Accreting neutron stars: heating of the upper layers of the inner crust
本文对吸积中子星内壳层三个区域的放热进行热力学一致计算，基于三种热核灰烬模型并以界面压力参数化，给出每吸积重子净能量释放的新下限。
2022-02-15 astro-ph.HE
Dark matter heating of gas accreting onto Sgr A$^*$
研究了暗物质湮灭加热对黑洞气体吸积的影响。我们观察到，对于合理的假设DM密度的尖峰周围的超大质量黑洞，以及DM质量和湮灭截面内的标准WIMP模型，加热DM湮灭可能有一个明显的影响，吸积到银河系中心的Sgr A $^*$。出于这一观察，我们研究的影响，这种加热的邦迪吸积，即球对称，稳态牛顿吸积到一个黑洞。我们考虑不同的绝热指数的气体，和不同的幂律指数的DM密度分布。我们发现，典型的跨音速加热的解决方案有一个显着降低吸积率。然而，对于许多合理的参数，跨音速的解决方案并不存在，这表明稳态邦迪吸积的基本假设的故障。我们的研究结果表明，DM湮灭加热可能在星系中心的超大质量黑洞吸积中起着重要的作用，并可能有助于解释Sgr A $^*$的低吸积率。
2019-10-03 astro-ph.HE gr-qc
Deep crustal heating by neutrinos from the surface of accreting neutron stars
提出了一种新的吸积中子星深部地壳加热机制。带电π介子（$π^+$）是在中子星表面的核碰撞中产生的，在活跃的吸积过程中，它们在衰变时提供进入中子星地壳的中微子流。对于大质量和/或致密的中子星，中微子将每个吸积核子的热量的$\approx 1\textrm{--} 2 \, \mathrm{MeV}$沉积到地壳内部。中微子加热的强度与先前已知的地壳深部加热源相当，例如来自致密核聚变反应，并且与冷却中子星的研究有关。我们模拟了低质量X射线双星中瞬态中子星的热演化，并在中子星MXB~1659-29的特殊情况下，我们表明，额外的深部地壳加热需要更高的热导率的中子星内地壳。更好地了解阈值附近的π介子产生截面将提高我们预测的准确性。
2018-06-29 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Evidence for crust cooling in the transiently accreting 11-Hz X-ray pulsar in the globular cluster Terzan 5
瞬态吸积中子星壳的瞬时加热和随后的冷却携带着关于其结构和各种核反应过程的独特信息。我们报告了一个新的钱德拉主任的任意时间观测的球状星团泰山5，旨在监测瞬态吸积11赫兹X射线脉冲星IGR J 17480 -2446停止后，其最近的10周长的吸积爆发。在观测期间，进行了约125天的静止，源显示的热谱，适合中子星大气模型与观测者在无穷远的kT~92 eV的温度。这比大约75天前发现的低10%，但比最近爆发前测量的静止基准面高20%。这可以解释为吸积加热的中子星地壳的冷却，并意味着地壳冷却后，短期吸积插曲是可观察到的。与中子星热演化模拟的比较表明，大量的热量必须在中子星内部的浅深度释放，这是不占在目前的核加热模型。
2011-11-04 astro-ph.HE
The accretion-heated crust of the transiently accreting 11 Hz X-ray pulsar in the globular cluster Terzan 5
我们报告钱德拉主任的任意时间观测的球状星团泰山5，进行了约7周后，2010年爆发的新发现的瞬态吸积11赫兹X射线脉冲星停止。我们探测到一个热光谱，它可以用一个中子星大气模型来拟合，其中观测者在无穷远处的温度为kT~100 eV，静态热辐射光度为Lq~ 2 E33 erg/s，假设距离为5.5 kpc。热辐射高于2003年和2009年测量的静态基准水平，即，在最近的吸积爆发之前。一个可能的解释是，中子星外壳在最近的吸积事件中被显著加热，需要冷却，直到它恢复与核心的热平衡。虽然这已被观察到的中子星低质量X射线二进制经历几年到几十年的吸积事件，这是第一次，地壳加热的证据被检测到一个短暂的系统，定期爆发持续时间为几个星期。这为研究瞬态吸积中子星的加热和冷却打开了一扇新的窗口。
2011-04-05 astro-ph.HE
A strong shallow heat source in the accreting neutron star MAXI J0556-332
X射线瞬变过程中的吸积爆发将物质沉积在中子星的主星上;这种物质的积累会引起中子星地壳的反应。在吸积爆发期间，这些反应加热地壳，使之脱离与地核的热平衡。当吸积停止时，地壳在可观测的时间尺度上冷却到其长期平衡温度。在这里，我们检查吸积中子星瞬态MAXI J 0556 -332，这是最热的瞬态，在开始的平静，观察到的日期。静态光变曲线的模型需要来自未知来源的大量热量沉积在浅层地壳中。注入的额外热量是每个吸积核子的$\approx 4\textrm{-}10\,\mathrm{MeV}$;当考虑到在爆发结束时所观察到的吸积率下降时，所需的加热增加到$\approx 6\textrm{-}16\,\mathrm{MeV}$。即使考虑到第二次吸积事件、距离的不确定性和不同的表面重力，这种浅层加热仍然需要拟合光变曲线。浅层加热的量大于其他中子星瞬变推断的量，也大于核反应或成分驱动对流所能提供的量;但它与吸积盘中储存的机械能一致。高地壳温度（$T_b \gtrsim 10^{9} \, {\rm K}$）使其在静止时的冷却行为在很大程度上与地壳成分和包层性质无关，因此未来的观测将探测源的重力。与光变曲线的吻合不利于厄卡号冷却对在地壳中的存在。
2015-06-11 astro-ph.HE
