Electron-positron pairs in hot plasma of accretion column in bright X-ray pulsars
由磁化中子星吸积提供能量的X射线星体的光度范围很广，超过几个数量级。最近发现的最亮的X射线天体是脉动超亮X射线源，其吸积光度达到$10^{40}\,{\rm erg\,s^{-1}}$以上，超过爱丁顿值十倍以上。大部分能量释放在吸积中子星的磁极附近的小区域内--在吸积柱中。由于在小体积的吸积柱中释放出极端的能量，明亮的X射线柱是宇宙中最热的地方之一，内部温度可以超过100 keV。在这些条件下，电子-正电子对的产生和湮灭过程可能是有影响的，但在吸积柱的理论模型中基本上被忽略了。在这封信中，我们调查的性质的气体的电子-正电子对的物理条件下典型的吸积柱。我们认为，对创建过程中可以至关重要地影响吸积过程的动力学和吸积柱的内部结构限制其内部温度，降低本地爱丁顿通量和增加气体压力。
2019-05-23 astro-ph.HE
Three-dimensional modelling of accretion columns: spatial asymmetry and self-consistent simulations
本文介绍的结果的三维（3D）建模的结构和排放的吸积柱形成的表面上的吸积强磁化的中子星的情况下，柱的底部产生的光子的压力是足够的，以确定等离子体流的动力学。在辐射流体动力学数值模拟的基础上，建立了几种三维吸积柱模型。第一组模型包含空间上的3D列。相应的计算导致的辐射通量分布的侧壁上的柱，这是不具有轴对称性。第二组包括光谱辐射转移和柱的二维空间结构的自洽建模，同时考虑热康普顿化和体康普顿化。根据模型的物理参数的变化的列的结构和X射线连续的形状进行了研究。
2020-12-18 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
QPOs from post-shock accretion column of strongly magnetized accreting white dwarfs
强磁化吸积白矮星的扩展磁层（称为极地）阻止了吸积盘的形成，物质被引导到磁极。一些这样的光源在其光学光变曲线中表现出准周期振荡。这些高频振荡被认为是由激波后的吸积柱产生的。吸积流的动能最终从激波后区域发射出来，而所涉及的辐射过程决定了物质的状态。本文研究了这种吸积柱的结构和动力学性质，并与观测结果进行了比较。
2020-09-28 astro-ph.HE
A Parameter Survey of Neutron Star Accretion Column Simulations
本研究通过求解含强磁场和正负电子对产生不透明度的相对论辐射MHD方程，开展中子星吸积柱模拟参数研究，揭示了吸积率、磁场等参数对吸积柱振荡、辐射性质等的影响，与观测趋势相符。
2025-06-13 astro-ph.HE
A radiation-hydrodynamic model of accretion columns for ultra-luminous X-ray pulsars
基于最近发现的超亮X射线源M82 X-2（“ULX脉冲星”）的脉冲辐射，我们对超临界吸积流通过狭窄的吸积柱到中子星上的过程进行了二维辐射流体动力学模拟。在中子星上方设置一个填充有密度为$10^{-4} {\rm g}~ {\rm cm}^{-3}$的稀薄气体的圆锥形吸积柱，求解吸积柱内气体的二维运动和辐射转移。侧边界被设置为使得辐射可以自由逸出，而气体不能。由于初始气体层不处于流体静力平衡，柱状气体落在中子星表面，从而产生激波。因此，正如Basko \& Sunyaev（1976年）所指出的那样，吸积柱由两个区域组成：一个接近自由下落的上部区域和一个较低的沉降区域。平均吸积率非常高; ${\dot M}\sim 10^{2-3} L_{\rm E}/c^2$（其中$L_{\rm E}$是爱丁顿光度），因此辐射能完全超过柱内气体的内能。尽管吸积率很高，但在沉降区中，在距离$r$一定距离处，实验室框架中的辐射通量几乎保持在$L_{\rm E}/(4πr^2)$以下，以便物质可以缓慢地吸积。这种调整是可能的，因为通过物质的动能耗散产生的大量光子可以通过侧边界逃逸。总光度可以大大超过$L_{\rm E}$几个数量级，而从柱顶部观测到的表观光度要小得多。由于这种高度各向异性的辐射场，观测到的通量应该随着旋转周期呈现周期性变化，前提是旋转轴和磁轴不重合。
2016-08-30 astro-ph.HE
Understanding the Last Mile - Physics of the Accretion Column
吸积X射线天体是X射线天文学中观测最好的天体之一，在光谱和时间域中具有丰富的观测现象数据集。虽然这些来源的总体情况已经很好地建立，但观察到的现象背后的详细物理学往往是争论的主题。我们提出了最近的观测，理论和模拟结果的吸积柱在这些系统中的结构和动力学。我们的研究结果表明存在不同的吸积制度和可能的解释所观察到的光谱特征与光度的变化。
2012-11-16 astro-ph.HE
Pulsed fraction of super-critical column accretion flows onto neutron stars: modeling of ultraluminous X-ray pulsars
