刁振琪 王德華 葉長青

(貴州師范大學(xué)物理與電子科學(xué)學(xué)院貴陽550025)

1 引言

近二十年以來, 高能衛(wèi)星在年輕的超新星遺跡(Supernova Remnant, SNR)中心發(fā)現(xiàn)了一些孤立的點(diǎn)源, 這些源被進(jìn)一步證實(shí)是區(qū)別于活躍的射電脈沖星或磁星的另外一類中子星, 因此被稱為中心致密天體[1–2](Central Compact Object, CCO). 這些源主要分布于銀盤附近, 其所在遺跡的年齡約為0.3–7 kyr, 且未觀測到脈沖星(Pulsar)星風(fēng)云. 目前已發(fā)現(xiàn)10顆CCO, 它們具有穩(wěn)定的軟X射線輻射, 但卻未檢測到射電、光學(xué)等其他波段的輻射. CCO的X射線輻射呈現(xiàn)典型的黑體譜, 溫度約為0.2–0.5 keV[3],輻射特征半徑約為0.1–3 km, X射線光度約為1033–1034erg·s?1, 大于其自身的自轉(zhuǎn)能損率(), 因此通常認(rèn)為CCO除自轉(zhuǎn)供能外, 還存在其他的供能方式. 截至目前,有3顆CCO探測到自旋周期[4–5], 分別是RX J0822.0-4300 (113 ms)[6]、1E 1207.4-5209(424 ms)[7]和CXOU J185238.6+004020 (105 ms)[8]. 這3顆源的表面磁場強(qiáng)度分別約為3.27×1010Gs、9.83×1010Gs和3.05×1010Gs. 由于CCO的表面磁場強(qiáng)度比其他正常脈沖星小1–2個量級, 因此也常被稱為“反磁星”[9–10]. 已發(fā)現(xiàn)的10顆CCO所處的超新星遺跡、周期、磁場等基本信息如表1所示.

表1 中心致密天體參數(shù)Table 1 Parameters of central compact objects

CCO作為一類年輕的脈沖星, 呈現(xiàn)出豐富的觀測現(xiàn)象: 首先, 源1E 1207.4-5209觀測到Glitch現(xiàn)象, 其有助于研究CCO的自旋演化; 其次, 源1E 1207.4-5209在其X射線能譜上觀測到多階回旋共振散射特征(簡稱回旋吸收線), 能量分別約為0.7 keV、1.4 keV、2.1 keV和2.8 keV[18], 導(dǎo)出的磁場強(qiáng)度約為6×1010Gs. 同時, 源RX J0822.0-4300也在其X射線能譜上觀測到回旋吸收線[33],能量約為0.8 keV,導(dǎo)出的磁場強(qiáng)度約為7×1010Gs.這些結(jié)果為CCO的低磁性提供了直接觀測證據(jù); 再次, 源CXOU J232327.9+584842所在的超新星遺跡Cas A是目前已知最年輕的遺跡, 其年齡約為327 yr, 這對研究中子星內(nèi)部冷卻具有重要意義. 最初, 一些科學(xué)家認(rèn)為該脈沖星的溫度每十年下降～4%[34], 但最新的觀測認(rèn)為該值誤差較大[35–36]. 最后, CCO候選體1E 161348-5055曾被報(bào)道探測到～6.7 h的自旋周期[37–38]. 如果被證實(shí), 則該周期是目前發(fā)現(xiàn)最長的脈沖星自旋周期.有觀點(diǎn)認(rèn)為該源可能存在某種特殊的制動機(jī)制, 導(dǎo)致其自旋減慢[37].