Testing the deep-crustal heating model using quiescent neutron-star very-faint X-ray transients and the possibility of partially accreted crusts in accreting neutron stars
假设LMXB中的吸积中子星（NS）由于吸积物质对现有地壳的压缩而被加热，从而在地壳中引起核反应。已经表明，大部分能量是通过涉及低Z元素的致密核反应在地壳深处释放的。我们讨论了在非常微弱的X射线瞬态（VFXTs;那些峰值X射线亮度<1 E36 erg/s）的NS是否可以用来测试这个模型。不幸的是，我们不能最终回答这个问题，因为我们对这些VFXTs的吸积速率历史的估计存在很大的不确定性，无论是短期（不到几万年）还是整个生命周期。后者很重要，因为它可能非常低，以至于NS可能没有吸积足够的物质来变得足够大，以至于增强的冷却过程变得活跃。因此，与已经推断出这种增强的冷却处理的其他系统相比，它们可能相对温暖。然而，物质的量也不能太低，因为地壳可能没有被增生物质大量取代，因此可能存在部分增生和部分原始物质的混合地壳，尽管进一步压缩。这将抑制所有的浓缩核反应的发生，从而很可能减少沉积在地壳中的热量。此外，还需要更好地了解混合地壳如何影响导热性等其他性质。我们还表明，一些个别的NS LMXB可能有混合结壳以及NS在HMXB。当研究这些系统在静止时的冷却特性时，必须考虑到这一点。我们表明，VFXTs可能不是主导的瞬态，是与最明亮的低光度X射线源在球状星团的假设。
2013-04-11 astro-ph.HE
Crustal heating in accreting neutron stars from the nuclear energy-density functional theory. I. Proton shell effects and neutron-matter constraint
在静止状态下对软X射线瞬变的观测表明，在吸积中子星的地壳中存在热源。热量被认为是由X射线爆发的灰烬掩埋引发的电弱和核过程释放的。加热研究使用一个完全量子的方法，始终考虑到核壳效应。我们采用核能-密度泛函理论研究了$^{56}$ Fe灰的演化。外壳和内壳都使用相同的泛函进行描述，从而确保统一和化学一致的处理。为了评估中子-物质约束的作用，我们采用了一组精确校准的BSk 19，BSk 20和BSk 21，并与SLy 4泛函进行比较。由于核壳效应，完全增生的地壳被发现比以前的研究分层少得多。特别是，内地壳的大部分区域包含具有幻数$Z=14$的星系团。沉积在地壳外层的热量受到实验原子质量数据的严格限制。我们得到的浅层加热不超过$0.2$ ~MeV，因此不足以解释某些软X射线瞬态的冷却。地壳中释放的总热量对原子核结构的细节非常敏感，预测其范围为$1.5$ ~MeV至$1.7$ ~MeV。吸积物质元素的演化以及热源的位置在很大程度上取决于核壳层闭合的存在。忽略内地壳中的这些效应，总热量下降到$\sim 0.6$ ~MeV。中子-物质约束也被发现发挥了关键作用。因此，Steiner等人（2012）获得的大量热量可以追溯到不切实际的中子物质状态方程。
2018-06-11 astro-ph.HE nucl-th
The Great Wall: Urca Cooling Layers in the Accreted NS Crust
吸积中的中子星拥有大量的天文观测数据，可以用来推断底层致密物质的性质。这些观测值对发生在吸积中子星（NS）地壳中的加热和冷却过程很敏感。在过去的几年里，电子俘获/β衰变（urca）循环可以在NS地壳内的高温下运行已经变得很明显。经历乌尔卡循环的核层可以在地壳深处发生的加热和乌尔卡层以上的区域之间形成一个热屏障，或长城。本文简要回顾了urca过程及其对吸积中子星观测的意义。
2018-02-19 astro-ph.HE
Electron Thermodynamics in GRMHD Simulations of Low-Luminosity Black Hole Accretion
关于电子热力学的简单假设往往限制了广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟可以应用于低光度吸积黑洞观测的程度。我们提出，实施，并测试一个模型，自洽地演变的电子熵方程，并考虑到空间变化的电子加热和相对论各向异性热传导沿磁场线的影响。我们忽略了电子压力对吸积流动力学的反作用。我们的模型适用于以爱丁顿速率的$\ll 10^{-5}$吸积的系统，因此电子的辐射冷却可以忽略不计。它可以扩展到更高的吸积率在未来包括电子冷却和质子-电子库仑碰撞。我们提出了一套测试表明，我们的方法恢复正确的解决方案，电子加热的情况下，包括强烈的冲击和驱动湍流。我们对吸积黑洞的轴对称模拟的初步应用表明：（1）物理驱动的电子加热率产生的电子温度分布与以前工作中假定的恒定的电子与质子温度比有很大的不同，较高的电子温度集中在盘与喷流之间的日冕区域;（2）当有效电子平均自由程大于吸积盘的局部标度高度时，电子热传导对黑洞吸积流内部区域的电子温度有显著的影响（至少对于我们研究的初始条件和磁场配置）。在这项工作中开发的方法是很重要的生产更切合实际的预测排放吸积黑洞，如人马座A* 和M87，这些应用将在未来的工作中进行探讨。
2015-10-13 astro-ph.HE
Heat release in accreting neutron stars
观测到的静态吸积中子星（NS）的热辐射被认为是由加热恒星地壳的非平衡核反应提供动力的（深地壳加热范例）。我们推导出一个简单的普遍公式的加热效率，假设一个NS有一个完全增生的地壳。我们进一步表明，在最近提出的物理一致的方法来吸积地壳，热释放可以参数化的唯一一个参数-压力$P_{\rm oi}$在地壳内外界面（正如我们所认为的，这种压力不一定与中子滴压力）。我们讨论了可能的值$P_{\rm oi}$的核模型，考虑壳效应的选择，并确定净热释放及其在地壳中的分布作为$P_{\rm oi}$的函数。我们的结论是，热释放应减少的几个因素相比，以前的作品。
