Cyclotron line signatures of thermal and magnetic mountains from accreting neutron stars
在吸积中子星的X射线谱中的回旋共振散射特征（CRSFs）被磁和热成分梯度维持的吸积丘不同地修改。它表明，人们可以区分，在原则上，不同的物理起源之间的土墩，通过研究如何的线能量，宽度和深度的CRSF依赖于定向的中子星，吸积质量，表面温度分布，和状态方程。CRSF签名，包括重力光弯曲计算的相位分辨和相位平均光谱的基础上，自洽梯度Shafranov丘平衡满足全球通量冻结约束。简要地讨论了用未来仪器进行多信使X射线和引力波观测的前景。
2014-09-11 astro-ph.HE
Searching Sub-Millisecond Pulsars in Accreting Neutron Stars
测量吸积中子星的自旋是非常重要的，因为它可以为超致密物质的物态方程提供约束。对于我们的物理理解来说，亚毫秒级双星的发现尤其重要，因为这将立即排除许多提出的致密物质基态模型。到目前为止，还不可能做到这一点，因为出于未知的原因，只有少量的吸积中子星表现出相干脉动。对于没有脉动现象的一个有趣的解释是，它们只在平均质量吸积率很低的中子星上形成。我已经在迄今为止已知的最微弱的持续X射线源中搜索了脉动，我没有发现脉动的证据。吸积理论的影响是非常严格的，清楚地表明我们对脉冲形成过程的理解是不完整的。我讨论了哪些源是最佳的，以继续搜索亚ms的星系，哪些是新的约束，理论模型需要解释，以提供一个完整的描述，这些系统
2011-01-27 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
Ultraluminous X-ray pulsar: accreting magnetar?
磁星是一种特殊的中子星。也可能有吸积磁星。从对孤立磁星的研究中可以看出，仅具有强偶极场的中子星不是磁星。超慢X射线星可能只是吸积高磁场中子星。超亮X射线脉冲星NuSTAR J095551+6940.8可能是一颗吸积磁星。它可能是一个吸积的低磁场磁星，多极场为10^14 G，偶极场为10^12 G。这一观点与孤立磁星的研究是一致的。双星演化过程中的超亮X射线脉冲星阶段可能会产生大质量的毫秒脉冲星。
2015-08-13 astro-ph.HE
A Unified Spectral Model for Accreting Neutron Stars
最近的研究表明，弱磁性中子星周围的吸积流在到达恒星表面之前经历了多次冲击，这导致了X射线观测到的光谱和时间变化。在这里，我们报告，第一次，一个统一的模型的冲击吸积流周围的中子星，基于双组分对流范式的光谱特性。我们比较我们的理论结果与X射线光谱特征的Z和环礁源，在不同的状态。我们还拟合了Sco X-1和4U 1705-44的RXTE/PCA谱，以显示该新模型的潜在应用。
2020-12-28 astro-ph.HE
Ultra-luminous X-ray sources as neutron stars propelling and accreting at super-critical rates in high-mass X-ray binaries
超亮X射线源（ULX）是位于附近星系中的非核点源，其亮度远远超过恒星质量天体的爱丁顿极限。脉动ULXs（PULXs）的发现使人们认识到，尽管大多数ULXs缺乏相干脉动，但其中一部分可能是在高质量X射线双星（HMXB）中吸积中子星。一些HMXB的最早阶段可能存在快速旋转的中子星，它们将大质量伴星转移的物质推出来。中子星磁层传递到吸积盘的自旋下降功率在这个阶段可以远远超过爱丁顿光度和系统出现作为一个非脉动ULX。在这张图片中，PULXs看起来像非脉动ULXs的超临界质量增长后代。我们提出了这种演化的情况下，自洽模型的磁层磁盘相互作用，并讨论了我们的结果的自旋和磁场的中子星的影响。
2018-12-13 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
Neutron transfer reactions in accreting neutron stars
本文提出了一种新的吸积中子星核反应--中子转移，即弱束缚中子从一个核到另一个核的量子隧穿。我估计固定的原子核分离的速率，然后在实际的原子核分布上平均结果，得到天体物理条件下的速率值。中子转移可以改变吸积中子星中的反应链，从而影响它们的加热和冷却。特别是，它可以抑制URCA对核的冷却，这对最热的中子星来说是至关重要的。
2018-11-21 astro-ph.HE nucl-th
Thermonuclear Heating of Accreting Neutron Stars
本文提出用稳态核燃烧模型导出外壳-壳层热交换边界条件，并经 MESA 验证，以在长期热演化模拟中参数化研究吸积中子星的热核加热。
2025-08-29 astro-ph.HE
Quiescent Light Curve of Accreting Neutron Star MAXI J0556-332
MAXI J 0556 -332是静止初期最热的瞬态吸积中子星。一个地壳加热的理论模型表明，考虑到在爆发结束时所观察到的吸积速率的下降，相对于较深的星壳，在较浅的外地壳中需要每个吸积核子Qshallow > 6 MeV的额外浅层热源。然而，这种浅层加热的物理来源仍然不清楚。在本研究中，我们进行了恒星演化计算，采用吸积率的爆发行为的影响。因此，我们发现MAXI J 0556 -332的静态光变曲线可以很好地解释为热CNO循环产生的核能。
2017-10-25 astro-ph.HE
Magnetic field estimates for accreting neutron stars in massive binary systems and models of magnetic field decay
