互动科普

在这些系统中，超密星是以其更为镇静的伴星为能源的。这样的星体同类相食现象造成极明亮的X射线的射出并剧烈地改变了两颗星的演化。

贯穿夜空的所有闪烁发光的星星之所以发光是由于同一基本过程:核聚变。当两个或更多的原子核相碰撞并聚合成一个时,它们就释放出实际上无法想象的能量。例如，一克氢聚变所释放的能量相当于20000升汽油燃烧所产生的能量。在太阳这样的恒星中,核聚变反应已熊熊燃烧了数十亿年。然而，聚变反应并不是唯一的恒星能源。1971年一些天文学家识别出称为X射线双星的一类奇异的、发射X射线的恒星，其强烈的辐射要求一个甚至比核聚变的功率还要高得多的能源。

理论工作者推导出这类天体是由环绕一个已坍缩的恒星尸体(通常是一顆中子星)作轨道运动的正常恒星所组成。中子星的密度很大以至于其全部质量都被压入一个直径为20公里的、实质上是个单独的原子核中。这些双星中的星体如此之接近以至于气体能从正常恒星流向中子星。那些被捕获的物质形成一个快速旋涡盘，盘的内缘刚好在中子星的表面之上，内缘以接近光速的速度旋转。盘中的摩擦作用最终使气体向内下落,即是吸积在中子星上。在这一过程中，粒子间的猛烈碰撞将气体加热到一千开氏度到一亿开氏度。在这样难于置信的炽热条件下，气体就会发射出高能X射线流。以相等质量的初始物质作比较，吸积作用释放出的能量为氢聚变释放出的能量的15到60倍。

天文学家们现在认识到这种吸积过程为丰富多样的天体物理对象提供了动力。这些天体的范围从新生恒星一直到类星体。类星体是大约具有太阳系这样大的天体，它比所有的星系都要亮，这很可能是由于气体呈螺旋形进入一个超大质量黑洞的结果。X射线双星对于要详细了解吸积过程是如何运作的来说是理想的橱窗。它们很明亮而且相对来说较近，正好在银河系之内。

对X射线双星的研究还可以提供对天空中某些奇异和最活动的恒星系统的生命循环的一般了解。在这些双星中，一个或两个成员都要花费一些时间来从其伙伴那里得到能源。这种物质的转移使两颗星的演化发生了惊人的变化。—颗恒星因为贪食而付出的代价可能是在一次蔚为壮观的超新星爆发中过早结束其生命。另一方面,平静的、较老的中子星又可以接受转动能的输入而使其成为一个快速脉冲射电波的重要源泉。

尽管X射线双星在X射线天空中占有显著地位,但是它们一直到本世纪六十年代太空时代初期才引起研究人员的注意。天体的X射线在高层大气中就被大量吸收，使其不可能在地面上被检测到。太空技术的出现使望远镜升空到地球大气的朦胧层之上成为可能，因而它开辟了一个全新的研究领域。

1962年现在是欧洲南半球天文台台长的Riccardo Giacconi和他在马萨诸塞州剑桥的美国科学和工程协会的助手们在一枚火箭上安装了一台X射线探测器并发现了第一个有名的天体X射线源，天蝎座X-1这一名称表明它是天蝎星座中最亮的发射X射线的天体。天蝎座X-1发射的X射线亮度比其发射的可见光亮度还要高大约1000倍。发射这种辐射的天体的身份那时还完全是一个谜。

在以后的岁月中，安装在火箭上和高度很高的气球上的X射线探测器又揭示出几十个类似的“X射线星"。天文学家们真正开始了解这些天体还是在1970年以后，当时国家航空航天局发射了第一颗X射线卫星——Uhuru(自由号)，这颗卫星是Giacconi领导的一个小组设计和制造的。一下子天文学家就可能日以继夜地研究X射线天空。在自由号运行的最初几个月中，它发现了两个饶有兴趣的X射线源，半人马座X-3和武仙座X-1。两个天体的亮度都以一种快速的、非常有规律的方式变化:半人马座X-3每隔4.84秒变化一次，武仙座X-1每隔1.20秒变化一次。结果査明这些源是整个一类脉冲X射线星中的第一批天体。

这些脉冲提供了这类天体性质的关键性线索。1967年剑桥大学的Antony Hewish和S. Jocelyn Bell与几位助手合作发现了脉冲星，一类发射规则射电辐射脉冲的恒星。在最初一段时间的困惑之后，理论工作者们认识到射电脉冲星是迅速自转的中子星，这些中子星的强有力的磁场在脉冲星每圈自转期间都会产生一次掠过观测者的旋转射电波束。新发现的X射线星的类似的短暂而恒定的变化暗示着它们也与中子星有关。

