セアカゴケグモとクロゴケグモと称される連星ミリ秒パルサー。伴星から剝がされた物質が非対称に分布しているので食の光度曲線の減光度合いがいびつ。以下、機械翻訳。
偽の未亡人中性子星の X 線連星とクモパルサーの間のリンク
概要
遷移ミリ秒パルサー (tMSP) の発見は、中性子星 (NS) の低質量X線連星 (LMXB) が、連星ミリ秒パルサー (MSP) への進化経路の一部を構成します。
レッドバックとブラック未亡人の「スパイダー」パルサーは、アブレーションを通じて仲間を「むさぼり食う」連星 MSP のサブカテゴリです。
パルサー風によって星の表面から持ち上げられる物質。 伴星の質量を減らすことに加えて、アブレーション
で観測されたシステムで、拡張された、エネルギー依存および非対称の食プロファイルなどの観測可能な特性を導入します。
十分な傾斜。 ここでは、2 つの NS LMXB の X 線食の詳細な研究と比較を紹介します。 迅速
J1858.6−0814とEXO 0748−676。 これら2つのLMXBで観測されたX線食の特徴のいくつかは、食中のレッドバックとブラック・ウィドウのパルサーの電波食の特徴。
出演者。 X線照射またはパルサー風がアブレーションを駆動する可能性があります。 両方の軌道位相分解分光法を実施しています。
カラム密度、イオン化、および材料流出のカバー率をマッピングするための LMXB。 このことから、の存在を推測します。
両方の系の伴星の周りの高度にイオン化された塊状のアブレートされた物質。 私たちは、アブレーションを受けているLMXBを呼びます。
偽の未亡人であり、アブレーションが始まるという仮定の下で、彼らはレッドバックパルサーの前駆体である可能性があると推測しています
LMXB ステージ。 したがって、偽の未亡人は、LMXBとスパイダーパルサーの間のリンクを提供する可能性があります. ラジオの検出
非降着状態での脈動は、この仮説を支持することができます。
キーワード: 降着: 降着円盤 – 星: 中性子星 – X 線: 連星
1 はじめに
さまざまな天体物理環境で観測される中性子星 (NS)
可能性のある進化経路の迅速な調査
その観察された段階になる可能性があります。 明確な例の 1 つは、最初の電波パルサー (Hewish et al. 1967) と最初の電波パルサーの発見です。
ミリ秒パルサー (MSP) (Backer et al. 1982; Alpar et al. 1982)
SAXにおけるミリ秒のX線脈動の検出までJ1808.4-3658 (Wijnands & van der Klis 1998)、
MSP が通常のパルサーとして誕生したことを示す最初の具体的な証拠。 として
連星系の一部である NS (パルサー) は、ミリ秒単位でスピンアップされます。
伴星からの物質の降着を通じて周期を回転させます。
この降着を利用した段階では、システムは X 線として存在します。
連星（XRB）ですが、次の場合に回転駆動状態に移行する場合があります
降着が止まります。 降着動力状態と回転動力状態の間で切り替わることが観察された系は、遷移ミリ秒パルサー (tMSP) であり、XRB を連星 MSP に関連付けます (Archibaldら。 2009; パピット等。 2013)。
連星系の MSP は、3 つのサブクラスのいずれかと連携できます。それらの特性に応じて、スパイダーパルサーの。 これらのサブクラス
レッドバック、ブラックウィドウ、ハンツマンパルサーであり、区別されています
伴星の質量または分類、または連星の軌道による限目。 ハンツマンパルサーは軌道周期と5日で分類されています
およびサブジャイアントコンパニオン (Swihart et al. 2018)。 Redbacks は質量 𝑀cs ∼ 0.2 − 0.4𝑀 の伴星をホストしますが、Black Widows は
質量の少ない伴星をホスト 𝑀cs << 0.1𝑀 (Roberts 2012;チェン等。 2013)。 レッドバックとブラック・ウィドウはどちらも〜時間の短い軌道周期を持っています. 特徴的に、伴星
レッドバックとブラック・ウィドウのパルサーは、パルサー風と NS からの放射 (Kluzniak et al. 1988; Ruderman et al. 1989a,b)。 に入射するパルサー風と放射線
伴星はその外層を解放し、コレクションを生み出します
システムの周りのアブレーションされた材料の。 このいわゆる共食い行動は、レッドバックとブラック ウィドウの名前が付けられる場所です。
発した。 逆にハンツマン パルサーは、大型のパルサーに似ていますが、非攻撃的な名前の由来であり、アブレーションを経験しません。
アブレーションされた物質は連星に重力で結合したままです。
遅延パルスのような特徴的な観測可能な特性の導入
到着時間 (Polzin et al. 2018) とその背後にある物質的な痕跡
伴星 (Fruchter et al. 1988)。 さらに、十分に
傾いたレッドバックとブラックウィドウは電波日食を示すことがあります。
