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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
Radius of the neutron star magnetosphere during disk accretion
本文研究了Be星双星系统中八个瞬变中子星在强磁场作用下吸积的自旋频率导数$\dotν$与质量吸积率（热光度，$L_{bol}$）的关系。使用费米/GBM和斯威夫特/BAT望远镜的数据，我们已经表明，对于八个系统中的七个系统的依赖$\dotν$可以通过通过吸积盘的角动量转移模型拟合，该模型预测了关系$\dotν\sim L^{6/7}_{bol}$。相关性$\dotν(L_{bol})$的滞后现象已在系统V 0332+53中得到证实，并首次在系统KS 1947+300、GRO J1008-57和1A 0535+26中被检测到。在所有的研究系统中的中子星磁层的半径进行了估计。我们发现，这个量不同的脉冲星，强烈依赖于分析模型和估计的中子星和二元系统参数。
2017-10-04 astro-ph.HE
Low-level accretion in neutron-star X-ray binaries
我们在文献中搜索了吸积光度在1 E34和1 E36 ergs/s之间的中子星低质量X射线双星的光谱特性的报道。我们发现，在这个光度范围内，光子指数（通过在0.5-10 keV范围内拟合简单的吸收幂律获得）随着0.5-10 keV X射线光度的降低而增加（即，频谱变软）。这种行为已经报道了个别来源，但在这里，我们证明，很可能大多数（如果不是全部）中子星系统的行为以类似的方式，甚至可能遵循一个普遍的关系。当比较中子星系统和黑洞系统时，很明显，大多数黑洞双星在1 E34 - 1 E35 erg/s的光度下具有明显更硬的光谱。尽管数据点数量有限，但有迹象表明这些光谱差异也延伸到1 E35 - 1 E36 erg/s范围。这一观测到的中子星双星与黑洞双星之间的差异表明，在1 E34 - 1 E35 erg/s的光谱特性（在0.5-10 keV之间）可以用来初步确定未分类的X射线双星中吸积体的性质。我们讨论了我们的结果的背景下，在低光度的吸积流的属性，我们认为，所观察到的光谱差异可能会出现从中子星表面成为主要可见的X射线光谱。我们还认为，热分量和非热分量可能是由低水平吸积到中子星表面的光度低于几倍1 E34 erg/s。
2015-08-24 astro-ph.HE
The minimum magnetic field of millisecond pulsars calculated according to accretion: application to the X-ray neutron star SAX J1808.4-3658 in a low-mass X-ray binary
基于中子星吸积磁场衰减模型，在中子星吸积阶段，毫秒双星的磁场最小值出现在中子星磁层半径向恒星表面收缩的时刻.我们发现这个最小磁场与吸积速率Mdot的关系为Bmin ~2.0*10^7 G（Mdot/Mdot_min）^1/2，其中Mdot_min = 4.6*10^15 g/s是MSP形成所需的平均最小吸积速率，并受到长期吸积时间的限制，该时间对应于伴星的寿命，小于哈勃时间。Bmin值与观测到的低质量X射线双星中的射电MSPs和吸积MSPs值一致，这可以从SAXJ1808.4 -3658的最小场强和当前场强的例子中找到。对宇宙中磁悬浮粒子磁场最小值的预测，将是宇宙中星系核的最低场强，这将制约星系核吸积过程中磁场的演化机制。
2018-08-02 astro-ph.HE
Super-Eddington accretion discs with advection and outflows around magnetized neutron stars
本文提出了一个磁化中子星周围的超爱丁顿吸积盘模型，该模型考虑了热的平流和风的质量损失。该模型是半解析的，并预测吸积盘的所有基本物理特性的径向轮廓。磁层半径被发现作为一个本征值的问题。当内盘处于辐射压力主导的状态，但没有达到当地的爱丁顿极限，平流是温和的，磁层的半径依赖于吸积率弱。一旦接近当地爱丁顿极限，磁盘成为平流为主，磁层半径与质量吸积率的标度是类似的经典阿尔芬关系。考虑到风中的质量损失会导致磁层半径的增加。我们的模型可以应用于大量的磁化中子星吸积接近或超过其爱丁顿极限：超亮X射线双星，Be/X射线双星爆发，和其他系统。在我们的模型中，我们讨论了迄今为止已知的最亮的超亮脉冲星NGC 5907~X-1和经历过非常亮的超爱丁顿爆发的Be/X射线双星NGC 300~ULX-1的观测性质。
