中子星结构与基底加热对 I 型 X 射线暴的影响及代码比较

I 型 X 射线暴是由中子星（NS）吸积层上热核燃烧触发的快速增亮现象。光变曲线代表了中子星的物理性质以及富质子核上的核反应。吸积中子星的数值处理与中子星内部的物理尚不确定，这给观测 X 射线光变曲线的建模带来了不确定性。在本研究中，我们研究理论 X 射线暴模型，并将暴光变曲线与 GS~1826-24 观测进行比较。我们利用 MESA 代码着重考察中子星质量、中子星半径以及基底加热对中子星表面的影响。我们发现中子星质量与光变曲线参数间存在单调关联：质量越高，重复时间越长，峰值光度越大。而半径越大，重复时间越长，峰值光度几乎不变。在基底加热增强的情形下，重复时间与峰值光度均减小。我们还使用基于广义相对论并考虑中心中子星的另一数值代码 HERES 检验了上述结果。我们发现，通过调整 MESA 中的基底加热参数，两种 X 射线暴代码的暴率、暴能量与暴强度几乎相同（相对误差 $\lesssim5\%），而持续时间与上升时间在两者间差异显著（相对误差可能达$\sim50\%）。峰值光度与 e 折时间在两种代码间针对不同吸积率呈现参差不齐。