一些中子星演化的现代模型预测，最初的大磁场会迅速衰减到某个饱和值$\sim {\rm few}\times 0^{13}$ G，而较弱的磁场不会显著衰减（Pons）。很难在几百万年的时间尺度上检验这个模型对最初高度磁化的物体的预测。我们建议使用Be/X射线二进制为此目的。利用RXTE卫星（Galache）获得的数据，我们应用几种方法估算了这些吸积系统中中子星的磁场。只有使用最现代的方法来估计的磁场强度的长周期NS提出的Shakura，我们能够得到一个场分布与预测的理论模型的场衰变的介子。
2012-02-13 astro-ph.HE
Magnetic Inclination Evolution of Accreting Neutron Stars in Intermediate/Low-Mass X-ray Binaries
磁倾角$χ$，即中子星（NS）的自旋轴和磁轴之间的夹角，对它的观测特性起着至关重要的作用。然而，很少有系统的研究其长期的演变，特别是在双系统中的吸积NS。应用\citet{2021MNRAS.505.1775B}模型和双星演化程序\mesa{}，同时模拟了中/低X射线双星（I/LMXB）吸积中NS的吸积速率、自旋周期、磁场和磁倾角的演化.结果表明，$χ$的演化不仅依赖于双星系统的初始参数，而且依赖于质量传递历史和脉冲星损失效率。根据计算结果，我们给出了包括超紧X射线双星、毫秒双星和超亮X射线源在内的各种系统的PDMATHAMM的特征分布，并讨论了它们可能的观测意义。
2023-02-22 astro-ph.HE
Relativistic X-ray Reflection Models for Accreting Neutron Stars
我们提出了新的反射模型，专门针对模型的X射线辐射再处理的吸积盘周围的中子星，其中的主要连续的特点是由一个单一的温度黑体光谱，无论是在恒星的表面，或在边界层发射。这些模型与标准的幂律连续体模型有很大的不同，后者通常在大多数吸积黑洞中观察到。我们与早期的反射模型进行了比较，并在中子星4U 1705-44的NuSTAR观测中测试了它们的性能。即将到来的任务，如XRISM-Resolve和雅典娜X-IFU的模拟显示出高度的诊断潜力，这些模型的高分辨率X射线反射光谱。这些新的反射模型xillverNS和它们的相对论对应物relxillNS作为relxill反射模型套件中的附加版本向社区公开提供。
2021-11-24 astro-ph.HE
Electron-ion scattering in dense multi-component plasmas: application to the outer crust of an accreting neutron star
稠密的{ \it多组分}等离子体的热导率对于吸积中子星的模拟是至关重要的。为此，我们进行了大规模的分子动力学模拟计算致密的多组分等离子体在中子星地壳从附近的光球-海洋边界附近的中子滴点附近的静态结构因子。的结构因子被用来验证微观线性混合规则，是有效的任意复杂的等离子体在很宽的范围内的库仑耦合。微观混合规则反过来又暗示和验证状态方程性质的线性混合规则，以及致密多组分等离子体的电导率和热导率的线性混合规则。为了使我们的结果尽可能有用，对于电导率和热导率的特定情况，我们提供了一个简单的解析拟合，该拟合对于任意复杂的多组分等离子体在很宽的库仑耦合范围内是有效的。我们计算了一个有代表性的组成配置文件的外地壳的吸积中子星，其中可以存在数百个核物种的热导率。我们利用我们的研究结果重新审视所谓的杂质参数形式主义，用于表征不纯等离子体。
2009-07-30 astro-ph.HE
Magnetically confined mountains on accreting neutron stars with multipole magnetic fields
吸积中子星上的磁约束山是产生连续引力波的候选者。我们在具有强多极磁场的中子星上构造了磁约束山，并得到了一些数值解序列。我们发现，如果中子星具有强的多极磁场，山的质量椭圆率将增加一个数量级。当物质在磁极上堆积时，山脉的大小就增加了，磁场就被掩埋了。如果中子星具有偶极磁场，偶极磁场被掩埋并转化为多极分量。相比之下，如果中子星同时具有偶极和强多极磁场，多极磁场会被掩埋并转化为负偶极分量。我们还计算了具有环形磁场的磁约束山脉，发现当山脉具有环形磁场时，椭圆率会稍微变小。如果多极磁场被掩埋，它们将维持恒星表面附近的强环向磁场，环向磁场与极向磁场的比值接近100。隐藏的强环形磁场由埋藏的多极磁场维持。
2022-09-09 astro-ph.HE
Experimental constraints on shallow heating in accreting neutron-star crusts
在低质量X射线双星的静止期内观测到的瞬态吸积中子星的热弛豫表明在中子星壳的浅层存在未知的热源。利用现有的实验核数据，我们估计的最大可能的热量，可以沉积在一个吸积中子星的外壳中，由于电子捕获和致密核聚变反应所引发的X射线爆发灰烬的掩埋。
2020-07-03 astro-ph.HE nucl-th
A model for upper kHz QPO coherence of accreting neutron star
{We从理论上研究了低质量X射线双星（LMXB）中双千赫兹准周期振荡（kHz QPO）的相干性。上kHz QPO的配置文件，解释为开普勒频率，归因于kHz QPO发射区域的径向范围，与过渡层在磁层-磁盘边界，这对应于上kHz QPO的相干性。将理论模型应用于五个环礁和五个Z源的观测资料，得到了一致性。
2011-01-29 astro-ph.HE
Thermal evolution and quiescent emission of transiently accreting neutron stars
我们研究了中子星在软X射线瞬变（SXTs）中的长期热演化，同时考虑了与地壳成分变化一致的深部地壳加热。我们收集观测估计的平均吸积率和热光度的中子星和比较的理论与观测。我们进行了吸积中子星的热演化模拟，考虑到原来的非吸积地壳逐渐取代的再加工吸积物质，中微子和光子的能量损失，以及深地壳加热由于核反应在吸积地壳。我们测试和比较不同的现代理论模型的结果。我们更新的汇编的观测估计的热光度在静止和平均吸积率的SXTs和比较的观测估计与理论结果。瞬态吸积中子星的长期热演化是非单调的。静止时的准平衡温度达到最低值，然后向最终稳态升高。在SXT中的中子星的准平衡热光度在最小值时比在最终状态时低得多。这扩大了对这类中子星观测的理论解释的可能性范围。理论和观测的更新保持不变，以前的结论，即直接Urca过程在相对较冷的中子星中运行，吸积的热覆盖包络可能存在于相对较热的中子星中的SXTs在安静。理论与观测的比较结果表明，中子星物质中的核子超流性的三重态配对类型得到了抑制。
