X射線雙星

發射X射線的子星的性質﹐可以通過X射線的脈動週期和估計質量來推測﹐大多數學者都認為 X射線子星是中子星或黑洞一類的緻密星。根據衞星的觀測結果和一系列的證認工作﹐已經確認為雙星的 X射線源有﹕小麥哲倫雲X-1﹑天鵝座X-1﹑半人馬座X-3﹑4U0900-40﹑4U1700-37﹑武仙座X-1﹑天蠍座X-1﹑天鵝座X-3和圓規座X-1等。其中最引人注目的是武仙座X-1和天鵝座X-1。

1960年代，人們利用火箭和氣球確定了大約30個X射線源。1964年薩佩特和澤爾多維奇等人提出銀河系X射線源是雙星系統中的中子星或者黑洞的吸積過程產生的。最早證認的X射線雙星是半人馬座X-3和武仙座X-1。20世紀70年代，烏呼魯衞星觀測到了它們具有X射線脈衝，週期分別為4.84秒 ^[2]  和1.24秒 ^[3]  ，並且經歷數天的週期性變化。X射線脈衝星發現後，提出了密近雙星的模型解釋這種現象，脈衝的週期性變化是由於雙星相互掩食而產生的。這種説法已經得到廣泛承認。

截至2006年，人們已經在銀河系內發現了超過300個X射線雙星。錢德拉X射線天文台還在河外星系中發現了X射線雙星。

根據伴星的質量，X射線雙星大體上可以分為高質量X射線雙星和低質量X射線雙星兩類。

低質量X射線雙星的主星是一顆緻密星（中子星或黑洞），伴星的質量較低，通常小於1倍太陽質量，軌道週期從數分鐘到數百天不等。其X射線輻射是由於伴星充滿了洛希瓣，部分物質被主星所吸積所致，這叫做“洛希瓣盛溢”。它們的X射線譜較軟，少數有表現為X射線脈衝，多數有X射線暴和準週期震盪現象，並且很少發生交食。低質量X射線雙星的大部分輻射以X射線的形式釋放出來，因此在天空中屬於較明亮的X射線源，但在可見光波段很暗淡，視星等大約在15到20等。這類雙星截至2006年已經在銀河系中發現了大約100顆，其中有13顆位於球狀星團中。它們沿銀河系核球的方向和球狀星團中分佈比較集中，而在銀盤上則很彌散，屬於年齡

年的年老星族。

一顆典型的低質量X射線雙星是4U1626-67，其主星為1.4倍太陽質量的X射線脈衝星，伴星為0.1倍太陽質量的矮星，在半徑不到太陽半徑的軌道上環繞主星運轉，軌道週期為42分鐘。武仙座X-1也是一顆典型的低質量X射線雙星。

高質量X射線雙星的伴星是一顆緻密星，主星為大質量恆星（多數高於10倍太陽質量），光譜型多為O、B型，通常為有明顯氫發射線的B型星或超巨星。這類雙星的X射線輻射是由於主星吹出的星風被伴星所俘獲，並下落到伴星表面而發出的。高質量X射線雙星在可見光波段的光度通常大於X射線光度，光學光度主要是由主星貢獻的，而X射線輻射則主要由伴星（緻密星）所貢獻。其X射線譜的特點是較硬，時變特性變現為正常的X射線脈衝，多數出現交食，沒有X射線暴。它們的空間分佈沿銀盤方向比較集中，屬於年齡小於

年的年輕星族。

半人馬座X-3是一顆典型的高質量X射線雙星，它是在1967年發現的 ^[4]  ，1971年裏卡爾多·賈科尼等人利用烏呼魯衞星的觀測資料發現它具有規則的脈衝 ^[2]  。半人馬座X-3的主星是一顆20倍太陽質量的巨星，伴星是一顆X射線脈衝星，週期為4.84秒，環繞主星的軌道週期為2.1天。天鵝座X-1也是一顆高質量X射線雙星，它的伴星通常認為是一個黑洞。

高質量X射線雙星又可分為兩類：超巨星/X射線雙星和鈹星/X射線雙星。超巨星/X射線雙星的顯著特點是具有球對稱的星風，而鈹星/X射線雙星的星風呈盤狀，而且會呈現週期性的爆發，通常為暫現源。研究表明，鈹星/X射線雙星在大、小麥哲倫雲中占星系總質量的比例遠遠高於銀河系，推測可能與金屬量有關。

