刘红辉|姜家琛|亚当·英格拉姆|科西莫·班比|安德鲁·C·法比安|鲁本·法里内利|蕾妮·卢德兰|娜塔莉·德格纳尔|雅库布·波德戈尼|安德烈亚·桑坦杰洛|詹姆斯·F·斯坦纳|安德鲁·J·杨|张卓斌
X射线双星（XRBs）是由一个致密天体（黑洞或中子星）从其伴星吸积物质组成的系统。吸积过程能够高效地将吸积物质的引力能转化为电磁辐射（Thorne, 1974）。人们认为存在一个光学厚但几何上薄的吸积盘（Shakura和Sunyaev, 1973），它发出以软X射线波段为主的多温度黑体辐射。此外，通常还会观测到一个更硬的非热成分，这被认为是由靠近致密天体的热等离子体对盘种子光子的逆康普顿散射产生的（Done等人，2007年；Haardt和Maraschi, 1993年），这个成分常被称为日冕。
第三个成分是由光学厚吸积盘再处理的日冕辐射（反射成分，例如García等人，2015年；Cackett等人，2010年；Ludlam, 2024年；Walton等人，2016年）。反射成分的特点是在6-7 keV附近有一个相对论性展宽的铁Kα线，以及在30 keV附近有一个康普顿峰（Fabian等人，1989年；George和Fabian, 1991年）。分析反射成分是理解吸积几何结构（例如Cackett等人，2008年；Jiang等人，2019年；Liu等人，2023年；Liu等人，2022年；Ludlam等人，2022年；Mondal等人，2020年）、致密天体（例如黑洞的自转，Bambi等人，2021年；Miller等人，2013年；Reynolds, 2021年）以及引力理论（例如Bambi, 2017年；Liu等人，2019年）的强大工具。
对于弱磁化中子星（NS）低质量X射线双星（LMXBs），伴星的吸积流会被NS表面阻挡。这会在吸积盘和NS之间形成一个边界层（BL）（Popham和Sunyaev, 2001年）。此外，还可能形成一个部分覆盖NS表面的扩散层（SL）（Inogamov和Sunyaev, 1999年）。如果吸积率增加，SL可以延伸到更高的纬度（参见Farinelli等人，2024年的图2）。BL/SL可能是NS XRBs中非热康普顿辐射的来源（Revnivtsev等人，2013年）。
NS LMXBs被认为是高度变化的源，其变化性可以在X射线颜色-颜色图（CCD）或硬度-强度图（HID）上追踪到。根据它们在CCD上的轨迹形状，NS LMXBs大致可以分为两类：Z源和环礁源（Hasinger和van der Klis, 1989年）。这两种类型源的主要区别在于质量吸积率，Z源的吸积率接近爱丁顿极限（LEdd），而环礁源的吸积率较低（例如0.001–0.5 LEdd）。Z轨迹可以分为三个分支：水平分支（HB）、正常分支（NB）和耀斑分支（FB）。环礁源的轨迹可以分为下部的香蕉状状态和上部的岛屿状状态（参见Di Salvo等人，2023年的最新综述）。这些系统是X射线天空中最亮的源之一，对于研究吸积物理和基本物理（例如超密物质的状态方程，Degenaar等人，2018年）非常重要。
在过去的几十年里，X射线光谱学和定时技术一直引领着NS LMXBs的研究。然而，吸积几何结构仍然不清楚。2021年底发射的成像X射线偏振探测器（IXPE，Soffitta等人，2021年；Weisskopf等人，2022年）重新打开了偏振研究的大门，并有可能打破传统方法中的不确定性，例如确定发射区域的几何结构（例如Gnarini等人，2022年；Krawczynski等人，2022年；Veledina等人，2024年）。它还可以提供关于黑洞自转（例如Dovčiak等人，2008年；Marra等人，2024年；Schnittman和Krolik, 2009年）和其他强引力效应（例如Dovčiak等人，2004年；Krawczynski, 2012年；Liu等人，2015年；Steiner等人，2024年）的额外约束。
在这项工作中，我们将研究天鹅座X-2的光谱和偏振特性。该源是一个Z型中子星低质量XRB，位于 kpc的距离（Ding等人，2021年）。该系统的轨道倾角为62.5∘ ± 4∘（Orosz和Kuulkers, 1999年）。之前的光谱研究表明，该源具有明显的反射特征（例如Ludlam等人，2022年；Mondal等人，2018年）。然而，使用反射方法测量的其盘倾角并不一致，有些接近双星系统的倾角（Ludlam等人，2022年），而其他研究则认为倾角较低（Mondal等人，2018年；Shaposhnikov等人，2009年）。该源的亮度变化很大，可以在几小时的短时间内在不同分支之间切换（例如Piraino等人，2002年；Sudha等人，2025年；Zhang等人，2025年）。在更长的时间尺度上（例如几周到几个月），其在CCD/HID上的Z轨迹的形态和位置也会发生变化（Kuulkers等人，1996年）。
