Expanded atmospheres and winds in Type I X-ray bursts from accreting neutron stars
本文通过构建含广义相对论效应的辐射驱动超爱丁顿星风与静态膨胀包层稳态模型，研究I型X射线暴中光球半径演化，并指出静态模型在暴上升阶段不适用、触地通量解释存在系统不确定性以及光球光谱移动主要由引力红移主导。
2023-10-30 astro-ph.HE
Deep radio imaging of 47 Tuc identifies the peculiar X-ray source X9 as a new black hole candidate
本文报道在球状星团47 Tuc中探测到来自已知X射线源X9的稳定射电辐射。在其紫外光谱中有一个双峰的C IV发射线，提供了一个清晰的吸积信号，这个来源以前被归类为激变变星。在2010年和2013年的深ATCA成像中，我们确定了5.5和9.0 GHz的稳定射电源，无线电频谱指数（定义为$S_ν\proptoν^α$）为$α=-0.4\pm0.4$。我们在5.5 GHz处测得的$42\pm4$微焦/束的通量密度意味着射电光度（$νL_ν$）为5.8 e27 erg/s，明显高于以前任何一个吸积白矮星的射电探测。过渡毫秒双星在吸积中子星中具有最高的射电-X射线通量比（在相同的X射线光度下仍比吸积黑洞低几倍），显示出与X9明显不同的X射线和射电变率模式。当与档案X射线测量相结合时，我们的无线电探测将47 Tuc X9放置在非常接近吸积黑洞的无线电/X射线相关性的位置，并且我们探索了这种来源是静止的恒星质量黑洞X射线二进制的可能性。施主星的性质尚不确定;虽然光学对应物的光度与低质量主序星的施主星一致，但产生1 e33 erg/s的高静态X射线光度所需的质量转移速率表明该系统可能是超紧凑的，轨道周期为25分钟。这是迄今为止在银河系球状星团中发现的第四个静止黑洞候选者，也是唯一一个从其光学/紫外光谱中确认吸积特征的黑洞。
2015-09-08 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
Carbon Shell or Core Ignitions in White Dwarfs Accreting from Helium Stars
从氦星吸积而来的白矮星可以稳定地以吸积速率燃烧，避免了与不稳定的氦燃烧相关的质量损失的挑战，这是许多Ia型超新星场景的关注点。我们研究的质量为$1.25 M_\odot\le M_{\rm{He}} \le 1.8 M_\odot$，这已经失去了他们的富氢信封在较早的共同信封事件，现在的轨道周期（$P_{\rm orb}$）为几个小时的非旋转$0.84$和$1.0 M_\odot$ C/O WD的氦星的双星。氦星在中心氦耗尽后充满洛希叶（RL），并在其热时标（${\sim}10^5$ yr）上贡献氦。正如其他人所示，这些传质速率与WD的稳定氦燃烧范围相吻合，并使WD核心增长到接近Ketrasekhar质量（$M_{\rm Ch}$）和核心碳点火。然而，我们在这里表明，许多这些情况下导致点燃的热碳灰附近的外缘的WD和向内去碳火焰，不会导致爆炸性的结果。对于$P_{\rm orb} = 3$小时数，具有施主质量$M_{\rm He}\gtrsim1.8 M_\odot$的$1.0 M_\odot$ C/O WD经历壳碳点火，而$M_{\rm He}\lesssim1.3 M_\odot$将下降到稳定氦燃烧范围以下，并在达到堆芯C点火之前经历氦闪光。那些有$1.3 M_\odot \lesssim M_{\rm He} \lesssim 1.7 M_\odot$的将经历核心C点火。我们还…
2016-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of spin-up in the X-ray pulsar companion of the hot subdwarf HD 49798
热亚矮星HD 49798有一个发射X射线的致密伴星，自旋周期为13.2 s，动态测量质量为1.28+/-0.05 M太阳，与中子星或白矮星一致。利用所有可用的XMM-牛顿和斯威夫特观测这个源，我们可以执行一个相位连接的时间分析延伸到1992年获得的ROSAT数据。我们发现脉冲星以（2.15+/-0.05 x10 ^{-15} s/s）的速度旋转。这一结果最好用中子星从其亚矮星伴星的风中吸积来解释，尽管超过20年的显著稳定的周期导数在风吸积的中子星中是不寻常的。不能排除这个致密天体是一颗通过盘吸积的大质量白矮星的可能性，但它需要更大的距离和/或HD 49798的恒星风的性质不同于从其光学/紫外光谱模型中得出的。
