X射线脉冲星的准球形吸积理论

本文构建了慢旋转磁化中子星的准球形亚声速吸积理论模型。在该模型中，吸积物质以亚声速沉降到旋转的磁层上，形成一个扩展的准静态壳层。该壳层通过大尺度对流运动，在自旋减慢阶段介导从旋转中子星磁层移除角动量的过程。穿过壳层的吸积率由等离子体进入磁层的能力决定。当吸积率适中，即 $\dot M< \dot M_*\simeq 4\times 10^{16}$ g/s 时，可实现沉降吸积机制。在更高吸积率下，由于快速康普顿冷却，中子星磁层上方会出现自由下落间隙，吸积变得高度非稳态。通过观测已知轨道周期X射线脉冲星的自旋加快/自旋减慢率（角旋转频率导数 $\dot \omega^*$，以及扭矩反转附近 $\partial\dot\omega^*/\partial\dot M$），可以确定该模型的主要无量纲参数，并估算中子星的磁场。我们以三个风供能X射线脉冲星 GX 301-2、Vela X-1 和 GX 1+4 为例，通过确定这些参数对该模型进行了说明。该模型既解释了脉冲星频率在大时间尺度上的自旋加快/自旋减慢，也解释了不规则的短期频率涨落，这些涨落在不同系统中可与X射线通量涨落呈相关或反相关。研究表明，在实际脉冲星中，由于大尺度对流维持的强各向异性径向湍流运动，更倾向于遵循 $\omega \sim 1/R^2$ 的近似等角动量旋转定律。