关于吸积毫秒X射线脉冲星IGR J17062–6143的盘截断评估及类II型爆发的探测

《Journal of High Energy Astrophysics》：On the assessment of the disk truncation and detection of type-II-like bursts from the accreting millisecond X-ray pulsar IGR J17062–6143

　　摘要我们对2022年对吸积毫秒X射线脉冲星IGR J17062-6143进行的NuSTAR和NICER观测进行了光谱分析。在这些观测期间，该源保持在硬光谱态，光度约为爱丁顿光度的0.13-0.14%。NuSTAR光谱的连续发射完全由幂律分量或由高电子温度（?100 keV）等离子体对吸积盘光子的康普顿化发射所主导。无论选择何种连续谱模型，NuSTAR光谱还清楚地显示出吸积盘反射的证据、6-8 keV附近宽Fe K线以及峰值在20 keV的康普顿鼓包。我们的光谱研究表明，自洽的相对论反射模型relxill揭示了一个延伸到靠近中子星表面（～6-20 Rg）的吸积盘，其倾角较低（～41度）。此外，我们首次在该源的NICER观测中探测到了类II型爆发。类II型爆发的光变曲线轮廓呈现出不同的模式，主要与所谓的mode-0以及从mode-0到mode-1的类II型爆发转变有关。持续（爆发前）和爆发发射的能谱可以很好地用吸收康普顿化分量来描述，分别散射盘分布和黑体分布的光子，其冕的温度为1-3 keV。尽管类II型爆发的起源尚不十分清楚，但它可能与吸积流的盘-磁层相互作用有关。

引言中子星低质量X射线双星（NS LMXBs）由一颗中子星（NS）组成，它从质量小于致密主星的伴星吸积气体（Bahramian and Degenaar, 2022, Shapiro and Teukolsky, 1983, Tanaka, 1997）。从供体星转移的吸积物质通常具有角动量，并不会直接落到致密天体上（Lynden-Bell and Pringle, 1974）。在双星系统中，当供体星充满其洛希瓣时发生质量转移，物质通过内拉格朗日点（L1）流动（Kopal, 1989, Roche, 1849）。由于在L1点角动量守恒，吸积物质在致密天体周围形成吸积盘（Anzer and Boerner, 1980, Frank et al., 2002）。吸积盘中下落物质由于其向内穿过盘等离子体的运动而产生冲压压力（Gunn and Gott, 1972）。中子星通常具有磁场B～10^8?10^9 G（Thompson and Duncan, 1993）。朝向中子星的吸积流在阿尔芬半径（RA）处被截断，在该处吸积物质的向内冲压压力与磁压力相当（Ghosh et al., 1977）。在阿尔芬半径内部，中子星的磁场决定物质的流动。磁场将物质沿磁力线导向中子星的磁极。吸积物质在向中子星磁极下落的过程中，在加速过程中被加热并辐射X射线。吸积毫秒X射线脉冲星（AMXPs）是NS LMXBs，其中中子星快速自旋到高频率（ν≥100 Hz），吸积气体被弱磁场（B～10^8?9 G）从吸积盘中引导出来，沿着磁力线到达中子星的磁极，从而产生自旋频率下的X射线脉动（Patruno and Watts, 2021）。

内吸积盘能向中子星延伸多远取决于中子星的磁场（Lamb et al., 1973）。吸积盘在磁层半径（Rm）附近被截断，Rm是阿尔芬半径的一部分，Rm=ξRA，其中ξ（～0.5?1）取决于几何结构和盘-磁层相互作用（Ghosh and Lamb, 1979）。在磁层半径处，吸积物质的冲压压力与中子星磁层的磁压力相当。共转半径（Rco）定义为从中子星到开普勒盘中物质的角速度等于中子星自旋角频率的距离。在磁层内部，吸积流偏离开普勒运动，并越来越受磁场控制（M?nkk?nen et al., 2022a）。吸积物质沿着指向中子星磁极的磁力线被漏斗状引导（M?nkk?nen et al., 2022b）。当吸积物质撞击中子星表面时，其引力势能以X射线辐射的形式释放（Zhu, 2025）。当磁层靠近共转半径时，盘-磁层相互作用变得不稳定，吸积物质可能在磁层边界附近累积并间歇性地释放到中子星表面，导致短暂的X射线辐射爆发（Salvo et al., 2024）。