2021-08-13 astro-ph.HE
On the spreading layer emission in luminous accreting neutron stars
中子星表面的辐射可能包含了关于其大小的信息，因此对高能天体物理学至关重要。尽管关于发光吸积中子星的辐射数据非常丰富，但它们表面的辐射很难从它们的时间平均光谱中分离出来。最近的X射线瞬变源XTE J1701-462提供了一个独特的数据集，涵盖了有史以来最大的单一源的光度范围。本文用最大谱模型无关方法提取了吸积盘内部与中子星表面之间的边界层的谱。我们显示令人信服的证据表明，边界层的能谱几乎保持不变的因素的20个光源的光度的变化。它是相当宽的，并且不能用单一温度黑体光谱来描述，这可能是因为边界层的不均匀性和色温的扩展。观测到的边界层/扩展层辐射的最大色温为kT~2.4-2.6 keV，非常接近于光球半径膨胀X射线爆发中观测到的最大色温，这是由中子星表面的极限爱丁顿通量决定的。观察到的稳定性的边界层光谱和它的最大色温强烈支持理论模型的边界/扩散层的表面上的发光吸积中子星，假设存在一个区域发射在当地爱丁顿限制。在这种情况下，光度的变化会导致该区域大小的变化，但对光谱形状的影响较小。该模型的建立将为利用发光吸积中子星边界层/扩展层的辐射测量中子星的大小提供坚实的理论基础。
2013-06-26 astro-ph.HE
Do we see accreting magnetars in X-ray pulsars?
吸积中子星的强磁场（$10^{14}$ G）是X射线谱难以探测的，但可以通过X射线谱测量吸积中子星的上自旋/下自旋来间接推断。本文讨论了现有的慢转X射线天体观测资料。结果表明，由这些观测值（或某些情况下的下限）导出的中子星磁场落在标准的$10^{12}$ - $10^{13}$ G范围内。根据最近在亚音速范围内对缓慢旋转的中子星吸积的理解进展，对关于吸积磁星证据的主张进行了批判性的讨论。
2013-07-11 astro-ph.HE
Helium Ignition on Accreting Neutron Stars with a New Triple-alpha Reaction Rate
我们研究了Ogata等人（2009）提出的一种新的三α反应速率对吸积中子星上氦点火条件的影响，以及对随后I型X射线爆发性质的影响。我们发现，新的速率导致显着较低的点火柱密度吸积中子星在低吸积率。我们比较了我们的纯氦吸积体的点火模型的结果，在超紧凑的X射线二进制（UCXBs），这被认为是近纯氦捐助者的突发观测。当mdot > 0.001 mdot_Edd时，Ogata等人（2009年）的新三α反应速率预测最大氦点火柱约为3 x 10^9 g cm^{-2}，对应的爆发能量约为4 x 10^{40}尔格。对于mdot ~ 0.01 mdot_Edd，在该点处发生中间长爆发，预测的爆发能量至少低10倍，不能解释在UCXB中观察到的这种爆发的能量。Dotter & Paxton（2009）的低质量恒星演化结果对Ogata等人（2009）的三α反应速率提出了质疑，而这一发现又增加了对这一质疑的依据。
2010-11-01 astro-ph.HE
Neutron drip transition in accreting and nonaccreting neutron star crusts
构成中子星内部的致密物质中的中子滴跃迁一般指的是当物质密度达到某个阈值密度$ρ_\textrm{drip}$时出现的未束缚中子。这种转变主要是在冷催化物质假说下研究的。然而，这种假设对于吸积中子星是不现实的。在研究了吸积和非吸积中子星中允许的物理过程后，导出了中子滴产生的条件，并得到了中子滴密度和压力的一般解析表达式。此外，我们表明，中子滴过渡发生在较低的密度和压力比平均核近似内预测。这种转变的数值研究不同的初始成分的灰烬从X射线爆发和超爆发使用微观核质量模型。
2015-04-17 astro-ph.HE nucl-th
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
Carbon production on accreting neutron stars in a new regime of stable nuclear burning
吸积中的中子星表现出I型X射线爆发，既有频繁的氢/氦闪光，也有罕见的碳闪光。后者（超级爆发）在前者的灰烬中点燃。然而，氢/氦爆发被认为产生的碳不足以为超级爆发提供动力。稳定的燃烧可以产生所需的碳，但据预测，这只会发生在比观察到超级爆发的地方大得多的吸积率。我们提出了一个新的稳定的氢和氦燃烧，产生纯碳灰的稳态制度的模型。氢的热CNO燃烧加热了中子星的包层，并导致氦在达到氦闪光的条件之前燃烧。这发生在质量吸积率约为爱丁顿极限的10%时：接近大多数超爆发发生的速度。我们发现，在信封的基础上增加加热维持稳态燃烧通过陡峭的温度分布，这增加了大量的氦燃烧之前，可以随之而来的失控。
2015-12-12 astro-ph.HE
A Population of Ultraluminous X-ray Sources with An Accreting Neutron Star
大多数超亮X射线源（ULX）被认为是X射线双星系统，但以前的观测和理论研究往往倾向于黑洞而不是中子星吸积体。最近从ULX M82 X-2中发现的1.37 s脉动，确定了它作为磁化中子星的性质。在这项工作中，我们模拟的形成历史的中子星ULX在M82或银河系类星系，通过使用两个双人口合成和详细的双演化计算。我们发现，出生率是在$10^{-4}\, \rm yr^{-1}$左右的早期X射线双星在这两种情况下。我们展示了ULX人口在施主质量轨道周期平面的分布。结果表明，与黑洞X射线双星相比，中子星X射线双星对ULX星群的贡献更大，而在M82和类银河系中，高质量和中等质量X射线双星分别占中子星ULX星群的主导地位.