半人马座X-3和武仙座X-1的另一个值得注意的特征是它们都要经历有规律的星食，在星食中这些星体的通常亮度要下降一小部分的份额。星食证明这些天体肯定是双星，推测是一个中子星绕一个较大然而平静得多的伴星运行，这个伴星偶尔会阻挡住观察中子星的视线。半人马座X-3的轨道周期是2.087日；而武仙座X-1的是1.70日。

谜的各部分开始得到解释。脉动X射线星的短的轨道周期证实这两颗星彼此距离很近。在如此接近的位置中子星就能从其伴星偷气;气体停留在一个环绕中子星的所谓吸积盘中。盘的内侧部分大大超过太阳表面的白热温度(约6000开氏度）。因此，吸积盘主要以X射线的形式发光，其辐射出的能量是可见光的成千上万倍。吸积过程的效率是如此之高以至于某些X射线双星发射出的X射线的能量比太阳在所有波长处的辐射能量还要大10000倍。

之所以会发生X射线的脉冲是因为中子星具有一个强磁场，且其磁场的轴相对于其自转轴倾斜。在中子星附近，磁场将降落的带电荷的气体导向中子星的磁极。在这儿气体磁撞在星体表面上,形成两个炽热的(一亿开氏度)、发射X射线的物质柱状体。随着中子星的自转，从地球上看去这两个柱会从视域中进进出出，这就解释了星体的视X射线流量的变化。有几位研究人员独立地得出了对X射线脉冲双星和X射线食双星的这种解释。的确，到1972年，这种解释已被接受作为这类天体的标准模型。

对X射线双星脉冲的仔细计时表明它们并不是完全有规律的。而是脉冲周期在等于轨道周期的时间间隔内平稳地增大和减小。这种现象是由于X射线源围绕双星系统的引力中心运行的结果。当X射线源朝向地球运动时，每个脉冲都比先前的脉冲行进了一段更短的距离因此它要早到一点点(一秒的很小一部分)时间;当X射线源远离地球运动时，每个脉冲都要晚到同样的一点点时间。

这种效应的广阔程度表露为X射线源在沿地球方向上的运动速度。半人马座X-3以每秒415公里的速度来回旋转。这个速度意味着伴星至少是太阳质量的15倍，这是一颗短寿命明亮蓝星的特征。自从本世纪七十年代初以来，天文学家们已经发现了大约30个X射线脉冲双星。在几乎所有的情况下，伴星都是具有10倍到40倍太阳质量的明亮蓝星。

X射线双星中的亮星的光谱中暗线(即吸收线)的频率都表现出周期性的变化。这些变化，也就是所谓的多普勒频移，都是由围绕X射线源的可见星的轨道运动所引起的。一个朝向地球运动的天体所发出的辐射看起来要短些，即是要蓝些；同样，一个离地球退行的天体所发出的辐射看起来要长些，即是要红些。多普勒频移的程度表示出恒星运动的速度。由于X射线源的相应的速度可以通过脉冲周期的变化推导出，因此人们可以通过牛顿引力定律来求得嵌在其中的中子星的质量。

测定出的中子星的质量通常处于太阳质量的1.2到1.6倍之间,与理论预期值符合得很好。更让研究人员感到高兴的是，他们发现有若干非脉动的X射线双星似乎含有超过约3个太阳质量的恒星。流行的理论认为超过这一质量范围的中子星产生出的引力场是如此之强以至于它可以无限坍缩。结果就产生了一种自然界最奇特的天体：黑洞，一种其引力使之孤立于宇宙其它部分的天体。

随着天文学家发现越来越多的X射线双星,他们终于意识到存在着两种显著不同的X射线双星:一种含有大而亮的蓝星，而另一种则含有古老得多、质量较小更类似于太阳的恒星。含有大质量蓝星的X射线双星肯定很年轻。一颗比太阳大14倍以上的恒星在不到一千万年的时间内就会耗尽真储存的氢燃料,这段时间与银河系150亿年的历史相比不过是一眨眼的瞬间。因此，那些演化出X射线双星的双星系统一定是诞生在不过几百万年前的星际气体云内。与这些气体云和其它年轻炽热的恒星一样,脉动的大质量X射线双星也是趋向于集中在银河系平面内但是不靠近银心。