这些爆发可以根据其能量来源分为两类：I型和II型。一般来说，I型X射线爆发源于在中子星表面累积的吸积物质的不稳定热核点燃（Belian et al., 1976, Lewin et al., 1993）。II型爆发归因于吸积流的失稳，而不是中子星表面的热核燃烧（Bagnoli et al., 2015）。II型爆发之间的复发时间从几分钟到几小时不等。在I型爆发期间，对应于黑体辐射的温度因不稳定的热核燃烧而升高。爆发后，中子星被加热的表面层经历辐射冷却，表现为衰减阶段（Jaisawal et al., 2024）。与在衰减阶段显示冷却尾的I型爆发不同，II型爆发不显示明显的冷却阶段，其特征是在爆发的整个时间演化过程中黑体温度几乎保持恒定（Hirotani et al., 1990）。

源IGR J17062-6143（以下简称J17062）是在2006年INTEGRAL观测期间发现的（Churazov et al., 2007）。从RXTE仪器探测到的163.65 Hz脉动将该源确定为AMXP（Strohmayer and Keek, 2017）。Strohmayer and Keek (2017)估计了磁场上限B?3.5×10^8 G。van den Eijnden et al. (2018)在低倾角情况下估计了磁场下限B?4.8×10^6 G。他们还报告了在3-79 keV能量范围内的观测通量～0.98×10^-10 ergs cm^-2 s^-1。Strohmayer et al. (2018)估计倾角在19°和27.5°之间，分别对应于质量为1.4M⊙和2.0M⊙的中子星。通过反射研究，在J17062的先前观测中已确认了宽铁发射线，表明来自内吸积盘的硬X射线反射（Keek et al., 2017, van den Eijnden et al., 2016）。Strohmayer and Keek (2017)的先前研究表明，该源具有高电离吸积盘和低吸积通量。它是一个持续源，长期质量吸积率??2.5×10^-11M⊙ yr^-1（Keek et al., 2017, Strohmayer et al., 2018）。此前，已从该源观测到I型X射线爆发（Degenaar et al., 2013, Keek et al., 2017）。例如，Degenaar et al. (2013)在2012年爆发期间观测到的爆发注量范围为(1.60?1.82)×10^-5 erg cm^-2。平均热辐射黑体通量估计为～4.8×10^-8 erg cm^-2 s^-1。Keek et al. (2017)估计平均黑体温度kT～0.29 keV，未吸收热辐射峰值黑体通量～6.0×10^-8 erg cm^-2 s^-1。与爱丁顿光度相等时，到源的距离估计为d=7.3±0.5 kpc。此外，光谱分析表明，在爆发期间反射区域显著向中子星移动，内盘半径从Rin～200Rg减小到～14Rg。盘的内向迁移表明爆发发射对吸积流有强烈影响，导致内吸积盘几何结构的改变。

NuSTAR前所未有的灵敏度和宽能量带宽，且不受堆积畸变的影响，使我们能够清晰地绘制各种中子星X射线双星中的反射特征。源J17062在2015年至2022年间被NuSTAR有效地观测了三次。2015年至2016年间的先前NuSTAR观测被不同作者分析过，宽波段光谱分析揭示了来自高电离盘的反射特征（Degenaar et al., 2017, Keek et al., 2017）。通过反射光谱学，Degenaar et al. (2017)推断出吸积盘在距中子星表面?100 Rg处被截断，距离非常远。推断的内半径显著大于通常在吸积中子星中观测到的值。Keek et al. (2017)也对2015年NuSTAR观测进行了光谱分析，并从光谱拟合中建议内盘半径较大，约为～210Rg。后来，van den Eijnden et al. (2018)分析了2016年NuSTAR观测以及2015年观测。他们发现吸积盘在～77Rg处被强烈截断，假设高倾角。他们还报告说，2016年NuSTAR观测的数据质量不足以约束完整的宽波段相对论反射光谱。然而，在所有这些研究中，一些重要参数并未被不同的反射模型很好地约束。例如，Degenaar et al. (2017)无法用反射模型约束倾角。此外，推断的内半径几乎无法约束。尽管Rin超过了100Rg，但RISCO无法被排除。van den Eijnden et al. (2018)也指出，低倾角和延伸到中子星的盘不能被排除。