2015-02-13 astro-ph.HE
Gravitational wave asteroseismology of accreting neutron stars in a steady state
RIKEN（理化学研究所）；University of Tübingen（蒂宾根大学）
本研究利用引力波频率和辐射度分析，通过稳态吸积中子星的引力波特性确定其质量和半径，并检验内部直接Urca过程的存在。
2024-10-02 astro-ph.HE
Accreting on the edge: a luminosity-dependent cyclotron line in the Be/X-ray Binary 2S 1553-542 accompanied by accretion regimes transition
吸积X射线星（XRP）经历发光的X射线爆发，在此期间，可以详细分析中子星发射的光度依赖的光谱和定时特征，从而揭示吸积机制的工作。我们利用NuSTAR，Swift/XRT，AstroSat和NICER进行的监测活动，沿着其罕见的爆发之一跟踪Be/X射线Binary 2S 1553-542，并追踪其光谱和时间演变。我们报告发现的光度依赖的回旋线能量的第一次在这个来源。脉冲轮廓和脉冲分数也显示出沿爆发的变化，一致的解释，即源从亚临界到超临界吸积制度的过渡，由L $_{crit}\approx4\times10^{37}$ erg/s的临界光度分开。
2022-02-06 astro-ph.HE
Multiple X-ray bursts and the model of a spreading layer of accreting matter over the neutron star surface
我们报告了在JEM-X/INTEGRAL观测过程中探测到的几个X射线爆发的系列密切I型X射线爆发组成的两个或三个事件的复发时间远远短于特征（在观察到的平均吸积率）的时间的物质积累所需的热核爆炸被启动的中子星表面。我们表明，这样一系列的爆发自然解释的扩散层的吸积物质在中子星表面的情况下，一个足够高的（$\dot{M}\geq 1\times 10^{-9}\ M_{\odot}\ \mbox{yr}^{-1}$）吸积率（对应于平均光度$L_{\rm tot}\geq 1\times 10^{37} \mbox{erg s}^{-1}$）的模型。三重爆发的存在需要一些改进的模型-一个中心环区的重要性。在扩展层的标准模型中，相信在这个区域中不会发生物质的下落。
2017-08-23 astro-ph.HE
Synchrotron radiation from NGC 470 HLX1 - a hidden hyperluminous accreting neutron star?
Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（天文与天体物理大学间中心）；Raman Research Institute（拉曼研究所）；Istituto Nazionale di Astrofisica-Osservatorio Astronomico di Cagliari（国家天体物理学研究所-卡利亚里天文台）
研究通过宽波段光谱分析探讨NGC 470 HLX1的同步辐射机制，提出中子星吸积可能解释其高光度X射线源特性。
2026-02-17 astro-ph.HE
FRB 121102: A repeatedly combed neutron star by a nearby low-luminosity accreting super-massive black hole
快速射电暴（FRB）的起源至今仍是个谜。最近，唯一的重复FRB源，FRB 121102，据报道，拥有一个非常大的和可变的旋转措施（RM）。在爆发环境中推断的磁场强度与我们银河系超大质量黑洞人马座A* 附近的磁场强度相当。在这里，我们表明FRB 121102的所有观测特性（包括高RM及其演变，高线偏振度，在宇宙梳状模型中，可以解释一个规则的中子星，它的磁层被附近低光度吸积超星系的可变流出物零星地和边缘地梳理。巨大的黑洞。我们提出了该模型的三个可证伪的预测，并在宇宙梳模型的背景下讨论了其他FRB，以及其他重复FRB模型根据新的观测结果所遇到的挑战。
2018-02-07 astro-ph.HE
An evolving jet from a strongly-magnetised accreting X-ray pulsar
相对论喷流在整个宇宙中都可以观测到，从银河系双星系统到星系和星系团，它们在所有物理尺度上都强烈地影响着周围的环境。了解这些喷流形成的一个重要途径是描述它们发射的系统和环境。每当黑洞或中子星吸积物质时，它似乎不可避免地导致喷射的发射，唯一的例外是最常见的吸积中子星类型：那些具有强（$B \geq 10^{12}$ G）磁场的中子星。这个例外创造了强磁场抑制喷流形成的范例。在这里，我们报告了一个强磁性的中子星发射的喷流的发现，该中子星的吸积超过爱丁顿极限，反驳了这一长期存在的范式。喷流的射电光度比其他中子星的射电光度要暗两个数量级，这意味着中子星的性质在调节喷流功率方面起着重要作用。这种喷流探测需要对当前的中子星喷流模型进行根本性的修正，并为所有吸积系统的喷流理论开辟了新的检验。它还表明，超亮X射线辐射源的强磁场并不能阻止这些辐射源发射出射流。
2019-03-26 astro-ph.HE
Continuous frequency spectrum of the global hydromagnetic oscillations of a magnetically confined mountain on an accreting neutron star
