摘要
致密物体周围的吸积盘在高光度下预计会进入不稳定阶段1．当吸积产生的辐射压力改变了盘的粘度，导致内盘在短时间内的循环损耗和再填充时，可能会发生一种不稳定2．然而，这种情况只在单个恒星质量的黑洞中得到了定量验证3.，4，5．尽管在一些孤立的案例中有这些周期的迹象6，7，8，9，10在大多数明亮的吸积中子星和黑洞的可变发射中，它们的明显缺失一直是一个持续的谜题11．在这里，我们报告了在吸积中子星周围存在相同的多波长不稳定性。此外，我们还表明，如果吸积盘不稳定，在耗尽或重新填充内部盘的跃迁过程中产生相对论性抛射，那么高吸积率下黑洞和中子星的电磁波谱(从无线电到x射线)的可变性可以得到一致的解释。这种新的联系使我们能够确定导致高吸积致密物体快速多波长变化的主要物理成分。
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Swift J1858 8月活动和GRS 1915+105 Chandra/VLA观测的所有原始数据都是公开的，可以使用报告的代码从它们的档案中下载。该活动的所有简化数据(包括此处未介绍的光谱观测)将成为出版物的对象并可供访问(Castro Segura等人正在准备中)。对WASP和CHIMERA数据的进一步分析正在进行中，因此可以根据作者的要求提供这些数据。
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确认
F.M.V.感谢R. Arcodia, P. Casella, G. Marcel, G. Mastroserio, N. Scepi和L. Stella的深刻讨论。对结果的解释得益于在瑞士伯尔尼国际空间科学研究所举行的“从不同角度观察圆盘-射流耦合”会议上进行的讨论。F.M.V.由NASA 80NSSC19K1456、80NSSC21K0526和由MCIN/AEI/10.13039/501100011033和NextGenerationEU/PRTR资助的FJC2020-043334-I资助。J.N.感谢SAO奖GO1-22036X的支持。A.J.T.是美国宇航局爱因斯坦研究员，并通过NASA哈勃奖学金资助对这项工作表示支持。hst - h02 -51494.001由太空望远镜科学研究所授予，该研究所由美国宇航局天文学研究大学协会运营，合同为NAS5-26555。D.A.和N.C.S.承认科学技术设施委员会(STFC)资助ST/V001000/1的支持。f.m.v.， M.A.P.和V.A.C.感谢西班牙科学与创新部研究项目PID2020-120323GB-I00的支持。M.A.P.感谢Consejería de Economía, Conocimiento y Empleo del Gobierno de Canarias和欧洲区域发展基金(ERDF)的资助，参考ProID2021010132 ACCISI/FEDER, UE。tb感谢ASI-INAF n.2017-14-H协议的财政贡献。print - inaf 2019 N.15。 T.M.D. acknowledges support from the Spanish Ministry of Science and Innovation project PID2021-124879NB-I00 and the Europa Excelencia grant (EUR2021-122010). T.R. acknowledges the financial contribution from the agreement ASI-INAF n.2017-14-H.0.
