【摘要】：吸積態(tài)毫秒X射線脈沖星是低質(zhì)量X射線雙星的一個(gè)重要的子類,在這類源的爆發(fā)態(tài)能觀測到相干的毫秒X射線脈沖。它們具有低質(zhì)量X射線雙星和毫秒脈沖星的雙重特證,為毫秒脈沖星的再循環(huán)理論提供了直接證據(jù)。此外,吸積態(tài)毫秒X射線脈沖星對(duì)研究致密雙星的吸積物理和中子星的物理性質(zhì)也具有重要意義。然而,它們的形成與演化仍不清楚。本文利用MESA恒星演化程序模擬低質(zhì)量X射線雙星演化�；诘唾|(zhì)量X射線雙星的演化模型和吸積盤不穩(wěn)定性模型,我們探索吸積態(tài)毫秒X射線脈沖星的形成與演化。通過對(duì)比我們的結(jié)果與吸積態(tài)毫秒X射線脈沖星的觀測特征,我們得到了以下結(jié)論:(1)當(dāng)物質(zhì)轉(zhuǎn)移開始時(shí)的軌道周期十分靠近分叉周期時(shí),這些低質(zhì)量X射線雙星能再現(xiàn)絕大多數(shù)吸積態(tài)毫秒X射線脈沖星的觀測特征。同時(shí),吸積盤的不穩(wěn)定性模型對(duì)解釋絕大多數(shù)吸積態(tài)毫秒X射線脈沖星的形成起到重要作用;(2)具有主序伴星的吸積態(tài)毫秒X射線脈沖星最終演化成具有白矮星伴星的吸積態(tài)毫秒X射線脈沖星;(3)這些具有主序伴星的吸積態(tài)毫秒X射線脈沖星更可能具有靠近終齡主序的伴星。
【圖文】：

圖 1.1 中子星結(jié)構(gòu)的卡通圖，圖片摘自 NASA 網(wǎng)站。的物理特征，中子星的主要組成是中子。如圖 1.1 所示，近代的中子星:子體組成的外層—大氣；核、自由電子、質(zhì)子和中子構(gòu)成的厚包層—?dú)�；密物質(zhì)組成的內(nèi)部區(qū)域—核心�？梢詣澐譃閮�(nèi)外兩個(gè)區(qū)域。大氣的厚度與中子星的表面溫度中（5k），大氣的厚度為幾毫米。在年輕的熱系統(tǒng)（這層等離子體對(duì)觀測至關(guān)重要，因?yàn)樗鼪Q定了中子星表面殼有幾百米厚，主要由離子和自由電子組成。外殼中的自由的增加，自由電子逐漸變得簡并和極端相對(duì)論性。在這個(gè)區(qū)滴（neutron drop）: 電子的費(fèi)米能量變得足夠高，可以在原中子增豐。中子開始從外殼底部的原子核中溢出，形成自

第一章 前言聚物。如果內(nèi)部受到夸克退禁閉的影響，甚至有可能存在所謂的雜交型中子星Glendenning 2000; Weber 2005）[7,8]�？紤]到內(nèi)部物理的不確定性，中子星的狀態(tài)方程仍然未知（例如，Steiner）[9]。然而對(duì)脈沖星的質(zhì)量、半徑以及自轉(zhuǎn)的測量，可以限制物態(tài)方程，從而解它們的內(nèi)部組成。PSR J0348+0432 和 PSR J1748 2446ad 分別是已知最大質(zhì)星（ M⊙，，Antoniadis et al. 2013）[10]和自轉(zhuǎn)最快的脈沖星 (1.4ms，H. 2006)[11]。3 中子星的形成
【學(xué)位授予單位】：中國科學(xué)院大學(xué)(中國科學(xué)院云南天文臺(tái))
【學(xué)位級(jí)別】：碩士
【學(xué)位授予年份】：2019
【分類號(hào)】：P145.6

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本文編號(hào)：2699330