[论文解读] Quark-nova remnants IV: Application to radio emitting AXP transients

Rachid Ouyed, D. A. Leahy+1 more|arXiv (Cornell University)|Sep 27, 2008

Magnetic confinement fusion research参考文献 1被引用 4

一句话总结

本文通过建模铁-rich简并环物质吸积引发的X射线爆发以及光球层处磁泡耗散产生的射电辐射，将夸克超新星模型扩展至解释瞬变异常X射线脉冲星（AXPs）XTE J1810−197和1E 1547.0−5408。该模型成功再现了观测到的X射线光曲线、温度演化以及射电延迟，预测XTE J1810−197的延迟约为1年，1E 1547.0−5408的延迟约为1个月，且自转减慢率的变化与磁岛漂移动力学相关。

ABSTRACT

(Abridged) XTE J1810-197 and 1E 1547.0-5408 are two transient AXPs exhibiting radio emission with unusual properties. In addition, their spin down rates during outburst show opposite trends, which so far has no explanation. Here, we extend our quark-nova model for AXPs to include transient AXPs, in which the outbursts are caused by transient accretion events from a Keplerian (iron-rich) degenerate ring. For a ring with inner and outer radii of 23.5 km and 26.5 km, respectively, our model gives a good fit to the observed X-ray outburst from XTE J1810-197 and the behavior of temperature, luminosity, and area of the two X-ray blackbodies with time. The two blackbodies in our model are related to a heat front (i.e. Bohm diffusion front) propagating along the ring's surface and an accretion hot spot on the quark star surface. Radio pulsations in our model are caused by dissipation at the light cylinder of magnetic bubbles, produced near the ring during the X-ray outburst. The delay between X-ray peak emission and radio emission in our model is related to the propagation time of these bubbles to the light cylinder. We predict a ~1 year and ~1 month delay for XTE J1810-197 and 1E 1547.0-5408, respectively. The observed flat spectrum, erratic pulse profile, and the pulse duration are all explained in our model as a result of X-point reconnection events induced by the dissipation of the bubbles at the light cylinder. The spin down rate of the central quark star can either increase or decrease depending on how the radial drift velocity of the magnetic islands changes with distance from the central star. We suggest an evolutionary connection between transient AXPs and typical AXPs in our model.

研究动机与目标

• 通过夸克超新星框架解释XTE J1810−197和1E 1547.0−5408中瞬变AXPs的双X射线黑体辐射及爆发现象。
• 解释射电辐射相对于X射线峰值的延迟现象，并阐明两个源之间不同的时间延迟。
• 在统一模型下解释相反的自转减慢率趋势——XTE J1810−197中减小，1E 1547.0−5408中增大。
• 再现这些瞬变射电源的平坦射电谱、不规则脉冲轮廓及高光度特征。
• 通过夸克超新星机制建立瞬变AXPs与典型AXPs之间的演化联系。

提出的方法

• 通过建模一个开普勒轨道、铁-rich的简并环物质的瞬时吸积来模拟X射线爆发，其内半径和外半径分别为23.5 km和26.5 km。
• 引入两个X射线黑体组分：一个来自沿环表面传播的热前峰（Bohm扩散前峰），另一个来自夸克星表面吸积热点。
• 通过光球层处磁泡耗散模拟射电辐射，传播延迟满足公式 $ t_{\rm prop.} /propto P^{7/2 - \beta/2} / \tilde{P}^{1/2} $，其中 $ \beta $ 定义磁层密度的径向依赖关系。
• 利用光球层处的X点磁重联事件解释平坦射电谱、不规则脉冲轮廓及脉冲宽度的可变性。
• 基于磁层中磁岛的径向漂移速度变化，建模自转减慢率的演化。
• 通过观测到的X射线光度衰减 timescales（280天和870天）以及射电通量密度增强（分别为爆发前水平的50倍和16倍）对模型进行标定。

实验结果

研究问题

• RQ1 是什么机制导致了瞬变AXPs XTE J1810−197和1E 1547.0−5408的X射线爆发？为何它们表现出双黑体组分？
• RQ2 为何X射线峰值与射电辐射之间存在显著延迟？为何两个源的延迟时间不同？
• RQ3 该模型如何解释观测到的平坦射电谱和不规则、可变的脉冲轮廓？
• RQ4 何种物理机制能解释相反的自转减慢率趋势——XTE J1810−197中减小，1E 1547.0−5408中增大？
• RQ5 夸克超新星模型能否提供一个统一的演化框架，将瞬变AXPs与典型AXPs联系起来？

主要发现

• 该模型成功再现了XTE J1810−197的X射线光曲线，其中高温黑体（T ~ 0.65 keV）衰减时间约为280天，温黑体（T ~ 0.3 keV）衰减时间约为870天。
• 对于XTE J1810−197，模型预测由于磁泡传播至光球层，射电辐射延迟约1年，与观测结果一致（射电辐射在X射线峰值约1年后开始）。
• 对于1E 1547.0−5408，模型预测延迟时间约为1个月，与观测到的射电辐射在X射线峰值后约1个月开始的时序一致。
• 平坦射电谱与不规则脉冲轮廓由光球层处磁泡耗散引发的X点磁重联事件所解释。
• 自转减慢率的演化——XTE J1810−197中减小，1E 1547.0−5408中增大——取决于磁岛径向漂移速度随距夸克星距离的变化方式。
• 该模型自洽地预测：热前峰（BF）与吸积热点（HS）随时间演化，HS在某一极的初始面积约为120 km²，随着BF扩展而减小。