本文计算了吸积中子星磁埋产生的极山的理想磁流体动力学（理想MHD）频谱的连续部分。应用Hellsten & Spies（1979）发展的形式，扩展到包括重力，我们解决了线系边界条件下的奇异本征值问题。该频谱分为阿尔文部分和尖点部分。本征函数是啁啾的，并且具有指数包络的非谐波，并且本征频率覆盖最小值$ω_\mathrm{low}$以上的整个频谱。对于具有吸积质量$1.2 \times 10^{-6} \la M_a/M_\odot \la 1.7 \times 10^{-4}$和表面磁场$10^{11} \la B_\ast/\mathrm{G} \la 10^{13}$的平衡，$ω_\mathrm{low}$近似地与$B_\ast$无关，并且随着$M_a$而增加。结果与用\textsc{zeus-mp}求解器数值模拟得到的Alfvén谱一致。在自旋速度超过$\sim 100$ Hz的中子星中，科里奥利力对光谱有很大的影响。简要讨论了低质量X射线双星的引力波搜索的意义。
2009-02-23 astro-ph.HE
X-ray burst ignition location on the surface of accreting X-ray pulsars: Can bursts preferentially ignite at the hotspot?
通过X射线光变曲线的脉动，可以直接观测到吸积中子星表面的热点。它们被认为是由于中子星磁极的吸积燃料的磁性通道而发生的。一些X射线发生器在I型热核X射线爆发时会出现爆发振荡，这被认为是由燃烧的不对称性引起的。在快速旋转的中子星中，已经表明赤道处较低的重力可以导致X射线爆发在该位置的优先点火。然而，这些模型并不包括在中子星表面的吸积热点的影响。有两个吸积的中子星源，其中爆发振荡已被观察到跟踪准确的中子星自旋周期。我们分析这是否可能是由于X射线爆发点燃的磁极的中子星，因为在热点下的吸积层加热导致点火条件提前达到。我们调查的吸积层中的热传输使用的2D模型和研究的流行率加热到点火深度的X射线爆发为不同的热点温度和大小。我们进行计算的吸积在极点和赤道，并推断点火可能发生在远离赤道的磁极的热点温度大于$1\times10^8$ K。然而，目前的观测还没有发现这样的高温在吸积X射线天体。
2021-06-08 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
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
Relaxation of magnetically-confined mountains on accreting neutron stars through cross-field mass transport
School of Physics, University of Melbourne（墨尔本大学物理学院）；ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery (OzGrav), University of Melbourne（引力波发现卓越研究中心（OzGrav），墨尔本大学）；Escola de Artes, Ciências e Humanidades, Universidade de São Paulo（圣保罗大学艺术、科学与人文学院）
研究通过垂直场质量传输缓解吸积中子星上磁约束山体的弛豫，分析磁约束山体结构变化及稳定性。
2026-04-15 astro-ph.HE
Further Evidence for a Weak Neutron Star Magnetosphere in the Accreting Millisecond X-Ray Pulsar HETE J1900.1-2455
HETE J1900.1- 2455是一颗奇特的吸积毫秒X射线脉冲星（AMXP），它在爆发后22天内一直表现出间歇性的脉动。吸积系统中间歇脉冲的起源仍有待了解。为了更好地研究间歇性脉动现象，我们分析了7年的X射线数据收集与罗西X射线定时探测器，并专注于非周期性的变化。我们发现，功率谱分量遵循相同的频率相关的非脉动环礁源。我们还研究了已知的kHz QPO，我们表明，它达到了约900 Hz的频率，这是观察到的任何kHz QPO在AMXP的最高频率。我们还报告了一个新的kHz QPO在~500 Hz的发现。最后，我们进一步详细讨论了已知的脉冲相位漂移观察到这个源，到目前为止还没有解释。我们解释的行为的非周期性的变化，900 kHz QPO的高频率和脉冲漂移的存在作为三个独立的证据非常弱的中子星磁层在HETE J1900.1--2455。
2017-06-11 astro-ph.HE
An accreting low magnetic field magnetar for the ultraluminous X-ray source in M82
最近在M82中发现了一个超亮X射线源（命名为NuSTAR J 095551 +6940.8），它是一颗吸积中的中子星。它有一个超级爱丁顿光度和旋转。对于一个老化的磁星，它更可能是一个低磁场磁星。一个吸积的低磁场磁星可以解释这个源的超爱丁顿光度和旋转行为。考虑到聚束的影响，使用传统的附加扭矩形式可以理解加速速率。讨论了M82 X-2的瞬态性质和光谱特性。给出了吸积磁星的理论周期范围。总结了吸积磁星的三种观测现象。
2015-02-10 astro-ph.HE
Resistive relaxation of a magnetically confined mountain on an accreting neutron star
利用三维磁流体动力学（MHD）数值模拟研究了吸积中子星上磁约束山的弛豫过程。没有发现非理想的MHD不稳定性在短时间尺度上，如电阻气球模式或撕裂模式的证据。相反，随着物质在扩散时间尺度上穿过磁性表面被输送，山逐渐松弛，对于$M_a = 1.2 \times 10^{-4} M_\odot$的吸积质量，其评估为$τ_\mathrm{I} \sim 10^5 - 10^8$ yr（取决于中子星地壳的导电性）。当屏蔽电流在$τ_\mathrm{I}$上消散时，磁偶极矩同时重新出现。对于非轴对称的山脉，欧姆耗散倾向于通过赤道面内中性片的磁重联恢复轴对称。阿尔芬时标上的理想磁流体振荡，可以由外部影响激发，例如吸积力矩的变化，压缩磁场，从而使$τ_\mathrm{I}$相对于标准值（按静态位形计算）减少\change{one order of magnitude}。简要探讨了长寿命山脉对低质量X射线双星引力波发射的影响。
