黑洞和中子星的共同积聚不稳定

　　长虚线表示内部磁盘为（蓝色）或不是（红色）辐射压力的参数空间的极限，即Shakura和Sunyaev73磁盘的区域A和B（rab）之间的过渡大于磁层半径（RM）或Star rafius（RM*），该磁盘大于磁层半径（RM*）。由于磁盘以开普勒速度旋转，因此对于较大的RM，由于螺旋桨效应74 ，内部磁盘旋转的旋转速度慢于中子恒星磁层和增生。虚线的灰色线对应于螺旋桨阈值亮度，这是不同SPINS74,75的磁场的函数。对于所有这些线，我们将ξ= 1 ，α= 0.1，mns = 1.4 m和r = 10 km。然后，我们标记了在其光曲线中显示“ 1915样 ”变异性模式（绿色壁虱）的来源：快速伯斯特6，爆发的脉冲61,64 ，ULX NGC 3621（参考文献31）和我们的目标，Swift J1858 。除此之外，我们还展示了在中子恒星X射线二进制中的不同现象学类别，具体取决于它们的磁场和亮度。在低磁场（≤109g）下，我们发现经典的LMXB，取决于它们的吸积率，可以表现为环礁，明亮的环礁或Z源76,77。X射线定时研究还表明，在108 g至109 g范围内具有磁场的毫秒脉冲星（AMXP）也与其硬状态的环礁兼容。对于较高的磁场为109 g ，观察到的积聚的中子星通常显示脉动，但是（由于较低的螺旋桨阈值）对于AMXPS的自旋周期也较慢。该图主要由高质量X射线二进制组填充79,80和脉动ULXS81。对于所有这些类别/对象，我们还标记了哪些显示与吸积不稳定性相关的典型现象学，即无线电喷射（黄星）和流出（青色波）。我们注意到，这些现象往往存在于辐射压力盘阈值之上（请参阅方法）。

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