双星系统与吸积 李向东 2013.8.17，北京
中子星的能源 能源 观测表现 热能 年轻的冷却中子星 转动动能 射电脉冲星 磁能 强磁星 引力势能 吸积中子星 核能 吸积中子星的X射线暴
吸积 中子星吸积通常发生在双星系统中 孤立中子星也可能有吸积过程 吸积能否发生取决于中子星的转动、磁场和外部物质的密度、速度、温度等
中子星与周围物质的相互作用 RST- stopping radius, RLC - light cylinder radius， 状态 条件 辐射能源 观测表现 射电脉冲星相 RST > RLC 转动动能 射电脉冲星 超声速螺旋桨相 RM > RC 转动动能、引力势能 暗弱X射线源 亚声速螺旋桨相 RM < RC , TM > TCR 吸积相 RM < RC , TM < TCR 引力势能 明亮X射线源 RST- stopping radius, RLC - light cylinder radius， RM - magnetosphere radius, RC - corotation radius
吸积方式（I） 洛希瓣渗溢
吸积方式（II） 星风吸积（Bondi-Hoyle wind accretion）
吸积能 中子星和黑洞的吸积是宇宙中最有效的产能方式 定义产能效率为e 核反应：e = 0.007 白矮星：e = 10-4
X射线双星 辐射温度介于黑体温度（光学厚情形） 和热温度（光学薄情形）之间 辐射主要在X射线波段
主要特征 银河系中已发现超过300个X射线双星 主要分布在银道面、银心和球状星团中
分类 根据伴星性质的不同，X射线双星分为大质量、中等质量和小质量X射线双星
观测特征 特性 大质量X射线双星 小质量X射线双星 伴星质量 >10Msun <1Msun 吸积方式 风吸积、洛希瓣渗溢 洛希瓣渗溢、风吸积 中子星磁场 强（~1012 G，脉冲辐射） 弱（<1010 G，X射线暴） 光学辐射 Lopt/Lx ~0.1-1000 Lopt/Lx ~0.001-0.01
大质量X射线双星（I） 大质量X射线双星又可分为超巨星X射线双星和Be/X射线双星
大质量X射线双星（II） 持续源 超巨星X射线双星 暂现源 Be/X射线双星（硬X射线暂现源） 超巨星X射线双星（超巨星X射线快变源）
X射线脉冲星
中子星磁场测定 强磁场下电子共振散射产生的回旋线 E0=11.6B12/(1+z) keV
X射线脉冲星的自转周期与轨道周期分布 The Corbet Diagram
脉冲周期的变化 长期演化、短期突变
中子星与磁场的相互作用
小质量X射线双星
I型X射线暴（I） 持续时间~10-100 s，间隔时间~小时-天，光度~1036-1038 erg/s 中子星表面的热核反应 4U 1820-30
I型X射线暴（II） 在衰减期X射线能谱可以用面积不变、温度变化的黑体谱描述 由此得到的黑体辐射半径可以估计中子星的大小 Rbb = d (Fbol/sT4)1/2 ~0.9 keV ~2.3 keV ~1.2 keV 4U 1724-30
时变特征 来自中子星—脉冲辐射、热核暴振荡 来自吸积盘—准周期振荡
脉冲辐射 SAX J1808-3658 4U 1728-34
毫秒X射线脉冲星的发现有力支持了毫秒射电脉冲星的再循环理论 Progenitor binary SN radio pulsar LMXB (Recycled) ms pulsar
准周期振荡现象 振荡频率可以用来限制中子星的大小
理论解释 差频模型 吸积盘相对论进动模型 吸积盘振动模型 MHD波动模型
参考文献 Accretion power in astrophysics, J, .Frank, A. R. King, & Raine, D. Cambridge University Press, 2002 X-ray binaries, W. H. G. Lewin, J. van Paradijs, & E. P. J. van den Heuvel, eds., Cambridge University Press, 1995 Compact stellar X-ray sources, W. H. G. Lewin, M. van der Klis, eds. Cambridge University Press, 2006