2009-02-25 astro-ph.HE
Optical Astrometry of Accreting Black Holes and Neutron Stars: Scientific Opportunities
在黑洞和中子星附近发现的极端条件为检验物理理论提供了一个独特的机会。对这两种致密天体的观测都可以用来探测强引力区域，从而可以检验广义相对论。此外，在中子星内部存在的非常高的密度下，确定物质的性质将对核物理和粒子物理学具有重要意义。虽然这些天体中有许多是双星系统（“X射线双星”），其中来自恒星伴星的吸积物质提供了对致密天体的探测，但在进行最终测试的测量方面的主要困难是基本信息的不确定性，例如到源的距离，其双星轨道的方向和致密天体的质量。微弧秒级的光学天体测量将允许以百分之几的精度精确确定距离和自行，并将提供直接绘制X射线双星轨道的机会，导致轨道倾角和紧凑物体质量的测量精度优于4%。空间干涉测量任务（“SIM Lite”）将使天体测量达到前所未有的精度，这将导致黑洞和中子星物理学研究的突破
2009-02-24 astro-ph.HE
Origin of young accreting neutron stars in high-mass X-ray binaries in supernova remnants
最近，在超新星遗迹的X射线双星系统中发现了几颗吸积中子星。它们代表了NS标准磁旋转演化的难题，因为它们的年龄（$\lesssim 10^5$年）比风吸积开始之前喷射器和螺旋桨阶段的预期持续时间短得多。为了解释这样的系统的外观，我们考虑旋转演化的NS与早期的回退吸积和不对称的前/后过渡之间的喷射器和螺旋桨阶段（所谓的滞后效应，提出了V. Shvartsman在1970年）。结果表明，在一个成功的回退情节与某些现实的价值观的初始自旋周期，恒星风的属性，和磁场，年轻的NS可能不会进入喷射阶段在其演变过程中的结果在一个相对快速的启动吸积的超新星遗迹的寿命。对于标准磁场$\sim 10^{12}$ ~G和初始自旋周期$\sim 0.1$ ~--~0.2~s，吸积率$\gtrsim 10^{14}$ ~--~ $10^{15}$ ~g~s $^{-1}$足以避免喷射阶段。
2022-01-10 astro-ph.HE
Relaxation by thermal conduction of a magnetically confined mountain on an accreting neutron star
吸积中的中子星表面的磁约束山通过磁掩埋同时降低了全球磁偶极矩，并产生质量四极矩，从而发出引力辐射。以前的山模型已计算理想化的等温和绝热状态方程。在这里，这些模型一般包括非零，有限的热传导。梯度Shafranov平衡的三个代表性的，多方状态方程的演变在许多传导时间尺度与磁流体动力学求解器PLUTO。它示出，传导促进物质流向极点。因此，掩埋的磁场从最初的多方Grad-Shafranov平衡开始部分恢复。向极的质量流使恒星更长，稍微增加了它作为引力波源的可探测性，尽管在某种程度上可能从属于其他山物理学。热气流也会在山中产生永久性的热点$(\gtrsim 10^{8} \text{ K})$，特别是在热通量最大的极点附近，这与I型X射线爆发有关。
2018-12-25 astro-ph.HE
Role of the symmetry energy on the neutron-drip transition in accreting and nonaccreting neutron stars
在本文中，我们研究了对称能对非吸积和吸积中子星中子滴跃迁的作用，允许在磁星中存在强磁场。密度，压力，和组成的中子滴阈值确定使用最近的一组的M-Montreal微观核质量模型，这主要是不同的，在他们的预测的对称性能量$J$的值和它的斜率$L$在无限均匀的核物质饱和。虽然在一方面的中子滴密度，压力，质子分数和另一方面的$J$（或等效$L$）之间的一些相关性被发现，这些相关性是从根本上不同的非吸积和吸积中子星。特别是，中子滴密度被发现在前一种情况下，增加与$L$，但在后一种情况下，根据从X射线爆发和超爆发的灰烬的组成减少。我们用一个简单的质量公式定性地解释了这些不同的行为。我们还表明，在中子星壳的吸积过程中，原子核结构的细节可能比对称能起更重要的作用。
2021-03-10 astro-ph.HE nucl-th
Quadrupole moment of a magnetically confined mountain on an accreting neutron star: effect of the equation of state
吸积中子星上的磁约束山是连续波引力辐射的有希望的来源，目前是激光干涉仪引力波天文台（LIGO）等长基线探测器定向搜索的目标。在本文中，以前的理想磁流体动力学模型的等温山推广到一系列的物理动机，绝热状态方程。结果表明，质量椭圆率从等温的ε 3e-4下降到非相对论简并中子的ε 9 e-7、相对论简并电子的ε 6 e-8和非相对论简并电子的ε 1 e-8（假设诞生时的磁场为3e 12 G）。磁偶极矩从其初始值减半时的特征质量M_{c}也被修改，从M_{c} / M_{\sun} ~ 5e-4（等温）分别修改为M_{c} / M_{\sun} ~ 2 e-6、1 e-7和3e-8。对于一个实际的、分段多变的核物质状态方程，也得到了类似的结果。绝热模型与目前的LIGO上限一致，不像等温模型。对引力波的可探测性进行了更新估计。蒙特卡罗模拟的自旋分布的吸积毫秒双星，包括引力波失速同意更好地与某些绝热状态方程的观察，这意味着X射线自旋测量可以探测状态方程时，结合磁山模型。
2011-09-06 astro-ph.HE
A connection between accretion state and $\textit{Fe K absorption}$ in an accreting neutron star: black hole-like soft state winds?