2020-11-18 astro-ph.HE nucl-th
The Impact of Neutron Transfer Reactions on Heating and Cooling of Accreted Neutron Star Crusts
核反应加热和冷却吸积中子星的外壳，需要理解解释X射线爆发和瞬态吸积系统长期冷却的观测。最近有人提出，以前被忽视的中子转移反应可能在核过程中发挥重要作用。我们目前的结果，从完整的核网络计算，现在包括这些反应，并确定其对地壳成分，地壳杂质，加热和冷却的影响。我们发现，大量的中子转移反应确实发生，并影响地壳模型。特别是，我们确定了一种新类型的反应循环，通过交替的中子捕获和中子释放，穿插着中子转移，使一对原子核在核图表上达到平衡。虽然中子转移反应导致地壳模型预测的变化，需要在未来的研究中加以考虑，以前的结论有关加热，冷却和成分演变是非常强大的。
2021-12-21 astro-ph.HE nucl-th
Hyper-accreting black hole as GRB central engine. I: Baryon loading in GRB jets
超吸积恒星质量的黑洞一直被认为是伽马射线暴（GRB）中心引擎的最佳候选者。最近的丰富的观测伽玛暴的空间任务，如雨燕和费米提出了新的限制伽玛暴中心引擎模型。本文研究了从黑洞中心发动机发射的伽玛暴喷注的重子加载过程。我们考虑一个相对论性喷流由$ν\barν$湮灭或由Blandford-Znajek（BZ）机制。我们认为重子加载从中微子驱动的风从中微子冷却为主的吸积流。对于磁主导的BZ喷注，我们考虑中子从喷注周围的磁壁漂移，以及随后的正电子捕获和质子-中子非弹性碰撞。计算了两种喷注中的最小重子载荷。我们发现，在这两种情况下，一个更明亮的喷流往往是更多的重子穷人。中微子驱动的“火球”通常比磁主导的喷流“更脏”，而磁主导的喷流可以清洁得多。这两个模型都有正确的尺度来解释最近发现的经验$Γ-L_{\rm iso}$关系。由于一些中微子驱动的喷流有太多的重子加载相比，数据，我们建议，至少有一个很好的一部分伽玛暴应该有一个磁主导的中央引擎。
2013-02-27 astro-ph.HE
Analytical Model of Disk Evaporation and State Transitions in Accreting Black Holes
黑洞X射线双星的状态转换可能是由气体从薄吸积盘蒸发到热日冕引起的。我们提出了一个高度集成版本的这个过程，这是适合于分析和数值研究。当半径$r$标度为史瓦西单位，日冕物质吸积率$\dot{m}_c$标度为爱丁顿单位时，模型的结果与黑洞质量无关.因此，X射线双星和活动星系核的状态转换应该是相似的。电晕解决方案由两个幂律段分开的断裂半径$r_b \sim10^3 \,(α/0.3)^{-2}$，其中$α$是粘度参数。气体从盘蒸发到$r>r_b$的电晕，并冷凝回$r<r_b$。在$r_b$，$\dot{m}_c$达到其最大值$\dot{m}_{c,{\rm max}} \approx 0.02\, (α/0.3)^3$。如果在$r\gg r_b$薄盘与$\dot{m}_d < \dot{m}_{c,{\rm max}} $吸积，那么盘在达到$r_b$之前完全蒸发，给出硬状态。否则，盘在所有半径处都存在，给出热状态。虽然基本模型只考虑韧致辐射冷却和粘性加热，我们还讨论了一个更现实的模型，其中包括康普顿冷却和直接日冕加热的能量传输从磁盘。解再次独立于黑洞质量，$r_b$保持不变。该模型预测了$r>r_b$的强日冕风，以及$r < r_b$的$T\sim 5\times 10^8\,{\rm K}$康普顿冷却日冕。双温效应被忽略，但在小半径时可能很重要。
2022-06-23 astro-ph.HE
Effects of Radiation in Accretion Regions of Classical T Tauri Stars: Pre-heating of accretion column in non-LTE regime
模型和观测表明，物质吸积到年轻恒星表面的影响在吸积柱的底部产生区域，其中光学薄和厚等离子体成分共存。因此，要准确描述这些影响，就必须考虑到辐射吸收和辐射发射的影响。研究了冲击加热等离子体辐射对冲击前下落物质结构的影响。我们调查，如果一个显着的辐射吸收发生，如果它导致预冲击加热的吸积气体。我们建立了一个描述吸积柱撞击经典金牛T星表面的辐射流体动力学模型。该模型考虑了恒星引力、热传导以及辐射损失和物质在非局域热力学平衡状态下吸收辐射的影响。撞击后，在吸积柱的底部形成了一层热的激波后等离子体。从平板中发出的部分辐射被激波前的吸积材料吸收。结果，激波前的吸积柱逐渐升温到$10^5$ K的温度，形成激波的辐射前兆。该前体具有热结构，其中最热部分在$T \approx 10^5$ K下，其尺寸与热板坯的尺寸相当，在冲击后区域上方。在较大的距离上，温度逐渐降低到$T \approx 10^4$ K。
2019-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effects of a New Triple-alpha Reaction on X-ray Bursts of a Helium Accreting Neutron Star