アブレーションされた物質による吸収のために、周波数依存性、拡張性、および非対称性があります (Polzin et al. 2018, 2020)。 アブレーション
伴星からの質量損失を増加させます。 したがって、レッドバックと
ブラック・ウィドウ・パルサーは進化経路の一部を構成している可能性がある
孤立した MSP に向けて。 十分な時間があれば、アブレーションプロセス
レッドバックの仲間の質量を減らして、分類することができます
黒い未亡人として。 切除がこれを超えて続く場合、コンパニオンは切除によって完全にむさぼり食われる可能性があり、その結果、孤立した
MSP。 このシナリオは、の溶解または蒸発に似ています。
形成の可能性が高いシナリオと考えられているドナー星
分離された MSP の (Bildsten 2002)。 この場合、ドナー星は
完全に蒸発するために質量を失っている間、熱いまま（例えば、照射された）、ドナーはその過程で拡大する可能性があります。 しかし、aによるアブレーション
パルサー風は効率的なプロセスではありません (Ginzburg & Quataert 2020)。
したがって、これだけでは、観測された非常に低質量の伴星を説明することはできません
また、伴星の完全な蒸発の原因となる唯一のメカニズムではありません。
レッドバックとブラックウィドウパルサーで。
アブレーションは通常、回転動力の特性であるにもかかわらず
レッドバック パルサーとブラック ウィドウ パルサーでは、証拠が最近発見されており、短期間の LMXB フェーズで始まることを示唆しています。
バイナリ (Knight et al. 2022b,a) であり、
tMSP フェーズ。 一部のレッドバック パルサーも tMSP です (Linares 2014 を参照)。
移行レッドバックパルサー PSR J1023+0038 の議論については、
PSR J1824−24521 および XSS J12270−4859)、したがって、除去された伴星をホストする LMXB は、遷移レッドバック パルサーの前駆体である可能性があります。 TMSP は、降着による X 線の脈動と回転による電波の脈動を次の短い時間スケールで切り替えます。
数週間として、移行段階が拡張された段階であることを意味します
LMXBからの最初の移行ではあるが、バイナリパルサーの進化
tMSP への移行には数年かかる可能性があります (Archibald et al. 2009; Papitto
ら。 2013; バー 2018)。 初期および移行期の降着 (LMXB) 段階では、伴星はロシュを介して質量を失います。
葉オーバーフロー (RLOF) と X 線駆動アブレーション。 組み合わせ
これらのプロセスのうち、コンパニオンの質量が減少し、道が開かれます
レッドバック内で観測された大質量以下の伴星に向かって
およびブラック・ウィドウ・システム (Fruchter et al. 1988; Stappers et al. 1996)、
特に移行期が長続きする場合。
2 つの日食 NS LXMB、EXO 0748-676 および Swift J1858.6−0814（以下、それぞれEXO 0748、Sw J1858）、
彼らの仲間がX線駆動を受けているという証拠を示す
アブレーション。 EXO 0748 は 1985 年に EXOSAT で発見され、その 20 年間にわたって RXTE と XMM-Newton で定期的に監視されていました
爆発。 観測された X 線食は、〜 0.4𝑀 の Mdwarf 伴星が NS と降着円盤の前を通過するときに発生します。
日食は約 500 秒続き、3.824 時間の軌道周期で繰り返され、
非常に変化する遷移期間を示します (Parmar et al. 1991; Wolffら。 2009)。 EXO 0748 は 2009 年後半に X 線静止状態に入りました (参照
Degenaar等。 要約については 2011 年）。 対照的に、Sw J1858 は
2018 年に X 線トランジェントとして発見され (Krimm et al. 2018)、V404 Cyg および V4641 Sgr に類似した劇的なフレア挙動を示します。
(Wijnands & van der Klis 2000; Revnivtsev et al. 2002; Walton et al.2017; モッタ等。 2017)。 このいわゆるフレアから移行した
2020 年にはより安定した爆発段階に入る (∼ MJD 58885;Buissonらの図1。 2021) 中に I 型 X 線バーストが発生
(Buisson et al. 2020) および ~ 4100 秒の持続時間の X 線食は、明らかになった (Buisson et al. 2021)。 公転周期が決まった
約 21.3 時間 (Buisson et al. 2021) であり、コンパニオンが見つかりました。