目前SNR cat-High Energy Observations of Galactic Supernova Remnants數(shù)據(jù)庫中共記錄有383個超新星遺跡, 而觀測確認(rèn)的CCO共有10顆, 因此可推測CCO的誕生率約為2.61%. 關(guān)于CCO的起源, 有學(xué)者認(rèn)為它們的前身星和一般的恒星無異, 只是恒星核的緩慢旋轉(zhuǎn)導(dǎo)致了它們的磁場低于正常脈沖星[20,26,39], 但這種觀點(diǎn)不能解釋CCO熱輻射的各向異性. 另一種觀點(diǎn)認(rèn)為CCO可能是處于寧靜期的磁星(Magnetar,包括Anomalous X-ray Pulsar (AXP)和Soft Gamma Repeater (SGR), 磁星具有Giltch、暴(burst)、爆發(fā)(outburst)、巨型耀斑(giant flares)等現(xiàn)象)[9]. 例如有學(xué)者認(rèn)為CCO源J232327.9+584842的觀測性質(zhì)與處于寧靜時期的AXP或SGR相似. 又如, 有的學(xué)者認(rèn)為CCO候選體1E 161348-5055的觀測性質(zhì)與AXP非常相似, 其可能是制動磁星. 對于CCO的低磁場, 有的觀點(diǎn)認(rèn)為其誕生時磁場就比較低, 也有觀點(diǎn)認(rèn)為是CCO誕生后經(jīng)演化而減弱的. 特別是Doroshenko等[40]在CCO源XMMU J173203.3-344518的超新星遺跡G353.6-0.7內(nèi)發(fā)現(xiàn)一顆后漸近支巨星(Post-Asymptotic Giant Branch Star), 并認(rèn)為其與該CCO的前身星可能處于雙星系統(tǒng)中, 后來由于超新星爆發(fā)而分離. 這一觀點(diǎn)提出了CCO雙星起源的可能性. 本文試圖分析CCO的物理性質(zhì), 并基于吸積中子星周期-磁場演化模型來探討CCO雙星起源的可能性. 我們提出了一種CCO可能的演化過程: 雙星系統(tǒng)中的一顆恒星先經(jīng)歷超新星爆發(fā), 誕生一顆中子星, 而后第2顆恒星發(fā)生超新星爆發(fā), 而其形成的中子星被踢走, 留下了超新星遺跡和第1顆恒星超新星爆發(fā)產(chǎn)生的中子星, 即CCO. 本文主要內(nèi)容如下: 第2節(jié)分析CCO的周期-磁場分布, 并與其他正常遺跡脈沖星比較, 分析CCO雙星起源的可能性; 第3節(jié)基于吸積中子星的演化模型, 分析雙星系統(tǒng)中CCO的周期-磁場演化路徑; 第4節(jié)分析CCO可能的雙星起源及其演化過程; 第5節(jié)進(jìn)行總結(jié)與展望.

2 周期-磁場分布

本文嘗試分析CCO的自旋周期、表面磁場強(qiáng)度的性質(zhì). 首先, 考慮到超新星遺跡脈沖星分為正常遺跡脈沖星、CCO和磁星3類. 其中, 正常遺跡脈沖星是通過損失自身轉(zhuǎn)動能來提供輻射能量, 即轉(zhuǎn)動供能脈沖星, 而CCO和磁星的X射線光度大于其自轉(zhuǎn)能損率, 因此一般認(rèn)為這兩種源除轉(zhuǎn)動供能外, 還有其他供能方式. 此外, CCO的磁場強(qiáng)度明顯低于正常遺跡脈沖星, 而磁星的磁場強(qiáng)度明顯高于正常遺跡脈沖星, 所以CCO也常被稱作“反磁星”. 因此, 我們嘗試比較CCO與其他正常遺跡脈沖星的自旋周期及表面磁場強(qiáng)度的分布. 數(shù)據(jù)上, 本文收集了ATNF (Australia Telescope National Facility)脈沖星數(shù)據(jù)庫中1906顆孤立射電脈沖星、228顆雙星脈沖星、46顆正常遺跡脈沖星和20顆磁星的自旋周期、表面磁場強(qiáng)度數(shù)據(jù). 同時, 我們還從表1中收集3顆CCO的自旋周期、表面磁場強(qiáng)度數(shù)據(jù).

