[论文解读] Settling accretion onto slowly rotating X-ray pulsars

N. I. Shakura, К. А. Постнов+2 more|arXiv (Cornell University)|Feb 3, 2013

Astrophysical Phenomena and Observations参考文献 53被引用 14

一句话总结

本文提出了一种理论模型，用于描述缓慢旋转的X射线脉冲星的准球形亚音速吸积，其中角动量通过准静态壳层中的大尺度湍流运动传递，导致旋转律为 $ω \sim 1/R^2$。该模型解释了自转加速/减速行为和亮度涨落，并可基于观测到的自转与亮度变化估算中子星磁场和风速。

ABSTRACT

Quasi-spherical subsonic accretion onto slowly rotating magnetized NS is considered, when the accreting matter settles down subsonically onto the rotating magnetosphere, forming an extended quasi-static shell. The shell mediates the angular momentum transfer to/from the rotating NS magnetosphere by large-scale convective motions, which lead to an almost iso-angular-momentum rotation law inside the shell. The accretion rate through the shell is determined by the ability of the plasma to enter the magnetosphere due to Rayleigh-Taylor instability while taking cooling into account. The settling regime of accretion is possible for moderate X-ray luminosities L <4 10^36 erg/s. At higher luminosities a free-fall gap above the NS magnetosphere appears due to rapid Compton cooling, and accretion becomes highly non-stationary. From observations of spin-up/spin-down rates of wind accreting equilibrium XPSRs with known orbital periods (GX 301-2, Vela X-1), the main dimensionless parameters of the model and be determined and the NS magnetic field can be estimated. For equilibrium pulsars with independent measurements of the magnetic field the velocity of the stellar wind can be estimated without the use of complicated spectroscopic measurements. For non-equilibrium pulsars, a maximum possible value of the spin-down rate of the accreting neutron star exists. From observations of the spin-down rate and the X-ray luminosity in such pulsars (e. g. GX 1+4, SXP 1062 and 4U 2206+54) a lower limit on the neutron star magnetic field is obtained, which in all cases turns out to be close to the standard 10^12-10^13 G value, in agreement with cyclotron line measurements. The model explains both the spin-up/spin-down of the pulsar frequency on large time-scales and the irregular short-term frequency fluctuations, which may correlate or anti-correlate with the X-ray luminosity fluctuations.

研究动机与目标

• 为缓慢旋转的磁化中子星的准球形亚音速吸积建立理论框架。
• 解释X射线脉冲星中观测到的自转加速/减速行为及不规则频率涨落。
• 在不依赖光谱测量的前提下，估算中子星磁场和伴星风速。
• 确定由于康普顿冷却导致的驻留吸积向自由下落吸积转变的条件。
• 为解释大质量X射线双星中长期自转趋势与短期涨落提供物理解释基础。

提出的方法

• 将吸积建模为围绕中子星磁层的准静态、亚音速壳层，角动量传递由大尺度湍流运动介导。
• 利用能量与动量平衡推导的径向流动运动方程，包含湍流加热和康普顿冷却。
• 通过 $ (dQ/dt)^+_{t} = \frac{c_s^3}{2\alpha_t R} m_t^3 $ 表达湍流加热速率，其中 $ m_t $ 为湍流马赫数。
• 通过 $ (dQ/dt)^{-}_C = -\frac{c_V(T - T_x)}{t_C} $ 考虑康普顿冷却，其中冷却时间记为 $ t_C $。
• 利用包含湍流与冷却效应的修正伯努利型方程求解临界点速度 $ |u_r| $。
• 推导无量纲速度比 $ f(u) = |u_r|/u_{ff} $，以判断吸积为亚音速（驻留）或超音速（自由下落间隙）。

实验结果

研究问题

• RQ1 在缓慢旋转的X射线脉冲星的准球形吸积中，何种物理机制介导角动量传递？
• RQ2 在何种条件下，由于康普顿冷却导致驻留吸积转变为自由下落吸积？
• RQ3 能否利用观测到的自转加速/减速速率和X射线亮度推断中子星磁场和伴星风速？
• RQ4 湍流运动与冷却如何影响吸积流中临界点的位置？
• RQ5 什么解释了观测到的频率涨落与X射线亮度变化之间的相关性或反相关性？

主要发现

• 当吸积率超过 $ \dot{M} \lesssim 4 \times 10^{16} $ g/s 时，由于快速康普顿冷却，将形成自由下落间隙，此时驻留吸积不再成立。
• 对于平衡态脉冲星如 GX 301-2 和 Vela X-1，观测到的自转加速/减速速率可用于估算中子星磁场和伴星风速，无需光谱测量。
• 在非平衡态脉冲星如 GX 1+4、SXP 1062 和 4U 2206+54 中，该模型预测了最大可能的自转减速速率，由此得出的磁场下限与回旋线测量结果一致。
• 该模型可同时解释长期自转趋势与短期频率涨落，这些涨落可能与X射线亮度变化呈正相关或负相关。
• 由于湍流与冷却作用，临界点位置上移；当 $ t_{ff}/t_C \approx 0.46 $ 时，径向速度达到自由下落速度的 $ f(u) \approx 0.5-0.6 $ 倍。
• 在各向同性湍流（$ m_t = 1 $）情况下，$ A \approx 1.23 $；在各向异性湍流（$ m_{\parallel}=1 $）情况下，$ A \approx 0.8 $，该参数影响临界点速度。