進化した低質量星 𝑀cs ∼ 0.3𝑀 で、半径が大きく、𝑅cs ~ 1.0𝑅 (Buisson et al. 2021; Knight et al. 2022a)。 SW J1858
2020 年 5 月に X 線静止状態に入りました (Saikia et al. 2020)。アブレーションされた物質は連星に重力で結合したままです。
遅延パルスのような特徴的な観測可能な特性の導入
到着時間 (Polzin et al. 2018) とその背後にある物質的な痕跡
伴星 (Fruchter et al. 1988)。 さらに、十分に傾いたレッドバックとブラックウィドウは電波日食を示すことがあります。
アブレーションされた物質による吸収のために、周波数依存性、拡張性、および非対称性があります (Polzin et al. 2018, 2020)。 アブレーション
伴星からの質量損失を増加させます。 したがって、レッドバックと
ブラック・ウィドウ・パルサーは進化経路の一部を構成している可能性がある
孤立した MSP に向けて。 十分な時間があれば、アブレーションプロセス
レッドバックの仲間の質量を減らして、分類することができます
黒い未亡人として。 切除がこれを超えて続く場合、コンパニオンは切除によって完全にむさぼり食われる可能性があり、その結果、孤立した
MSP。 このシナリオは、の溶解または蒸発に似ています。
形成の可能性が高いシナリオと考えられているドナー星
分離された MSP の (Bildsten 2002)。 この場合、ドナー星は
完全に蒸発するために質量を失っている間、熱いまま（例えば、照射された）、ドナーはその過程で拡大する可能性があります。 しかし、aによるアブレーション
パルサー風は効率的なプロセスではありません (Ginzburg & Quataert 2020)。
したがって、これだけでは、観測された非常に低質量の伴星を説明することはできません
また、伴星の完全な蒸発の原因となる唯一のメカニズムではありません。
レッドバックとブラックウィドウパルサーで。
アブレーションは通常、回転動力の特性であるにもかかわらず
レッドバック パルサーとブラック ウィドウ パルサーでは、証拠が最近発見されており、短期間の LMXB フェーズで始まることを示唆しています。
バイナリ (Knight et al. 2022b,a) であり、
tMSP フェーズ。 一部のレッドバック パルサーも tMSP です (Linares 2014 を参照)。
移行レッドバックパルサー PSR J1023+0038 の議論については、
PSR J1824−24521 および XSS J12270−4859)、したがって、除去された伴星をホストする LMXB は、遷移レッドバック パルサーの前駆体である可能性があります。 TMSP は、降着による X 線の脈動と回転による電波の脈動を次の短い時間スケールで切り替えます。
数週間として、移行段階が拡張された段階であることを意味します
LMXBからの最初の移行ではあるが、バイナリパルサーの進化
tMSP への移行には数年かかる可能性があります (Archibald et al. 2009; Papittoら。 2013; バー 2018)。 初期および移行期の降着 (LMXB) 段階では、伴星はロシュを介して質量を失います。
葉オーバーフロー (RLOF) と X 線駆動アブレーション。 組み合わせ
これらのプロセスのうち、コンパニオンの質量が減少し、道が開かれます
レッドバック内で観測された大質量以下の伴星に向かって
およびブラック・ウィドウ・システム (Fruchter et al. 1988; Stappers et al. 1996)、
特に移行期が長続きする場合。
2 つの日食 NS LXMB、EXO 0748-676 および Swift
J1858.6−0814（以下、それぞれEXO 0748、Sw J1858）、
彼らの仲間がX線駆動を受けているという証拠を示す
アブレーション。 EXO 0748 は 1985 年に EXOSAT で発見され、その 20 年間にわたって RXTE と XMM-Newton で定期的に監視されていました
爆発。 観測された X 線食は、〜 0.4𝑀 の Mdwarf 伴星が NS と降着円盤の前を通過するときに発生します。 の
日食は約 500 秒続き、3.824 時間の軌道周期で繰り返され、
非常に変化する遷移期間を示します (Parmar et al. 1991; Wolff
ら。 2009)。 EXO 0748 は 2009 年後半に X 線静止状態に入りました (参照
Degenaar等。 要約については 2011 年）。 対照的に、Sw J1858 は
2018 年に X 線トランジェントとして発見され (Krimm et al. 2018)、V404 Cyg および V4641 Sgr に類似した劇的なフレア挙動を示します。
(Wijnands & van der Klis 2000; Revnivtsev et al. 2002; Walton et al.