基于Kawashima等人的模拟结果，计算了磁轴与自转轴不重合的磁化中子星（NS）上超临界柱吸积流的脉冲分数（PF）. (2016，PASJ，68，83）.在这里，我们求解史瓦西时空中光的测地线方程，以考虑光的弯曲效应。引力红移和相对论性多普勒效应的气体运动的吸积柱也被纳入。脉冲发射的出现是因为观测到的亮度，它超过了恒星质量黑洞的爱丁顿亮度，通过NS旋转引起的柱的进动而周期性地变化。PF倾向于随着$θ_{\rm obs}$接近$θ_{\rm B}$而增加，其中$θ_{\rm obs}$和$θ_{\rm B}$是观察者的视角和从旋转轴测量的磁轴的极角。最大PF约为50%。此外，我们发现对于$θ_{\rm obs} \lesssim 5^\circ$或对于$θ_{\rm B} \lesssim 5^\circ$，PF变得小于5%。我们的结果与超铝X射线散射体（ULXP）的观察结果一致，只有少数例外，因为ULXP大多表现出$\lesssim$ 50%的PF。我们目前的研究支持的假设，ULXPs是由超临界柱吸积到NS。
2020-03-17 astro-ph.HE
Estimation of Plasma Parameters in an Accretion Column near the Surface of Accreting White Dwarfs from Their Flux Variability
我们考虑的行为的吸积柱中出现的吸积下的二元系统附近的表面的白矮星。在白矮星表面附近的驻激波中加热的等离子体有效地辐射出X射线能带。我们提出了一种方法来估计后冲击等离子体参数，如密度，温度和高度的热区，从功率谱的X射线光度变化。该方法是基于这样一个事实，即在不同的傅立叶频率的热区的通量变化幅度显着依赖于其冷却时间，这是由在吸积柱的热区的参数确定。这使得热物质的密度和温度得以估计。我们表明，特征冷却时间可以有效地确定从中断频率的功率谱的X射线通量变化的吸积白矮星。目前可用的X射线仪器由于收集面积不足而不允许进行这样的测量，但这很可能通过新一代大面积X射线光谱仪成为可能。
2013-12-17 astro-ph.HE
Pulse profiles of tall accretion columns in X-ray pulsars
Moscow State University（莫斯科国立大学）；The Raymond and Beverly Sackler School of Physics and Astronomy, Tel Aviv University（特拉维夫大学雷蒙德和贝弗利·萨克勒物理与天文学学院）
本文通过射线追踪计算超临界吸积柱的辐射，提出通用无量纲参数描述脉冲非对称性，模型可重现X射线脉冲星的非对称脉冲轮廓，适用于最亮天体。
2026-09-29 astro-ph.HE
Gravitational Waves from Newborn Accreting Millisecond Magnetars
两个吸积柱已经被认为是在新生毫秒磁星的表面形成的极高的吸积率$\gtrsim1.8\times10^{-2}M_\odot\ {\rm s^{-1}}$，可能发生在大质量恒星的核心坍缩。本文研究了这些吸积柱的特征及其引力波（GW）辐射。对于一个典型的毫秒磁星来说（表面磁场强度$B\sim10^{15}$ G和初始自旋周期$P\sim1$ ms），发现（1）它的吸积柱是由中微子冷却的，可以达到离恒星表面$\sim1$ km的高度，（2）它的吸积柱引起的特征GW应变在视界$\sim1$ Mpc内与下一代地面GW探测器的灵敏度相当;（3）磁星只能存活几十秒;（4）在存活时间尺度内，吸积柱的高度迅速增加到峰值，随后缓慢下降;（5）吸积柱质量、特征GW应变和最大GW光度在类似的升降演化中同时出现峰值。另外，我们还发现磁星的自旋演化受柱吸积力矩的控制。还讨论了与失败超新星的可能关联。
2019-11-26 astro-ph.HE
Rapid quasi-periodic reconfiguration of the accretion column in pulsar 1A 0535+262
Nankai University（南开大学）；National Time Service Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家授时中心）；Sun Yat-Sen University（中山大学）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；University of Oxford（牛津大学）
通过分析X射线脉冲星1A 0535+262巨暴发期间的准周期硬X射线通量变化与回旋谱线能量的同步振荡，发现吸积柱的几何重构导致谱线能量快速变化，揭示了辐射压主导的高光度吸积脉冲星中吸积柱的内在动力学状态。
2026-06-01 astro-ph.HE
Simulating the shock dynamics of a neutron star accretion column
本文通过一维含时辐射磁流体力学模拟，首次系统研究了中子星吸积柱的整体动力学，发现当平流带走功率超过2/3时稳态解析解失效并引发泄漏、抛射和阻尼振荡等现象。