天鹅座X-2在IXPE发射几个月后被观测到，当时该源可能位于Z轨迹的水平分支（HB）或正常分支（NB）上（Farinelli等人，2023年）。（Farinelli等人，2024年）对边界层偏振的理论建模表明，对于典型的光学深度τ ≳ 4，其偏振度（PD）从未超过1%。（Bobrikova等人，2025年的计算表明，无论其几何结构如何，扩散层的PD也不会超过1.5%。因此，在IXPE能量带观测到的约1.7%的源PD需要一个额外的成分，（Farinelli等人，2023年）将其识别为吸积盘的反射。然而，这仍有待通过包括完全相对论性反射模型的详细光谱偏振分析来验证。
本文的目的是进一步测试反射成分是否显著贡献于天鹅座X-2的偏振特性。本文的结构如下：第2节描述了观测和数据还原过程。第3节展示了数据分析。第5节专门讨论了结果。
观测和数据还原
在这项研究中，我们分析了2022年4月30日IXPE对天鹅座X-2的观测数据（Farinelli等人，2023年）。根据（Farinelli等人，2023年），我们结合了几乎同时进行的NICER和INTEGRAL观测数据以约束宽带光谱。此外，还包含了当时的NuSTAR观测数据（项目负责人：J. Jiang），以更好地约束光谱成分。本研究中使用的观测细节列在表1中。
光谱偏振分析
光谱分析（包括Stokes Q和U光谱）使用XSPEC v12.13.0c（Arnaud, 1996）进行。分析过程中使用了（Wilms等人，2000年）的元素丰度和（Verner等人，1996年）的截面数据。χ2统计量用于确定最佳拟合值和不确定性。
反射模型的影响
除了
reflionx代码外，另一个广泛使用的局部反射模型是
xillver（García和Kallman, 2010）。它被包含在相对论性反射模型包
relxill7（García等人，2013）中。为了测试反射模型对我们结论的影响，我们用两个模型对光谱进行了拟合：
•模型2.4 - mbpo*tbabs*(polconst * diskbb + polconst * comptt + polconst * relconv * xillverNS)
•模型2.5 - mbpo*tbabs*(polconst *
反射成分的重要性
在这项工作中，我们重新分析了IXPE对低质量XRB天鹅座X-2的首次观测数据，结合了几乎同时进行的NuSTAR、NICER和INTEGRAL观测。在包含完整的反射模型后，我们发现盘热发射的偏振角（PA）与整体偏振角以及射电喷流的位置角一致，这与（Farinelli等人，2023年）的发现一致。这再次证实了天鹅座X-2的X射线偏振特性是由反射效应引起的。
结论
在这项工作中，我们使用IXPE、NuSTAR和INTEGRAL的数据对天鹅座X-2进行了光谱偏振分析。为了验证（Farinelli等人，2024年）提出的假设，即源的偏振信号主要由反射成分主导，我们使用了一个完整且严谨的反射模型来模拟反射效应，而不仅仅是将其视为Fe-K荧光线。我们发现反射成分和康普顿化成分的偏振度之间存在强烈的不确定性。
CRediT作者贡献声明
刘红辉：撰写 – 审稿与编辑，撰写 – 原始草稿，数据管理。
姜家琛：撰写 – 审稿与编辑，数据管理。
亚当·英格拉姆：撰写 – 审稿与编辑，监督。
科西莫·班比：撰写 – 审稿与编辑，监督。
安德鲁·C·法比安：撰写 – 审稿与编辑。
鲁本·法里内利：撰写 – 审稿与编辑。
蕾妮·卢德兰：撰写 – 审稿与编辑。
娜塔莉·德格纳尔：撰写 – 审稿与编辑。
雅库布·波德戈尼：撰写 – 审稿与编辑。
安德烈亚·桑坦杰洛：撰写
利益冲突声明
科西莫·班比报告称得到了中国国家自然科学基金会的财政支持。科西莫·班比还报告得到了上海自然科学的财政支持。亚当·英格拉姆得到了英国皇家学会的财政支持。安德鲁·J·杨得到了科学技术设施委员会的财政支持。共同作者是该期刊的副主编 - A.S. 如果还有其他作者，他们声明没有已知的利益冲突。