研究了一种新的三重$α$反应速率（OKK速率）对双星系统中吸积中子星氦闪的影响。由于点火点决定了I型X射线爆发的热核闪光的性质，我们研究了不同的吸积率的情况下，$dM/dt (\dot{M})$，氦从$3\times10^{-10} M_{\odot} \rm yr^{-1}$到$3\times10^{-8} M_{\odot} \rm yr^{-1}$，这可以覆盖所观察到的吸积率。我们发现，在低吸积率的情况下，核燃烧在相当低密度的氦层被点燃。因此，在吸积率低于$\dot{M}\simeq 3\times10^{-8} M_{\odot} \rm yr^{-1}$的所有情况下，氦爆燃都将被触发。我们发现OKK率可能与氦吸积中子星上的X射线爆发的观测结果几乎不一致。我们认为，在观测误差范围内，OKK率将对$10^8$ K降低$10^{2-3}$。
2012-01-09 astro-ph.HE
The Effect of Toroidal Magnetic Field on Thickness of a Viscose-Resistive Hot Accreting Flow
通过考虑环形磁场的影响及其相应的加热，我们确定了对流主导的吸积流的厚度。我们考虑一个轴对称的，旋转的，稳定的粘性电阻，磁化吸积流下的平流占主导地位的阶段。能量耗散的主要机制被假定为湍流粘性和磁扩散。在径向上采用自相似假设，得到了径向速度、方位速度、声速和阿尔夫文速度等动力学量.结果表明，磁力的垂直分量与重力方向相反，对圆盘产生压缩作用，从而使圆盘的半厚度$Δθ$比无磁情况下明显减小。另一方面，由于磁场的作用和流体的反作用而出现的两个参数影响盘厚度。第一个是$β_0$，表示赤道面的磁场强度，它使$Δθ$减小。另一个参数$η_0$是磁电阻率参数，当它增加时，$Δθ$也增加。
2013-10-22 astro-ph.HE
Thermal structures of accreting neutron stars with neutrino losses due to strong pion condensations
利用演化计算方法给出了低质量X射线双星的静态X射线光度。计算的光度与观测的时间平均质量吸积率进行了比较。结果表明，强π凝聚的中微子发射可以解释SAXJ1808.4 -3658的静态X射线发光，并且不需要直接的核子和超子Urca过程。
2016-10-28 astro-ph.HE
The Thermal Stability of Helium Burning on Accreting Neutron Stars
在吸积的中子星表面上的热核燃烧被观测到稳定在比理论模型预测的低几乎一个数量级的吸积率。解决这种差异的一种方法是通过包括可以稳定该层的基础热通量。我们把我们的注意力集中在纯氦吸积，为此，我们计算的基础加热通量的临界吸积率热核燃烧稳定的效果。我们使用MESA恒星演化程序计算$\dot m_{\rm crit}$作为基础流量的函数，并推导出解析拟合公式$\dot m_{\rm crit}$和燃烧温度在该临界吸积率的基础上，一个区域模型。我们还研究了临界吸积率是否可以通过只检查稳态模型来确定，而不依赖于时间的模拟。我们检查的论点，即稳定性边界与转折点$dy_{\rm burn}/d\dot m=0$在稳态模式，并发现它不持有以外的一个区域，零基通量的情况。一个大的稳态模型的线性稳定性分析也进行了，它产生的临界吸积率的$\sim3$的一个因素大于MESA的结果，但具有类似的依赖于基础通量。最后，我们讨论了我们的结果对超紧X射线双星4U~1820-30的意义。
2014-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Winds and feedback from supermassive black holes accreting at low rates: Hydrodynamical treatment
由超大质量黑洞（SMBH）产生的外流可以在其宿主星系中产生重要的反馈效应。一个尚未解决的问题是来自低光度活动星系核（LLAGN）中低速吸积的SMBH风的性质和特性。我们进行了二维数值，流体动力学模拟的辐射低效吸积流到非旋转黑洞。我们探讨了多样性的初始条件的旋转曲线和粘性剪切应力处方，并发展了我们的模型非常长的持续时间高达$8 \times 10^5 GM/c^3$。我们的模型产生了强大的亚相对论，热驱动风起源于距离$10-100 GM/c^2$从SMBH的吸积流的日冕。风的速度达到$0.01 c$，动能相当于大距离流入气体的静止质量能量的0.1-1%，与活动星系核反馈的“无线电模式”模型吻合得很好。我们模拟的流出物的性质与对LLAGN所在的静止星系中的风的观测结果基本一致，LLAGN能够加热周围的气体并抑制恒星的形成。
2020-01-28 astro-ph.HE
Net reaction rate and neutrino emissivity for the Urca process in departure from chemical equilibrium
讨论了压缩对海洋和吸积中子星壳层的影响，特别是在超爆发源中。我们发现，在中子星中，Urca壳层可能偏离化学平衡，其吸积速率为当地爱丁顿吸积速率的十分之几。这种偏离取决于母核和子核的能量阈值、跃迁强度、温度和局域吸积率。在典型的吸积中子星地壳模型中，各种Urca对的化学偏离范围从十分之几kBT到几十kBT。如果Urca壳可以存在于地壳的吸积中子星，压缩可能会提高净中微子冷却率的一个因素约1？2相对于化学平衡中的中微子发射率。在某些情况下，例如厄卡号对具有小的能量阈值和/或弱的跃迁强度，大的化学偏离可能导致净加热而不是冷却，尽管释放的热量可能很小。即使在以局部爱丁顿吸积速率吸积的中子星中，地壳深部的强Urca对也很难偏离。
2017-06-14 astro-ph.HE
Modelling Thermonuclear X-ray Bursts on Accreting Neutron Stars