吸积恒星质量黑洞的高分辨率X射线光谱揭示了吸积盘风的存在，高电离铁K线跟踪。这些风似乎有一个赤道的几何形状，并观察到只有在光盘占主导地位的国家，其中无线电喷流是缺席。吸积中子星系统也显示出赤道高电离吸收体。然而，与吸积状态的任何相关性的存在以前没有被测试过。我们研究了EXO 0748-676，一个瞬态中子星系统，我们可以可靠地确定其吸积状态，以研究Fe K吸收/吸积状态/喷流的联系。没有一个在硬态获得的20个X射线光谱显示任何显着的铁K吸收线。然而，强烈的Fe ${\scriptsize{\rm XXV}}$和Fe ${\scriptsize{\rm XXVI}}$（以及很少观察到的Fe ${\scriptsize{\rm XXIII}}$线加上S ${\scriptsize{\rm XVI}}$ ; S ${\scriptsize{\rm XVI}}$和Ar ${\scriptsize{\rm XVII}}$的混合物; Ca ${\scriptsize{\rm XX}}$和Ca ${\scriptsize{\rm XIX}}$，可能由相同的高电离材料产生）吸收线（$EW_{\rm Fe~{XXIII-XXV}}=31\pm3$ eV，$EW_{\rm Fe~XXVI}=8\pm3$ eV）在唯一的软态观察期间被清楚地检测到。这表明，Fe K吸收和状态之间的联系（以及Fe K吸收和…
2014-07-16 astro-ph.HE
Quiescent luminosities of accreting neutron stars with different equation of states
我们用几个状态方程模拟了吸积中子星的静态光度，包括π凝聚和超流性的影响。作为与观测结果比较的结果，我们表明，Togashi EoS的结果（强烈的直接Urca过程被禁止）和TM 1 e EoS（直接Urca过程的质量是$2.06 M_\odot$）可以通过考虑π凝聚和超流性的影响很好地解释观测结果，而LS 220 EoS和TM 1 EoS考虑了重子直接Urca过程和超流性的影响，能很好地解释观测结果。此外，我们还将计算结果与一颗平均质量吸积率较低的中子星RX J 0812.4 -3114的观测结果进行了比较（$\langle\dot{M}\rangle\sim(4-15)\times 10^{-12}~M_\odot ~\rm yr^{-1}$）但热光度高（$L_q^\infty\sim(0.6-3)\times10^{33}~\rm erg ~ s^{-1}$），我们认为，低质量的中子星（$<1M_\odot$）能解释RX J0812.4-3114热光度观测的下限，这与以前的工作~ \cite{Zhao2019}定性一致。然而，要解释它的上限，除了标准的地壳深部加热之外，可能还需要一些其他的加热机制。
2021-02-08 astro-ph.HE
Accreting Neutron Stars in 3D GRMHD Simulations: Jets, Magnetic Polarity, and the Interchange Slingshot
本文通过3D GRMHD模拟比较吸积中子星在吸积态与螺旋桨态下的平行和反平行磁极性，发现极性效应取决于盘是否进入共转半径内，并提出交换弹弓机制解释喷流抑制现象。
2023-11-07 astro-ph.HE
Transient discs around isolated accreting neutron stars
Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University（列别捷夫天体物理研究所，莫斯科国立大学）；Department of Physics, Lomonosov Moscow State University（物理学系，莫斯科国立大学）；The Raymond and Beverly Sackler School of Physics and Astronomy, Tel Aviv University（雷蒙德和贝弗利·萨克勒物理与天文学院，特拉维夫大学）；Theoretical Astrophysics, IAAT, University of Tübingen（理论天体物理学，IAAT，蒂宾根大学）
本文通过种群合成研究发现，仅约0.02%的孤立吸积中子星能形成吸积盘，这类盘吸积中子星在亮X射线源中较多，或可作为长周期射电暂现源。
2026-11-10 astro-ph.HE
Spin-Down of the Long-Period Accreting Pulsar 4U 2206+54
4U 2206+54是一颗高质量的X射线双星，被怀疑含有一颗中子星，该中子星是由它的伴星BD +53 2790的风吸积而来。Reig等人最近在RXTE和INTEGRAL观测中都探测到了5560 s周期的脉动，他们得出结论，这是由于中子星的自旋造成的。我们目前的意见与朱雀是同时期的RXTE观察这个来源。我们发现在5554 +/- 9秒的周期与他们的结果一致的强脉动。我们还提出了一个重新分析的BeppoSAX观测4U 2206+54在1998年，其中我们发现在5420 +/- 28秒的周期强脉动，揭示了自旋下降的趋势，在这个长周期吸积脉冲星。对这些数据的分析表明，该系统中的中子星是一颗吸积动力磁星。