圖1顯示了中子星表面磁場強(qiáng)度-自旋周期分布. 其中, 正常遺跡脈沖星的P分布在0.016–2.19 s范圍,B分布在4.86×1011–4.88×1013Gs 范圍,而CCO 的P分布范圍在0.105–0.424 s,B分布范圍在3.05×1010–9.83×1010Gs. 進(jìn)一步, 我們分別統(tǒng)計(jì)了正常遺跡脈沖星和CCO自旋周期及表面磁場強(qiáng)度的平均值, 列于表2中. 可以看出, 正常遺跡脈沖星和CCO具有相似的平均自旋周期(分別為0.26 s和0.21 s), 但CCO的平均表面磁場強(qiáng)度(5.4×1010Gs)比正常遺跡脈沖星(7.7×1012Gs)低約2個量級. 為方便對比, 圖2還顯示了CCO和其他超新星遺跡脈沖星表面磁場強(qiáng)度分布的直方圖. 此外, 自旋加速線(Spin-up Line)是雙星系統(tǒng)中吸積加速的特征線, 例如, 從圖1中可以看出絕大數(shù)雙星脈沖星均分布在自旋加速線以下, 表明這些雙星系統(tǒng)的中子星可能存在吸積加速過程. 特別是, 從圖1中還可以看出幾乎所有正常遺跡脈沖星均分布在自旋加速線以上,而3顆CCO全部分布在自旋加速線以下. 根據(jù)再加速理論, 中子星在雙星系統(tǒng)中經(jīng)過吸積過程能顯著降低其表面磁場強(qiáng)度. 因此, 我們懷疑CCO可能是經(jīng)過雙星吸積演化后才導(dǎo)致其表面磁場強(qiáng)度降低的.

圖1 中子星磁場強(qiáng)度–周期(B-P)圖, 其中實(shí)線為愛丁頓吸積加速線[41], 虛線為死亡線[42]. Radio pulsar: 射電脈沖星, Magnetar: 磁星, CCO: 中心致密天體, Binary: 雙星, Normal SNR pulsar: 正常超新星遺跡脈沖星. 該圖數(shù)據(jù)來自ATNF脈沖星表[43].Fig.1 The diagram of the magnetic field strength versus spin period (B-P) of the neutron stars, where the solid line is the Eddington accretion spin-up line[41], and the dotted line is the death line[42]. Radio pulsar: pulsar observed in radio, Magnetar: magnetar, CCO: center compact object, Binary: pulsar in the binary, Normal SNR pulsar: normal supernova pulsar. The data of the figure is from the ATNF Pulsar Catalogue[43].

圖2 中子星表面磁場強(qiáng)度直方圖Fig.2 Histogram of the surface magnetic field strength of the neutron stars

表2 脈沖星平均自旋周期及磁場強(qiáng)度Table 2 The mean spin period and magnetic field strength of the pulsars

3 雙星起源模型分析

我們假設(shè)CCO起源于雙星, 并嘗試基于吸積加速模型, 分析雙星系統(tǒng)中CCO的自旋周期、表面磁場強(qiáng)度的演化路徑.

首先, 磁場演化方面, 根據(jù)再加速理論, 中子星在雙星系統(tǒng)經(jīng)吸積加速后, 其表面磁場強(qiáng)度將會衰減[44]. 進(jìn)一步, Zhang和Kojima提出了磁場強(qiáng)度演化模型[45]:

式中,B0為初始表面磁場強(qiáng)度,Mb為磁場衰減質(zhì)量常數(shù), 一般取值為～10?4M⊙. 根據(jù)(1)式可知, 假設(shè)CCO初始的表面磁場強(qiáng)度約為B0～1012Gs, 則經(jīng)過吸積?M～10?2M⊙的物質(zhì)后, 其表面磁場強(qiáng)度將會降低至目前觀測值B～1010Gs;