在低质量的X射线双星中，恒星物质在中子星上的吸积可以引发不稳定的热核闪光，称为I型X射线爆发。使用计算模型模拟这些事件可以提供有关吸积系统性质的有价值的信息。具有大型核反应网络的一维天体物理程序是目前模拟X射线爆发的最新技术。这些代码可以通过数千个核反应途径跟踪同位素的演变，以预测释放的核能和灰烬的最终成分。在这篇论文中，我广泛使用KEPLER，在这些努力的最前沿的一维代码。我首先介绍了对KEPLER爆发模型的设置和分析的改进。通过在初始条件下考虑核加热，我缩短了热老化时间，从而减少了计算费用，并产生了更一致的爆发序列。为了模拟由瞬态吸积事件引发的爆发，我用完全随时间变化的吸积率进行了第一次这样的模拟。建立在以前的努力，以模拟"时钟突发"，GS 1826 $-$ 238，我预先计算网格的3840模拟和采样的插值结果使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法。通过将预测与多历元观测进行比较，获得系统参数的后验概率分布。然后，我将这些MCMC方法扩展到纯氦爆发器，4U 1820 $-$ 30，使用168个模拟网格。最后，我讨论了未来研究的潜在改进，以进一步发展吸积中子星的计算建模。
2020-03-31 astro-ph.HE
Long-term temperature evolution of neutron stars undergoing episodic accretion outbursts
瞬态中子星（NS）LMXB经历吸积的插曲，与静止期交替。在吸积爆发期间，由于地壳中发生的吸积引起的放热过程，NS变热。除了长期以来已知的核起源的地壳深部加热之外，一种可能的非核热源，被称为“浅层加热”，存在于较低的密度。大部分由吸积引起的热量会在数年的时间尺度内缓慢地扩散到核心。在许多爆发周期中，当核心温度足够高，加热和冷却（光子和中微子发射）过程达到平衡时，就会达到平衡状态。我们研究了恒星的特性和爆发性质如何影响瞬态吸积NS的长期温度演化。首次考虑了地壳性质的影响，特别是浅层加热的影响。使用我们的代码NSCool，我们跟踪了一个NS经历爆发超过一段时间的$10^5$年的热演化。爆发序列是基于从Aql X-1观测到的规则爆发。对于每个模型，我们计算了达到平衡的时间尺度，并将这些时间尺度与平衡态的温度和光度参数一起呈现。我们发现，浅层加热显着有助于平衡态。增加其强度会提高平衡核心温度。我们发现，如果深部地壳加热被浅层加热所取代，核心仍然会加热，达到仅低2%的平衡核心温度。因此，深部地壳加热对地核的加热可能并不重要。此外，浅层加热可以增加静态光度值高于以前的预期。
2019-08-28 astro-ph.HE
The X-ray properties of Be/X-ray pulsars in quiescence
对强磁场吸积中子星的观测不仅可以用来研究吸积流与中子星磁层的相互作用，而且可以用来理解中子星内部的物理过程和估算中子星的基本参数。特别令人感兴趣的是（一）一个旋转的中子星（磁层）的相互作用，在不同的吸积率下降的物质，和（二）深地壳加热的理论和强磁场对这一过程的影响。在这里，我们提出的第一个系统的调查结果的16个X射线恒星与Be光学同伴在其静止状态下，从钱德拉，XMM-牛顿和斯威夫特天文台的数据的基础上。整个源样本可以粗略地分为两个不同的组：i）相对明亮的天体，光度约为10^34 erg/s，具有（硬）幂律谱; ii）较暗的天体，显示热谱。从i）组中的5个天体上探测到了X射线脉动，其脉冲分数相当大，为50- 70%。在描述入射物质与中子星磁场相互作用的模型和描述吸积NS中加热和冷却的模型的框架内讨论了所获得的结果。
2017-06-09 astro-ph.HE
A "Hyperburst" in the MAXI J0556-332 Neutron Star: Evidence for a New Type of Thermonuclear Explosion
瞬态吸积中子星的研究为阐明中子星壳的性质提供了有力的手段。本文对瞬态低质量X射线双星MAXI J 0556 - 332中的中子星的演化进行了广泛的数值模拟。在过去的十年中，我们模拟了近20个观测结果，这些观测结果是在四次不同的爆发后的静止阶段获得的，考虑到恒星在吸积过程中由深地壳加热机制补充的一些浅热源的加热。我们表明，冷却数据是一致的，在过去三次爆发的浅层加热作用的单一来源，而一个非常不同的和强大的能源需要解释的中子星，~350 eV的极高的有效温度，当它退出第一次观察到的爆发。我们认为，在第一次爆发结束前几周，发生了一次巨大的热核爆炸，即富中子氧或氖同位素不稳定燃烧产生的“超爆”，释放出10^44尔格，密度约为10^11 g/cm ^3。这将是第一次观察到超爆，这些将是极其罕见的事件，因为爆炸层的建立需要大约一千年的吸积历史。尽管超暴的能量输出很大，但由于其深度，在吸积阶段并没有产生任何明显的光度增加，只能通过其对中子星后来冷却的印记来识别。
2022-02-08 astro-ph.HE
Modelling mountains on accreting magnetized neutron stars
Università di Pisa（比萨大学）；Scuola Normale Superiore（比萨高等师范学院）；Università di Milano（米兰大学）；INFN, Sezione di Milano（意大利国家核物理研究所，米兰分部）；INFN, Sezione di Pisa（意大利国家核物理研究所，比萨分部）；INFN, Sezione di Ferrara（意大利国家核物理研究所，费拉拉分部）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）
该研究开发了纳入极向磁场、深地壳加热与地壳弹性耦合效应的模型，确定了影响吸积中子星形变的阈值吸积率，预测其连续引力波信号可被下一代探测器探测，为相关引力波搜寻提供了理论支撑。
2026-08-19 astro-ph.HE gr-qc
Continued Neutron Star Crust Cooling of the 11 Hz X-Ray Pulsar in Terzan 5: A Challenge to Heating and Cooling Models?