2016-03-04 astro-ph.HE
An accreting white dwarf displaying fast transitional mode switching
吸积型白矮星通常存在于轨道周期从几十分钟到几小时的近距离双星系统中。在大多数情况下，吸积过程是相对稳定的，只有在~天或更长的时间尺度上才会发生显著的调制。在这里，我们报告的发现突然下降的光学光度的吸积白矮星双星系统TW风景如画的因素高达3.5的时间尺度短至30分钟。由凌日系外行星勘测卫星（TESS）获得的这一双星系统的光学光变曲线清楚地显示了两种不同强度模式之间的快速切换，这可能会跟踪白矮星上不断变化的质量吸积率。在低模中，系统还显示出磁门吸积爆发，这意味着白矮星的弱磁场在该模式中在共旋半径处截断了内盘。在TW Picture中观察到的模式切换的性质似乎类似于在过渡毫秒望远镜中观察到的那些，其中发生类似的转变，尽管时间尺度为数十秒。我们的发现建立了一个以前未被承认的白矮星吸积现象，并提出了一个紧密的联系，以物理管理磁吸积到中子星。
2021-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Weak Bursts on Slowly Accreting Neutron Stars
本研究用MESA模拟缓慢吸积中子星上的氢不稳定点火，发现高金属丰度可产生与SAX J1808.4-3658弱暴匹配的光度峰值及准稳态尾部，可用于测量吸积物质成分。
2025-06-18 astro-ph.HE
Awakening of the fast-spinning accreting Be/X-ray pulsar A0538-66
A0538-66是一颗Be/X射线双星（Be/XRB），拥有一颗69毫秒的脉冲星。它在1977年被发现后的头几年里发出明亮的X射线爆发，峰值亮度高达$\sim 10^{39}$ erg/s。从那时起，它总是出现在静止或爆发与$L_x \lesssim 4 \times 10^{37}$ erg/s。在2018年，我们在脉冲星接近近星点的三个连续轨道上对A0538-66进行了XMM-牛顿观测。在前两次观测中，我们发现了一个显著的变化，耀斑的典型持续时间在$\sim$ 2-50 s之间，峰值亮度高达$\sim 4\times 10^{38}$ erg/s（0.2-10 keV）。耀斑之间的光度为$\sim 2\times 10^{35}$ erg/s。在第三次观测中，耀斑消失了，在此期间，A0538-66的光度稳定在$2\times 10^{34}$ erg/s。在所有的观测中，X射线光谱由一个较软的成分组成，由光子指数$Γ_1\approx 2-4$和$N_H\approx 10^{21}$ cm $^{-2}$的吸收幂律很好地描述，加上一个较硬的幂律成分（$Γ_2\approx 0-0.5$）占主导地位的$\sim$ 2 keV以上。较软的分量比较硬的分量显示出更大的通量变化，以及与光度相关的适度硬化。在这些观测中看到的快速耀斑活动以前从未在A0538-66中观察到过，据我们所知，…
2019-07-18 astro-ph.HE
Time-dependent, compositionally driven convection in the oceans of accreting neutron stars
我们讨论了化学分离的影响，作为物质冻结在海洋的基础上的一个吸积中子星，和随后的富集轻元素的海洋和向内运输的热量通过对流混合。通过考虑吸积爆发期间的加热和静止期间的冷却随时间变化的情况，我们将Medin & Cumming 2011的稳态结果扩展到瞬态吸积中子星。对流混合是非常有效的，在大约一个对流周转时间内（在海洋底部数周至数月），成分分布就变平了。在吸积爆发期间，向内的热传输对外层的温度分布只有很小的影响，直到海洋强烈富集轻元素，这一过程需要数百年才能完成。然而，在静止期，向内的热量输送迅速冷却海洋的外层，同时保持内层的热量。我们发现，这会导致地表排放量在一周左右急剧下降，然后随着地壳变冷而逐渐恢复。如果在吸积结束后的几天到一个月内获得足够的数据，那么在这些中子星瞬变的光变曲线中应该可以观察到这样的下降。如果确实观察到这种下降，它将对海洋和外壳的化学成分产生强烈的限制。
2014-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence for a Black Hole Remnant in the Type IIL Supernova 1979C
