莊 千 鋒

（湘潭大學(xué)物理與光電工程學(xué)院，湖南 湘潭 411105）

0 引 言

毫赫茲（mHz）頻率上的準(zhǔn)周期震蕩（quasi-peri‐odic oscillations，QPO）信號首先探測于中子星低質(zhì)量X射線雙星4U 1636-53、4U 1608-52和Aql X-1 3個系統(tǒng)［1］.mHz QPO的性質(zhì)與其他類型的QPO不同：只有當(dāng)雙星系統(tǒng)的X射線輻射光度（L）處于2.00～20.00 keV特定范圍時，L=（0.5～1.5）×1037ergs/s，mHz QPO才會出現(xiàn)，并且當(dāng)I型X射線熱核暴爆發(fā)時，mHz QPO就會立即消失.此外，mHz QPO具有非常低的頻率，約為7～9 mHz，其相對均方根（rootmean-square，RMS）振幅隨著能量的增加而顯著降低［1-2］.最新研究表明，在＜3.00 keV 能段，mHz QPO的RMS振幅隨著能量的增加而增加，在＞3.00 keV能段其隨著能量的增加而降低［3］.

目前，理論上認(rèn)為mHz QPO的起源與中子星表面的核燃燒有關(guān).Revnivtsev等［1］提出mHz QPO可能起源于中子星表面一種特殊模式的核燃燒，隨后觀測上得到的結(jié)果支持了該理論；Yu和Van Der Klis［4］表明 4U 1608-52 雙星系統(tǒng)中 mHz QPO 出現(xiàn)期間，kHz QPO的頻率與2.00～5.00 keV能量上X射線光子計數(shù)率呈反相關(guān)關(guān)系，吸積盤的內(nèi)邊緣受到中子星表面輻射產(chǎn)生的輻射壓而向外運動，導(dǎo)致kHz QPO頻率降低；Altamirano等［2］證實4U 1636-53中mHz QPO的頻率在X射線暴爆發(fā)前呈現(xiàn)系統(tǒng)性降低，一旦頻率降至＜9 mHz，mHz QPO就消失并且出現(xiàn)I型X射線暴，這表明mHz QPO與核燃燒有著緊密聯(lián)系；Linares等［5］表明隨著吸積率的增加，X射線脈沖星IGR J17480-2446中的X射線暴逐漸演化為mHz QPO，反之亦然.這種演化進一步證實了mHz QPO起源于中子星表面的核燃燒.

Heger等［6］提出一個關(guān)于 mHz QPO 的理論模型，認(rèn)為mHz QPO起源于吸積中子星表面的亞穩(wěn)態(tài)核燃燒過程，相關(guān)模擬結(jié)果表明，當(dāng)質(zhì)量吸積率接近穩(wěn)定核燃燒和不穩(wěn)定燃燒之間的臨界值時，中子星表面的核燃燒將出現(xiàn)震蕩模式，震蕩周期約為100 s，與觀測到的mHz QPO頻率一致.此外，該模型還能夠解釋mHz QPO僅出現(xiàn)在非常窄的X射線亮度范圍內(nèi)的現(xiàn)象.但是模型中觸發(fā)mHz QPO的吸積率接近Eddington吸積率，比觀測上從光度推導(dǎo)出的吸積率大了約一個數(shù)量級.為了解釋模型和觀測之間的差異，Heger等［6］認(rèn)為燃燒區(qū)域的局部吸積率可能高于整個中子星表面的整體平均吸積率.隨后，Keek等［7］提出如果中子星表面化學(xué)燃料充分混合，同時有更多熱量流入燃燒區(qū)域，則可以在較低的吸積率上觸發(fā)mHz QPO.