2009-08-27 astro-ph.HE
Constraints on Bygone Nucleosynthesis of Accreting Neutron Stars
吸积中的中子星表面附近的核燃烧会产生灰烬，当这些灰烬被进一步的吸积压缩得更深时，就会改变恒星的热和成分结构。过去的核合成可以通过压缩灰烬对静止中子星瞬态热弛豫的影响来限制。特别是，Urca冷却核对在核燃烧灰烬，冷却中子星地壳通过中微子发射从电子捕获/β衰变周期，提供了以前的核燃烧的签名超过~世纪的时间尺度，它需要吸积到最强的冷却对的电子捕获深度。使用吸积中子星瞬变MAXI J 0556 -332的地壳冷却模型，我们表明，这个源可能缺乏I型X射线爆发和超爆发>120年前。降低rp过程反应速率和电子俘获ft值的核物理不确定性，将改善核合成约束使用这种技术。
2017-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Spin Distribution of Fast Spinning Neutron Stars in Low Mass X-Ray Binaries: Evidence for Two Sub-Populations
为了确定低质量X射线双星中吸积中子星的自旋分布是否与当前的吸积力矩模型相一致，我们研究了吸积双星和非吸积双星中快速旋转中子星的当前样本。我们进行了统计分析的自旋分布，并表明，有证据表明，在低质量的X射线双星，一个在相对较低的自旋频率，平均约300 Hz和广泛的传播，和一个峰值人口在较高的频率，平均自旋频率约575 Hz。我们发现，这两个子群体分离的切割点在~540 Hz的频率。我们还表明，射电毫秒双星的自旋频率不遵循对数正态分布，并没有证据表明存在不同的子种群。我们讨论了不同的吸积模型的不确定性，并推测，要么吸积中子星的分界点标志着引力波的开始作为一个有效的机制，以消除角动量或一些中子星在快速子种群不演化成射电毫秒恒星。
2017-05-22 astro-ph.HE
Timing properties of the X-ray accreting pulsar 1A 0535+262 studied with Insight-HXMT
我们使用Insight-HXMT的宽带数据报告了2020年1A 0535+262巨大爆发的时序分析结果。首次分析了从亚临界亮度到超临界亮度的脉冲轮廓演化。研究发现，在1A 0535+262的脉冲分数-能量关系中，当爆发的亮度范围从4.8 $\times 10^{37}$ erg s $^{-1}$到1.0 $\times 10^{38}$ erg s $^{-1}$时，观测到的脉冲轮廓呈现出复杂的能量和亮度依赖关系，在脉冲分数-能量关系中首次发现了回旋共振散射特征（CRSF）能量处的凹陷结构.观察到的结构是光度相关的，并出现在源临界光度附近（$\sim$ 6.7 $\times 10^{37}$ erg s $^{-1}$）。
2022-08-29 astro-ph.HE
GRMHD Simulations of Accreting Neutron Stars with Non-Dipole Fields
美国宇航局的NICER望远镜最近为旋转动力毫秒双星中的非偶极磁场结构提供了证据。这些恒星被认为经历了一个长时间的吸积自旋阶段，这就引出了一个问题，即吸积流到具有复杂磁场的恒星上会是什么样子。我们目前的结果从一套GRMHD模拟吸积中子星的偶极，四极和四偶极恒星场几何。这是在广义相对论框架中模拟真实热点形状以了解吸积毫秒星系中热点变化的第一步。我们发现，吸积柱的位置和大小导致热点的变化显着依赖于初始恒星场强度和几何形状。我们还发现，最强的贡献恒星扭矩是从磁盘连接的场线和脉冲星风，导致自旋在几乎所有的参数制度在这里探讨。我们进一步分析角动量输运的吸积盘由于大规模的磁应力，湍流应力，风和可压缩的影响，我们确定与对流运动。圆盘使初始的开放恒星流形成喷流。对于偶极子，磁盘磁层的相互作用可以增强或减少喷流功率相比，孤立的情况下。然而，对于四极，磁盘总是导致增强的净开放通量，使喷流功率与偶极的情况下。我们讨论了我们的研究结果中观察到的中子星喷流，并提供了一个可行的机制来解释无线电功率在低和高磁场的情况下。
2022-04-01 astro-ph.HE
The imprint of carbon combustion on a superburst from the accreting neutron star 4U 1636-536
超级爆发是长达数小时的X射线耀斑，归因于在吸积中子星的外壳中富含碳的物质的热核失控燃烧。通过研究X射线光变曲线的细节，可以确定碳燃烧的性质。特别是，我们表明，光变曲线的上升的形状是由碳火焰留下的温度曲线的斜率。我们分析了4U 1636-536的RXTE/PCA观测，并将中子星的直接辐射与不断变化的光电离反射和持续光谱分量分离开来。这个过程产生了有史以来最高质量的超爆上升和峰值光变曲线，并且在尾部发现了有趣的行为。在100秒到1000秒之间的上升光变曲线与先前一些模型中假设的燃料在任何地方局部和瞬间燃烧的想法不一致。通过拟合改进的冷却模型，我们首次测量了超爆层的径向温度分布。我们找到了$d\ln T/d\ln P=1/4$。此外，20%的燃料可能未燃烧。这对超暴中碳燃烧和传播的模型提出了新的约束。
2015-12-12 astro-ph.HE
