中子星中心致密天體的雙星起源?

刁振琪 王德華 葉長青

(貴州師范大學物理與電子科學學院貴陽550025)

1 引言

近二十年以來, 高能衛星在年輕的超新星遺跡(Supernova Remnant, SNR)中心發現了一些孤立的點源, 這些源被進一步證實是區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)星風云. 目前已發現10顆CCO, 它們具有穩定的軟X射線輻射, 但卻未檢測到射電、光學等其他波段的輻射. CCO的X射線輻射呈現典型的黑體譜, 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, 大于其自身的自轉能損率(), 因此通常認為CCO除自轉供能外, 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顆源的表面磁場強度分別約為3.27×1010Gs、9.83×1010Gs和3.05×1010Gs. 由于CCO的表面磁場強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]. 已發現的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Table 1 Parameters of central compact objects

CCO作為一類年輕的脈沖星, 呈現出豐富的觀測現象: 首先, 源1E 1207.4-5209觀測到Glitch現象, 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], 導出的磁場強度約為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,導出的磁場強度約為7×1010Gs.這些結果為CCO的低磁性提供了直接觀測證據; 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, 這對研究中子星內部冷卻具有重要意義. 最初, 一些科學家認為該脈沖星的溫度每十年下降～4%[34], 但最新的觀測認為該值誤差較大[35–36]. 最后, CCO候選體1E 161348-5055曾被報道探測到～6.7 h的自旋周期[37–38]. 如果被證實, 則該周期是目前發現最長的脈沖星自旋周期.有觀點認為該源可能存在某種特殊的制動機制, 導致其自旋減慢[37].

目前SNR cat-High Energy Observations of Galactic Supernova Remnants數據庫中共記錄有383個超新星遺跡, 而觀測確認的CCO共有10顆, 因此可推測CCO的誕生率約為2.61%. 關于CCO的起源, 有學者認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導致了它們的磁場低于正常脈沖星[20,26,39], 但這種觀點不能解釋CCO熱輻射的各向異性. 另一種觀點認為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(outburst)、巨型耀斑(giant flares)等現象)[9]. 例如有學者認為CCO源J232327.9+584842的觀測性質與處于寧靜時期的AXP或SGR相似. 又如, 有的學者認為CCO候選體1E 161348-5055的觀測性質與AXP非常相似, 其可能是制動磁星. 對于CCO的低磁場, 有的觀點認為其誕生時磁場就比較低, 也有觀點認為是CCO誕生后經演化而減弱的. 特別是Doroshenko等[40]在CCO源XMMU J173203.3-344518的超新星遺跡G353.6-0.7內發現一顆后漸近支巨星(Post-Asymptotic Giant Branch Star), 并認為其與該CCO的前身星可能處于雙星系統中, 后來由于超新星爆發而分離. 這一觀點提出了CCO雙星起源的可能性. 本文試圖分析CCO的物理性質, 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: 雙星系統中的一顆恒星先經歷超新星爆發, 誕生一顆中子星, 而后第2顆恒星發生超新星爆發, 而其形成的中子星被踢走, 留下了超新星遺跡和第1顆恒星超新星爆發產生的中子星, 即CCO. 本文主要內容如下: 第2節分析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節基于吸積中子星的演化模型, 分析雙星系統中CCO的周期-磁場演化路徑; 第4節分析CCO可能的雙星起源及其演化過程; 第5節進行總結與展望.

2 周期-磁場分布

本文嘗試分析CCO的自旋周期、表面磁場強度的性質. 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動能來提供輻射能量, 即轉動供能脈沖星, 而CCO和磁星的X射線光度大于其自轉能損率, 因此一般認為這兩種源除轉動供能外, 還有其他供能方式. 此外, CCO的磁場強度明顯低于正常遺跡脈沖星, 而磁星的磁場強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度的分布. 數據上, 本文收集了ATNF (Australia Telescope National Facility)脈沖星數據庫中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、表面磁場強度數據. 同時, 我們還從表1中收集3顆CCO的自旋周期、表面磁場強度數據.

