對低質量X射線雙星4U 1636-53中mHz QPO中子星表面熱輻射的研究

莊 千 鋒

（湘潭大學物理與光電工程學院，湖南 湘潭 411105）

0 引 言

毫赫茲（mHz）頻率上的準周期震蕩（quasi-peri‐odic oscillations，QPO）信號首先探測于中子星低質量X射線雙星4U 1636-53、4U 1608-52和Aql X-1 3個系統［1］.mHz QPO的性質與其他類型的QPO不同：只有當雙星系統的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，并且當I型X射線熱核暴爆發時，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，理論上認為mHz QPO的起源與中子星表面的核燃燒有關.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果支持了該理論；Yu和Van Der Klis［4］表明 4U 1608-52 雙星系統中 mHz QPO 出現期間，kHz QPO的頻率與2.00～5.00 keV能量上X射線光子計數率呈反相關關系，吸積盤的內邊緣受到中子星表面輻射產生的輻射壓而向外運動，導致kHz QPO頻率降低；Altamirano等［2］證實4U 1636-53中mHz QPO的頻率在X射線暴爆發前呈現系統性降低，一旦頻率降至＜9 mHz，mHz QPO就消失并且出現I型X射線暴，這表明mHz QPO與核燃燒有著緊密聯系；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］提出一個關于 mHz QPO 的理論模型，認為mHz QPO起源于吸積中子星表面的亞穩態核燃燒過程，相關模擬結果表明，當質量吸積率接近穩定核燃燒和不穩定燃燒之間的臨界值時，中子星表面的核燃燒將出現震蕩模式，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僅出現在非常窄的X射線亮度范圍內的現象.但是模型中觸發mHz QPO的吸積率接近Eddington吸積率，比觀測上從光度推導出的吸積率大了約一個數量級.為了解釋模型和觀測之間的差異，Heger等［6］認為燃燒區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燃料充分混合，同時有更多熱量流入燃燒區域，則可以在較低的吸積率上觸發mHz QPO.

觀測上對mHz QPO出現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性；Stiele等［9］表明 4U 1636-53系統中的 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］認為 GS 1826-238 系統中 mHz QPO信號可能與能譜中黑體成分的溫度變化相關；Hsieh和 Chou［11］表明 4U 1636-53系統中 mHz QPO 信號與能譜中黑體成分的溫度不存在顯著的相關性.

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 出現時中子星表面的物理環境仍缺乏足夠認識.鑒于此，本文將關注mHz QPO出現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相關的能譜進行分析，研究此次mHz QPO出現與中子星表面熱輻射之間可能存在的聯系.

1 研究過程

1.1 XMM-Newton衛星數據處理與分析

分析歐洲XMM-Newton望遠鏡對4U 1636-53的一次觀測數據，觀測號為0500350301，數據獲取于高能網數據庫（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［8］.使用最新的處理軟件SAS 19.1.0對原始的觀測數據進行處理.應用命令epproc得到校準后timing觀測模式下的事件文件，使用命令bary‐cen將光子到達時間從衛星本地參考系轉換到太陽系中心參考系，應用epatplot命令測試此次觀測，結果顯示存在較明顯的pileup現象.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據［8］.同時根據XMM-Newton望遠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.根據已發表的結果，在25 000 s左右時 mHz QPO 重新出現［8］.因此，選取了觀測開始20 000～30 000 s的總數據段（D0），其中 20 000～25 000 s數據段（D1）內沒有mHz QPO信號，25 000～30 000 s數據段（D2）內有顯著的mHz QPO信號.

圖1 光變曲線

對于這2段數據，分別應用Lomb-Scargle方法生成對應的周期如圖2所示.在D1數據段內不存在QPO信號特征，而在D2數據段內有顯著的QPO信號，其震蕩頻率約為12 mHz.分別提取D0、D1和D2數據對應的能譜.在提取過程中，選取一個以源為中心，寬41列的區域來提取能譜，并去除中央列區域以減小pileup效應.由于整個探測器都充滿了源光子，使用XMM-Newton衛星對另一顆源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有≥25個光子.