觀測上對mHz QPO出現(xiàn)時能譜中黑體成分的溫度進行了研究.Lyu等［8］表明mHz QPO能譜中黑體成分的溫度與QPO頻率之間不存在顯著的相關(guān)性；Stiele等［9］表明 4U 1636-53系統(tǒng)中的 mHz QPO信號并不是來自于能譜中黑體成分的溫度變化；Strohmayer等［10］認(rèn)為 GS 1826-238 系統(tǒng)中 mHz QPO信號可能與能譜中黑體成分的溫度變化相關(guān)；Hsieh和 Chou［11］表明 4U 1636-53系統(tǒng)中 mHz QPO 信號與能譜中黑體成分的溫度不存在顯著的相關(guān)性.

近年來，觀測上對mHz QPO本身特征進行了較為廣泛的研究［3，8-18］，但是對 mHz QPO 出現(xiàn)時中子星表面的物理環(huán)境仍缺乏足夠認(rèn)識.鑒于此，本文將關(guān)注mHz QPO出現(xiàn)前后中子星表面熱輻射可能存在的差異.通過對X射線雙星4U 1636-53中mHz QPO相關(guān)的能譜進行分析，研究此次mHz QPO出現(xiàn)與中子星表面熱輻射之間可能存在的聯(lián)系.

1 研究過程

1.1 XMM-Newton衛(wèi)星數(shù)據(jù)處理與分析

分析歐洲XMM-Newton望遠(yuǎn)鏡對4U 1636-53的一次觀測數(shù)據(jù)，觀測號為0500350301，數(shù)據(jù)獲取于高能網(wǎng)數(shù)據(jù)庫（https：//heasarc.gsfc.nasa.gov/cgibin/W3Browse/w3browse.pl）.已有研究成果表明此次觀測中存在mHz QPO信號，且其在I型X射線暴后重新出現(xiàn)［8］.使用最新的處理軟件SAS 19.1.0對原始的觀測數(shù)據(jù)進行處理.應(yīng)用命令epproc得到校準(zhǔn)后timing觀測模式下的事件文件，使用命令bary‐cen將光子到達(dá)時間從衛(wèi)星本地參考系轉(zhuǎn)換到太陽系中心參考系，應(yīng)用epatplot命令測試此次觀測，結(jié)果顯示存在較明顯的pileup現(xiàn)象.為了消除其不利因素，在抽取光變曲線及能譜時，剔除了中央最亮的一列數(shù)據(jù)［8］.同時根據(jù)XMM-Newton望遠(yuǎn)鏡處理手冊上的建議，只選取了單個和雙個事件（PAT‐TERN≤4）用于提取光變曲線和能譜，生成的光變曲線如圖1所示.根據(jù)已發(fā)表的結(jié)果，在25 000 s左右時 mHz QPO 重新出現(xiàn)［8］.因此，選取了觀測開始20 000～30 000 s的總數(shù)據(jù)段（D0），其中 20 000～25 000 s數(shù)據(jù)段（D1）內(nèi)沒有mHz QPO信號，25 000～30 000 s數(shù)據(jù)段（D2）內(nèi)有顯著的mHz QPO信號.

圖1 光變曲線

對于這2段數(shù)據(jù)，分別應(yīng)用Lomb-Scargle方法生成對應(yīng)的周期如圖2所示.在D1數(shù)據(jù)段內(nèi)不存在QPO信號特征，而在D2數(shù)據(jù)段內(nèi)有顯著的QPO信號，其震蕩頻率約為12 mHz.分別提取D0、D1和D2數(shù)據(jù)對應(yīng)的能譜.在提取過程中，選取一個以源為中心，寬41列的區(qū)域來提取能譜，并去除中央列區(qū)域以減小pileup效應(yīng).由于整個探測器都充滿了源光子，使用XMM-Newton衛(wèi)星對另一顆源GX 339-4的一次觀測（觀測號：0085680601）來提取背景能譜［8，19］.本次觀測中沒有顯著探測到 GX 339-4 的輻射，因此適合用來抽取背景譜.最后，使用命令spec‐group確保能譜中每個能道內(nèi)有≥25個光子.