2023-08-12 astro-ph.HE
Magnetic field structure in accretion columns on HMXB and effects on CRSF
在吸积中子星双星中，物质被吸积盘的磁场引导到中子星的两极，形成一个吸积丘。我们通过数值求解轴对称静态MHD平衡的Grad-Shafranov方程来模拟这种土丘。从我们的解决方案中，我们推断由于吸积物质的重量场线的局部扭曲。在吸积盘的质量负载的变化将改变吸积丘的形状，这也将影响本地场的扭曲。从HMXBs的回旋共振散射特性的模拟，我们得出结论，局部场畸变将极大地影响CRSF的形状和性质。从相位分辨谱分析可以推断出局部场结构，从而推断出在吸积盘上的场线的质量负载的性质。我们还研究了这种土堆的稳定性进行MHD模拟使用PLUTO MHD代码。我们发现，压力和重力驱动的不稳定性依赖于吸积的总质量和场线的质量加载的性质。
2013-09-02 astro-ph.HE
A New Relativistic Model for Spectral Formation in Accretion-Powered X-ray Pulsars: Pulse Profiles and Phase-Averaged Spectra
George Mason University（乔治梅森大学）
提出包含相对论效应和双吸积柱几何的新解析模型，首次同时计算吸积驱动X射线脉冲星的相位平均谱和脉冲轮廓，并应用于Her X-1的NuSTAR数据，确定温度、吸积率、磁场强度等参数。
2026-07-01 astro-ph.HE
Flickering pulsations in bright X-ray pulsars: the evidence of gravitationally lensed and eclipsed accretion column
本文研究明亮X射线脉冲星脉冲轮廓的闪烁变率，结合吸积率涨落、吸积柱几何变化与引力弯曲，提出并在V0332+53中探测到中子星掩食吸积柱的特征，从而约束吸积柱高度。
2024-04-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fitting strategies of accretion column models and application to the broadband spectrum of Cen X-3
由于中子星双星吸积柱内辐射转移模型的复杂性，它们的X射线谱通常仍用唯象模型（如截止幂律）来描述。虽然这些模型的行为是很好的理解，他们允许不同的源和研究源行为的比较，在何种程度上可以从模型参数导出的基础物理是非常有限的。近年来，一些物理动机的光谱模型已经被开发出来，以克服这些限制。然而，它们的应用通常在计算上要昂贵得多，并且它们需要大量难以约束的参数。以前的工作已经提出了一个解析解的辐射转移方程内的吸积柱假设的速度分布是线性的光学深度。这种解决方案的实现既快速又准确，足以拟合观察到的光谱，可作为XSPEC中的模型。这种实现的主要困难在于，某些解决方案违反了能量守恒，因此必须被用户拒绝。我们提出了一种新的拟合策略，确保能量守恒过程中的$χ^2$ -最小化，大大简化了模型的应用。我们证明了这种方法以及可能的参数退化的研究与一个全面的马尔可夫链蒙特卡罗分析的完整的参数空间相结合的NuSTAR和Swift/XRT数据集的岑X-3。派生的吸积流结构的特点是一个小的柱半径为$\sim$ 63米和光谱占主导地位的散装康普顿化的韧致辐射种子光子，与以前的研究一致。
2021-09-29 astro-ph.HE
XRISM/Resolve observations of Hercules X-1: a pulsating, highly broadened Fe K emission line from the neutron star accretion column
Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（天体物理中心——哈佛与史密森尼学会）；MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究所）；INAF—IASF Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文物理研究所）；Department of Astronomy and Astrophysics, The University of Chicago（芝加哥大学天体物理学系）；Institut für Astronomie und Astrophysik, Universität Tübingen（蒂宾根大学天文学与天体物理研究所）；Centre for Astrophysics Research, University of Hertfordshire（赫特福德大学天体物理研究中心）；Università degli Studi di Palermo, Dipartimento di Fisica e Chimica（巴勒莫大学物理与化学系）；Institute of Astronomy, Madingley Road, Cambridge（剑桥大学天体物理研究所）；Department of Physics, Graduate School of Science, Kyoto University（京都大学理学研究科物理学系）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）