圖2 數據段D1和D2生成的Lomb-Scargle周期

1.2 能譜分析與結果

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］，應用 Tbabs模型擬合星際介質的吸收效應，其中元素化學豐度和電離截面分別選用 Wilms等［24］和 Verner等［25］工作中的數據，擬合的系統誤差設置為0.5%.研究表明，Nthcomp模型的Γ和kTe這2個參數無法被很好地限定，可能是由于在12.00 keV以上缺少數據.本文將這2個參數的值分別固定在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，對應的自由度平均后的卡方值分別為1.06和1.08.

應用同樣的模型對D1和D2的能譜進行擬合.由于D1和D2在時間上先后出現，因此其對應的物理參數應大致相同.在擬合過程中，將Bbodyrad的參數設為自由參數，其他模型參數全部固定等于D0擬合結果中對應的值.擬合結果分別見表1和2，表中的誤差為3σ置信水平.由擬合結果可知，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存在時對應的溫度為（1.89±0.01）keV.結果表明，mHz QPO出現時對應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果：mHz QPO不存在時溫度為（1.94±0.01）keV，而mHz QPO出現時溫度降低為（1.89±0.01）keV.本文還計算了 0.10～100.00 keV能量范圍D1和D2數據段內對應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 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模型擬合的結果

2 討 論

現有研究表明，mHz QPO起源于中子星表面的亞穩態核燃燒過程.因此，其出現時中子星表面的物理環境如溫度、元素化學豐度等有可能呈現出一些獨有的特點.根據Heger等［6］模擬的結果，當吸積率從0.950個愛丁頓吸積率降低到0.925個愛丁頓吸積率時，中子星表面穩定的核燃燒轉換為亞穩態核燃燒，進而出現mHz QPO信號.因此，本文中D1數據段可能對應中子星表面穩定核燃燒階段，而D2數據段則對應亞穩態核燃燒過程.亞穩態核燃燒模型模擬結果顯示，穩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，而亞穩態核燃燒時生成的輻射亮度最大為 8×1023erg·cm-2·s-1，此時對應mHz QPO的峰值部分.當處于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出現期間，平均流量估算應為（5.00～6.00）×1023erg·cm-2·s-1，高于 mHz QPO 不存在時穩定核燃燒期間的流量.這與本文測量出的流量結果不一致：mHz QPO出現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數據段對應的燃燒區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，更多物質會被吸積到燃燒區域并進行穩定的核燃燒，因此能夠生成更高的輻射流量.另外，mHz QPO出現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（Norm）表明輻射區域的面積在mHz QPO出現時變大.由于mHz QPO出現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的關系可知，QPO出現時黑體成分的溫度也會低一些，與本文得到的結果一致.

表2 使用Nthcomp模型擬合的結果

3 結論與展望

本文基于一次XMM-Newton衛星的觀測數據，對4U 1636-53系統中I型X射線暴后mHz QPO重現前后中子星表面的熱輻射進行了研究.結果表明，在該雙星系統中mHz QPO出現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，而熱輻射區域的面積則會增大.這些變化可能與燃燒區域的局部吸積率有關，當mHz QPO出現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.現階段理論模型對mHz QPO出現時中子星表面物理環境的描述較為有限.因此，有必要從觀測上探索相關物理特征.未來需要分析更多觀測數據來進一步確認亞穩態核燃燒對中子星表面熱輻射的影響.一方面，系統性分析NICER和XMM-Newton望遠鏡觀測中具有mHz QPO的數據，擴大數據樣本；另一方面，將其他具有mHz QPO的中子星雙星系統也納入研究樣本，從而研究不同雙星系統內mHz QPO出現期間中子星表面熱輻射的性質和特征.