2019-02-12 astro-ph.HE
A low-level accretion flare during the quiescent state of the neutron-star X-ray transient SAX J1750.8-2900
我们报告了2012年2月至3月22日期间在中子星X射线双星SAX J1750.8-2900的静止状态下进行的一系列Swift/XRT观测。在这些观测中，根据曝光时间（范围从~0.3到~3.8 ks）的不同，源要么刚刚被检测到，要么未被检测到。未检测到的上限与检测到的~ 1 E34 erg/s（0.5-10 keV）的光度（当将热模型拟合到光谱时）一致。这一水平与以前在静止时对这一来源所测量的水平是一致的。然而，在3月17日，发现源具有更大数量级的计数率。当用吸收的幂律模型拟合耀斑光谱时，得到耀斑的光度为（3-4）1 E34 erg/s（0.5-10 keV）。Swift的后续观察表明，这种耀斑持续了不到16天。这一事件很可能是由于中子星上的一个短暂的低水平吸积事件，并提供了进一步的证据，表明中子星X射线瞬变的静止状态可能不像通常假设的那样安静。这种低水平的吸积耀斑的检测提出了一个问题，即源（耀斑外）的静态发射是否也可能是由于残余吸积，尽管是连续的，而不是偶发的。然而，我们提供的论据表明，最低的强度水平可能反而代表吸积加热的中子星的冷却。
2013-06-19 astro-ph.HE
Probing the effects of a thermonuclear X-ray burst on the neutron star accretion flow with NuSTAR
越来越多的观测证据表明，在中子星表面点燃的热核X射线爆发会影响周围的吸积流。在这里，我们利用NuSTAR高达79千电子伏的优异灵敏度来分析X射线爆发对中子星LMXB 4U 1608-52吸积发射的影响。这个约200秒长的X射线爆发发生在硬X射线光谱状态下，峰值强度约为爱丁顿极限的30- 50%，没有光球半径膨胀的迹象。光谱分析表明，在X射线爆发过程中，吸积辐射增强了约5倍。我们还应用了一种线性无监督分解方法，即非负矩阵分解（NMF），来研究这个X射线爆发。我们发现，NMF表现良好，在表征突发发射的演变，是一个很有前途的技术，研究的基础吸积发射的变化，更详细的比可能通过传统的光谱拟合。对于4U 1608-52的爆发，NMF表明在X射线爆发期间吸积谱可能软化，这可能归因于日冕的冷却。最后，我们报告了一个小的（~ 3%），但显着上升的吸积排放约0.5小时前的X射线爆发，虽然目前还不清楚这是否与X射线爆发点火。
2016-01-07 astro-ph.HE
Black hole-like hysteresis and accretion states in neutron star low mass X-ray binaries
我们系统地研究了由Rossi X射线定时探测器监测的大样本中子星低质量X射线双星（LMXB）（50个源，10000+观测）。我们发现，通常在黑洞LMXB中观察到的康普顿主导和热主导状态之间的滞后模式在中子星系统中也很常见。这些模式也是中间态的样本，在观察10个系统的X射线颜色和快速变化的演化时发现，这些系统的吸积低于爱丁顿光度的30%。我们表明，滞后并不需要大的变化，在光度和它是自然的形式，状态转换采取在这些光度。在较高的吸积速率下，中子星不显示滞后现象，它们保持在热主导的低变率状态，其特征是燃烧行为和快速的颜色变化。只有在接近爱丁顿光度的光度下，才能再次看到高变率水平，这与康普顿化分量的分数贡献增加相对应。我们将这种行为与在LMXB中观察到的黑洞进行比较，表明给定源的光谱，时间和多波长特性可以由其在快速变光度图中的位置确定，因此，它为中子星和黑洞吸积状态提供了一个共同的框架。
2014-07-04 astro-ph.HE
Radiative Relativistic Magnetohydrodynamic Simulations of Neutron Star Column Accretion in Cartesian Geometry
