非磁化中子星上的超临界吸积：为何可行？

为理解为何中子星上的超临界吸积可行，我们通过2.5维广义相对论（GR）辐射磁流体力学（RMHD）模拟仔细考察吸积流动力学，比较非磁化中子星（NS）与黑洞（BH）的吸积情形。超临界BH吸积相对容易，因为BH可吞没多余辐射能量，从而在其附近辐射通量可向内。该机制对具有固体表面的NS绝不可能起作用。事实上，我们发现辐射力始终向外。相反，我们发现由于强辐射压驱动外流，质量吸积率显著减小。辐射通量 $F_\mathrm{rad}$ 自调节使得辐射力与重力和离心力之和平衡。即使辐射能量密度远超爱丁顿光度所预期者 $E_\mathrm{rad} \simeq F_\mathrm{rad}\tau/c> 10^2 L_\mathrm{Edd}/(4\pi r^2 c)$，辐射通量始终保持在某一确定值以下，这使得不将全部气体从吸积盘吹走成为可能。这些效应使超临界吸积可行。我们还发现，在NS表面附近形成了沉降区，其中吸积被辐射垫层显著减速。在沉降区，辐射温度与质量密度分别大致遵循 $T_\mathrm{rad} \propto r^{-1}$ 与 $\rho \propto r^{-3}$。BH周围不出现沉降区，因而物质能以超声速被BH直接吞没。