周围的吸积中子星。此外，我们表明，整个电磁波谱的变化-从无线电到X-射线-在高吸积率的黑洞和中子星可以解释一致，如果吸积盘是不稳定的，在过渡期间，耗尽或重新填充内部盘产生相对论喷射。这种新的关联使我们能够确定负责快速多波长变化的高度吸积紧凑的对象的主要物理组件。
2023-02-28 astro-ph.HE
Simulating the Collapse of a Thick Accretion Disk due to a Type I X-ray Burst from a Neutron Star
我们使用二维，广义相对论，粘性，辐射流体动力学模拟研究的影响I型X射线爆发的热和几何厚的吸积盘周围的非磁化，非旋转的中子星。该盘最初与处于其低/硬光谱状态的系统一致，并且经受一个爆发，该爆发上升到$10^{38}$ erg s $^{-1}$ in $2.05$ s的峰值亮度。在爆发的高峰期，盘的温度下降了三个数量级以上，其刻度高度下降了一个数量级以上。模拟结果表明，这些效应主要是由于康普顿冷却的热等离子体，并清楚地说明了潜在的冷却效果的吸积盘日冕爆发。此外，我们证明了坡印廷-罗伯逊阻力的存在下，虽然它只提高了质量吸积率到中子星的一个因素相比，没有爆发的$\sim 3$ - $4$的模拟。像这样的模拟对于建立对吸积盘对强烈X射线脉冲的响应的一般理解是重要的，而这反过来又对破译爆发光谱至关重要。对这种光谱的详细分析提供了测量中子星半径的可能性，从而限制了中子星的状态方程，但前提是可以理解来自撞击盘及其相关日冕的贡献。
2018-10-18 astro-ph.HE
On the nature of the first transient Z-source XTE J1701-462: its accretion disk structure, neutron star magnetic field strength, and hard tail
利用Rossi X射线定时探测卫星的观测数据，研究了第一个瞬态Z源XTE J1701-462的硬度-强度图上沿Z轨道和v轨道的光谱演化。谱分析表明，对于辐射压主导的吸积盘与中子星（NS）的磁层相互作用，吸积盘的内半径取决于吸积速率，这与模型预测的R_in \propto（（dM/dt）_disk）^{2/7}是一致的.盘质量吸积率（dM/dt）_disk的变化是“Z”或“v”轨道演化的原因。辐射压力使圆盘相当厚，并且也产生显著的外流。由磁层与辐射压主导的吸积盘相互作用得到的NS表面磁场强度为~（1--3 X 10 ^9 G），可能介于正常环礁和Z源之间。一个显着的硬尾检测水平分支，我们讨论了几种可能的起源的硬尾。
2011-05-27 astro-ph.HE
Optically thick envelopes around ULXs powered by accreating neutron stars
磁化的中子星至少为某些超亮X射线源提供能量。在这些情况下，吸积流在磁层半径处中断，然后沿着磁场线到达中子星表面。沿着磁场线移动的吸积物质形成围绕中心物体的吸积包络。我们表明，在高质量吸积率的情况下，$\gtrsim 10^{19}\,{\rm g\,s^{-1}}$的信封变得封闭和光学厚，这影响吸积流的动力学和观测表现的中子星隐藏在信封。特别是，光学厚的吸积包络的结果在多色黑体光谱起源于磁层表面。光谱和光子能量通量随视角而变化，这引起以高脉冲分数和通常平滑的脉冲轮廓为特征的脉动。由于与包络的相互作用，辐射的再处理导致回旋散射特征从光谱中消失。我们推测吸积中子星提供能量的超亮X射线源的超轨道变化可以归因于磁偶极子与吸积盘相互作用导致的中子星的进动。
2017-01-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Supercritical Accretion onto a Non-Magnetized Neutron Star: Why is it Feasible?
为了理解为什么超临界吸积在中子星上是可行的，我们仔细研究吸积流动力学的2.5维广义相对论（GR）辐射磁流体动力学（RMHD）模拟，比较吸积到非磁化中子星（NS）和黑洞（BH）的情况。超临界黑洞吸积相对容易，因为黑洞可以吞噬多余的辐射能量，因此辐射通量可以在其附近向内。这种机制对于具有固体表面的NS永远不起作用。事实上，我们发现辐射力总是向外的。相反，我们发现由于强辐射压力驱动的外流，质量吸积率显着降低。辐射通量$F_\mathrm{rad}$是自调节的，使得辐射力与重力和离心力的总和平衡。即使当辐射能量密度远远超过爱丁顿光度$E_\mathrm{rad} \simeq F_\mathrm{rad}τ/c> 10^2 L_\mathrm{Edd}/(4πr^2 c)$的预期值时，辐射通量也总是保持在一定值以下，这使得有可能不将所有气体从盘上吹走。这些效应使超临界吸积成为可能。我们还发现，一个沉降区，吸积显着减速辐射垫，周围NS表面形成。在沉降区，辐射温度和质量密度分别大致遵循$T_\mathrm{rad} \propto r^{-1}$和$ρ\propto r^{-3}$。黑洞周围没有沉降区，物质可以直接被黑洞以超音速吞噬。
2017-12-06 astro-ph.HE
Understanding Simulations of Thin Accretion Disks by Energy Equation
通过对含时能量方程的线性分析，结合垂直流体静力平衡和物态方程，研究了标准薄吸积盘的涨落。结果表明，Hirose等人（2009 b）的模拟结果，如时间延迟、功率谱关系、磁能与辐射能的相关性等，都可以通过我们的分析结果得到很好的理解。
2012-10-23 astro-ph.HE
