小编为您收集和整理了天文学家提出超亮脉冲星起源的新机制的相关内容：在说脉冲星和阅读本文之前，我们先把关系理顺一下：磁星是一种特殊的脉冲星，脉冲星是快速旋转的中子星，中子星则是大质量恒星爆炸后形成的超新星：爆炸时恒星的外层被抛射入太空，而其核心塌缩成脉冲星。虽然有点绕

在说脉冲星和阅读本文之前，我们先把关系理顺一下：磁星是一种特殊的脉冲星，脉冲星是快速旋转的中子星，中子星则是大质量恒星爆炸后形成的超新星：爆炸时恒星的外层被抛射入太空，而其核心塌缩成脉冲星。虽然有点绕，总算是把归属关系整清楚了。什么是ULX呢？从20世纪70年代,科学家们就一直在探测宇宙中的这些明亮特征,他们把它称之为X射线极亮星体(ULX)。最近科学家对名为M82 X-2的ULX会发射出周期性的脉冲波进行了研究，我们来看看ULX脉冲星有些什么样特点令科学家们充满了好奇。

科学家发现中子星很难保持超临界吸积作用，因为它与黑洞不同，中子星有固态表面，要解释为何中子星的超临界吸积作用如何会表现为脉冲射线，是一项艰难的挑战

科学家们之前认为，X射线极亮星体（ULXs）是通过黑洞聚能的。不过，在2014年，NuSTAR望远镜观察到一个名为M82 X-2的ULX会发射出周期性的脉冲波，这个ULX脉冲星令天体物理学家们充满好奇。黑洞的超大质量也许会为ULXs的诞生提供足够的能量，但是黑洞无法使其产生脉冲射线。相比之下，脉冲星就是因为它们会产生脉冲射线而以此得名，但它们远比ULXs要昏暗的多。因此，必须得有一种全新的理论能够解释ULX脉冲星的存在。

通常认为，ULX脉冲星是由于具有强大引力的天体不断吸积来自伴星体的气体而形成，当这些气体被天体吸引时，它们会与其他气体碰撞，而碰撞所产生的热量会不断加热气体，使它们达到足以发光的热度。天文学家们能观测到的就是这些发光气体发射出的光子，不过当光子在远离中央的过程中，会阻碍被天体吸引的气体，减缓向中央前行的气流。这种力称为辐射压力。随着越来越多的气体聚集，天体会变得越来越热，越来越明亮，但如果太过于明亮，辐射压力会减缓向天体聚集气流的速度，制造出交通堵塞。

交通堵塞会限制气体向天体系统增加额外能量的速率，同时阻止天体变得更明亮。亮度的上限值，也就是辐射压力和引力的平衡值，称为爱丁顿光度。爱丁顿光度是由天体的质量决定的，由于脉冲星的质量比能够为ULXs提供能量的黑洞的质量少了上千倍，它们的爱丁顿光度比ULXs所需的光度低得多。不过，Kawashima及其团队开始探索脉冲星是否有能力能避免由爱丁顿光度产生的交通堵塞。科学家发现中子星很难保持超临界吸积作用，因为它与黑洞不同，中子星有固态表面，要解释为何中子星的超临界吸积作用如何会表现为脉冲射线，是一项艰难的挑战。

对于普通的脉冲星来说，研究者们使用吸积柱模型来解释向天体聚集的气体是否受到脉冲星强大磁场作用的引导，并聚集在天体磁极。若磁极与中子星的自转轴方向不一致（就像地球上磁北极和地球真正的北极并不一致），磁极便会与中子星一起绕着自转轴旋转。若磁极指向地球，我们就会看到明亮的光线，但当它旋转偏离地球方向，光线看起来便像消失了一样，就像灯塔会随着轴线转动闪闪发光。

为了解开ULX脉冲星之谜，Kawashima及其团队进行了一项模拟实验，研究气体吸积柱是否能通过某种方式平稳运行，不会产生交通阻塞，从而产生比爱丁顿光度更明亮上百倍的光线。京都大学科学家Shin Mineshige表示，没人知道中子星能否形成超临界吸积柱，这个问题难在我们必须同时解决流体力学和辐射传输的等式，这意味着我们必须使用先进的数值模拟技术和计算能力。

目前，已经有许多专用代码用来着重研究黑洞模拟，因此研究团队编写了用以模拟中子星超临界吸积柱的代码，并在日本国立天文台（NAOJ）的超级计算机ATERUI上运行。研究团队发现，在超临界吸积柱模型中，向下聚集的气体的确有可能避免由爱丁顿光度造成的交通堵塞。在模拟实验中，吸积气体在中子星前方形成了震荡，造成气体的大量活跃能量转变为热能。在震荡面下方的气体被迅速加热，释放出大量光子。但与早前模型中表现出的情况不同，这些光子并没有阻碍气体聚集，而是从吸积柱的两侧输出。这意味着不但没有交通堵塞，气体还能迅速聚集，在震荡波前沿被加热，释放出更多光子，整个过程都不存在速度减缓。研究团队计划利用这个灯塔模型进一步研究ULX脉冲星M82 X-2，并希望以此发现其他ULX脉冲星。

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