强磁化中子星的高光度吸积导致辐射压主导的磁约束吸积柱。我们调查这些列使用二维辐射相对论磁流体动力学模拟的动力学，限制考虑适度的吸积率的列的高度是足够低的笛卡尔几何可以采用。通过吸积激波在$\simeq 10-25$ ~kHz的高频振荡，动态地维持柱结构。这些振荡的出现是因为它是必要的重新分配的权力释放在吸积激波通过批量垂直运动，既要平衡冷却和提供垂直压力支持重力。侧向冷却总是主导内能的损失。除了垂直振荡，光子气泡在我们的模拟中形成，并增加了额外的空间复杂性的柱结构。它们本身并不对振荡负责，它们似乎也不影响振荡周期。然而，它们增强了辐射的垂直传输，并增加了光度的振荡幅度。在我们的模拟中的时间平均柱结构类似于标准1D静止模型中的趋势，主要区别在于，由于2D柱形状的更高的冷却效率，冲击波阵面的时间平均高度更低。
2022-08-14 astro-ph.HE
Amplifying magnetic fields of a newly born neutron star by stochastic angular momentum accretion in core collapse supernovae
我提出了一个新的机制，以提高磁场放大新诞生的中子星在核心坍缩超新星。在这种机制中，它在抖动喷流爆炸机制中运行，并在湍流对规则磁场的放大之上，核心坍缩超新星中随机角动量的吸积形成了具有强初始磁场但旋转缓慢的中子星。吸积气体的角动量变化是抖动喷流爆炸机制所特有的，它对中子星表面附近的吸积质量的磁场施加了一个变化的方位角切变。我认为，这可以形成一种放大效应，我称之为随机欧米茄（S $ω$）效应。在普通的$αω$发电机中，旋转具有恒定的方向和值，因此提供恒定的方位角剪切，而对流具有随机行为。在S $ω$发电机中，随机角动量不同于湍流，因为它在大尺度上运行，并且它不同于规则的旋转剪切，因为它是随机的。基本的假设是，由于角动量轴的方向从一个吸积插曲到下一个，吸积插曲的旋转流拉伸磁场，在前一个插曲放大。我估计单独的S $ω$发电机的放大因子为$\approx 10$。我推测，S $ω$效应解释了最近的一项发现，即许多中子星生来就具有强磁场。
2019-08-22 astro-ph.HE
A cold neutron star in the transient low-mass X-ray binary HETE J1900.1-2455 after 10 years of active accretion
中子星低质量X射线双星和间歇毫秒X射线脉冲星HETE J1900.1-2455在经历了约10年的长时间吸积爆发后，于2015年底恢复平静。利用钱德拉在静止期约180天的观测，我们探测到了亮度约为4.5E31（D/4.7 kpc）^2 erg/s（0.5 ~ 10 keV）的源。X射线谱可以用一个中子星大气模型来描述，对于一个在无穷远处的观测者，其温度为~54 eV。我们根据2016年的静态数据和从2007年异常短暂（<2周）的静态事件中进行的Swift观测推断的<98 eV温度上限进行热演化计算。我们在现有的数据中没有发现任何证据表明地壳的热性质，如加热速率和热导率，与非脉动中子星不同。发现这颗中子星在长时间爆发后温度如此之低，对恒星核心的热容量施加了有趣的限制;如果进一步冷却，这些限制会变得更强。
2016-09-23 astro-ph.HE
Reflecting on Accretion in Neutron Star Low-Mass X-ray Binaries
本文是中子星低质量X射线双星反射建模领域的短篇综述，既介绍了获2023年AAS牛顿·莱西·皮尔斯奖的相关研究，也为该子领域新研究者提供了关键参考信息。
2024-01-28 astro-ph.HE
Study of Magnetized accretion flow with cooling processes
本文研究了中子星磁化吸积流/漏斗流中的激波，分别采用韧致辐射冷却和回旋冷却。所有的吸积解都以靠近中子星表面的激波终止，但是在参数空间的某些区域，它还包含远离恒星表面的第二激波。我们发现，回旋加速器冷却对于匹配表面边界条件的正确吸积解是必要的。
2018-02-16 astro-ph.HE
Clumpy wind accretion in supergiant neutron star high mass X-ray binaries