通过XRISM/Resolve观测Hercules X-1，发现中子星吸积柱中脉动的Fe K发射线，揭示强引力和磁场下的吸积物理特性。
2026-07-21 astro-ph.HE
Evolution of the inner accretion flow and the white-dwarf spin pulse during the 2023 outburst in GK Persei
通过NICER、NuSTAR等设备观测GK Persei 2023年爆发，发现X射线光谱三成分及351.3秒白矮星自旋脉冲，揭示了吸积幕吸收和内盘边缘扩张等内层吸积流演化机制。
2025-04-30 astro-ph.HE
NuSTAR X-ray spectrum of Be-X-ray pulsar Swift J1845.7-0037: Bulk and thermal Comptonization of cyclotron seed photons in the accretion column
目的：对NuSTAR观测银河系Be-XRB Swift J1845.7-0037进行光谱和时间分析。在最近的爆发中。方法：对于光谱分析，我们使用现象学和基于物理的模型。我们采用了一种常用的经验模型来识别与X射线谱线的标称光谱特性有关的谱线形状的主要特征。此外，我们使用了最新版本的体-热康普顿化模型（BW），以评估经验模型所需的光谱分量的有效性和调查的硬X射线发射的起源。我们还分析了光源的光变曲线，研究了不同能量范围内的脉冲形状，并利用与模型无关的硬度比（HR）跟踪了光谱随脉冲相位的演化。结果如下：我们发现，虽然经验和物理（BW）光谱模型可以产生良好的光谱拟合，BW模型返回物理上合理的最佳拟合值的源参数，并不需要任何额外的光谱成分的非热，吸积柱发射。BW模型还估算出中子星的磁场在10 ^12 G的范围内。结论：我们的结果表明，源发射的光谱和时间特性是一致的散射过程中预期的辐射占主导地位的冲击吸积柱的高度磁化的吸积中子星。我们进一步指出，物理衍生的光谱模型，如BW，可以用来暂时推断的基本源参数，在没有更直接的观测签名。
2020-01-03 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
Local stability and global instability in iron-opaque disks
吸积盘的热稳定性和极限环行为的可能性很大程度上取决于盘等离子体的冷却能力。在热吸积盘等离子体中出现的与辐射-物质相互作用有关的各种过程对不透明度有贡献。对于几何薄和光学厚的吸积盘，我们可以估计函数κ的几个不同分量的影响，由Roseland平均给出。在高温的情况下，电子汤姆逊散射占主导地位。在较低的温度下，原子过程变得重要。斜率d log κ/d log T可以对盘产生局部稳定或不稳定的影响。虽然局部MHD模拟假设了原子过程的稳定作用，但只有全局含时模型才能给出全局盘稳定性范围的估计。这是由于该过程的全球扩散性质。在本文中，使用以前测试的GLADIS程序与修改处方的粘性耗散，我们检查的稳定效果的铁不透明凸块。
2017-06-25 astro-ph.HE
Quasi-periodic oscillations from post-shock accretion column of polars
一组强磁化吸积白矮星（极星）在其光学光度中表现出频率约为赫兹的准周期振荡（QPO）。这些Hz频率QPO被认为是由在后冲击吸积柱发出的辐射强度变化产生的。由底部有效冷却过程引发的激波后区域的热不稳定性被认为是时间变化背后的主要原因。在这里，我们研究了激波后吸积柱的结构和动力学性质，包括韧致辐射和回旋辐射的影响。我们发现，显着的回旋辐射在光学波段的存在下，减少了整体的变化后冲击区。在恒星表面上方有一个较大的激波后区域的情况下，由于恒星引力而产生的分层效应就变得很重要。受强引力影响的吸积柱，其底部热不稳定性的强度减小，其变率减小。另一方面，冷，致密的等离子体，积累在恒星表面上方，可能会增强后冲击的变化，由于传播的磁扰动。冲击后区域的这些特征与V834~Cen的观测特性一致，并且通常与QPO频率约为Hz的激变变星源一致。
2017-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Thin accretion discs around millisecond X-ray pulsars
与具有$10^{20}$\，T\，m $^3$磁矩的普通X射线谱仪相比，毫秒X射线谱仪具有弱的磁偶极矩$\sim 10^{16}$\，T\，m $^3$。由于这个原因，周围的吸积盘可以延伸到更靠近中子星的地方，从而达到更高的温度，在这个温度下，电子散射和辐射压力是强大的。我们计算这样一个几何薄的轴对称吸积盘的自相似结构与内部发电机。这样的模型对中子星产生的扭矩比没有发电机的模型要大得多，并且可以解释某些毫秒级X射线恒星中强烈的自旋变化。