2010年，球状星团Terzan 5中的瞬变中子星低质量X射线双星和11 Hz X射线脉冲星IGR J 17480 -2446表现出了为期11周的吸积爆发。钱德拉在爆发结束后的五个月内进行的观测显示，中子星的地壳在吸积阶段变得相当热，随后在静止状态下冷却。这为探测地壳的结构和组成提供了难得的机会。在这里，我们报告新的钱德拉观测泰山5，延长监测~2.2年进入平静。我们发现，热通量和中子星的温度继续下降，但仍然显着高于2010年吸积阶段之前测量的值。这表明地壳还没有热松弛，可能会继续冷却。这种行为是很难解释在我们目前的理解加热和冷却的瞬态吸积中子星。或者，静态发射可能已经稳定在一个较高的观测平衡水平（对于相同的内部温度），在这种情况下，中子星壳可能已经完全冷却。
2013-08-23 astro-ph.HE
Probing Plasma Physics with Spectral Index Maps of Accreting Black Holes on Event Horizon Scales
事件视界望远镜（EHT）合作产生了我们银河系中心和椭圆星系M87中心的超大质量黑洞的第一张解析图像。随着技术和分析管道的改进，在事件视界尺度上绘制黑洞吸积流的光谱指数图将很快成为可能。在这项工作中，我们预测的光谱指数映射M87* 和Sgr A* 通过应用广义相对论辐射转移（GRRT）代码IPOLE的一套广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟。我们分析表明，光谱指数随磁场强度，电子温度和光学深度的增加而增加。因此，在几乎所有的模型中，谱指数图随着半径的增加而变得更负，因为所有这些量都倾向于在事件视界附近最大化。此外，光子环测地线表现出更积极的光谱指数，因为他们的样品吸积流最极端的等离子体条件的最里面的区域。光谱指数图对高度不确定的等离子体加热处方（电子温度和分布函数）敏感。然而，如果我们对等离子体物理的这些方面的理解可以更紧密，甚至230 GHz附近的空间未分辨光谱指数也可以用来区分模型。特别是，标准和正常发展（SANE）流往往表现出更多的负谱指数比磁阻盘（MAD）流由于在特征磁场强度和发射等离子体的温度的差异。
2022-12-21 astro-ph.HE
The extreme properties of the nearby hyper-Eddington accreting Active Galactic Nucleus in IRAS 04416+1215
在以极端爱丁顿速率吸积的超大质量黑洞中，吸积流和X射线发射等离子体的物理性质仍然非常不清楚。在这里，我们提出了对2020年进行的超爱丁顿塞弗特1星系IRAS 04416+1215的同时XMM-牛顿和NuSTAR观测的分析。这些观测的主要目标是研究X射线日冕的性质，以及吸积流和环核环境的结构，在这个制度的极端吸积。IRAS 04416+1215是本宇宙中爱丁顿比（$λ_{\rm Edd}\simeq 472$）最高的星系之一。它显示了一个有趣的光谱形状，与标准窄线塞弗特1星系的光谱非常相似，存在由三个阶段组成的多相吸收结构，其最小和最大距离的估计表明了两种不同的解释，一种与三个X射线风是同空间的一致，并且可能由磁流体动力学过程驱动，另一个与多相风也是多尺度的相一致。IRAS 04416+1215的X射线光谱也有一个突出的软过剩分量和一个由反射分量主导的硬X射线发射。此外，我们详细的光谱分析表明，IRAS 04416+1215具有NuSTAR迄今为止测量的最低日冕温度（$kT_e=3-22$ keV，取决于模型）。这与混合日冕等离子体是一致的，在混合日冕等离子体中，由于非热电子的能量分布的高能量尾部，主要的连续发射由对产生驱动。
2021-10-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
A direct measurement of the heat release in the outer crust of the transiently accreting neutron star XTE J1709-267
瞬间吸积的中子星的加热和冷却提供了一个强有力的探测其地壳的结构和组成。对超级爆发和吸积加热的中子星的地壳冷却的观测需要比当前模型中考虑的更多的热释放。对这种额外热量的深度和大小进行严格限制是一项挑战，因此其来源仍然不确定。我们报告了对瞬态中子星低质量X射线双星XTE J1709-267的Swift和XMM-牛顿观测，这些观测是在2012年9月至10月进行的，当时它在经过约10周的吸积爆发后过渡到静止状态。用XMM-牛顿探测器在0.5-10 keV的光度Lx~ 2 E34（D/8.5 kpc）^2 erg/s下探测到了该源。X射线光谱由一个符合中子星大气模型的热辐射分量和一个非热辐射尾部组成，它们各占总辐射的50%左右。中子星的温度在约8小时的观测中从约158电子伏特降低到约152电子伏特。这可以解释为位于y~ 5E 12 g/cm ^2（中子星内部~50 m）的地壳层冷却，该层刚好低于超级爆发的点火深度。在上层所需的热量产生将是~0.06-0.13兆电子伏每吸积核子。其大小和深度排除了电子俘获和核聚变反应作为热源的可能性，但它可能是由轻核和重核的化学分离造成的。低水平的吸积提供了另一种解释所观察到的变化。
2013-04-02 astro-ph.HE
The Role of Turbulence in Neutrino-Driven Core-Collapse Supernova Explosions
在核心坍缩超新星中，在失速激波后面的中微子加热的“增益层”对高雷诺数的湍流对流是不稳定的。我们进行和分析了一组新的19个高分辨率的三维（3D）模拟与三种中微子泄漏/加热计划，并与球对称（1D）和轴对称（2D）模拟进行了比较与相同的方法。我们研究了一个$15$ - $M_\odot$祖星的反弹后超新星演化，并改变了当地的中微子加热率，大小和空间依赖性的非球面对流燃烧的Si/O壳，和空间分辨率。我们的模拟表明，有一个直接的相关性之间的强度的湍流增益层和爆炸的可扩展性。2D和3D模拟爆炸的中微子加热速率比1D模拟低得多。这通常是由非径向动力学允许吸积材料在增益层中停留更长时间的事实来解释的。我们认为这种解释是不完整的。我们的研究结果表明，有效的湍流冲压压力施加在冲击波起着至关重要的作用，允许多维模型爆炸在较低的postshock热压力，从而减少中微子加热比一维模型。我们将湍流冲压压力与大尺度的湍流能量联系起来，并以这种方式解释了为什么2D模拟比3D模拟更容易错误地爆炸。