在经典的超巨星高质量X射线双星和超巨星快速X射线瞬变中，星风物质被致密天体吸积是产生X射线辐射的主要机制。在这项工作中，我们提出了第一次尝试模拟吸积过程的快速和密集的大质量恒星风到中子星，考虑到离心和磁抑制吸积（“门控”）由于自旋和磁场的紧凑的对象。我们利用辐射流体动力学程序模拟了O-B超巨星的非定常辐射驱动风，然后在离大质量伴星一定距离处放置一颗具有固定磁场和自旋周期的中子星。我们的计算如下，作为时间的函数（在几个小时的总时间尺度上），通过所有不同的吸积制度，触发的内在变化的密度和速度的非定常风的系统的过渡。通过考虑不同吸积机制中发生的相关物理过程，计算了系统在每个时间步释放的X射线光度。合成光变曲线的推导和定性比较从经典的超巨星高质量X射线双星和超巨星快X射线瞬变观测。虽然在这些计算中假设了一些简化，我们表明，考虑到离心和磁抑制吸积的影响显着降低了预期的任何中子星风馈双星的平均X射线光度。目前的模型计算表明，长的自旋周期和更强的磁场有利于重现超巨星快X射线瞬变的特殊行为在X射线域。
2016-03-18 astro-ph.HE
Phase dependent view of Cyclotron lines from model accretion mounds on Neutron Stars
本文用相位相关的方法研究了X射线辐射中由于吸积物质的禁闭而引起的局部磁场畸变对热点辐射回旋谱的影响。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。从我们的解决方案中，我们将从该地区发射的回旋光谱模型，使用一个简单的处方和整个土丘集成。通过堆积柱覆盖丘的辐射转移可能会显着修改的光谱相比，这里提出的。然而，我们忽略了这一点，在本文件中，以揭示直接归因于土堆本身的影响。我们进行了自旋相位相关的光谱分析，研究观察几何形状的影响。
2012-01-31 astro-ph.HE
On the magnetic field of the ultraluminous X-ray pulsar M82 X-2
超亮X射线脉冲星M82 X-2的发现引起了人们对吸积中子星性质的热烈讨论。在以往的研究中，中子星的磁场是根据标准的薄磁化吸积盘模型，从观测到的自旋上升/下降速率导出的。然而，在超爱丁顿吸积下，吸积盘的内部变得几何厚。在这项工作中，我们考虑了来自中子星的辐射反馈和厚盘中的亚开普勒旋转，并计算了测量的自旋变化率的磁矩-质量吸积率关系。我们发现导出的中子星偶极磁场依赖于所采用的最大吸积率，但可能是$\lesssim 10^{13}$ G。预测的吸积率变化可以用来测试所提出的模型与观测比较。
2017-04-01 astro-ph.HE
Imprints of r-process heating on fall-back accretion: distinguishing black hole-neutron star from double neutron star mergers
包含两颗中子星（NS-NS）或一颗中子星和一个恒星质量黑洞（NS-BH）的致密双星的合并，很可能是短持续时间伽马射线暴（SGRB）的祖先。一部分> 20%的SGRB之后是暂时延长的（>~分钟长）、可变的X射线发射，这归因于中央引擎的持续活动。后期发动机活动的一个来源是束缚潮汐喷出物的回退吸积;然而，观测到的扩展发射光变曲线并没有跟踪天真预期的、不间断的~t ^{-5/3}幂律衰减，而是显示出通常在爆发后持续数十秒的发射间歇或间隙。在这里，我们重新审视加热的影响，由于快速中子捕获（r-过程）核合成率的回落吸积，使用喷出物的属性从数值相对论模拟NS-BH合并在玩具模型的核加热的动态影响。根据残余黑洞的质量，r过程加热可以印上各种各样的回落曲线形状，从几十秒的暂时平静到回落速率的后期截止。这种行为对于喷出物不同部分所经历的核加热的实际变化是鲁棒的。质量小于~3 Msun的中心黑洞通常会在回退速率上经历绝对截止，而质量大于6 - 8 Msun的黑洞则会出现时间间隙。因此，我们建议，SGRB与扩展排放产生的NS-BH，而不是NS-NS，合并。我们的模型意味着LIGO的NS-BH合并检测率，在稳态下，与NS-NS合并的检测率相当或更高。
2018-12-14 astro-ph.HE
The MAVERIC Survey: Variable Jet-Accretion Coupling in Luminous Accreting Neutron Stars in Galactic Globular Clusters