我们分析了IIL型超新星SN 1979 C的X射线观测档案。我们发现它的X射线光度在1995年至2007年的12年间非常恒定，为（6.5+/-0.1）x 10^38 erg/s。高而稳定的光度被认为是恒星质量（~ 5- 10 Msun）的黑洞吸积物质的可能证据，这些物质来自超新星回落盘或双星伴星，或者可能来自中央脉冲星风星云的发射。我们发现，明亮而稳定的X射线光变曲线与由快速旋转的磁星的磁制动提供动力的超新星模型或爆炸波扩展成密集的星周风的模型不一致。
2010-11-10 astro-ph.HE
Migration of Accreting Planets and Black Holes in Disks
本研究通过2D全局流体动力学模拟发现，吸积过程会改变行星和黑洞在盘中的迁移方向，导致向外迁移，表明标准盘迁移理论需谨慎应用于吸积天体。
2024-11-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Parallel tracks as quasi-steady states for the magnetic boundary layers in neutron-star low-mass X-ray binaries
低质量X射线双星（LMXB）中的中子星通常被认为是弱磁化的天体，从它们的低质量伴星中吸积物质形成圆盘。虽然与年轻的中子星系统相比，LMXB中的中子星磁层很弱，但在确定光谱和时间特性之间的相关性方面可以发挥重要作用。在千赫准周期振荡频率与X射线通量的关系平面上出现的平行径迹可以作为研究中子星大磁超星系中磁层-盘相互作用的工具。对于动力学上重要的弱场，在中子星表面附近截断的最内层盘上形成非开普勒磁边界层的可能性很大。这样的边界区域可以具有kHz范围内的频率的振荡模式。我们使用kHz QPO的边界区域模型生成平行轨道。我们还提出了我们的模型的直接应用，如4U 1608- 52，4U 1636- 53，和Aql X-1的单个源的观察到的平行轨道的再现。我们揭示了如何径向宽度的边界层必须改变每个源的长期通量演变再生的平行轨道。对于不同的源，径向宽度的运行看起来相似，并且可以通过描述边界区域长期平均稳定行为的通用模型函数来拟合。平行轨迹则对应于源可以在平均趋势周围占据的可能的准稳态。
2017-10-04 astro-ph.HE
Relativistic precessing jets powered by an accreting neutron star
通过MeerKAT射电观测，发现中子星X射线双星Cir X-1的喷流在约1秒差距尺度上呈S形且进动，位置角变化超110°，周期大于10年，半开角大于33°。
2025-09-10 astro-ph.HE
Gravitational waves from single neutron stars: an advanced detector era survey
随着新的引力波天文学的大门开始打开，这篇评论提供了一个最重要的物理机制，可能导致潜在的可检测的引力辐射从孤立和吸积中子星的排放最新的调查。特别是，我们讨论了引力波驱动的不稳定性和asteroseismology形式主义的f-和r-模式，不同的方式，中子星可以形成和维持非轴对称的四极“山”变形，激发振荡期间磁星耀斑和可能的引力波签名脉冲星故障。我们重点介绍了近年来在每个主题中取得的进展，对每个机制的引力波可探测性进行了新的评估，最后指出了未来工作的关键问题和需要解决的问题。
2018-03-14 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Primordial protostars accreting beyond the $ΩΓ$-limit: radiation effect around the star-disk boundary
我们考虑第一颗恒星的最大质量是否是由原恒星的自旋，即，通过所谓的$ΩΓ$极限，它要求恒星表面的辐射力和离心力之和小于引力的向内拉力。一旦吸积的原恒星达到这样一个边缘状态，恒星就不能更快地旋转，也不允许吸积更多具有向内角动量通量的气体。然而，迄今为止，在讨论$ΩΓ$ -极限对第一恒星形成的影响时，还没有适当地考虑恒星辐射对吸积盘结构的影响。在这里，我们得到了一系列的稳定的吸积盘的解决方案，考虑到这种影响，并找到解决方案没有净角动量流入的恒星与任意的旋转速率，除了那些有限的角动量流量。正角动量流的吸积推动恒星超过$ΩΓ$ -极限，这是只允许与外部压力提供的拱盘。另一方面，没有净角动量流入的吸积不会导致恒星的自旋上升。因此，没有净角动量流入的解的存在表明，即使在达到$ΩΓ$极限后，原恒星也可以通过吸积来保持质量增长。
