X射線聯星

X射線聯星，即X射線雙星，是一類發出明亮X射線輻射的雙星，雙星系統中有一顆為緻密星，通常為中子星或黑洞。它們的典型光度在10^36-10^38爾格/秒之間，比太陽全波段的光度高3到5個數量級。X射線雙星在靠近銀心和銀盤的方向分布比較集中，在球狀星團中也有分布。

基本介紹

• 中文名：X射線聯星
• 外文名：X-ray binary

簡介

X射線聯星，即X射線雙星，是一類發出明亮X射線輻射的雙星，雙星系統中有一顆為緻密星，通常為中子星或黑洞。它們的典型光度在10³⁶-10³⁸爾格/秒之間，比太陽全波段的光度高3到5個數量級。X射線雙星在靠近銀心和銀盤的方向分布比較集中，在球狀星團中也有分布。

X射線雙星的發現

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，烏呼魯衛星觀測到了它們具有X射線脈衝，周期分別為4.84秒和1.24秒，並且經歷數天的周期性變化。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，脈衝的周期性變化是由於雙星相互掩食而產生的。這種說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。

X射線雙星的分類

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

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，軌道周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射線暴和準周期震盪現象，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布比較集中，而在銀盤上則很彌散，屬於年齡10⁹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，軌道周期為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

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。它們的空間分布沿銀盤方向比較集中，屬於年齡小於10⁷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，1971年里卡爾多·賈科尼等人利用烏呼魯衛星的觀測資料發現它具有規則的脈衝。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，周期為4.84秒，環繞主星的軌道周期為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，而且會呈現周期性的爆發，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。

其它

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周期，發現其周期是由無數個加快、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/軌道周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。