在低质量的X射线双星中，吸积的中子星显示出外流--有时是喷流--以吸积黑洞的一般方式。然而，对于中子星，吸积流（由X射线追踪）和流出流和/或喷流（由射电辐射追踪）之间的定量联系，除了一般观察到中子星在给定的X射线光度下的射电较暗之外，人们对它们的了解要少得多。我们利用银河系球状星团深MAVERIC射电连续巡天的数据，对我们巡天中的六颗发光（LX> 10^34 erg/s）持久中子星X射线双星以及另外两个也被我们的数据捕获的瞬变系统进行了系统的射电和X射线研究。我们发现这些中子星X射线双星的射电光度范围比以前观测到的还要大。特别是，在L_X ~ 3 × 10^34 erg/s的静止期，已确认的Terzan 6中的中子星双星GRS 1747- 312位于黑洞射电/X射线相关的上包络附近，而持续吸积的中子星系统AC 211（在M15中）和X 1850 - 087（在NGC 6712中）显示出不寻常的射电变率和明亮的射电发射。我们将AC 211解释为一个模糊的“Z源”，在接近爱丁顿极限时吸积，而X1850- 087的性质很难解释，并激发了未来协调的无线电和X射线观测。总的来说，我们的研究结果表明，中子星不遵循流入和流出之间的单一关系，并确认其吸积动力学比黑洞更复杂。
2021-10-01 astro-ph.HE
Numerical solution of the radiative transfer equation: X-ray spectral formation from cylindrical accretion onto a magnetized neutron star
预测几个天体中出现的X射线谱非常重要，特别是在将观测数据与理论模型进行比较时。为了这个目的，我们已经开发了一个算法，解决了辐射转移方程的福克-普朗克近似时，热和体康普顿发生。该算法本质上是一种松弛方法，当系统达到稳态平衡时，可以获得稳定的解。我们得到的解决方案的辐射转移方程在二维域定义的光子能量E和光学深度的系统τ使用有限差分偏导数，并施加特定的边界条件的解决方案。我们讨论了磁化中子星上的柱形吸积。我们考虑了一个黑体种子光谱的光子与指数分布的吸积柱和吸积的速度达到最大值的恒星表面和顶部的吸积柱，分别。在这两种情况下，较高的电子温度和光学深度τ值产生更平坦和更硬的光谱。其他有助于光谱形成的参数是垂直速度剖面的陡峭度，在恒星表面的曲率，和吸积柱的半径。后一个参数修改出现的光谱在一个镜面的方式为两个假设的吸积配置文件。该算法已在XSPEC软件包中实现，用于X射线光谱拟合，并专门用于高磁场（> 10^{12} G）的中子星极盖吸积的物理框架，预计这将是典型的吸积系统，如X射线双星和超巨星快速X射线瞬变。
2011-11-29 astro-ph.HE
A connection between accretion states and the formation of ultra-relativistic outflows in a neutron star X-ray binary
附近的吸积中子星双星Sco X-1是在高爱丁顿比下持续产生相对论性喷流的最接近的例子。先前的无线电研究已经揭示，伴随着温和的相对论性，无线电发射的喷出物，有时会有一个更快的能量转移从吸积流沿着喷流的区域。这种超相对论性流动的性质仍然不清楚，虽然有一些证据表明在其他可能包含中子星的系统中存在类似的现象，但从未在已证实的黑洞系统中观察到过。我们已经比较了这些以前的无线电观测与一个新的分析，同时X射线观测与RXTE任务。我们发现，超相对论流的喷射似乎与X射线功率谱中两种特定类型的准周期振荡的同时出现有关。相反，相对论性较弱的射电辐射流出可能与X射线功率谱中的平顶宽带噪声有关。这是第一次在这些神秘的看不见的流和它们发射的吸积流之间发现联系，尽管是暂时的。
2018-12-12 astro-ph.HE
A semi-analytical treatment to wind accretion in neutron star supergiant high mass X-ray binaries: I. eccentric orbits
本文提出了风馈中子星超巨星X射线双星偏心轨道吸积过程半解析处理的第一步。我们考虑的情况下，球对称风的超巨星和一个简化的模型吸积到紧凑的对象。本文还计算了吸积中子星的X射线对星风的光电离。将这种效应与偏心轨道引起的质量吸积率调制进行卷积，得到系统沿轨道的预期X射线光度。作为我们的结果的一部分，我们首先表明，在以前的论文中报道的超巨星X射线双星的低和高X射线光度的解决方案的双峰可能是由于中子星的影响，首先接近，然后远离同伴（没有共存同时）。我们建议，情节强风光电离可以引起关闭状态的源。我们的计算被应用到几个经典的超巨星X射线双星系统的情况下，已知的偏心率（船帆座X-1，4U 1907 + 09，GX 301 - 2）和唯一的超巨星快速X射线瞬变与确认的偏心轨道，IGR J 08408 - 4503的情况。这些来源的观测结果进行了比较。我们还讨论了在未来的出版物中扩展计算以获得更全面的治疗所需的后续步骤。
2020-12-01 astro-ph.HE
