[論文レビュー] Super-Eddington accretion in ultra-luminous neutron star binary

Maxim Lyutikov|arXiv (Cornell University)|Oct 31, 2014

Astrophysical Phenomena and Observations参考文献 1被引用数 7

ひとこと要約

本論文は、超光度X線源NuSTAR J095551+6940.8における、ほぼ垂直に回転する中性子星が、光深さが大きく幾何学的に薄い「カーテン」状のプラズマによって、降着する物質を放射圧から遮断する、新しい降着レジームを提案する。主な結果として、磁場の浸透により降着トルクが抑制され、放射圧が降着を停止させないため、30倍Eddingtonに達する超Eddington光度が維持可能である。これにより、極めて高い光度にもかかわらず、効率的なエネルギー放出が可能となる。

ABSTRACT

We discuss properties of the ultra-luminous $X$-ray source in the galaxy M82, NuSTAR J095551+6940.8, containing an accreting neutron star. The neutron star has surface magnetic field $ B_{NS} \approx 1.4 imes 10^{13 } \, { m G}$ and experiences accretion rate of $9 imes 10^{-7} M_\odot { m \, yr}^{-1} $. The magnetospheric radius, close to the corotation radius, is $\sim 2 imes 10^8$ cm. The accretion torque on the neutron star is reduce well below what is expected in a simple magnetospheric accretion due to effective penetration of the stellar magnetic field into the disk beyond the corotation radius. As a result, the radiative force of the surface emission does not lead to strong coronal wind, but pushes plasma along magnetic field lines towards the equatorial disk. The neutron star is nearly an orthogonal rotator, with the angle between the rotation axis and the magnetic moment $\geq 80$ degrees. Accretion occurs through optically thick -- geometrically thin and flat accretion "curtain", which cuts across the polar cap. High radiation pressure from the neutron star surface is nevertheless smaller than that the ram pressure of the accreting material flowing through the curtain, and thus fails to stop the accretion. At distances below few stellar radii the magnetic suppression of the scattering cross-section becomes important. The $X$-ray luminosity (pulsed and persistent components) comes both from the neutron star surface as a hard $X$-ray component and as a soft component from reprocessing by the accretion disk.

研究の動機と目的

• 標準的な降着モデルでは予想できない、中性子星連星NuSTAR J095551+6940.8における超EddingtonX線光度（最大30×L_Edd）の起源を説明すること。
• 高い降着率と低いスピン上昇率の不一致を解消すること。これは、磁場がコローション半径を越えてディスクに浸透していることを示唆する。
• 放射圧が極めて高い光度にもかかわらず降着を停止させないメカニズムを構築すること。具体的には、幾何学的に薄く光深さの大きなカーテンによって降着プラズマを遮断することで実現する。
• 中性子星のほぼ垂直な磁気双極子配置が、平坦で細い降着カーテンを形成し、放射圧への露出を最小限に抑えることを示すこと。
• 観測された光度とスピン進化を、中性子星の磁場推定値と一致させること。標準的なコローションに基づく磁場推定値は、実際の表面磁場を約4倍過大評価していることを示す。

提案手法

• 磁気圏降着理論を修正し、アルヴェン半径とコローション半径のバランスを用いて降着流の構造をモデル化する。
• 標準的な降着出力式 L_acc = ηṀGM/R_NS を適用し、光度をEddington限界 L_Edd に対して l_E = L_X / L_Edd で関連付ける。
• 磁気双極子場と質量降着率を仮定し、平衡状態にあるコローション半径 r_c = (GM/Ω²)^{1/3} と照らし合わせて磁気圏半径 r_A を導出する。
• 降着カーテンの幾何学的形状を、ディスクと交差する磁気双極子場線を用いてモデル化し、内縁は磁気圧 p_A で定義する。
• 放射圧と衝撃圧のバランスを組み込み、高い光度下でも降着が進行可能かどうかを評価する。
• r < 2R_NS における磁場による散乱断面積の抑制を用いて、高い光学的厚さにもかかわらず物質が侵入・降着可能であることを示す。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 なぜ中性子星は放射圧によって停止せずに、超Eddington光度を維持できるのか？
• RQ2 なぜ観測されたスピン上昇率が、極めて高い降着率に見合うほどではないのか？
• RQ3 コローション半径を越えて磁場が浸透することで、降着トルクはどのように変化するのか？
• RQ4 特に平坦なカーテン形状の降着流が、高い光学的厚さにもかかわらず、効率的な放射エネルギーの放出を可能にするメカニズムは何か？
• RQ5 スピン上昇測定から推定される磁場（3×10¹² G）が、光度とコローションから推定される磁場（1.4×10¹³ G）よりも顕著に低いのはなぜか？

主な発見

• NuSTAR J095551+6940.8の磁気星表面磁場は1.4×10¹³ Gであり、若年パulsarと整合的だが、マグネター水準より低い。
• 降着は、極小の角度幅（約0.1ラジアン）の幾何学的に薄く光深さの大きな「カーテン」を通じて行われ、極磁区を横断する。
• コローション半径を越えて磁場がディスクに浸透しているため、降着トルクが抑制され、結果として観測された低いスピン上昇率が説明できる。
• 放射圧は、r < 2R_NS であっても、流入物質の衝撃圧よりも小さいため、降着を停止させない。
• アルヴェン半径 r_A ≈ 2×10⁸ cm とコローション半径 r_c = 2×10⁸ cm が平衡状態にあり、安定な降着構成が保たれている。
• 観測光度（約30×L_Edd）が維持されているのは、降着カーテンが降着物質の大部分を放射から遮断しており、表面からのX線放射とディスク内での再放射が効率的にエネルギー放出を可能としているためである。