答 辩 人：徐 倩 指导老师：李向东 教授 专业方向：天体物理

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1 答 辩 人：徐 倩 指导老师：李向东 教授 专业方向：天体物理
硕士论文答辩 低质量X射线双星的演化 答 辩 人：徐 倩 指导老师：李向东 教授 专业方向：天体物理 南京大学天文与空间科学学院

2 提 纲 1. 概述 ― X射线天文学、X射线双星 Ⅰ X射线双星观测特征 Ⅱ LMXBs的形成与演化 Ⅲ LMXBs演化过程中的主要物理机制
提 纲 1. 概述 ― X射线天文学、X射线双星 Ⅰ X射线双星观测特征 Ⅱ LMXBs的形成与演化 Ⅲ LMXBs演化过程中的主要物理机制 致密星质量对LMXBs的演化的影响 数值计算结果 3. 总结和展望

3 概 述 X射线天文学

4 Sco X-1 (Giacconi et al. 1962) Swift (2004) Chandra (1999) INTEGRAL (2002) XMM-Newton(1999)

5 X射线双星 - 银河系内发现的X射线源超过300多个，Lx~ erg/s；Chandra在河外星系也发现了X射线源

6 高质量X射线双星和低质量X射线双星的对比

7 1. 高质量X射线双星(HMXBs) 伴星：早型OB星 主星：中子星或黑洞 银河系内100多个，河外星系(M81、天线星系)
寿命较短(由伴星演化时标决定， yr)，与年轻星族成协 中子星有较强磁场 G，X射线脉冲 Lopt/Lx>1，光学光度由伴星贡献，X射线辐射由主星贡献(谱较硬，≥ 15 keV)

8 HMXBs的分类 超巨星(标准型)/X射线双星 Be/X射线双星 X per 系统 (Reig & Roche 1999)
(伴星OB型，光度型Ⅰ、Ⅱ) (伴星OB型，光度型Ⅲ、Ⅳ型) X per 系统 (Reig & Roche )

9 超巨星/X射线双星 轨道周期 < 10 d，e ≤ 0.1，如 Cen X-3、 LMC X-1 Be/X射线双星 轨道周期 ≈ d，e = ，多分布于LMC、SMC

10 2. 低质量X射线双星(LMXBs) 银河系内100多个，13个位于球状星团中
沿银河系核球方向和球状星团中分布较集中、银盘上分布较弥散，年龄 > 109 yr，年老星族 谱较软(吸积盘的谱)，≤ 10 keV，较少X射线脉冲(较弱磁场， G)，多数有X射线暴(磁场强于1011 G将被抑制，Lewin & Joss, 1983)和准周期震荡现象(QPOs)

11 3. LMXBs的形成和演化 LMXBs形成的标准理论： 面临的困难： 大质量主星(中子星/黑洞的前身星) + 小质量伴星；宽轨道
(1) 极端质量比( > 10)的原初双星很难形成 小质量伴星不能有效驱散外包层 SN爆发过程中系统易瓦解

12 解释LMXBs形成的模型： a. Podsiadlowski et al. (2003) b. Ivanova (2006)
c. Li (2008)

13 LMXBs的演化 LMXBs的物质传输 伴星核演化、角动量损失(MB、GR) 主序星阶段rlo: 角动量损失, 超致密双星系统
红巨星阶段后rlo: 伴星核演化, 宽轨道双星系统, Porb-MWD Pbif ≈ 1 d 宽轨道BMSPs的形成 (Pi > Pbif) 红巨星演化阶段的伴星：Mc~L ， ↑ L=4πR2σT4，MHe-R rlo时： RL~a、q，R≈RL， ，Porb=f(Mc)

14 Tauris & Savonije (1999) He-WD伴星 0.18≤MWD/ M⊙ ≤0.45
与β值(系统损失质量占总传输质量比例)、物质传输方式、磁制动力矩大小无关

15 MWD 不确定，依赖轨道倾角、脉冲星质量；观测无(Porb，MWD)，不适用Porb > 100d

16 b. 短轨道周期BMSPs的形成 (Pi < Pbif) 形成He-WD和MSP对或致密的LMXBs
对于后者：< 1 hr，NS蒸发、瓦解伴星 (Ruderman et al ) 黑寡妇毫秒脉冲星 PSR (Fruchter et al )

17 4. X射线双星物质传输过程 a. 洛希瓣渗溢(RLO) (Eggleton, 1983)

18 Kippenhahn & Weigert (1967)
RLO的三种类型：A型、B型和C型

19 质量传输的稳定性 初始稳定标准： ζL ≤ ζdonor

20 b. 公共包层(CE)演化 Webbink (1984) & de Kool (1990)

21 致密星质量对LMXBs演化的影响 NS LMXBs 伴星质量、NS质量
Pbif (Pylyser & Savonije (1988)，Pylyser & Savonije (1989)) NS LMXBs 伴星质量、NS质量 Porb-MWD (Rappaport et al. (1995); Tauris & Savonije (1999) NS LMXBs 初始致密星质量 (De Vito & Benvenuto, 2010) IMBH LMXBs 球状星团 (Maccarone et al ) 形成过程不清 (Miller & Colbert 2004) M1,i = 1.4 ~ 103 M ⊙ 取自(Ma & Li, 2009)

22 角动量损失机制 (Sills et al. 2000) M2 ~ 0.1 – 1.1 M☉

23 质量传输率 保守质量传输率 非保守质量传输率 NS LMXBs 非保守，Pbif，≤ 3% BH LMXBs 爱丁顿吸积率大，更小质量比

24 数值结算结果 M1,i=1M⊙（X=0.7, Y=0.28, Z=0.02）

25 M1,i = 1.4 M⊙ M1,i = 100 M⊙ M1,i = 103 M⊙

26

27 伴星质量的演化

28 De Vito & Benvenuto (2010) Tauris & Savonije (1999)

29 IMBH LMXBs 球状星团，潮汐捕获，碰撞 P > Pbif 宽轨道有超光度爆发态的X射线暂现源
(Kalogera et al. 2004) P < Pbif 伴星氢丰度低，暗弱X射线暂现源 (King & Wijnands 2006)

30 总结与展望 NS ~ IMBH，Pbif，质量传输率影响小 Pi=2 d，M2,i=1M⊙
Porb-MWD Tauris & Savonije (1999) ,De Vito & Benvenuto (2010) 伴星质量 – 6 M⊙ 金属丰度 物质传输速率

31 Thank you!