其次, 吸積率方面, 根據(jù)再加速理論, 吸積中子星達(dá)到平衡周期的條件為[46]

式中,B9為以109Gs為單位的中子星表面磁場強(qiáng)度,M為中子星質(zhì)量(取值為1.4M⊙),為吸積率,Edd為愛丁頓吸積率(Edd～1018g·s?1),R6為以106cm為單位的中子星半徑(取值為1). 現(xiàn)將表1中3顆CCO:RX J0822.0-4300(P=113 ms,B=3.27×1010Gs)、1E 1207.4-5209 (P= 424 ms,B=9.83×1010Gs)和CXOU J185238.6+004020 (P=105 ms,B=3.05×1010Gs)的自旋周期和表面磁場強(qiáng)度分別代入(2)式, 求得它們的吸積率分別為=1.34×1017g·s?1、=5.52×1016g·s?1和=1.38×1017g·s?1. 可以看出, CCO的吸積率接近1017g·s?1, 即0.1個愛丁頓吸積率. 作為對比, 我們通過調(diào)研得到低質(zhì)量X射線雙星的光度[47], 進(jìn)一步求得它們的吸積率, 并在圖3顯示了它們的吸積率分布直方圖. 可以看出, CCO和低質(zhì)量X射線雙星這類吸積中子星相比, 其吸積率是在正常范圍, 因此CCO有可能經(jīng)歷過吸積加速過程. 但是, 若以1017g·s?1的吸積率, 要達(dá)到CCO所需吸積質(zhì)量?M～10?2M⊙, 需要的時間為約為6×106yr, 這個年齡遠(yuǎn)大于CCO遺跡的年齡(0.3–7 kyr). 因此, 我們懷疑CCO可能存在特殊的演化過程;

再次, 自旋周期演化方面, 根據(jù)再加速理論, 中子星在雙星系統(tǒng)經(jīng)歷吸積加速過程,其自旋周期變化率·P的演化關(guān)系為[48]:

圖3 低質(zhì)量X射線雙星和中心致密天體吸積率直方圖, LMXB: 低質(zhì)量X射線雙星.Fig.3 Histogram of the accretion rates of the low-mass X-ray binaries and central compact object,LMXB: the low-mass X-ray binaries.

我們嘗試根據(jù)(1)式和(3)式計(jì)算分析CCO周期-磁場的雙星演化路徑: 對(3)式進(jìn)行積分, 并結(jié)合(1)式, 設(shè)置吸積率為1017g·s?1, 吸積時間為～106yr, 吸積總質(zhì)量為?M～10?2M⊙, 質(zhì)量常數(shù)為Mb～10?4M⊙. 再設(shè)置初始自旋周期為P0～10 s, 初始表面磁場強(qiáng)度為B0～1012Gs. 經(jīng)計(jì)算, 得到最終自旋周期為P～0.1 s,最終表面磁場強(qiáng)度為B～1010Gs. 圖4顯示了CCO周期-磁場強(qiáng)度的雙星演化過程, 從中可以看出, CCO的自旋周期從P～10 s加速到P～1 s的過程中, 表面磁場強(qiáng)度下降比較慢, 從B～1012Gs下降到B～1011.5Gs, 僅下降了約0.5個量級. 而自旋周期從P～1 s加速到P～0.1 s的過程中, 表面磁場強(qiáng)度下降比較快, 從B～1011.5Gs下降到B～1010.3Gs, 下降近1.2個量級. 同時, 從圖4還可以看出該演化過程與目前的觀測結(jié)果符合得比較好. 因此, 我們認(rèn)為CCO可能起源于雙星.

4 演化路徑

根據(jù)以上的分析, 若CCO起源于雙星系統(tǒng), 其需要在～106yr的時間里, 以1017g·s?1的吸積率吸積?M～10?2M⊙的物質(zhì), 其自旋周期將會從P～10 s降低至P～0.1 s, 其表面磁場強(qiáng)度將會從B～1012Gs降低至B～1010Gs. 但是106yr的演化時標(biāo)遠(yuǎn)大于CCO遺跡的年齡(0.3–7 kyr).