考虑到这些情况，我们对最近的NuSTAR观测进行了光谱分析，以精确约束各种参数。我们系统地研究了连续谱和反射发射，并应用不同的连续谱和自洽相对论反射模型来对系统参数施加严格约束。我们在NICER观测中探测到了不寻常的爆发光变曲线轮廓，并将其归因于类II型爆发。我们对持续发射和爆发发射进行了光谱分析，使用的是在NuSTAR观测前五个月的NICER观测。本文的结构如下。在第2节中，我们阐述观测细节并描述数据约简过程。在第3节中，我们讨论与观测对应的光变曲线性质。在第4节中，我们介绍适用于持续和爆发发射的相关模型的光谱分析技术，以进行光谱分析。最后，在第5节中，我们基于观测和光谱分析得出的推论进行讨论。

章节片段观测与数据约简核光谱望远镜阵列（NuSTAR）由NASA于2012年6月13日发射，是首个在高能（3?79 keV）范围内工作的聚焦硬X射线望远镜（Harrison et al. 2013）。中子星内部成分探测器（NICER）任务致力于研究中子星在0.2–12 keV（软）X射线波段的热和非热发射（Gendreau et al., 2016）。本工作中呈现的分析基于NuSTAR和

光变曲线源J17062的长期MAXI/GSC光变曲线如图1左上角面板所示，指示了本分析所考虑的NuSTAR FPMA/B观测（Matsuoka et al., 2009）。对应于观测1、2和3的完整NuSTAR FPMA/FPMB和NICER/XRT光变曲线分别如图1右上、左下和右下角面板所示。NuSTAR观测（观测1）呈现总体持续发射，计数率在～1.5-2.5 counts s^-1范围内。对于NICER

持续发射持续和爆发发射的光谱分析使用XSPEC v12.15.1（Arnaud 1996）进行。为了考虑视线方向的星际吸收，我们使用了TBabs模型。最初，我们尝试同时拟合3–30 keV的NuSTAR FPMA和FPMB光谱，使用吸收幂律模型。它提供了连续发射的良好描述，χ2/dof = 1177/542，幂律光子指数Γ约为～2.5。最佳拟合光谱图如

讨论我们对2022年4月25日和9月19日分别用NICER和NuSTAR获得的吸积毫秒脉冲星J17062的两次观测进行了光谱分析。在3–79 keV和0.2–10 keV能量范围内，NuSTAR（观测1）和NICER（观测3）观测期间未吸收的持续通量分别为7.62×10^-11和8.19×10^-11 ergs cm^-2 s^-1。

持续的NuSTAR通量与早期NuSTAR观测获得的3–50 keV通量一致。
利益冲突声明
作者声明他们没有已知的竞争财务利益或个人关系，这些可能被认为会影响本文报告的工作。
CRediT作者贡献声明
Aditya S. Mondal：写作 – 审阅与编辑、写作 – 初稿、可视化、监督、软件、方法论、形式分析、概念化。Mahasweta Bhattacharya：写作 – 初稿、软件。Swarnendu Jana：软件。Biplab Raychaudhuri：写作 – 审阅与编辑、方法论。Gulab C. Dewangan：方法论。
Aditya S. Mondal|Mahasweta Bhattacharya|Swarnendu Jana|Biplab Raychaudhuri|Gulab C. Dewangan