Accretion onto black holes inside neutron stars with piecewise-polytropic equations of state: analytic and numerical treatments
我们考虑球对称吸积到一个小的，可能是原始的，黑洞居住在一个中子星的中心由冷核物质状态方程（EOS）。我们推广的相对论邦迪解决方案，近似分段多面体，从而获得稳态物质的配置文件和吸积率的解析表达式。我们将这些速率与随时间变化的广义相对论流体动力学模拟弛豫后发现的速率进行了比较，并找到了很好的一致性。我们考虑了几个不同的候选EOS，中子星的质量和中心密度，发现吸积率变化不大，导致吸积率主要取决于黑洞的质量，只有微弱的中子星的属性。
2021-12-07 astro-ph.HE gr-qc
Relativistic Lines and Reflection from the Inner Accretion Disks Around Neutron Stars
最近发现的一批中子星低质量X射线双星在X射线谱中显示出宽的、不对称的Fe K发射线。这些谱线通常被认为是反射光谱中最突出的部分，起源于吸积盘的内部，在那里强烈的相对论效应可以加宽发射谱线。本文对10个中子星低质量X射线双星的Suzaku谱和XMM-牛顿谱进行了全面、系统的分析，它们都显示出宽的Fe-K发射线。在这10个源中，4个是Z源，4个是环礁，2个是吸积毫秒X射线天体（也是环礁）。铁K线与史瓦西度规的相对论性线模型很好地拟合，并且在大多数情况下意味着内盘半径的范围很窄（6 ~ 15 GM/c^2）。这意味着吸积盘在一定的光度范围内延伸到靠近中子星表面的地方。连续体建模表明，对于大多数观测，黑体分量（可能与边界层相关）在8 - 20 keV的X射线发射中占主导地位。因此，看来很可能是这个光谱成分产生了照亮吸积盘的大部分电离通量。因此，我们也适合光谱与模糊反射模型，其中的黑体组件照亮磁盘。这个模型在大多数情况下都很适合，支持了边界层照亮了一个几何薄圆盘的观点。
2010-07-06 astro-ph.HE
Anisotropy of X-ray bursts from neutron stars with concave accretion disks
低质量X射线双星中中子星和吸积盘的辐射不是各向同性的。圆盘的非球形形状以及圆盘对中子星的阻挡（反之亦然）导致观测到的通量取决于圆盘相对于视线的倾角。这对于解释I型X射线爆发具有特别重要的意义，I型X射线爆发是由中子星上物质的热核燃烧提供动力的。由于部分X射线爆发会被圆盘反射，观测到的爆发通量取决于来自中子星的直接发射和圆盘反射的各向异性。这影响了源距离的测量，质量吸积率，以及对中子星状态方程的约束。以前的研究预测的各向异性因子的总爆发通量，假设一个几何扁平的磁盘。最近，对两个异常长的爆发（所谓的超级爆发）的详细观测首次允许测量直接和反射的爆发通量，而不仅仅是它们的总和。反射通量和直接通量的比率（反射分数）远高于平坦圆盘的各向异性所能解释的。我们创建数值模型来计算不同的磁盘形状，包括凹盘的各向异性因子。我们分别给出了直接爆发通量和反射爆发通量的各向异性因子，以及持续通量的各向异性因子。当内部的吸积盘高度急剧增加时，会产生比1大得多的反射率，从而使恒星的一部分被挡住。如果X射线加热导致内盘膨胀，则这种几何形状可能由X射线爆发引起。
2015-12-14 astro-ph.HE
Neutron star crust cooling in KS 1731-260: the influence of accretion outburst variability on the crustal temperature evolution
利用一个理论模型，我们跟踪了一个冷却的中子星地壳的热演化后的吸积诱导加热期的目标约束地壳参数。我们提出了第一次地壳冷却模型$-\text{ } NSCool\text{ } -$，考虑到详细的变化，在充分爆发的基础上观察到的光变曲线。我们将我们的模型应用于KS 1731 - 260。该源爆发了$\sim$ 12年，在此期间，它被观察到经历长（年）和短（天-周）的时间尺度的变化。我们的研究结果表明，KS 1731 - 260没有达到一个稳定的状态，由于在推导的吸积率的波动爆发。此外，长时间尺度的爆发变化温和地影响完整的地壳冷却阶段，而在爆发的最后几个月的变化强烈影响的第一个$\sim$ 40天的计算冷却曲线。我们讨论的后果估计的中子星地壳参数，并认为，详细的建模的最后阶段的爆发是关键，以限制起源的浅层热源。
2016-07-01 astro-ph.HE