2017-08-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray emission mechanisms in accreting white dwarfs
本章探讨激变变星中白矮星吸积过程产生X射线的机制，涵盖非磁性与磁性系统的激波和氢燃烧过程，并分析其光谱与时间变异性。
2022-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Continuous Gravitational Waves from Supersoft X-ray Sources: Promising Targets for deci-Hz Detectors
Indian Institute of Science（印度科学学院）；University of Warsaw（华沙大学）
研究通过建模超软X射线源中白矮星的演化，发现其在十赫兹频段内可产生连续引力波，为探测器提供新目标，同时揭示白矮星内部磁场和自转特性。
2026-02-11 astro-ph.HE
Orbital Evolution of Binaries in Circumbinary Disks
基于大规模流体动力学模拟，研究环双星盘中不等质量偏心双星的轨道演化，给出偏心率平衡及并合或扩张的质量比判据。
2023-02-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic Braking of Accreting T Tauri Stars II: Torque Formulation Spanning Spin-Up and Spin-Down Regimes
经典金牛座T星与其周围的吸积盘之间的磁相互作用被认为会影响其自转演化。我们使用2.5维磁流体动力学，轴对称模拟的星盘相互作用，通过PLUTO代码计算，计算这些恒星上的净扭矩。我们将净扭矩分为三个贡献：吸积（自旋向上），恒星风（自旋向下）和磁层喷射（ME）（自旋向上或向下）。在论文I中，我们探讨了相互作用制度，其中恒星磁层截断内盘在一个位置旋转速度比恒星，导致一个强大的净自旋贡献的吸积和ME（“稳定吸积”制度）。在本文中，我们调查的相互作用制度中，截断半径变得更接近，甚至超过共转，它是可能的磁盘材料获得角动量，并定期推出的离心屏障（“螺旋桨”制度）。这降低了吸积扭矩，可以改变ME扭矩的符号，并可能导致净恒星自旋下降配置。这些结果表明，它是可能有一个净自旋的恒星扭矩，即使截断半径内的共转半径（$R_\text{t} \gtrsim 0.7 R_\text{co}$）。我们拟合截断半径的半解析函数，以及与星盘相互作用相关的扭矩（即，的吸积和ME扭矩的总和）和恒星风，允许预测的净恒星扭矩的参数制度，包括净自旋和自旋下降的配置，以及通过一维恒星演化代码调查旋转演化的可能性。
2022-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Point-wise Self-similar Solution for Spiral Shocks in Accretion Disk with Mass Outflow in Binary
本文研究了一个定常、绝热、非轴对称的吸积盘围绕一颗致密双星产生的螺旋激波的性质。首次在基本守恒方程中引入Roche势和Coriolis力，考虑了双星可能产生的各种影响。为了简化研究，本文假设螺旋激波是点向自相似的，且流动处于垂向流体静力平衡。我们还研究了激波压缩引起的质量外流，并将其应用于双星吸积中的白矮星。我们发现，我们的模型将是有益的，以克服特别的假设，光学厚风通常用于研究的超新星Ia的祖先。
2021-09-09 astro-ph.HE
Accretion Discs Trapped Near Corotation
我们表明，光盘吸积到旋转的恒星的磁层可以最终在一个“被困”的状态，其中光盘的内边缘保持在共转半径附近，即使在低和变化的吸积率。在这些捕获状态的吸积可以是稳定的或循环的，我们探讨这些国家在很宽的参数空间。我们发现两个不同的区域的不稳定性，一个相关的积累和释放的质量外的磁盘共转，其他大规模存储在过渡区附近的共转。通过一组长时间尺度上的计算，我们展示了如何从非吸积和完全吸积的初始条件演化出捕获态，并计算了循环吸积对恒星自旋演化的影响。对这里发现的周期的观测将为磁层吸积的物理学提供重要线索。在这方面讨论了最近的观测周期和其他不寻常的变化金牛T星（EXOR）和X射线双星。
