超亮 X 射线暂现源的模型

现在人们广泛接受，大多数超亮 X 射线源（ULXs）是双星系统，其巨大的（高于 $10^{39}$ erg s$^{-1}$）视光度由恒星级致密天体的超爱丁顿吸积所解释。许多 ULXs，特别是那些包含磁化中子星的系统，具有高度变异性；有些表现出暂现行为。大光度可能意味着大的吸积盘，因此可能易于发生已知驱动矮新星和低质量 X 射线双星暂现源爆发的热-黏性不稳定性。本文旨在将 X 射线暂现盘不稳定性模型扩展并推广到大型（外半径大于 $10^{12}$ cm）吸积盘的情况，并将其应用于描述在爆发时具有超爱丁顿吸积率、且在某些情况下具有超爱丁顿质量转移率的系统。我们使用盘不稳定性模型代码计算了吸积盘的时间演化和爆发性质。我们表明，只要吸积盘的自照射是有效的，即使吸积率超过爱丁顿值（可能由于盘中心部分发射的 X 射线通量在盘外缘部分上的散射回照），加热前沿也能到达盘的外边缘，产生高吸积率。我们还提供了爆发可观测性质的解析近似。我们成功复现了具有大吸积盘的银河系暂现源（如 V404 Cyg）以及一些 ULXs（如 M51 XT-1）的观测性质。如果吸积是中子星，我们的模型可以复现 ESO 243-39 HLX-1 爆发的峰值光度和衰减时间。我们所预测的爆发持续时间、衰减时间与峰值光度之间关系的观测检验将非常受欢迎。