作者信息
作者及隶属关系
贡献
F.M.V.和J.N.绘制了多波长不稳定性的新物理场景。F.M.V.进行了多λSwift J1858数据集的时序分析。A.J.T.在S.d.P.的帮助下模拟了射电变异性，j.v.d.e. Y.C.在N.C.S.的帮助下模拟了x射线/IR滞后的相位依赖。对于Swift J1858, N.C.S.提供了UV和x射线数据;F.J.-I。提供LT的光学数据;G.V, c.d.b.， J.M.和m.o.a提供了来自Chimera和WASP的光学数据;j。v。d。e。t。r。提供了无线电数据。J.N.是钱德拉和VLA关于GRS 1915提案的主要研究员;a。j。t。分析了无线电数据。f.m.v.， y.c.， g.v.， d.a.， t.b.， n.d.， T.M.D.和J.v.d.E.对光度-磁场图的发展做出了重大贡献(扩展数据图。1)来比较不同的中子星。所有的作者都积极地参与了讨论和最终的手稿版本。
相应的作者
道德声明
相互竞争的利益
作者声明没有利益竞争。
同行评审
同行评审信息
自然感谢Emrah Kalemci和其他匿名审稿人对这项工作的同行评审所做的贡献。同行评审报告是可用的。
额外的信息
出版商的注意施普林格自然对出版的地图和机构从属关系中的管辖权主张保持中立。
扩展的数据图形和表格
扩展数据图1吸积中子星的光度与磁场关系图。
长虚线表示参数空间中内盘以(蓝色)或非(红色)辐射压为主的极限，即A区和B区之间的过渡(RAB)的Shakura和Sunyaev73磁盘大于磁层半径(R米)或恒星半径(R＊)，以较大者为准。因为圆盘以开普勒速度旋转R米，内盘的旋转速度比中子星磁层慢，由于螺旋桨效应，吸积可以停止74．虚线灰色对应的螺旋桨阈值光度作为不同自旋磁场的函数74，75．对于所有这些直线，我们设ξ= 1,α= 0.1,米NS= 1.4米⊙而且R= 10公里。然后，我们标记了在光曲线中显示出“类似1915年”变化模式的光源(绿色蜱虫):快速爆发6，即爆发脉冲星61，64， ULX ngc3621(参考。31)和我们的目标，雨燕J1858。与此同时，我们还展示了吸积中子星x射线双星的不同现象学类别，这取决于它们的磁场和光度。低磁场(≤109G)，我们发现经典的lmxb，根据它们的吸积速率，可以表现为环礁、亮环礁或Z源76，77．x射线定时研究还表明，吸积的毫秒脉冲星(AMXPs)，具有108G到109G范围，也兼容环礁在他们的硬状态78．对于更高的磁场109G，观测到的吸积中子星通常显示脉动，但由于螺旋桨阈值较低，相对于amxp也有较慢的旋转周期。以上1011G，图中主要由高质量x射线双星组成79，80以及ulx的脉动81．对于所有这些类别/天体，我们还标记了它们中哪些表现出与吸积不稳定性相关的典型现象，即射电喷射(黄色恒星)和流出(青色波)。我们注意到这些现象往往出现在辐射压盘阈值以上(见方法）.
图2红外滞后分析。
一个， 10点后同时出现的5个NuSTAR-HAWK-I窗口的滞后分布4通量随机化。滞后质心的演变是可见的。b，计算HST与HAWK-I之间的CCF。由于耀斑的不对称性，排除较长滞后时的不对称性，CCF在0处达到峰值。
扩展数据图3事件平均耀斑剖面。
由于附近有两个耀斑的存在，它们也不在中心。然而，长期和短期时间尺度之间的整体联系仍然很清楚。
扩展数据图4 x射线与红外滞后建模。
一个，拟合得到的滞后，包括光曲线中的耀斑。唯一允许改变的参数是双星的倾角，我．长虚线和短虚线分别代表68%和99%的置信水平。b，倾斜的后验分布直方图。在所有图中，虚线表示0.5和99.5百分位，虚线表示16和84百分位，实线表示中位数。c，拟合光曲线中除去耀斑的滞后量。d，不包括耀斑的后验分布直方图。
图5 Swift J1858的无约束无线电建模。
同Fig。3得了而是模拟了Swift J1858射电光曲线，没有对射电时间的限制。我们发现了类似的结果，但误差更大。
扩展数据图6不同波长的节拍比较。
一个，用于量化Swift J1858和GRS 1915之间关联的平均归一化光曲线:来自GRS 1915+105的Chandra数据(蓝色，应用+1 shift)，来自Swift J1858的HAWK-I数据(红色)，来自Swift J1858的WASP数据(绿色，应用−1 shift)和来自Swift J1858的CHIMERA数据(紫色，应用−2 shift)。b，光曲线通量分布的累积分布函数(CDF)。
扩展数据图7通量-通量相关图。
一个， NuSTAR(开放圆)、LT(开放方形)和HAWK-I(填充圆)的HST测量通量-通量图。虽然O/IR相关性很好，但x射线呈现非线性趋势。所有的波段都归一化到它们的平均值。b，该图显示了HAWK-I比LT(填充圈)和HST比LT(打开圈)作为x射线计数率归一化到6.5次的函数−1．
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关于本文
引用本文
文森泰利，f.m.，尼尔森，J.，特塔连科，A.J.et al。黑洞和中子星共享的吸积不稳定性。自然615， 45-49(2023)。https://doi.org/10.1038/s41586-022-05648-3
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