圖2 數(shù)據(jù)段D1和D2生成的Lomb-Scargle周期

1.2 能譜分析與結(jié)果

首先對D0的能譜進行擬合.選取0.80～11.00 eV的能譜進行分析，剔除1.50～2.50 keV這部分儀器校準(zhǔn)不完善的能段.使用黑體輻射模型Bbodyrad擬合從中子星表面出射的熱輻射成分，應(yīng)用多色黑體輻射模型Diskbb擬合從吸積盤生成的熱輻射成分［20-21］.同 時 ，分 別 使 用 Powerlaw 和 Nthcomp 模型［22-23］擬合能譜中的非熱輻射成分.在擬合過程中，將吸積盤出射的熱光子作為Nthcomp模型中康普頓散射的源光子［8，19］，應(yīng)用 Tbabs模型擬合星際介質(zhì)的吸收效應(yīng)，其中元素化學(xué)豐度和電離截面分別選用 Wilms等［24］和 Verner等［25］工作中的數(shù)據(jù)，擬合的系統(tǒng)誤差設(shè)置為0.5%.研究表明，Nthcomp模型的Γ和kTe這2個參數(shù)無法被很好地限定，可能是由于在12.00 keV以上缺少數(shù)據(jù).本文將這2個參數(shù)的值分別固定在Lyu等［8］工作中擬合此次觀測能譜得到的值.使用Powerlaw模型和Nthcomp模型都能很好地擬合能譜，對應(yīng)的自由度平均后的卡方值分別為1.06和1.08.

應(yīng)用同樣的模型對D1和D2的能譜進行擬合.由于D1和D2在時間上先后出現(xiàn)，因此其對應(yīng)的物理參數(shù)應(yīng)大致相同.在擬合過程中，將Bbodyrad的參數(shù)設(shè)為自由參數(shù)，其他模型參數(shù)全部固定等于D0擬合結(jié)果中對應(yīng)的值.擬合結(jié)果分別見表1和2，表中的誤差為3σ置信水平.由擬合結(jié)果可知，mHz QPO不存在時，使用Powerlaw模型擬合得到的黑體成分的溫度為（1.94±0.01）keV，而mHz QPO存在時對應(yīng)的溫度為（1.89±0.01）keV.結(jié)果表明，mHz QPO出現(xiàn)時對應(yīng)的中子星表面溫度要略低一些.Nthcomp模型擬合也給出了類似的結(jié)果：mHz QPO不存在時溫度為（1.94±0.01）keV，而mHz QPO出現(xiàn)時溫度降低為（1.89±0.01）keV.本文還計算了 0.10～100.00 keV能量范圍D1和D2數(shù)據(jù)段內(nèi)對應(yīng)的中子星表面熱輻射的流量.在使用Powerlaw模型成分時，mHz QPO出 現(xiàn) 時 D2黑 體輻 射 成 分 流 量為（11.25±0.07）×10-10erg·cm-2·s-1，沒有 mHz QPO的 D1時期為（11.56±0.07）×10-10erg·cm-2·s-1.在使用 Nthcmop 模型時，D2和D1能譜對應(yīng)的中子星表面熱輻射流量分別為（10.72±0.07）×10-10和（11.03±0.07）×10-10erg·cm-2·s-1.