2017; モッタ等。 2017)。 このいわゆるフレアから移行した
2020 年にはより安定した爆発段階に入る (∼ MJD 58885;
Buissonらの図1。 2021) 中に I 型 X 線バーストが発生
(Buisson et al. 2020) および ~ 4100 秒の持続時間の X 線食は、
明らかになった (Buisson et al. 2021)。 公転周期が決まった
約 21.3 時間 (Buisson et al. 2021) であり、コンパニオンが見つかりました。
進化した低質量星 𝑀cs ∼ 0.3𝑀 で、半径が大きく、
𝑅cs ~ 1.0𝑅 (Buisson et al. 2021; Knight et al. 2022a)。 SW J1858
2020 年 5 月に X 線静止状態に入りました (Saikia et al. 2020)。
図 1. EXO 0748 の近食エポックの位相分解分光法で、カバー部分 (A と B)、イオン化パラメーターの対数がどのように変化するかを示しています。
log(𝐿/(nR2)) (C および D) と列密度 (E および F) は、軌道相の関数として変化します。 ここで赤いデータ ポイントは測定された列を示します
ISMの密度。 対応する XMM-ニュートン日食プロファイルをパネル G と H に示します。合計 44 のスペクトルが 6 つの重複しないスペクトルから抽出されます。
エネルギー バンド: 0.2 ～ 0.5 keV、0.5 ～ 1.0 keV、1.0 ～ 2.0 keV、2.0 ～ 4.0 keV、4.0 ～ 6.0 keV、および 6.0 ～ 8.0 keV。 入力スペクトルと出力スペクトルは、次のように抽出されます。
時間ビンはそれぞれ 2.5 秒と 5.0 秒ですが、入口前と出口後のスペクトルは両方とも 50.0 秒の時間ビンで抽出されました。 スペクトルは次のようにモデル化されます
いくつかのスペクトルでカウント率が低いため、現金統計 (c-stat) を使用して、ローカル xspec モデル、abssca (Knight et al. 2022b) を使用しました。 エラーバーは1𝜎です。 青
データ ポイントは、付録 B で詳細に分析された代表的なスペクトルを強調するために使用されます。
図 2. Sw J1858 の近食領域の位相分解分光法で、カバー部分 (A と B)、イオン化パラメーターの対数がどのように変化するかを示しています。
log(𝐿/(nR2
)) (C および D) と列密度 (E および F) は、軌道相の関数として変化します。 ここで赤いデータ ポイントは測定された列を示します
ISMの密度。 対応する NICER 日食プロファイルをパネル G と H に示します。合計 44 のスペクトルが、6 つの重複しないエネルギーから抽出されます。
バンド: 0.5 - 1.0 keV、1.0 - 2.0 keV、2.0 - 4.0 keV、4.0 - 6.0 keV、6.0 - 8.0 keV、8.0 - 10.0 keV。 入力スペクトルと出力スペクトルは時間とともに抽出されます
それぞれ 25.0 秒と 40.0 秒のビンであり、入口前と出口後のスペクトルは両方とも 50.0 秒の時間ビンで抽出されました。 スペクトルは、
ローカル xspec モデル、abssca (Knight et al. 2022b) は、スペクトルのいくつかでカウント率が低いため、キャッシュ統計 (c-stat) を使用しています。 エラーバーは1𝜎です。 青いデータ
ポイントは、付録 B で詳細に分析された代表的なスペクトルを強調するために使用されます。
図 3. 進行中の偽の未亡人のジオメトリを示す概略図
アブレーション。 NS と伴星は円軌道を想定しており、分離、𝑟a、そして伴星はそのロッシュローブを満たすと予想されます.
アブレーションされた物質は、入射X線によって伴星から解放されます
NSと降着円盤から。 マテリアルはコンパニオンの近くで固まります
物質の密度が高く保たれるように拡散します。
しかし、全体の吸収カラムは減少します。 この回路図は、規模。
図 4. 観測された日食の測定された日食移行時間
Sw J1858 の持続的なアウトバースト放出の最初の 150 軌道サイクル
(パネル A、NICER 観測) および EXO 0748 (パネル B、EXOSAT 観測、Parmar et al. 1991)。 両方のパネルで、明るい青と濃い青のポイント
それぞれ、イングレスとエグレスの期間を表します。 両方の Sw J1858 の間
および EXO 0748 は、この段階で遷移時間が増加していることを示しています。EXO 0748
X線で加熱された蒸発風に起因する非常に劇的な変動を示しています(パーマーら 1991)。
6 結論
2つのNS LMXB、EXO 0748-676および
Swift J1858.6−0814 は、日食遷移全体で非対称性や光子エネルギー依存性などのいくつかの特性を共有しています。
さらに、この 2 つのソースは、Eclipse とは異なる動作をいくつか共有しています。
タイプ I X 線バースト、ディップとフレアなど。 アーカイブデータを活用しました
2 つのシステムの類似点をさらに調査するために、
近食時代の位相分解分光法。 伴星の近くに電離吸収体が存在することを突き止めました
両方のシステムで。 の列密度と被覆率
イオン化された吸収体は、伴星からさらに減少します。これは、物質が遠距離で塊状になることを意味します。 この
両方のLMXBの食遷移の持続時間を延長すると推測される光学的に薄い材料層と一致しています（Knight
ら。 2022b、a)。 この塊状の物質は、
X線照射やパルサーによる伴星の大気
レッドバックが示す共食い行動に似た風