在银河系中大约有一半的强X射线源，包括天竭座X-1在内，都属于一类很不同的星族。这些X射线双星主要集中在银河系的中央透镜状隆起部分和球状星团中----球状星团是稠密的球状恒星群。这些区域主要含有年龄大约在50亿年到150亿年之间的、较老的恒星。

一般来说，这些较老的X射线双星不会产生规则的脉动。它们在其它方面也不同于大质量X射线双星。年老的X射线双星的可见光光谱与正常恒星的似乎完全不同。它们向着光谱的蓝端逐渐变亮;在不同的波长即颜色处会出现它们的某些辐射。理论模型表明这种光谱是由流入的气体盘在其受到刚好在中子星表面之上的盘内缘部分射出的强烈X射线加热时所产生的。

来自盘的辐射几乎完全淹没了伴星发出的光。这种悬殊意味着伴星一定是很暗弱的,而这又表明伴星的质量不会比太阳大。因此这些双星系统就称为低质量X射线双星。一些具有太阳质量的恒星至少已有一百亿年保持稳定了,这与低质量X射线双星所属的这一星族的年龄是一致的。

低质量X射线源会发生临时的剧烈闪光，即X射线爆发，它可以提供有关这些系统的大量信息。在一次爆发开始的几秒钟内，天体的X射线亮度增大九倍或更多，峰值持续几秒钟到几分钟然后在大约一分钟的时间内衰减到原先的水平。X射线爆发每几小时左右就会不规则地再现。

研究人员们推论X射线爆发是由吸积到中子星表面上的气体内的失控核聚变反应所引起的。在两次爆发之间，从伴星中流出的新物质补充了核燃料。这种持续不断的吸积过程产生了在两次爆发之间看到的X射线的持续释放。尽管爆发时的情景十分壮观，但是低质量X射线双星在宁静期间就释放出其总能量的百分之九十多——这是与聚变相比吸积作用具有巨大效率的一个证据。

X射线爆发只发生在低质量双星系统中，而X射线脉冲几乎仅仅发生在高质量双星系统中;没有一个系统能同时显示这两种行为状态。造成这种差异的关键因素很可能是中子星磁场的强度。高质量X射线双星必定含有具强磁场的中子星，这种磁场能很容易地产生出可探测到的脉冲。在低质量X射线双星中的中子星看来具有弱得多的磁场。这一解释得到了一些理论模型的支持，这些模型指出强磁场会抑制产生X射线爆发的核不稳定性。

低质量和高质量X射线双星的这些截然不同的特征着重说明了这些系统一定是以很不相同的方式形成和演化的。差不多立即在1971年高质量X射线双星发现之后，研究人员就意识到这类天体代表了密近双星系统演化中的正常阶段，在密近双星系统中，两个天体都具有比太阳大几倍多的质量。质量更大的恒星很快就会耗尽其燃料然后膨胀成一颗肿胀的红巨星，其外层散落到伴星上，裸露出红巨星的富氦中心。几十万年以后,这颗氦星就会爆发成一颗超新星，将其外层的大部分物质扔掉其残存的核坍缩成一颗中子星。这颗中子量从其伴星中吸引气体而成为一个X射线源。

低质量X射线双星的形成涉及到一组更为特殊的情况。这类双星中的一些可能是以互相绕行的一颗大质量恒星和一颗小质量星开始的。这颗小的伴星引力太小了以致不能捕获来自主星的物质,因此其质量不可能有显著的增长。当主星本身爆发成一颗超新星时，该系统的大部分物质就会逃逸到星际空间中去。在大多数情况下，物质的丢失会瓦解双星系统并使两颗星在不同的轨道上运行。在罕见的情况下，这两颗星仍然互相束缚在一起，它们就可能演化成一个低质量X射线双星系统。

还有一种紧跟在低质量恒星之后可能形成中子星的较温和的方式。如果主星的质量最初还不到8个太阳质量，那它就不会爆炸。而是成为一颗白矮星,白矮星是一种远比正常恒星的密度要大得多但是又比中子星的密度要小的多的恒星灰渣。在白矮星中星体的重力将其组成原子压碎成由电子和原子核组成的汤;一颗具有太阳质量的白矮星约有地球这样大。