表1 使用Powerlaw模型擬合的結(jié)果

2 討 論

現(xiàn)有研究表明，mHz QPO起源于中子星表面的亞穩(wěn)態(tài)核燃燒過程.因此，其出現(xiàn)時中子星表面的物理環(huán)境如溫度、元素化學(xué)豐度等有可能呈現(xiàn)出一些獨有的特點.根據(jù)Heger等［6］模擬的結(jié)果，當(dāng)吸積率從0.950個愛丁頓吸積率降低到0.925個愛丁頓吸積率時，中子星表面穩(wěn)定的核燃燒轉(zhuǎn)換為亞穩(wěn)態(tài)核燃燒，進而出現(xiàn)mHz QPO信號.因此，本文中D1數(shù)據(jù)段可能對應(yīng)中子星表面穩(wěn)定核燃燒階段，而D2數(shù)據(jù)段則對應(yīng)亞穩(wěn)態(tài)核燃燒過程.亞穩(wěn)態(tài)核燃燒模型模擬結(jié)果顯示，穩(wěn)定核燃燒階段中子星表面輻射亮度大約為 5.00×1023erg·cm-2·s-1，而亞穩(wěn)態(tài)核燃燒時生成的輻射亮度最大為 8×1023erg·cm-2·s-1，此時對應(yīng)mHz QPO的峰值部分.當(dāng)處于mHz QPO輪廓的底部時，流量最小，約為 4.00×1023erg·cm-2·s-1.因此，在mHz QPO出現(xiàn)期間，平均流量估算應(yīng)為（5.00～6.00）×1023erg·cm-2·s-1，高于 mHz QPO 不存在時穩(wěn)定核燃燒期間的流量.這與本文測量出的流量結(jié)果不一致：mHz QPO出現(xiàn)時中子星表面熱輻射流量比不存在mHz QPO時要低.一種可能是此次觀測中不存在mHz QPO的D1數(shù)據(jù)段對應(yīng)的燃燒區(qū)域局部吸積率可能高于理論模型模擬時選用的0.950個愛丁頓吸積率，在更高的吸積率下，更多物質(zhì)會被吸積到燃燒區(qū)域并進行穩(wěn)定的核燃燒，因此能夠生成更高的輻射流量.另外，mHz QPO出現(xiàn)時能譜中黑體成分的溫度比mHz QPO不存在時略低一點，而擬合中獲得的中子星表面黑體輻射的歸一化常數(shù)（Norm）表明輻射區(qū)域的面積在mHz QPO出現(xiàn)時變大.由于mHz QPO出現(xiàn)時中子星表面熱輻射流量低于不存在mHz QPO時的流量.因此基于黑體輻射流量與溫度之間正相關(guān)的關(guān)系可知，QPO出現(xiàn)時黑體成分的溫度也會低一些，與本文得到的結(jié)果一致.

表2 使用Nthcomp模型擬合的結(jié)果

3 結(jié)論與展望

本文基于一次XMM-Newton衛(wèi)星的觀測數(shù)據(jù)，對4U 1636-53系統(tǒng)中I型X射線暴后mHz QPO重現(xiàn)前后中子星表面的熱輻射進行了研究.結(jié)果表明，在該雙星系統(tǒng)中mHz QPO出現(xiàn)時中子星表面黑體輻射成分的溫度降低了0.05 keV，熱輻射流量降低了 0.31×10-10erg·cm-2·s-1，而熱輻射區(qū)域的面積則會增大.這些變化可能與燃燒區(qū)域的局部吸積率有關(guān)，當(dāng)mHz QPO出現(xiàn)前局部吸積率大于理論模型選用的值時，核燃燒就會釋放更多的能量，因而生成更多的輻射流量和更高的溫度.現(xiàn)階段理論模型對mHz QPO出現(xiàn)時中子星表面物理環(huán)境的描述較為有限.因此，有必要從觀測上探索相關(guān)物理特征.未來需要分析更多觀測數(shù)據(jù)來進一步確認(rèn)亞穩(wěn)態(tài)核燃燒對中子星表面熱輻射的影響.一方面，系統(tǒng)性分析NICER和XMM-Newton望遠(yuǎn)鏡觀測中具有mHz QPO的數(shù)據(jù)，擴大數(shù)據(jù)樣本；另一方面，將其他具有mHz QPO的中子星雙星系統(tǒng)也納入研究樣本，從而研究不同雙星系統(tǒng)內(nèi)mHz QPO出現(xiàn)期間中子星表面熱輻射的性質(zhì)和特征.