そしてブラック・ウィドウ・パルサー。 したがって、EXO 0748-676 を参照し、
XRB ホスティングとして定義された偽の未亡人としての Swift J1858.6-0814
消耗した伴星。 偽の未亡人がいる可能性があると推測します
という仮定の下でレッドバックパルサーの祖先を表す
アブレーションは降着動力相の間に始まり、回転動力相へと続きます。 このメカニズムは、
短周期連星で質量不足のコンパニオンを作成する方法
クモのパルサー内で観察されたもののように (Fruchter et al. 1988; Stappers et al. 1996)。 利用可能なすべての完全な日食プロファイルをモデル化することにより、
RXTEデータアーカイブからのEXO 0748-676、逆転を発見
日食の非対称性の。 これは、暫定的に、
システムのスペクトル状態と、重力で束縛された領域内のアブレーションされた材料の動きによっても影響を受ける可能性があります
ブラックウィドウパルサーPRSの観測に似た連星
J2051−0827。 偽りの未亡人たちと
2 つの発信源からの電波脈動を検索することによるスパイダー パルサー
彼らがX線静止状態にあり、アブレーションかどうかを判断している間
XRBの間で遍在しています。
偽の未亡人中性子星の X 線連星とクモパルサーの間のリンク
概要
遷移ミリ秒パルサー (tMSP) の発見は、中性子星 (NS) の低質量X線連星 (LMXB) が、連星ミリ秒パルサー (MSP) への進化経路の一部を構成します。
レッドバックとブラック未亡人の「スパイダー」パルサーは、アブレーションを通じて仲間を「むさぼり食う」連星 MSP のサブカテゴリです。
パルサー風によって星の表面から持ち上げられる物質。 伴星の質量を減らすことに加えて、アブレーション
で観測されたシステムで、拡張された、エネルギー依存および非対称の食プロファイルなどの観測可能な特性を導入します。
十分な傾斜。 ここでは、2 つの NS LMXB の X 線食の詳細な研究と比較を紹介します。 迅速
J1858.6−0814とEXO 0748−676。 これら2つのLMXBで観測されたX線食の特徴のいくつかは、食中のレッドバックとブラック・ウィドウのパルサーの電波食の特徴。
出演者。 X線照射またはパルサー風がアブレーションを駆動する可能性があります。 両方の軌道位相分解分光法を実施しています。
カラム密度、イオン化、および材料流出のカバー率をマッピングするための LMXB。 このことから、の存在を推測します。
両方の系の伴星の周りの高度にイオン化された塊状のアブレートされた物質。 私たちは、アブレーションを受けているLMXBを呼びます。
偽の未亡人であり、アブレーションが始まるという仮定の下で、彼らはレッドバックパルサーの前駆体である可能性があると推測しています
LMXB ステージ。 したがって、偽の未亡人は、LMXBとスパイダーパルサーの間のリンクを提供する可能性があります. ラジオの検出
非降着状態での脈動は、この仮説を支持することができます。
キーワード: 降着: 降着円盤 – 星: 中性子星 – X 線: 連星
1 はじめに
さまざまな天体物理環境で観測される中性子星 (NS)
可能性のある進化経路の迅速な調査
その観察された段階になる可能性があります。 明確な例の 1 つは、最初の電波パルサー (Hewish et al. 1967) と最初の電波パルサーの発見です。
ミリ秒パルサー (MSP) (Backer et al. 1982; Alpar et al. 1982)
SAXにおけるミリ秒のX線脈動の検出までJ1808.4-3658 (Wijnands & van der Klis 1998)、
MSP が通常のパルサーとして誕生したことを示す最初の具体的な証拠。 として
連星系の一部である NS (パルサー) は、ミリ秒単位でスピンアップされます。
伴星からの物質の降着を通じて周期を回転させます。
この降着を利用した段階では、システムは X 線として存在します。
連星（XRB）ですが、次の場合に回転駆動状態に移行する場合があります
降着が止まります。 降着動力状態と回転動力状態の間で切り替わることが観察された系は、遷移ミリ秒パルサー (tMSP) であり、XRB を連星 MSP に関連付けます (Archibaldら。 2009; パピット等。 2013)。
連星系の MSP は、3 つのサブクラスのいずれかと連携できます。それらの特性に応じて、スパイダーパルサーの。 これらのサブクラス
レッドバック、ブラックウィドウ、ハンツマンパルサーであり、区別されています
伴星の質量または分類、または連星の軌道による限目。 ハンツマンパルサーは軌道周期と5日で分類されています
およびサブジャイアントコンパニオン (Swihart et al. 2018)。 Redbacks は質量 𝑀cs ∼ 0.2 − 0.4𝑀 の伴星をホストしますが、Black Widows は
質量の少ない伴星をホスト 𝑀cs << 0.1𝑀 (Roberts 2012;チェン等。 2013)。 レッドバックとブラック・ウィドウはどちらも〜時間の短い軌道周期を持っています. 特徴的に、伴星
レッドバックとブラック・ウィドウのパルサーは、パルサー風と NS からの放射 (Kluzniak et al. 1988; Ruderman et al. 1989a,b)。 に入射するパルサー風と放射線
伴星はその外層を解放し、コレクションを生み出します
システムの周りのアブレーションされた材料の。 このいわゆる共食い行動は、レッドバックとブラック ウィドウの名前が付けられる場所です。
発した。 逆にハンツマン パルサーは、大型のパルサーに似ていますが、非攻撃的な名前の由来であり、アブレーションを経験しません。
アブレーションされた物質は連星に重力で結合したままです。