圖1顯示了中子星表面磁場強度-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. 進一步, 我們分別統計了正常遺跡脈沖星和CCO自旋周期及表面磁場強度的平均值, 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度分布的直方圖. 此外, 自旋加速線(Spin-up Line)是雙星系統中吸積加速的特征線, 例如, 從圖1中可以看出絕大數雙星脈沖星均分布在自旋加速線以下, 表明這些雙星系統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. 根據再加速理論, 中子星在雙星系統中經過吸積過程能顯著降低其表面磁場強度. 因此, 我們懷疑CCO可能是經過雙星吸積演化后才導致其表面磁場強度降低的.

圖1 中子星磁場強度–周期(B-P)圖, 其中實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. 該圖數據來自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CCO起源于雙星, 并嘗試基于吸積加速模型, 分析雙星系統中CCO的自旋周期、表面磁場強度的演化路徑.

首先, 磁場演化方面, 根據再加速理論, 中子星在雙星系統經吸積加速后, 其表面磁場強度將會衰減[44]. 進一步, Zhang和Kojima提出了磁場強度演化模型[45]:

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

其次, 吸積率方面, 根據再加速理論, 吸積中子星達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度,M為中子星質量(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, 我們通過調研得到低質量X射線雙星的光度[47], 進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有可能經歷過吸積加速過程. 但是, 若以1017g·s?1的吸積率, 要達到CCO所需吸積質量?M～10?2M⊙, 需要的時間為約為6×106yr, 這個年齡遠大于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, 根據再加速理論, 中子星在雙星系統經歷吸積加速過程,其自旋周期變化率·P的演化關系為[48]:

圖3 低質量X射線雙星和中心致密天體吸積率直方圖, LMXB: 低質量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(1)式和(3)式計算分析CCO周期-磁場的雙星演化路徑: 對(3)式進行積分, 并結合(1)式, 設置吸積率為1017g·s?1, 吸積時間為～106yr, 吸積總質量為?M～10?2M⊙, 質量常數為Mb～10?4M⊙. 再設置初始自旋周期為P0～10 s, 初始表面磁場強度為B0～1012Gs. 經計算, 得到最終自旋周期為P～0.1 s,最終表面磁場強度為B～1010Gs. 圖4顯示了CCO周期-磁場強度的雙星演化過程, 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果符合得比較好. 因此, 我們認為CCO可能起源于雙星.

4 演化路徑

根據以上的分析, 若CCO起源于雙星系統, 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, 其自旋周期將會從P～10 s降低至P～0.1 s, 其表面磁場強度將會從B～1012Gs降低至B～1010Gs. 但是106yr的演化時標遠大于CCO遺跡的年齡(0.3–7 kyr).

圖4 中子星的磁場強度–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.

我們認為CCO起源于雙星, 并且經歷過～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, 我們認為CCO所處的遺跡可能并非其自身超新星爆發的遺跡, 而是有其他的演化路徑. 據此, 我們提出了CCO的一種新的可能演化過程: 如圖5所示, CCO起源于雙大質量恒星(大于8M⊙)系統, 質量較大的恒星先經歷超新星爆發形成一顆中子星(A星), 組成中子星–恒星系統. 而后該系統經過～107yr后,第2顆恒星進入后主序演化, A星中子星開始吸積. 再經過～106yr, 當A星中子星吸積?M～10?2M⊙的物質后, 其伴星發生超新星爆發, 產生中子星(B星)和超新星遺跡.B星中子星的超新星爆發時產生一個～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, 但其表面磁場強度較其他正常遺跡脈沖星低～2個量級. 如此低的磁場強度讓我們懷疑CCO可能起源于雙星: 根據吸積中子星的演化模型, 雙恒星系統中質量較大的恒星先進行超新星爆發, 形成一顆初始磁場B～1012Gs, 初始周期P～10 s的中子星. 經過～107yr, 該中子星的伴星進入后主序演化, 開始雙星吸積過程, 經歷～106yr, 當中子星吸積?M～10?2M⊙的物質后, 表面磁場強度將會降低至B～1010Gs, 周期將會加速到P～100 ms, 即觀測到的CCO. 此外, 基于吸積假設計算出的CCO的吸積率與低質量X射線雙星觀測的吸積率相比是在合理的范圍內, 因此, 我們認為CCO起源于雙星, 并且經歷過～106yr的吸積加速過程. 而后伴星超新星爆發, 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所產生的遺跡. 通過這個理論演化模型, 我們預言雙星中CCO的伴星超新星爆發產生了一個類似于Crab脈沖星的快速旋轉、強磁的中子星. 若射電望遠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