随着低质量恒星的演化，它将会逐渐膨胀;如果两顆恒星位于一个密近轨道上，气体就会从低质量恒星吸积到白矮星的表面上。白矮星的质量最终可能会超过一个临界值,大约为1.4太阳质量。在此时刻，白矮星就会坍缩成一颗中子星。这种温和的坍缩只喷射出很少的物质,因此双星系统仍能保持紧紧的受约束状态。以后，两顆恒星相互更紧密地盘旋接近，吸积作用就开始了而该系统也就变成了一个低质量X射线双星。

在这类双星中,中子星的重力对其比之大得多但质量又较小的伴星施加了一个强烈的拉力。引力和离心力的合力在低质量恒星的周围形成了一个稳定的梨形区域，称作洛希瓣。任何处于洛希瓣之外的物质都将流向中子星。这种物质的传输使两顆星之间的距离增大，只要丢失物质的恒星是两颗星中质量较小的一颗的话，如同在低质量X射线双星中的情况一样。当轨道增大时,洛希瓣也会增大。一旦洛希瓣变得比伴星还大,物质的流动就会停止而中子星也就停止发射X射线。显然，有某种机制在起作用以保持向中子星输送气体。

在一类低质量X射线双星-----一种其周期大约还不到10小时的紧密约束系统中,气体的流动是靠两颗恒星的共同轨道的不断缩小来维持的。当这两颗恒星在轨道上运行时，它们就会散发出带走角动量的引力波，这就使得两颗恒星靠得更近。这种效应取消了物质的迁移使两顆恒星分开的趋势。两颗恒星最终处在一个缓慢收缩的轨道上，在这个轨道上气体的不断缓慢流动从伴星迁移到中子星上。以这种方式,中子星每年大约要吸积千分之一的地球质量,这足以解释观测到的许多低质量X射线双星的光度(大约3X1030瓦特)。

在银河系中心区域内最亮的那些X射线源发射出的能量大约为上述那样多能量的10倍。这些明亮的天体组成了另一类低质量X射线双星，这些双星有着较长的大约1到10日的轨道周期。这样慢的轨道速度意味着两颗星之间的距离，以及该正常伴星的直径一定很大。在这里物质的流动一定是由于伴星内部的物理变化引起的自然膨胀所致。

这样的变化发生在一颗像太阳那样的恒星的晚期演化阶段中。氢聚变产生氮，氮累积成一个致密核；氢的聚变发生在围绕氮核的一个壳层中。随着恒星的年龄增大，氢燃烧的壳层就向外移动，引起该恒星的外部包层膨胀并冷却。这种膨胀补偿了由于角动量迁移所引起的两颗恒星间距离的增大还有余。周期约为5到10日的X射线双星如果其质量转移率为每年约千分之五的地球质量就会达到平衡，要给星系中心附近的明亮源提供动力就需要大约这样的转移率。

1982年一个研究人员小组——伊利诺斯大学的Ronald F. Webbink、麻省理工学院的Saul A. Rappaporu阿姆斯特丹大学的G. J. Savonije和西北大学的Ronald E. Taam——对这些低质量X射线双星的命运进行了研究。他们的计算结果预示，与这些双星系统的初始特征无关，它们总是要达到相同的演化终点。巨星很快地会失去其整个富氢包层；它的裸露氦核作为一颗含有0.25到0.45太阳质量的白矮星而继续存在。由于在中子星和其低质量伴星之间存在着历时数千万年的潮汐相互作用，因此两颗恒星的最终轨道仍然很圆。

在吸积物质的供应枯竭之后，双星系统便不再发射可探测数量的X射线。尽管如此，在X射线双星的最后各演化阶段中仍然出现了令人感兴趣的、非常古老的中子星究竟发生了什么的一瞥。在这些晚期阶段中，中子星的最具特征的辐射是以射电波的形式，而不是以X射线的形式出现。

1983年,当用位于波多黎各的阿雷西博300米射电望远镜进行观测时，那时还在康乃尔大学的Valentin Boriakoff,巴勒莫的意大利国家研究院的Rosolino Buccheri以及巴勒莫大学的Francesco Fauci发现了双星射电脉冲星PSR1953+29。其性质与由Webbink及其同事所模拟的已熄灭X射线双星的性质十分相似。这颗脉冲星的射电信号没有显示出任何正常恒星产生的星食和吸收的迹象。上述研究人员意识到这颗脉冲星的伴星肯定本身就是一个致密天体。由于其质量低，因此它很可能是一颗白矮星。