遅延パルスのような特徴的な観測可能な特性の導入
到着時間 (Polzin et al. 2018) とその背後にある物質的な痕跡
伴星 (Fruchter et al. 1988)。 さらに、十分に
傾いたレッドバックとブラックウィドウは電波日食を示すことがあります。
アブレーションされた物質による吸収のために、周波数依存性、拡張性、および非対称性があります (Polzin et al. 2018, 2020)。 アブレーション
伴星からの質量損失を増加させます。 したがって、レッドバックと
ブラック・ウィドウ・パルサーは進化経路の一部を構成している可能性がある
孤立した MSP に向けて。 十分な時間があれば、アブレーションプロセス
レッドバックの仲間の質量を減らして、分類することができます
黒い未亡人として。 切除がこれを超えて続く場合、コンパニオンは切除によって完全にむさぼり食われる可能性があり、その結果、孤立した
MSP。 このシナリオは、の溶解または蒸発に似ています。
形成の可能性が高いシナリオと考えられているドナー星
分離された MSP の (Bildsten 2002)。 この場合、ドナー星は
完全に蒸発するために質量を失っている間、熱いまま（例えば、照射された）、ドナーはその過程で拡大する可能性があります。 しかし、aによるアブレーション
パルサー風は効率的なプロセスではありません (Ginzburg & Quataert 2020)。
したがって、これだけでは、観測された非常に低質量の伴星を説明することはできません
また、伴星の完全な蒸発の原因となる唯一のメカニズムではありません。
レッドバックとブラックウィドウパルサーで。
アブレーションは通常、回転動力の特性であるにもかかわらず
レッドバック パルサーとブラック ウィドウ パルサーでは、証拠が最近発見されており、短期間の LMXB フェーズで始まることを示唆しています。
バイナリ (Knight et al. 2022b,a) であり、
tMSP フェーズ。 一部のレッドバック パルサーも tMSP です (Linares 2014 を参照)。
移行レッドバックパルサー PSR J1023+0038 の議論については、
PSR J1824−24521 および XSS J12270−4859)、したがって、除去された伴星をホストする LMXB は、遷移レッドバック パルサーの前駆体である可能性があります。 TMSP は、降着による X 線の脈動と回転による電波の脈動を次の短い時間スケールで切り替えます。
数週間として、移行段階が拡張された段階であることを意味します
LMXBからの最初の移行ではあるが、バイナリパルサーの進化
tMSP への移行には数年かかる可能性があります (Archibald et al. 2009; Papitto
ら。 2013; バー 2018)。 初期および移行期の降着 (LMXB) 段階では、伴星はロシュを介して質量を失います。
葉オーバーフロー (RLOF) と X 線駆動アブレーション。 組み合わせ
これらのプロセスのうち、コンパニオンの質量が減少し、道が開かれます
レッドバック内で観測された大質量以下の伴星に向かって
およびブラック・ウィドウ・システム (Fruchter et al. 1988; Stappers et al. 1996)、
特に移行期が長続きする場合。
2 つの日食 NS LXMB、EXO 0748-676 および Swift J1858.6−0814（以下、それぞれEXO 0748、Sw J1858）、
彼らの仲間がX線駆動を受けているという証拠を示す
アブレーション。 EXO 0748 は 1985 年に EXOSAT で発見され、その 20 年間にわたって RXTE と XMM-Newton で定期的に監視されていました
爆発。 観測された X 線食は、〜 0.4𝑀 の Mdwarf 伴星が NS と降着円盤の前を通過するときに発生します。
日食は約 500 秒続き、3.824 時間の軌道周期で繰り返され、
非常に変化する遷移期間を示します (Parmar et al. 1991; Wolffら。 2009)。 EXO 0748 は 2009 年後半に X 線静止状態に入りました (参照
Degenaar等。 要約については 2011 年）。 対照的に、Sw J1858 は
2018 年に X 線トランジェントとして発見され (Krimm et al. 2018)、V404 Cyg および V4641 Sgr に類似した劇的なフレア挙動を示します。
(Wijnands & van der Klis 2000; Revnivtsev et al. 2002; Walton et al.2017; モッタ等。 2017)。 このいわゆるフレアから移行した
2020 年にはより安定した爆発段階に入る (∼ MJD 58885;Buissonらの図1。 2021) 中に I 型 X 線バーストが発生
(Buisson et al. 2020) および ~ 4100 秒の持続時間の X 線食は、明らかになった (Buisson et al. 2021)。 公転周期が決まった
約 21.3 時間 (Buisson et al. 2021) であり、コンパニオンが見つかりました。
進化した低質量星 𝑀cs ∼ 0.3𝑀 で、半径が大きく、𝑅cs ~ 1.0𝑅 (Buisson et al. 2021; Knight et al. 2022a)。 SW J1858
2020 年 5 月に X 線静止状態に入りました (Saikia et al. 2020)。アブレーションされた物質は連星に重力で結合したままです。
遅延パルスのような特徴的な観測可能な特性の導入
到着時間 (Polzin et al. 2018) とその背後にある物質的な痕跡