圖4 中子星的磁場強(qiáng)度–周期演化圖. 圖例類似于圖1.Fig.4 The evolution diagram of the magnetic field strength versus period of the neutron stars. The legend of the figure is similar to Fig.1.

我們認(rèn)為CCO起源于雙星, 并且經(jīng)歷過～106yr的吸積加速過程. 而為解決與CCO所在超新星遺跡年齡較短這一矛盾, 我們認(rèn)為CCO所處的遺跡可能并非其自身超新星爆發(fā)的遺跡, 而是有其他的演化路徑. 據(jù)此, 我們提出了CCO的一種新的可能演化過程: 如圖5所示, CCO起源于雙大質(zhì)量恒星(大于8M⊙)系統(tǒng), 質(zhì)量較大的恒星先經(jīng)歷超新星爆發(fā)形成一顆中子星(A星), 組成中子星–恒星系統(tǒng). 而后該系統(tǒng)經(jīng)過～107yr后,第2顆恒星進(jìn)入后主序演化, A星中子星開始吸積. 再經(jīng)過～106yr, 當(dāng)A星中子星吸積?M～10?2M⊙的物質(zhì)后, 其伴星發(fā)生超新星爆發(fā), 產(chǎn)生中子星(B星)和超新星遺跡.B星中子星的超新星爆發(fā)時產(chǎn)生一個～400–500 km·s?1的踢速度[50], 由于雙星軌道較大, A星中子星的引力并不能拉住B星中子星, 使得兩個中子星脫軌分離. 最終, 留下了A星中子星即觀測到的CCO, 所在遺跡為B星的超新星遺跡.

5 總結(jié)與展望

CCO作為一類年輕的超新星遺跡脈沖星, 其起源一直備受關(guān)注. 首先, CCO與其他正常遺跡脈沖星相比, 具有相似的自旋周期, 但其表面磁場強(qiáng)度較其他正常遺跡脈沖星低～2個量級. 如此低的磁場強(qiáng)度讓我們懷疑CCO可能起源于雙星: 根據(jù)吸積中子星的演化模型, 雙恒星系統(tǒng)中質(zhì)量較大的恒星先進(jìn)行超新星爆發(fā), 形成一顆初始磁場B～1012Gs, 初始周期P～10 s的中子星. 經(jīng)過～107yr, 該中子星的伴星進(jìn)入后主序演化, 開始雙星吸積過程, 經(jīng)歷～106yr, 當(dāng)中子星吸積?M～10?2M⊙的物質(zhì)后, 表面磁場強(qiáng)度將會降低至B～1010Gs, 周期將會加速到P～100 ms, 即觀測到的CCO. 此外, 基于吸積假設(shè)計(jì)算出的CCO的吸積率與低質(zhì)量X射線雙星觀測的吸積率相比是在合理的范圍內(nèi), 因此, 我們認(rèn)為CCO起源于雙星, 并且經(jīng)歷過～106yr的吸積加速過程. 而后伴星超新星爆發(fā), 形成的中子星被踢走, 而CCO所處的遺跡可能是其伴星超新星爆發(fā)所產(chǎn)生的遺跡. 通過這個理論演化模型, 我們預(yù)言雙星中CCO的伴星超新星爆發(fā)產(chǎn)生了一個類似于Crab脈沖星的快速旋轉(zhuǎn)、強(qiáng)磁的中子星. 若射電望遠(yuǎn)鏡能夠觀測到這顆源,那么我們將獲得兩顆新誕生的不同類型中子星, 這對于研究兩類新型脈沖星和它們的冷卻演化、約束中子星的物理參數(shù)將是難得的樣本.

圖5 CCO雙星演化圖Fig.5 The diagram of the binary evolution of the CCOs