2014-11-11 astro-ph.HE
Radiation pressure role in accreting massive black hole binaries
Università degli Studi di Milano-Bicocca（米兰比可卡大学）；INFN, Sezione di Milano-Bicocca（意大利国家核物理研究所米兰比可卡分部）；Università degli Studi di Milano（米兰大学）；DiSAT, Università degli Studi dell’Insubria（因苏布里亚大学 DiSAT）
研究辐射压力对环绕吸积大质量黑洞双星（MBHBs）的双星盘的影响，采用三维超拉格朗日分辨率水动力模拟，发现辐射压力显著改变盘的垂直和热结构，导致更薄更冷的盘配置，从而减少吸积率并抑制环形偏心率增长和进动。
2025-08-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
Global Neutrino Heating in Hyperaccretion Flows
吸积率为\dot{M} = 0.01 - 10 M_{\sun} s^{-1}的中微子主导吸积流是伽马射线暴（GRB）中心引擎的可能候选者。这种超吸积盘在径向上对中微子来说是光学薄的，因此在一个半径处产生的中微子可以在盘中传播很长的距离。因此，这些中微子可以以一定的概率被另一半径处的盘物质吸收，并加热那里的盘。这种“全球中微子加热”的影响在以前的工作中被忽略了，这是本文的重点。我们发现，在“点火”半径r_{ign}附近，中微子的整体加热率可以与局部粘性加热率相当甚至更大，因此中微子的整体加热率是一个重要的过程。如果考虑“全球中微子加热”，则可能有两种结果：i）盘的温度略有升高，“点火”半径r_{ign}向大半径方向略有移动，两者都导致总中微子通量的增加; ii）更有趣的是，刚好超过r_{ign}的ADAF的温度可以升高到维里温度以上，因此吸积将被抑制。在这种情况下，预计黑洞的活动将在活动和非活动阶段之间振荡。活动阶段的时间尺度估计为\sim 1秒。如果不活跃相的时间尺度与这个值相当或小于这个值，那么这种间歇性的活动就可以解释伽玛暴的慢变成分。未来需要对包含“全球中微子加热”的NDAF进行自洽的全球计算，以更精确地评估这种效应。
2013-02-27 astro-ph.HE hep-ph
Radio Nebulæ from Hyper-Accreting X-ray Binaries as Common Envelope Precursors and Persistent Counterparts of Fast Radio Bursts
从施主星到黑洞或中子星双星伴星的洛希叶溢出可以演化为不稳定的失控质量转移阶段，持续时间短至数百个轨道（巨型施主星为$\lesssim 10^{2}$ yr），并最终在一个共同的包络事件中达到高潮。在这个短暂的阶段（$\dot{M} \gtrsim 10^{5}\dot{M}_{\rm Edd})$）中实现的高度超爱丁顿吸积率伴随着盘风中的强烈质量损失，类似于但甚至比附近宇宙中的超亮X射线（ULX）源更极端。同样与观测到的ULX类似，这种膨胀的外流将膨胀成一个充满能量的等离子体“气泡”进入环双星介质。在这个气泡中嵌入的是一个相对论性电子星云，它在来自内部吸积流的更快的$v \gtrsim 0.1 c$风/喷流的终止激波处被加热。我们提出了一个随时间变化的，一个区域模型的同步辐射的无线电发射和其他可观察到的属性，这样的ULX的“超星云”。如果ULX喷流是重复的快速射电暴（FRB）的来源，正如最近提出的那样，这种超星云可能会产生持续的射电辐射，并为爆发提供大的和时变的旋转测量，与FRB 20121102和FRB 190520 B所看到的一致。ULX超星云可以在射电巡天（如VLASS）中独立于FRB星协而被发现，作为非核点源，其通量可以在短至数年的时间尺度上显著演化，可能预示着来自普通包络合并的能量瞬变。
2022-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Thermal convection in rotating spherical shells: temperature-dependent internal heat generation using the example of triple-$α$ burning in neutron stars
我们提出了一个广泛的研究Boussinesq热对流，包括温度依赖的内部热源，基于数值三维模拟。温度依赖性模拟三重$α$核反应和流体几何形状是一个旋转的球壳。这些都是对流吸积中子星海洋研究的关键成分。定义了衡量核加热相关性的无量纲参数${\rm Ra}_n$。我们探讨了流动特性如何随着${\rm Ra}_n$的增加而变化，并给出了天体物理学的动机。对流的发生进行了研究，相对于这个参数和周期性，准周期性，混沌流与相干结构，充分湍流表现为${\rm Ra}_n$是不同的。几个政权的转变，并与以前的结果进行比较，差异加热对流。最后，我们探索（试探性地）我们的结果的潜在适用性的热核爆发在吸积中子星海洋的演化。
2018-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR nlin.PS
Local Simulations of Heating Torques on a Luminous Body in an Accretion Disk