2010-11-11 astro-ph.HE
Glancing through the accretion column of EXO 2030+375
我们利用XMM-牛顿上EPIC相机的大收集面积和良好的计时能力，在2014年源I型爆发的上升期间，研究了高质量X射线双星EXO 2030+375中磁化中子星的吸积几何。我们对XMM-牛顿观测作为中子星自旋相位的函数进行了定时和光谱分析。我们使用的现象学光谱连续模型，包括所需的荧光发射线。存在两种中性吸收成分：一种完全覆盖源，另一种仅部分覆盖源。在2007年和2012年爆发期间对源进行的两次朱雀观测也进行了相同的分析，以寻找不同光度下可能的光谱变化。XMM-牛顿数据捕捉到了X射线光度为$2\times10^{36}$ erg s $^{-1}$的源，并揭示了在其脉冲轮廓中存在以前从未报道过的窄倾角特征。这个特征的宽度大约相当于中子星自旋周期的百分之一。从相位分辨光谱分析的结果，我们认为，这一功能可以归因于通过在前面的观察者视线的吸积流的自遮蔽。我们从2007年进行的朱雀观测中推断，吸积流的自遮蔽可能会在更高光度的中子星脉冲剖面中产生明显更宽的特征（$\gtrsim$ $2\times10^{37}$ erg s $^{-1}$）。
2016-07-13 astro-ph.HE
A New Two-Fluid Radiation-Hydrodynamical Model for X-ray Pulsar Accretion Columns
以往对脉冲星X射线吸积柱流体动力学的研究主要集中在单流体模型上，即吸积柱内的超爱丁顿光度使吸积柱内的流体减速，并停留在恒星表面。这类模型在描述吸积流的整体性质方面比较成功，但它没有考虑气体压力可能的动力学效应。在另一方面，最成功的辐射传输模型的柱一般不包括一个严格的处理的动态结构的列，而不是假设一个特设的速度剖面。在本文中，我们探索的结构X射线脉冲星吸积柱使用一个新的，自洽的，“双流体”模型，它包括气体和辐射压力的动力学效应，偶极变化的磁场，所有相关的耦合和冷却过程的热力学效应，和一套严格的物理边界条件。该模型有六个自由参数，我们改变这些参数以近似拟合Her X-1，Cen X-3和LMC X-4中的相位平均光谱。在本文中，我们专注于动力学的结果，揭示了新的光的表面磁场强度，相对于旋转轴的磁场轴的倾斜度，气体和辐射压力的相对重要性，以及离子，电子和逆康普顿温度的径向变化。X射线谱的结果在另一篇论文中给出。
2016-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring the Role of Vector Potential and Plasma-$β$ in Jet Formation from Magnetized Accretion Flows
National Tsing Hua University（国立清华大学）；University of Southern Mindanao--Main（南棉兰老大学）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）
本研究通过磁流体动力学模拟探讨矢量势和等离子体β对磁化吸积流中喷流形成的影响，揭示了磁场拓扑和等离子体参数对喷流效率和吸积动态的关键作用。
2025-12-24 astro-ph.HE
Apparent luminosity and pulsed fraction affected by gravitational lensing of accretion columns in bright X-ray pulsars
本研究针对带吸积柱的超临界X射线脉冲星，通过玩具模型模拟引力透镜效应下的波束与脉冲轮廓，发现视光度偏差通常仅约20%，且吸积柱增长伴随脉冲占比上升，与观测相符。
2023-10-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dynamical and Radiative Properties of X-ray Pulsar Accretion Columns: Phase-Averaged Spectra
现代X射线天文台提供的前所未有的光谱分辨率的可用性正在开辟新的研究领域，涉及吸积动力X射线脉冲星光谱中连续辐射和回旋吸收特征的耦合形成。以前的研究主要集中在动力学和观测光谱的相关形成上，主要局限于单流体模型，其中柱内的超爱丁顿光度使流动减速以停留在恒星表面，而忽略了气体压力的动力学效应。在一个配套文件中，我们提出了一个详细的分析的流体动力学和热力学结构的吸积柱使用一个新的自洽模型，包括气体和辐射压力的影响。在本文中，我们探讨了形成相关的X射线光谱使用严格的光子输运方程是一致的流体动力学和热力学结构的列。我们使用新的模型，以获得相位平均光谱和部分掩蔽光谱的Her X-1，岑X-3，和LMC X-4。我们还使用新的模型来约束排放几何形状，并将所得参数与使用先前公布的模型获得的参数进行比较。我们的模型揭示了新的光柱的结构，电离气体和光子之间的关系，扩散和平流运输之间的竞争，以及能量平均回旋散射截面的大小。
2016-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Variability in high-mass X-ray binaries