除此之外還發現了介於二者之間的X射線雙星，懷疑應分為中等質量X射線雙星。截至2006年，此類X射線雙星只發現了1顆。激變變星發射X射線的中心天體是白矮星，通常也視為X射線雙星。

截至2006年，已測定40餘個X射線雙星的脈衝和軌道週期，發現其週期是由無數個加快、減慢的過程疊加起來的，但從長期來看，總的趨勢是自轉加快的。鈹星/X射線雙星的脈衝/軌道週期具有顯著的相關性。此外，X射線雙星還具有無規則行走的性質。

武仙座X-1發射的X射線﹐具有1.24秒的非常規則的脈衝週期。這種規則的脈衝不可能來自等離子體的電磁振湯﹐或流體力學振湯等不穩定機制﹔而且這種非常短的週期也不可能來自白矮星的振湯或轉動。通常認為武仙座X-1是一顆中子星﹐它的X射線穩定週期脈衝是它的自轉週期造成的。研究武仙座 X-1可以獲得很多關於中子星的知識。例如﹐根據它的X射線發射線﹐我們已經確定中子星表面的磁場量級為10～10高斯。

天鵝座X-1沒有蝕週期﹐也沒有規則的脈衝結構﹐但是﹐它有不規則的時標更短的脈動漲落。脈動時標在幾毫秒至10秒的範圍內﹐呈短噪聲特徵。根據光譜型估計光學恆星的質量﹐可以推得天鵝座X-1的質量應大於5.5個太陽質量﹐這已經超出穩定中子星的最大臨界質量(約 2個太陽質量)。因此﹐認為天鵝座 X-1可能是黑洞。

在X射線雙星系統中﹐通常認為X射線是由光學恆星快速流出的物質被吸積到緻密 X射線子星上而引起的。緻密星表面引力場很強﹐落向緻密星的物質可以獲得很大的能量。這部分能量就可以轉變為 X射線波段的輻射能量。

光學恆星(主星)提供物質的方式大致有三種﹕若主星是一個充滿(見臨界等位面)的或超巨星﹐則物質可以通過第一拉格朗日點(見平面圓型限制性三體問題)流到緻密星上﹔若主星的體積比洛希瓣小得多﹐則物質的輸運可依靠星風驅動。當星風由主星向外吹時﹐一部分被緻密星捕獲﹐最後流到緻密星表面上﹔若主星上存在一些向外噴射物質的活動斑點﹐那麼當它噴射的物質流掃過緻密星時﹐就可被緻密星所吸積。這種輸運方式不要求主星充滿洛希瓣﹐也不要求它相對緻密星有較大的質量比。主星提供物質的方式不同﹐對於吸積過程有一定影響。但是﹐由於吸積物質的能量釋放都是在緻密星附近進行的﹐所以X射線發射的主要特徵與主星提供物質的方式關係並不太大﹐可以作為一個孤立的緻密星的吸積問題來討論。在緻密星附近﹐穩定吸積運動與緻密星的磁場和下落物質的特性有關。吸積物質在具有較大角動量的情況下就形成一個吸積盤。吸積盤內的物質沿螺旋軌道向內運動﹐逐步旋至緻密星表面。這時吸積物質由於本身的作用﹐會釋放出引力能﹐引力能變成X射線從吸積盤表面輻射出來。釋放的總能量和輻射能譜同物質從外邊界上流到盤內的吸積率有關。具有強磁場的緻密星(如中子星)附近的吸積運動要受到磁場的控制。如果緻密星自轉不很迅速﹐則吸積可以穩定進行。這時﹐下落的物質將沿著吸積漏斗內的磁力線落到磁極區﹐並獲得0.2～0.3m ec (m e為電子靜止質量﹔c 為光速)的動能。它與緻密星表面相撞﹐形成熱斑﹐使很大一部分能量轉變為X射線輻射。這時﹐如果緻密星的轉軸與磁軸並不重合﹐那麼由它表面發射的X射線﹐可以具有規則的脈衝週期﹐武仙座X-1就屬於這種情況。