伴星 (Fruchter et al. 1988)。 さらに、十分に傾いたレッドバックとブラックウィドウは電波日食を示すことがあります。
アブレーションされた物質による吸収のために、周波数依存性、拡張性、および非対称性があります (Polzin et al. 2018, 2020)。 アブレーション
伴星からの質量損失を増加させます。 したがって、レッドバックと
ブラック・ウィドウ・パルサーは進化経路の一部を構成している可能性がある
孤立した MSP に向けて。 十分な時間があれば、アブレーションプロセス
レッドバックの仲間の質量を減らして、分類することができます
黒い未亡人として。 切除がこれを超えて続く場合、コンパニオンは切除によって完全にむさぼり食われる可能性があり、その結果、孤立した
MSP。 このシナリオは、の溶解または蒸発に似ています。
形成の可能性が高いシナリオと考えられているドナー星
分離された MSP の (Bildsten 2002)。 この場合、ドナー星は
完全に蒸発するために質量を失っている間、熱いまま（例えば、照射された）、ドナーはその過程で拡大する可能性があります。 しかし、aによるアブレーション
パルサー風は効率的なプロセスではありません (Ginzburg & Quataert 2020)。
したがって、これだけでは、観測された非常に低質量の伴星を説明することはできません
また、伴星の完全な蒸発の原因となる唯一のメカニズムではありません。
レッドバックとブラックウィドウパルサーで。
アブレーションは通常、回転動力の特性であるにもかかわらず
レッドバック パルサーとブラック ウィドウ パルサーでは、証拠が最近発見されており、短期間の LMXB フェーズで始まることを示唆しています。
バイナリ (Knight et al. 2022b,a) であり、
tMSP フェーズ。 一部のレッドバック パルサーも tMSP です (Linares 2014 を参照)。
移行レッドバックパルサー PSR J1023+0038 の議論については、
PSR J1824−24521 および XSS J12270−4859)、したがって、除去された伴星をホストする LMXB は、遷移レッドバック パルサーの前駆体である可能性があります。 TMSP は、降着による X 線の脈動と回転による電波の脈動を次の短い時間スケールで切り替えます。
数週間として、移行段階が拡張された段階であることを意味します
LMXBからの最初の移行ではあるが、バイナリパルサーの進化
tMSP への移行には数年かかる可能性があります (Archibald et al. 2009; Papittoら。 2013; バー 2018)。 初期および移行期の降着 (LMXB) 段階では、伴星はロシュを介して質量を失います。
葉オーバーフロー (RLOF) と X 線駆動アブレーション。 組み合わせ
これらのプロセスのうち、コンパニオンの質量が減少し、道が開かれます
レッドバック内で観測された大質量以下の伴星に向かって
およびブラック・ウィドウ・システム (Fruchter et al. 1988; Stappers et al. 1996)、
特に移行期が長続きする場合。
2 つの日食 NS LXMB、EXO 0748-676 および Swift
J1858.6−0814（以下、それぞれEXO 0748、Sw J1858）、
彼らの仲間がX線駆動を受けているという証拠を示す
アブレーション。 EXO 0748 は 1985 年に EXOSAT で発見され、その 20 年間にわたって RXTE と XMM-Newton で定期的に監視されていました
爆発。 観測された X 線食は、〜 0.4𝑀 の Mdwarf 伴星が NS と降着円盤の前を通過するときに発生します。 の
日食は約 500 秒続き、3.824 時間の軌道周期で繰り返され、
非常に変化する遷移期間を示します (Parmar et al. 1991; Wolff
ら。 2009)。 EXO 0748 は 2009 年後半に X 線静止状態に入りました (参照
Degenaar等。 要約については 2011 年）。 対照的に、Sw J1858 は
2018 年に X 線トランジェントとして発見され (Krimm et al. 2018)、V404 Cyg および V4641 Sgr に類似した劇的なフレア挙動を示します。
(Wijnands & van der Klis 2000; Revnivtsev et al. 2002; Walton et al.
2017; モッタ等。 2017)。 このいわゆるフレアから移行した
2020 年にはより安定した爆発段階に入る (∼ MJD 58885;
Buissonらの図1。 2021) 中に I 型 X 線バーストが発生
(Buisson et al. 2020) および ~ 4100 秒の持続時間の X 線食は、
明らかになった (Buisson et al. 2021)。 公転周期が決まった
約 21.3 時間 (Buisson et al. 2021) であり、コンパニオンが見つかりました。
進化した低質量星 𝑀cs ∼ 0.3𝑀 で、半径が大きく、
𝑅cs ~ 1.0𝑅 (Buisson et al. 2021; Knight et al. 2022a)。 SW J1858
2020 年 5 月に X 線静止状態に入りました (Saikia et al. 2020)。
図 1. EXO 0748 の近食エポックの位相分解分光法で、カバー部分 (A と B)、イオン化パラメーターの対数がどのように変化するかを示しています。
log(𝐿/(nR2)) (C および D) と列密度 (E および F) は、軌道相の関数として変化します。 ここで赤いデータ ポイントは測定された列を示します
ISMの密度。 対応する XMM-ニュートン日食プロファイルをパネル G と H に示します。合計 44 のスペクトルが 6 つの重複しないスペクトルから抽出されます。