强磁化的吸积中子星在很宽的时间尺度上表现出周期性和非周期性的变化。通过获得这些不同时间尺度上的光谱和时间信息，我们可以更仔细地研究中子星附近的吸积物理和吸积物质的性质。最突出的时间尺度之一是强脉动，即，中子星自身的自转周期。在一次旋转中，我们对吸积柱和产生X射线的区域的看法发生了显著的变化。这使我们能够对柱内的不同物理条件进行采样，但同时要求我们具有视角分辨模型来正确描述它们。在由风供给的高质量X射线双星中，非周期性变化的主要来源是星团恒星风，它导致吸积率的变化（即，光度）以及吸收柱。这种可变性使我们能够研究吸积柱作为光度函数的行为，以及研究风的结构和物理性质，我们可以将其与孤立恒星中的风进行比较。
2019-04-07 astro-ph.HE
Ultraluminous X-ray sources as neutrino pulsars
中子星吸积光度的经典极限由爱丁顿光度给出。磁化中子星吸积的先进模型解释了磁约束吸积柱的出现，并允许吸积光度比爱丁顿值高几十倍。然而，最近在NGC 5907中发现的来自超铝X射线源（ULX）的脉动表明，吸积光度可以超过爱丁顿值高达500倍。我们提出了一个模型来解释NGC 5907中ULX-1的观测性质，而没有任何特别的假设。我们表明，吸积柱在极端光度成为平流。在小的几何体积内的巨大能量释放和平流导致在吸积柱的底部非常高的温度，这需要考虑由于中微子发射的能量损失，这可能比辐射能量损失更有效。我们发现，总光度的质量吸积率以上$10^{21}\,{\rm g\,s^{-1}}$是由中微子发射类似的情况下，核心坍缩超新星。我们认为，吸积率测量的基础上检测到的光子光度的情况下，明亮的ULX供电的中子星可以在很大程度上被低估，由于强烈的中微子发射。最近在星系NGC 5907中发现的脉动ULX-1，其光子光度为$\sim 10^{41}\,{\rm erg\,s^{-1}}$，预计在中微子中更亮，因此是第一颗已知的中微子脉冲星。
2018-02-22 astro-ph.HE
Evidence for Pulsar-like Emission Components in the Broadband ULX Sample
我们提出了一个明亮的超亮X射线源的样本的宽带X射线分析，目的是调查这个人口的光谱相似性，已知的ULX星系，M82 X-2，NGC 7793 P13和NGC 5907 ULX。对NGC 5907 ULX的宽带XMM-Newton +NuSTAR数据集进行了相位分辨分析，发现该源中吸积柱的脉冲发射具有与M82 X-2和NGC 7793 P13相似的光谱形状，这是当光谱与吸积盘模型拟合时在最高能量处观察到的过量发射的原因。然后，我们证明了类似的“硬”过剩被认为是在所有的ULX的宽带样本。最后，对于ULX的吸积体的性质目前是未知的，我们测试是否硬过剩都是由一个吸积柱类似于M82 X-2，NGC 7793 P13和NGC 5907 ULX中存在的一致。脉冲发射的平均形状的基础上，我们发现，在所有情况下，一个类似的吸积柱可以成功地再现观测数据，与假设一致，这ULX样品可能是由中子星吸积占主导地位。与已知的脉冲星ULXs相比，我们对剩余ULXs的光谱拟合表明，来自磁层之外的吸积流的非脉冲发射比与吸积柱相关的分量具有更强的相对贡献。如果这些来源也包含中子星吸积物，这可能有助于解释缺乏检测到的脉动。
2018-03-12 astro-ph.HE
A Generalized Analytical Model For Thermal And Bulk Comptonization In Accretion-Powered X-Ray Pulsars
我们发展了一个新的理论模型，描述了作为吸积柱中光子的体康普顿化和热康普顿化的结果的吸积供能X射线谱的形成。新模型在四个方面扩展了作者开发的先前模型：（1）我们利用圆锥形而不是圆柱形几何形状;（2）从柱壁和柱顶部发射的辐射分量分别计算;（3）该模型允许在恒星表面的非零撞击速度;（4）气体的速度分布与远离恒星的牛顿自由落体合并。我们表明，这些扩展允许新的模型来模拟源在很宽的吸积率。该模型是基于一个严格的数学方法，在其中我们得到一个精确的系列解决方案的格林函数描述的单色种子光子的再处理。然后，通过将格林函数与韧致辐射、回旋加速器和黑体光子源卷积来计算出出现的光谱。新模型的范围通过应用于高光度源Her X-1和低光度源X Per来证明。新的模型表明，所观察到的光谱硬度的增加与增加的亮度在Her X-1可能是由于在表面的冲击速度的降低，这增加了$P$ d $V$的工作所做的辐射场的气体。
2022-11-25 astro-ph.HE
GR-RMHD Simulations of Super-Eddington Accretion Flows onto a Neutron Star with Dipole and Quadrupole Magnetic Fields
本文通过GR-RMHD模拟研究磁化中子星超爱丁顿吸积流，揭示偶极与四极磁场分别导致磁极吸积柱和赤道带状吸积流，并据此约束Swift J0243.6+6124的磁场结构。
2024-10-23 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
Magnetic Thomson Transport in High Opacity Domains