2011-10-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ocean g-modes on transient neutron stars
中子星的海洋是由离子和电子组成的等离子体，从中子星外壳的底部延伸到等离子体结晶成固体外壳的深度。在X射线瞬变的吸积爆发期间，物质在中子星主星的包层中积累。这种积累压缩了中子星的外层，并在海洋和地壳中引发了核反应。吸积驱动的加热提高了海洋的温度，增加了海洋中g模式的频率;当吸积停止时，海洋冷却，海洋g模式频率降低。如果观测到的在吸积中子星上的低频准周期振荡是海洋中的g模，那么观测到的准周期振荡频率将在爆发期间增加-当海洋温度达到稳态时达到最大值-随后在平静期间减小。对于$\langle \dot{M} \rangle = 0.1 \textrm{--} 1.0\, \dot{M}_{\rm Edd}$之间爆发期间的时间平均吸积率，预测的g-模式基本$n=1$ $l=2$频率在缓慢旋转的中子星的$\approx 3 \textrm{--} 7 \, \mathrm{Hz}$之间。需要额外浅层加热的吸积中子星，如Z源MAXI J 0556 -332、MXB 1659-29和XTE J1701-462，预测g模式基频在$\approx 3 \textrm{--} 16 \, \mathrm{Hz}$之间。因此，在这些源中的$\approx 8 \textrm{--} 16\, \mathrm{Hz}$之间的低频准周期振荡的观测，或在需要浅层加热的其他瞬态中的观测，将支持观测到的准周期振荡的…
2016-11-17 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
Line Driven Winds from Variable Accretion Discs
我们使用数值流体动力学模拟研究线驱动的风从吸积α盘发射。基于以前的工作，其中驱动辐射场是静态的，我们计算了随时间变化的辐射通量从本地，可变吸积率的光盘。我们发现，在建立一个稳定的状态在光盘，光盘光度的变化~ 15%与风的质量通量的变化~ 2-3。在达到稳定状态后，当光度变化下降到~ 3%时，这些相关性就消失了，因为质量通量的变化主要是由风的内在变化决定的。这在低光度运行中尤其明显，其中由于失败风的更大流行，内在变率更高。质量通量的变化主要是由于在圆盘大气附近形成的团块和空隙传播到气流的低速部分，这一过程可能受到圆盘强度局部变化的影响。通过计算质量流出的归一化标准差，我们表明，在更高的光度下，光度变化对质量流出的影响更加明显。然而，由于亮度增加的质量流出的绝对变化是更大的低光度模型，由于亮度-质量流量的比例关系变得陡峭。我们进一步讨论了CV和AGN和观测前景的影响。
2023-01-09 astro-ph.HE
Latest trends in the study of accretion and outflows around compact objects
黑洞和中子星的天体物理学研究在最近十年有了新的进展，人们认识到在中子星的视界或表面附近的次开普勒流和与之相关的离心势垒在决定吸积物质的辐射光谱性质和外流形成方面起着重要作用。这个区域可以保持稳定或振荡，这取决于吸积率，比角动量和比能量的流动。振荡的复杂性可能取决于流入从流出接收的反馈程度。该区域可以发射硬X射线或软X射线，这取决于由该区域拦截的热电子和软光子的相对数量。我们讨论了这些性质是如何产生的，以及它们如何解释黑洞候选者的观测结果。
2017-04-07 astro-ph.HE
Three-dimensional Simulations of Magnetospheric Accretion in a T Tauri Star: Accretion and Wind Structures Just Around Star
我们进行三维磁流体动力学模拟在金牛座T星的磁层吸积研究的吸积和风的结构在恒星附近。吸积到恒星上的气体包括来自磁层边界的气体和失败的盘风。吸积气体通常以多柱吸积的形式存在，这与观测结果一致。吸积流的角动量的一个显着的部分被删除的磁场的锥形盘风和湍流失败的风内部和附近的磁层。结果，与基于质量吸积率的简单估计相比，吸积扭矩显著减小。恒星自转通过改变磁层边界的稳定性条件来影响锥盘风的时变特性。然而，时间平均磁层半径仅微弱地依赖于恒星自旋，这与经典理论预测的恒星自旋通过磁矩控制磁层半径不同。磁层边界处的环向场与极向场的强度之比，是磁转矩的一个关键参数，对自旋也不敏感;它是由磁盘动力学决定的。考虑到新发现的三维效应，我们从稳态角动量输运方程得到了与Ghosh & Lamb关系非常相似的磁层半径的标度关系。
