發(fā)布時(shí)間：2025-01-10 23:20

　　X射線雙星是由一顆致密星(通常是中子星(Neutron star,簡(jiǎn)稱NS),也有黑洞和白矮星)和一顆光學(xué)伴星組成,并且致密星發(fā)出明亮的X射線輻射。研究X射線雙星中的中子星對(duì)我們?nèi)チ私鈴V義相對(duì)論過(guò)程、輻射機(jī)制、吸積盤(pán)、以及形成與演化等物理過(guò)程提供了天然的實(shí)驗(yàn)室。磁場(chǎng)是中子星的重要物理參數(shù),而回旋吸收線是直接測(cè)量中子星磁場(chǎng)的唯一方法。我們?cè)噲D通過(guò)X射線雙星的磁場(chǎng)、自旋周期等物理參數(shù),去研究其雙星吸積過(guò)程以及演化信息。我們首先調(diào)研了 X射線能譜上的回旋吸收線40年來(lái)的研究進(jìn)展。并以回旋吸收線作為探測(cè)中子星磁場(chǎng)結(jié)構(gòu)和吸積柱幾何結(jié)構(gòu)的探針,從觀測(cè)上和理論上進(jìn)行了總結(jié)。之后,我們利用基于回旋吸收線測(cè)量的NS-高質(zhì)量X射線雙星(High mass X-ray binaries,簡(jiǎn)稱HMXBs)的磁場(chǎng)強(qiáng)度與基于磁偶極模型測(cè)量的轉(zhuǎn)動(dòng)功能脈沖星磁場(chǎng)強(qiáng)度對(duì)比。發(fā)現(xiàn)NS-HMXBs的磁場(chǎng)強(qiáng)度和年輕的射電脈沖星磁場(chǎng)強(qiáng)度都是正太分布,且來(lái)源于同一個(gè)分布。這可能暗示著在NS-HMXBs的磁場(chǎng)在其非吸積加速階段(百萬(wàn)年)中磁場(chǎng)沒(méi)有衰減,并且在其(～0.1百萬(wàn)年)吸積階段磁場(chǎng)也幾乎沒(méi)有衰減。最后,我們利用基于回旋吸收線...

【文章頁(yè)數(shù)】：100 頁(yè)

【學(xué)位級(jí)別】：碩士

【部分圖文】：

圖1 電子躍遷時(shí)散射截面隨靜止能量變化圖[30]

其中,θ是光子入射方向與磁力線方向的夾角,是引力紅移量,G是引力常數(shù),M*和R*分別是中子星的質(zhì)量和半徑,n是量子數(shù),n=1代表基頻回旋吸收線能量,n=2,3,4,···分別代表2,3,4,···階諧頻回旋吸收線能量�；匦�吸收線在X射線能譜中表現(xiàn)為疊加的n階吸收線特征。對(duì)能譜擬合....

圖2 4 U 0115+634的X射線能譜[15]

其中,F是光子數(shù)流量;E是能量;α是譜光子指數(shù)(冪律指數(shù)),其值通常為0.5～2.0;Ec是截?cái)嗄芰?其值通常為5～30keV;A是系數(shù);Ef是折疊能。以下是幾種常用的能譜擬合模型:(1)冪律函數(shù)加費(fèi)米-狄拉克形式的指數(shù)截?cái)嗪瘮?shù)模型(Fermi-Diraccutoff,FDC....

圖3 回旋吸收線能量與連續(xù)譜截?cái)嗄芰康年P(guān)系

早在Ginga衛(wèi)星時(shí)代,人們通過(guò)觀測(cè)發(fā)現(xiàn),回旋吸收線能量與X射線能譜的截?cái)嗄芰看嬖谡�相關(guān)關(guān)系[14]。這一關(guān)系在RXTE時(shí)代又被進(jìn)一步證實(shí)[32]。圖3顯示了這一關(guān)系,其中,回旋吸收線能量在35keV以下時(shí)相關(guān)性比較明顯,而在高能段相關(guān)性并不很明顯。4U1626-67的結(jié)果....

圖4 回旋吸收線能量與回旋吸收線寬度的關(guān)系

有限溫度下的磁場(chǎng)散射截面模型和蒙特卡羅模型等理論預(yù)言,越窄的回旋吸收線應(yīng)該越深[155]。但實(shí)際觀測(cè)發(fā)現(xiàn),回旋吸收線分?jǐn)?shù)寬度與其深度存在正相關(guān),即越寬的回旋吸收線往往深度越深(見(jiàn)圖5)。圖5回旋吸收線分?jǐn)?shù)寬度與其深度的關(guān)系

本文編號(hào)：4025582