本文研究高 Thomson 光学厚度环境中的偏振磁性辐射转移，将散射输运方程化为紧凑方程组并数值求解，给出各向异性与偏振参数的经验近似，可加速模拟并确定辐射压力。
2025-02-20 astro-ph.HE
Ignition column depths of helium-rich thermonuclear bursts from 4U 1728-34
本文用RXTE、Chandra和INTEGRAL等方法分析了低质量X射线双星4U 1728 -34的热核（I型）X射线爆发。我们比较了爆炸能量和复发时间的变化作为吸积率的函数与数值点火模型的预测，包括在地壳中的加热和冷却的治疗。我们发现，测得的爆发点火柱深度显着低于理论预测值，无论假设的热结构的中子星内部。虽然钱德拉测量的吸积率可能被低估，但由于敏感带外的额外持久光谱成分，所需的校正因子通常为3.6，甚至高达6，这是不可信的。此外，对于RXTE和INTEGRAL，这种低估甚至更不可能，它们具有更宽的带通。对观测到的差异的可能解释包括剪切触发的混合的吸积氦更大的柱深度，导致更早的点火，或部分覆盖的吸积燃料的中子星表面。
2010-05-26 astro-ph.HE
On the radiation beaming of bright X-ray pulsars and constraints on neutron star mass-radius relation
由于吸积柱的出现，吸积磁化中子星的光度可以大大超过爱丁顿值。柱的高度可以与中子星的半径相媲美。这些柱产生的X射线直接被观测者探测到，并照射到恒星表面，这对X射线进行了再处理，并产生了观测通量的附加分量。柱的几何形状和表面的被照射部分决定了辐射聚束。弯曲的时空影响角通量分布。我们构建了一个简单的模型的光束图案所形成的直接和反射通量从列。我们考虑到可能出现的吸积柱，其高度相当于中子星半径。我们认为，根据恒星的紧凑性，从柱通量可以强烈放大由于引力透镜，或显着减少由于柱日食的恒星。高吸积柱的食导致脉冲轮廓的特定特征。它们的探测可以限制中子星的半径。我们推测在X射线脉冲星V0332 +53中观测到了柱蚀，从而得出该系统中存在大半径中子星的结论（如果$M\sim 1.4M_\odot$，则为$\sim15\,{\rm km}$）。我们指出，光束图案可以强烈地影响在吸积通道中的散射在高光度，这必须考虑到在模型再现的脉冲轮廓。
2017-11-20 astro-ph.HE nucl-th
Variable mass accretion and failed wind explain changing look phenomena in NGC 1365
变视活动星系核（CLAGN）的X射线谱形状和视光柱密度变化具有复杂的性质。造成这些变化的物理机制尚不清楚。在这里，我们研究了CLAGN，NGC 1365的光谱特性，使用组合的{ \it XMM-Newton}和{ \it NuSTAR}观测来理解CL行为。模型拟合的质量吸积速率在$0.003\pm 0.001$和$0.009\pm0.002$ $\dot M_{\rm Edd}$之间变化，动态日冕从$28\pm 3$到$10\pm1$ $r_g$。我们发现，可变的吸收柱密度与质量吸积率和日冕的几何形状相关。导出的风速是足够低的逃逸速度相比，驱动风远离光盘的时代时，柱密度高。这表明，高和可变的吸收可能是由于失败的风从光盘。我们估计的椎间盘内部区域的质量流出与流入速率之比介于$0.019\pm0.006$和$0.12\pm0.04$之间。从光谱拟合的组合数据，我们发现中央黑洞的质量是恒定的$4.38\pm0.34 - 4.51\pm0.29 \times10^{6} M_\odot$，与早期的发现一致。$N_H$与其他模型参数的置信度曲线表明，模型拟合参数是稳健的，非退化的。我们的研究解释了NGC 1365中CL现象的驱动力是一个基本物理量--吸积率的变化和日冕的几何形状。在这项工作中考虑的物理图片连接变量连续和变量吸收介质的情况。
2022-04-05 astro-ph.HE
On the dependence of the X-ray continuum variations with luminosity in accreting X-ray pulsars
使用RXTE/ASM存档数据，我们研究了6个瞬态X射线谱仪（EXO 2030+375，GX 304-1，4U 0115+63，V 0332+63，A 0535+26和MXB 0656-072）样品中光谱硬度比随X射线亮度的变化。在所有的源中，我们发现定义为$F_{5-12\mathrm{keV}}/ F_{1.33-3\mathrm{keV}}$的光谱硬度比在低光度下随ASM通量（1.33- 12 keV）增加，然后饱和或甚至在某个临界X射线光度以上稍微减小，落入范围$\sim(3-7)\times10^{37}$ ~erg~s $^{-1}$。本文计算了两种可能的几何形状（填充圆柱和空心圆柱）的吸积柱在辐射扩散极限下的二维结构，其质量吸积率$\dot M$从$10^{17}$到1.2 $\times 10^{18}$ ~ gs $^{-1}$ .考虑到从中子星大气反射的辐射，在瞬态X射线谱中观察到的光谱行为与增加的$\dot M$可以再现的康普顿饱和侧壁发射从光学厚磁化吸积柱。当$\dot M$高于某一临界值$\dot M_{cr}\sim (6-8)\times 10^{17}$ ~g~s $^{-1}$时，柱的高度变得使得反射分量对总发射的贡献开始减少，这导致光谱硬度的饱和甚至轻微降低。空心圆柱柱具有比填充圆柱柱更小的高度，并且在总发射中的反射分量的贡献实际上不随$\dot …
