超爱丁顿吸积在超亮中子星双星系统中

我们讨论了星系 M82 中超亮 X 射线源 NuSTAR J095551+6940.8 的性质，该源包含一颗吸积中子星。该中子星的表面磁场为 $B_{NS} \approx 1.4 \times 10^{13 } \, {\rm G}$，吸积率为 $9 \times 10^{-7} M_\odot {\rm \, yr}^{-1}$。磁层半径接近共转半径，约为 $\sim 2 \times 10^8$ cm。由于恒星磁场有效穿透共转半径之外的盘，作用在中子星上的吸积力矩远低于简单磁层吸积模型的预期。因此，表面辐射的辐射力并未导致强烈的日冕风，而是将等离子体沿磁力线推向赤道盘。该中子星近似为正交旋转体，其自转轴与磁矩之间的夹角 $\geq 80$ 度。吸积通过光学厚、几何薄且平坦的吸积“帘”发生，该帘横切极冠。尽管如此，来自中子星表面的高辐射压仍小于流经帘的吸积物质的动压，因此无法阻止吸积。在小于几个恒星半径的距离处，散射截面的磁抑制变得重要。X 射线光度（脉冲和持续分量）既来自作为硬 X 射线分量的中子星表面，也来自吸积盘再处理产生的软分量。