[论文解读] The spectral and beaming characteristics of the anomalous X-ray pulsar 4U 0142+61

J. Trümper, N. D. Kylafis+2 more|arXiv (Cornell University)|Nov 7, 2010

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 3被引用 5

一句话总结

该论文提出，异常X射线脉冲星4U 0142+61的能量来源于从再填充盘吸积物质，X射线辐射由偶极磁场中的集体运动和热Compton化过程塑造。该模型通过扇形束（主脉冲）和各向同性表面辐射（次级脉冲）解释了硬X射线谱尾和能量依赖的脉冲轮廓，60 keV处的谱峰被解释为回旋共振散射，得出表面偶极磁场强度为$ B \approx 7 \times 10^{12}(1+z) $ G。

ABSTRACT

AXPs and SGRs constitute a special population of young neutron stars, which are thought to be magnetars, i.e., neutron stars with super-strong magnetic fields (10^14 - 10^15 G). Assuming that AXPs and SGRs accrete matter from a fallback disk, we attempt to explain the energy-dependent pulse profiles of AXP 4U 0142+61, as well as its phase-dependent energy spectra. In the fallback disk model, the Thomson optical depth along the accretion funnel is significant and bulk-motion Comptonization operates efficiently. This is enhanced by resonant cyclotron scattering. The thus scattered photons escape mainly sideways and produce a fan beam, which is detected as a main pulse up to energies of ~160 keV. The approximately isotropic emission from the stellar surface (soft thermal photons and reflected hard X-ray ones) is detected as a secondary pulse. This secondary pulse shows a bump at an energy of ~60 keV, which may be interpreted as resonant cyclotron scattering of fan-beam photons at the neutron-star surface, implying a dipole magnetic field strength B ~7 x 10^12 (1+z) G, where z is the gravitational redshift. Our model explains the soft and hard X-ray spectra of 4U 0142+61 and its energy dependent pulse profiles of the quiescent emission, while the short bursts are due to magnetar-type processes taking place in superstrong multiple fields.

研究动机与目标

• 确定异常X射线脉冲星（如4U 0142+61）持续X射线辐射的起源。
• 解决这些源是否具有超强磁星磁场（$>10^{15}$ G）或‘正常’偶极磁场（$10^{12}-10^{13}$ G）的争议。
• 解释4U 0142+61中观测到的能量依赖脉冲轮廓和硬X射线谱尾。
• 将再填充盘吸积模型与谱和时域数据进行对比检验。

提出的方法

• 通过偶极磁场强度为$10^{12}-10^{13}$ G的吸积柱中集体运动和热Compton化建模X射线辐射。
• 在漏斗区模拟具有显著汤姆孙光学厚度和共振回旋散射的光子输运。
• 通过考虑两种辐射成分（扇形束，主脉冲；各向同性表面辐射，次级脉冲）计算出射谱和脉冲轮廓。
• 利用引力红移$z$校正从观测到的60 keV谱峰推断的磁场强度。
• 将模型预测与X射线观测得到的相位依赖能量谱和脉冲轮廓进行比较。
• 评估吸积加热、热传导和内部加热在极帽加热中的作用。

实验结果

研究问题

• RQ1 4U 0142+61的硬X射线谱尾和能量依赖脉冲轮廓是否可由偶极磁场中的吸积而非磁星活动来解释？
• RQ2 基于次级脉冲中观测到的60 keV谱峰，所暗示的表面偶极磁场强度是多少？
• RQ3 Compton化和共振回旋散射如何塑造观测到的X射线谱和脉冲轮廓？
• RQ4 再填充盘吸积模型是否与脉冲轮廓和相位演化的长期稳定性一致？
• RQ5 该模型能否同时解释持久辐射和超爱丁顿爆发？

主要发现

• 高达~160 keV的硬X射线谱尾源于吸积柱中的集体运动和热Compton化，产生扇形束，被探测为第一主脉冲。
• 次级脉冲源于中子星表面的各向同性辐射，由于扇形束光子的共振回旋散射，在~60 keV处出现显著峰。
• 60 keV峰表明表面偶极磁场强度为$ B \approx 7 \times 10^{12}(1+z) $ G，与再填充盘模型一致，无需超强磁场。
• 该模型以自洽方式成功解释了4U 0142+61的软X射线和硬X射线谱以及能量依赖的脉冲轮廓。
• 超爱丁顿爆发并非由吸积引起，而可能源于局部多极磁场（$ B \sim 10^{14}-10^{15} $ G），类似于太阳耀斑。
• 吸积过程由偶极磁场介导，不干扰负责巨爆发的多极磁场，从而为持久辐射和爆发辐射提供了统一图景。