2015-06-23 astro-ph.HE
RABBITS - III. Modelling relativistic accretion discs around spinning black holes in galaxy formation simulations
The Institute of Cancer Research（癌症研究所）；Key Laboratory for Computational Astrophysics, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台计算天体物理学重点实验室）；Cosmology, Gravity, and Astroparticle Physics Group, Center for Theoretical Physics of the Universe, Institute for Basic Science (IBS)（基础科学研究院宇宙理论物理中心宇宙学、引力和高能粒子物理组）；Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学）；LUTH, Laboratoire Univers et Theories, Observatoire de Paris（巴黎天文台宇宙与理论实验室）；Department of Physics, University of Helsinki（赫尔辛基大学物理系）；Astronomy Centre, University of Sussex（萨塞克斯大学天文学中心）
本文提出一种几何薄的相对论性吸积盘模型，通过分析稳态吸积盘结构自洽地演化黑洞质量与自转矢量，首次使星系形成模拟能对吸积盘大小和结构进行约束，并生成光谱能量分布。
2026-03-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-Ray Determination of the Variable Rate of Mass Accretion onto TW Hydrae
根据长蛇座TW（TW Hya）中类氦Ne IX的Chandra高能透射光栅光谱，结合经典吸积模型，对电子温度（T_e）、电子密度（n_e）和氢柱密度（N_H）进行诊断，使我们能够直接从吸积物质的测量结果来推断恒星的吸积速率。新的方法介绍了使用的Ne IX线的吸收作为测量的干预，吸积材料的列密度。平均而言，对于600高斯的恒星磁场强度和3.5%的填充因子，TW Hya推导出的质量吸积率为1.5 x 10 ^{-9} M_{\odot} yr ^{-1}。三个单独的钱德拉曝光在Ne IX线比率上显示出统计学上的显著差异，表明N_H、T_e和n_e的变化分别为0.28、1.6和1.3倍。在相隔2.7天的曝光中，这里报告的观测结果表明吸积速率降低了五倍。这种强大的新技术有望大大提高我们对年轻恒星吸积过程的理解。
2012-11-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray spectroscopy method of white dwarf mass determination in intermediate polars. External systematic uncertainties
Universität Tübingen（蒂宾根大学）
本文系统研究了中等偏振体中白矮星质量X射线光谱测定法的外部系统不确定性，引入吸积加热包层修正质量-半径关系并构建新模型网格，通过拟合47个IPs的Swift/BAT光谱验证了方法对高光度源的可靠性，同时指出低光度IPs需采用单独吸积柱模型。
2026-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Numerical Simulations of Optically Thick Accretion onto a Black Hole - I. Spherical Case
模拟吸积物质产生的辐射是真实模拟黑洞吸积盘的重要一步，特别是在高吸积率下。为此，我们最近增加了辐射输运现有的广义相对论磁流体动力学代码，宇宙++。然而，在试图模拟辐射吸积盘，我们已经测试了新的代码使用一系列的激波管和邦迪（球形流入）的问题。首先由Farris等人（2008）提出的四个辐射激波管测试具有已知的解析解，使我们能够计算我们代码的误差和收敛速率。邦迪问题只有在忽略辐射过程时才有解析解，但它是相关的，因为它更接近我们最终想要研究的物理学。在我们的模拟中，我们包括汤姆逊散射和热韧致辐射的不透明度，专注于超级爱丁顿制度。与固体表面物体的吸积不同，黑洞的超爱丁顿吸积不会产生超爱丁顿光度。在我们的例子中，尽管以爱丁顿速率的300倍吸积，我们测量的光度总是比爱丁顿低几个数量级。
2012-05-08 astro-ph.HE astro-ph.IM
