极亮X射线暴（ULXB）是指极亮的X射线爆发（峰值光度超过10倍太阳质量天体的爱丁顿光度），通常具有极短的光度上升时标（大约1分钟）和缓慢的光度下降时标（大约1小时）。这类暴通常被发现于河外的球状星团中。大部分极亮X射线暴只观测到了1次爆发，但在NGC 5128中观测到了来自同一个源的6次爆发。在此工作中，我们利用了具有高吸积率（超爱丁顿吸积）状态下的中子星-白矮星双星模型来解释NGC 5128中的极亮X射线暴的重复爆发行为。我们认为该双星系统的运动轨道是椭圆。在近心点处，当白矮星充满其洛希瓣时，其表层的部分物质通过洛希瓣渗溢被中子星吸积。由于中子星具有极强的偶极磁场，吸积流会在靠近磁层半径（定义为磁压和吸积流的冲压相平衡的位置）处被截断。在此位置附近，来自于白矮星表层的磁化物质会被中子星偶极磁场的磁感线主导并离开吸积盘，最后落在中子星磁极附近的一小块区域，形成吸积柱。由于吸积柱内部辐射压和磁压保持平衡，吸积柱可以稳定存在。有两种可能的原因能造成吸积柱辐射出来的X射线光度超过爱丁顿光度：一是吸积柱的散射截面远低于汤姆逊散射截面；二是X射线辐射从垂直于吸积柱中物质下落的方向逃逸出来。为了达到NGC 5128中极亮X射线暴的爆发时的峰值光度（~10⁴⁰erg s^-1），要求中子星具有极强的磁场（≳10¹⁴G）。对于NGC 5128中极亮X射线暴爆发前后的持续辐射，白矮星的被吸积物质与中子星吸积盘的碰撞可能是一个重要的产生途径。对于探测到的NGC 5128中极亮X射线暴的6次爆发，我们分析了这些爆发的时间，得到了3个可能的周期。这些周期对应于中子星-白矮星双星系统的轨道周期。观测到的爆发次数较少，因而不能对轨道周期做出准确限定。

在我们先前的工作中，也利用了高吸积率状态下的中子星-白矮星双星模型来解释活跃的重复快速射电暴（如FRB 20180916B）。快速射电暴（FRB）是神秘的河外毫秒射电爆发，其产生机制尚不清楚。通常，快速射电暴被发现于其宿主星系的恒星形成区中，但最近发现的重复快速射电暴FRB 20200120E定位在M81的一个球状星团中。对于X射线波段和射电波段最剧烈的爆发，极亮X射线暴和快速射电暴均可用高吸积率状态下的中子星-白矮星双星模型来解释。因此，我们认为重复极亮X射线暴与重复快速射电暴之间可能存在某种关联性。这种可能的关联性有待对近邻河外球状星团的后续观测来检验。

该论文已被ApJ接受发表，作者是陈浩严、顾为民、付津铂、翁山杉（南京师范大学）、王俊峰、孙谋远。

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图注：中子星-白矮星双星模型的示意图。该系统处于椭圆轨道中。在近心点L1处，当白矮星充满其洛希瓣时，其表层的部分物质通过洛希瓣渗溢被中子星吸积。由于中子星具有极强的偶极磁场，吸积流在磁层半径处被截断。随后，磁化的吸积物质由磁感线所主导，离开吸积盘并下落聚集至中子星的磁极附近，形成了吸积柱，极亮的X射线辐射由此产生。在磁化的吸积物质下落过程中，可能会触发磁重联。极强的射电辐射由相对论性电子的曲率辐射所产生。