2022-11-02 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Hyper-Eddington mass accretion onto a black hole with super-Eddington luminosity
我们进行一维辐射流体动力学模拟，以解决吸积流到大质量黑洞（BH）与一个非常高的速度。假设光子捕获将从中心区域出现的亮度限制为$L\lesssim L_{\rm Edd}$，Inayoshi，Haiman和Ostriker（2016）已经表明吸积流稳定到“超爱丁顿”解决方案，具有稳定和等温的（$T\simeq 8000$ K）邦迪轮廓，达到$\gtrsim 5000$乘以爱丁顿吸积速率$\dot{M}_{\rm Edd}\equiv L_{\rm Edd}/c^2$。在这里，我们解决的可能性，气体吸积与有限的角动量形成一个明亮的核吸积盘，光度超过爱丁顿极限（$1\lesssim L/L_{\rm Edd}\lesssim 100$）。结合我们的模拟与分析模型，我们发现，过渡到稳定的超爱丁顿吸积仍然发生，只要光度保持低于$L/L_{\rm Edd}\lesssim 35~(M_{\rm BH}/10^4~M_\odot)^{3/2}(n_\infty/10^5~{\rm cm^{-3}})(T_\infty/10^4~{\rm K})^{-3/2}(r_{\star}/10^{14}~{\rm cm})^{-1/2}$，其中$n_\infty$和$T_\infty$是周围气体的密度和温度，和$r_\star$是光球的半径，在辐射出现。如果光度超过这个值，吸积就变成偶发性的。我们的结果可…
2016-07-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
Eclipses of continuous gravitational waves as a probe of stellar structure
虽然引力波只与物质发生微弱的相互作用，但它们的传播受到引力势的影响。如果一个引力波源被一颗恒星遮蔽，测量这些扰动提供了一种直接测量整个恒星内部质量分布的方法。我们计算预期夏皮罗时间延迟，放大和偏转在日食期间，并显示如何可以用来推断食体的质量分布。我们确定连续的引力波从中子星作为最好的候选人来检测这种效果。当太阳食过一个遥远的源时，根据食的深度，时间延迟可以改变$\sim 0.034$ ms，引力波应变振幅可以增加$\sim 4$ %，源在天空中的视位置可以改变$4''$。与充满罗奇瓣的伴星一起吸积的中子星有很高的概率出现日食，产生类似的时间延迟，但在振幅和天空位置上无法检测到变化。即使对于旋转最快的中子星来说，这种时间延迟也只相当于引力波相位的百分之几，这使得它成为一个极具挑战性的测量。然而，如果连续的引力波源存在于当前天文台的探测极限之下，下一代仪器将能够以足够的精度观测它们，以测量食星的信号。探测这种效应将提供一种新的直接探测恒星内部的方法，补充星震学和太阳中微子探测。
2019-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Bimodality of Wind-fed Accretion in High Mass X-ray Binaries
研究了高质量X射线双星中吸积中子星的X射线光电离的影响。通过对X射线辐射影响下线驱动风流的流体方程的简单分析，揭示了控制X射线双星X射线光度的新原理。在本研究中，我们考虑线驱动加速和X射线光电离，求解吸积流的运动方程。在X射线辐照的影响下，我们发现流动方程有两类解。第一个解决方案的特点是由一个缓慢的风速，导致一个大的吸积率。第二个解决方案是一个快速的风流动，导致一个小的吸积率。我们发现，只有具有快风和微弱X射线光度的解才是稳定解。另一方面，具有大X射线光度的慢风解是不可能实现的。在明亮的X射线双星系统中，X射线亮度会增加，直到强的X射线降低线驱动的加速度，并导致风的停滞。这一结果暗示了一个重要的结论，即风馈X射线发射双星的X射线光度将由风滞止极限决定。同时，X射线光度小的快风解也可以是稳态。明亮的X射线源，如船帆座X-1，将有有限的光度风停滞，而微弱的系统，如静止的超巨星快速X射线瞬变可能是在微弱的解决方案。
2014-03-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