嵌入吸积盘中的发光体可以产生不对称的密度扰动，导致净扭矩，从而导致该物体的轨道迁移。线性理论已经表明，这种加热扭矩产生了一个在物体质量中呈线性的迁移项，该迁移项可以与引力林德布拉德扭矩和共轨扭矩之和产生的迁移项相反甚至相反。我们使用高分辨率的本地模拟在一个未分层的磁盘评估的准确性和域的线性理论的适用性。我们发现分析和模拟结果之间的协议，以优于10%，在适当的制度（低光度，低热导率），但测量偏差的非线性（高光度）制度和高热导率制度。在非线性制度，线性理论overpredicts的加速度由于加热扭矩，我们发现这是由于忽略了非线性项的热通量。在高导热率制度的线性理论低估的加速度，虽然在这里的非线性和计算的限制发挥作用。我们讨论了加热力矩对原行星盘中小质量行星演化的影响，以及对嵌入活动星系核盘中的大质量恒星或吸积致密天体的影响。对于后者的情况下，我们表明，热扭矩很可能是占主导地位的物理效应在光盘半径的光学深度下降到临界值以下。
2020-09-28 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Electron Heating by the Ion Cyclotron Instability in Collisionless Accretion Flows. I. Compression-Driven Instabilities and the Electron Heating Mechanism
在远低于爱丁顿速率的吸积系统中，盘最里面区域的等离子体是无碰撞的双温，离子比电子热。然而，在双温吸积流中是否存在无碰撞的快于库仑的能量转移机制仍然是一个悬而未决的问题。我们研究了电子加热的物理过程中的离子速度-空间不稳定性的增长，通过多维粒子在细胞（PIC）模拟。一个大规模的压缩-嵌入在一个新形式的PIC方程-不断放大的领域。由于粒子磁矩的绝热不变性，这不断地驱动压力各向异性P_perp > P_parallel。我们发现，对于适合于低光度吸积流中平面的离子等离子体β值β_i ~ 5-30，当电子-质子温度比> 0.2时，镜像模占主导地位，而当电子-质子温度比< 0.2时，离子回旋不稳定性触发强Alfven-like波的增长，俯仰角散射离子以维持边缘稳定性。我们开发了一个分析模型的电子加热过程中的离子回旋不稳定性的增长，我们与PIC模拟验证。我们发现，对于冷电子（β_e < m_e/m_i），电子的能量增益由离子回旋波引起的E-交叉-B速度的大小所控制。这个项与初始电子温度无关，因此它提供了一个坚实的能量基础，即使电子从极低的温度开始。另一方面，当β_e > m_e/m_i时，电子的能量增益与初始电子温度成正比，这取决于不稳定性增长场中的磁矩守恒。我们的结果对双温吸积流以及太阳风和团内等离子体都有影响。[删节]
2014-11-20 astro-ph.HE physics.plasm-ph
The Evolution and Impacts of Magnetorotational Instability in Magnetized Core-Collapse Supernovae
我们进行了二维轴对称MHD模拟的核心坍缩超新星的快速旋转磁化祖。通过改变磁场强度和空间分辨率，研究了磁旋转不稳定性（MRI）的演化及其对动力学的影响。我们发现，MRI极大地放大了种子磁场的制度，而不是阿尔文模式，但浮力模式发挥了主要作用，在指数增长阶段。核磁共振成像确实对超新星动力学有着强大的影响。它使激波膨胀更快，爆炸更有活力，有些模型伴随着准直喷流的形成。然而，这些效果，是不是由磁压力除了准直喷流的形成。由磁共振引起的角动量转移导致加热区域的扩大，由此吸积物质获得额外的时间被中微子加热。磁共振成像还将低$Y_p$物质从核心内部深处漂移到加热区域，这使得净中微子加热速率因电子捕获而减少冷却而变大。这两种效应提高了中微子加热的效率，这被认为是促进爆炸的关键。事实上，我们发现，当净中微子加热被关闭时，我们的模型爆炸要弱得多。在目前的模拟中，即使在最强磁场的情况下，中微子加热对爆炸能量的贡献也可以达到60%.
2016-01-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Origin of the Slow-to-Alfvén Wave Cascade Power Ratio and its Implications for Particle Heating in Accretion Flows
本文研究磁化剪切流中湍流能量注入慢波与阿尔芬波级联的功率比机制，通过磁流体动力学剪切盒模拟确定该比率对吸积流宏观参数的依赖关系，并据此构建离子-电子加热比的局部亚网格模型。
2024-04-29 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Deep Horizon; a machine learning network that recovers accreting black hole parameters
事件视界望远镜最近观测到了黑洞的第一个阴影。像这样的图像可能被用来测试或约束引力理论，并加深对事件视界尺度下等离子体物理的理解，这需要精确的参数估计。在这项工作中，我们提出了Deep Horizon，这是两个卷积深度神经网络，可以从黑洞阴影的图像中恢复物理参数。我们调查的影响，有限的望远镜分辨率和观测在较高的频率。我们在模拟模拟数据的大型图像库上训练了两个卷积深度神经网络。第一个网络是贝叶斯深度神经回归网络，用于恢复视角$i$、位置角、质量吸积率$\dot{M}$、电子加热处方$R_{\rm high}$和黑洞质量$M_{\rm BH}$。第二个网络是恢复黑洞自旋$a$的分类网络。我们发现，与当前的事件视界望远镜的分辨率，它是唯一可能的，以准确地恢复一个静态图像，即质量和质量吸积率的参数有限。由于未来潜在的天基观测任务将在230 GHz以上的频率下运行，我们还研究了我们的网络在690 GHz频率下的适用性。天基任务的预期分辨率高于事件视界望远镜的当前分辨率，我们表明，深地平线可以准确地恢复模拟观测的参数，具有与此类任务相当的分辨率。
2020-05-27 astro-ph.HE gr-qc