エネルギー バンド: 0.2 ～ 0.5 keV、0.5 ～ 1.0 keV、1.0 ～ 2.0 keV、2.0 ～ 4.0 keV、4.0 ～ 6.0 keV、および 6.0 ～ 8.0 keV。 入力スペクトルと出力スペクトルは、次のように抽出されます。
時間ビンはそれぞれ 2.5 秒と 5.0 秒ですが、入口前と出口後のスペクトルは両方とも 50.0 秒の時間ビンで抽出されました。 スペクトルは次のようにモデル化されます
いくつかのスペクトルでカウント率が低いため、現金統計 (c-stat) を使用して、ローカル xspec モデル、abssca (Knight et al. 2022b) を使用しました。 エラーバーは1𝜎です。 青
データ ポイントは、付録 B で詳細に分析された代表的なスペクトルを強調するために使用されます。
図 2. Sw J1858 の近食領域の位相分解分光法で、カバー部分 (A と B)、イオン化パラメーターの対数がどのように変化するかを示しています。
log(𝐿/(nR2
)) (C および D) と列密度 (E および F) は、軌道相の関数として変化します。 ここで赤いデータ ポイントは測定された列を示します
ISMの密度。 対応する NICER 日食プロファイルをパネル G と H に示します。合計 44 のスペクトルが、6 つの重複しないエネルギーから抽出されます。
バンド: 0.5 - 1.0 keV、1.0 - 2.0 keV、2.0 - 4.0 keV、4.0 - 6.0 keV、6.0 - 8.0 keV、8.0 - 10.0 keV。 入力スペクトルと出力スペクトルは時間とともに抽出されます
それぞれ 25.0 秒と 40.0 秒のビンであり、入口前と出口後のスペクトルは両方とも 50.0 秒の時間ビンで抽出されました。 スペクトルは、
ローカル xspec モデル、abssca (Knight et al. 2022b) は、スペクトルのいくつかでカウント率が低いため、キャッシュ統計 (c-stat) を使用しています。 エラーバーは1𝜎です。 青いデータ
ポイントは、付録 B で詳細に分析された代表的なスペクトルを強調するために使用されます。
図 3. 進行中の偽の未亡人のジオメトリを示す概略図
アブレーション。 NS と伴星は円軌道を想定しており、分離、𝑟a、そして伴星はそのロッシュローブを満たすと予想されます.
アブレーションされた物質は、入射X線によって伴星から解放されます
NSと降着円盤から。 マテリアルはコンパニオンの近くで固まります
物質の密度が高く保たれるように拡散します。
しかし、全体の吸収カラムは減少します。 この回路図は、規模。
図 4. 観測された日食の測定された日食移行時間
Sw J1858 の持続的なアウトバースト放出の最初の 150 軌道サイクル
(パネル A、NICER 観測) および EXO 0748 (パネル B、EXOSAT 観測、Parmar et al. 1991)。 両方のパネルで、明るい青と濃い青のポイント
それぞれ、イングレスとエグレスの期間を表します。 両方の Sw J1858 の間
および EXO 0748 は、この段階で遷移時間が増加していることを示しています。EXO 0748
X線で加熱された蒸発風に起因する非常に劇的な変動を示しています(パーマーら 1991)。
6 結論
2つのNS LMXB、EXO 0748-676および
Swift J1858.6−0814 は、日食遷移全体で非対称性や光子エネルギー依存性などのいくつかの特性を共有しています。
さらに、この 2 つのソースは、Eclipse とは異なる動作をいくつか共有しています。
タイプ I X 線バースト、ディップとフレアなど。 アーカイブデータを活用しました
2 つのシステムの類似点をさらに調査するために、
近食時代の位相分解分光法。 伴星の近くに電離吸収体が存在することを突き止めました
両方のシステムで。 の列密度と被覆率
イオン化された吸収体は、伴星からさらに減少します。これは、物質が遠距離で塊状になることを意味します。 この
両方のLMXBの食遷移の持続時間を延長すると推測される光学的に薄い材料層と一致しています（Knight
ら。 2022b、a)。 この塊状の物質は、
X線照射やパルサーによる伴星の大気
レッドバックが示す共食い行動に似た風
そしてブラック・ウィドウ・パルサー。 したがって、EXO 0748-676 を参照し、
XRB ホスティングとして定義された偽の未亡人としての Swift J1858.6-0814
消耗した伴星。 偽の未亡人がいる可能性があると推測します
という仮定の下でレッドバックパルサーの祖先を表す
アブレーションは降着動力相の間に始まり、回転動力相へと続きます。 このメカニズムは、
短周期連星で質量不足のコンパニオンを作成する方法
クモのパルサー内で観察されたもののように (Fruchter et al. 1988; Stappers et al. 1996)。 利用可能なすべての完全な日食プロファイルをモデル化することにより、
RXTEデータアーカイブからのEXO 0748-676、逆転を発見
日食の非対称性の。 これは、暫定的に、
システムのスペクトル状態と、重力で束縛された領域内のアブレーションされた材料の動きによっても影響を受ける可能性があります
ブラックウィドウパルサーPRSの観測に似た連星
J2051−0827。 偽りの未亡人たちと
2 つの発信源からの電波脈動を検索することによるスパイダー パルサー
彼らがX線静止状態にあり、アブレーションかどうかを判断している間
XRBの間で遍在しています。
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