PSR1953+29最令人惊奇的性质之一是其射电脉冲的周期：引人注目地快的6.1毫秒，即每秒自转160次。在发现PSR1953+29星之前的那一年中,伯克利加利福尼亚大学的Donald C. Backer和他的合作者们发现了另一颗脉冲星，PSR1937+21,这顆星的自转周期仅有1.6毫秒。天文学家们现在把这些天体看成是一类快速自转中子星的原型，称之为毫秒级脉冲星。

推导出的X射线双星的历史弄清了这些脉冲星自转得如此之快的原因。在低质量X射线双星(以及还有许多大质量X射线双星)中轨道运动阻止了物质不能直接落到中子星上。而是使之进入环绕中子星运行的轨道上，形成一个吸积盘。来自该吸积盘内缘的物质再落到中子星上。在吸积过程的各晚期阶段，下落物质大大加速了中子星的自转。

几乎所有的射电脉冲双星都拥有已演化成白矮星或中子星的伴星。在某一阶段，这些伴星曾是溢出洛希瓣并将物质倾卸到中子星上从而使中子星的自转速率增大的巨星。在这期间，双星表现为X射线双星。在伴駐去其外层和吸积过程停止之后，就保留下一颗裸露的毫秒级脉冲星。

脉冲星的射电辐射的功率与自转速率的四次方成比例变化。毫秒级中子星之所以能探测到仅仅是西为它们在X射线双星阶段由于其伴星而被“加速自转”以这种方式获得快速自转的射电脉冲星现在被称为再循环脉冲星,这一名称是由印度班加罗尔的拉曼研究所的V. Radhakrishnan提出的。

从1987年开始,许多观测工作者----特别是由曼彻斯特大学的Andrew G. Lyne、加州理工学院的Shrinivas R. Kulkarni和宾夕法尼亚州立大学的Alexander Wolszczan领导的小组----发现球状星团是搜寻双星和毫秒级脉冲星的极其丰富的猎场。对球状星团的研究已经揭示出32个射电脉冲星;这些脉冲星中有百分之七十的自转周期不到10毫秒，这表明它们是再循环的。这种天上的慷慨布施来自于球状星团的极其稠密的性质。在球状星团的中心区域，每立方光年可以含有10000多颗恒星，这是银河系中太阳角落内恒星密度的一百万倍。在如此拥挤的环境条件下，中子星靠近和捕获一个伴星的可能性很大。球状星团所隐藏的X射线双星数为整个银河系每一百万顆恒星中的X射线双星数的200到1000倍。

除了上面所讨论的脉冲双星外，天文学家们还证认出另一类具有显著不同性质的较罕见的天体。它们的轨道常常是非常偏心的而且其伴星的质量为太阳质量的0.8到1.4倍。这些天体很可能是由高质量X射线双星以下述方式形成的。

在大质量X射线双星中，吸积作用使两颗星盘旋得愈来愈靠近(和低质量X射线双星的情况相反)。这一过程与伴星随着其演化而膨胀的作用相结合使伴星完全溢出其洛希瓣外，从而淹没了中子星。摩擦阻力很快使中子星向着其伴星盘旋而进。在某一时刻，摩擦作用产生的热达到如此之大以至于它驱散了气态氢包层。在围绕伴星裸露核的一个密近轨道上留下的就是中子星,该裸露核由氦和更重的元素组成。

如果该重元素核的质量足够大，那它在晚些时候就会爆炸成一个起新星并形成另一个中子星。爆炸的力量和物质的突然失去使两颗恒星的轨道变成高度椭圆的;在很多情况下，这两颗恒星会完全自由分开变成失控的射电脉冲星。如果轨道还能幸存下来,那么这些中子星就会几乎永远遵循其偏心轨迹；随着时间的推移，其轨道会因引力波的发射而缓慢收缩。研究得最为透彻的脉冲双星之一，PSR1913+16由每7小时45分钟沿一个高度椭圆轨道疾驰运行一圈的两颗中子星组成。这一双星系统的极端特性使其成为检验爱因斯坦相对论的许多观点的灵敏场所,正如普林斯顿大学的Joseph Taylor已很好地用此实例所证明的那样。

对脉冲双星的最新研究结果推翻了一个有关中子星在很长时间内如何变化的长期存在的观点。根据对脉冲星的统计分析，大多数天文学家认为中子星的磁场能在没有任何外部帮助的情况下衰减并且时机一到就会完全消失。然而，再循环脉冲星的存在证明某些磁场甚至在非常古老的系统中仍继续存在。而且，脉冲双星中的伴星为测定这些星究竟有多老提供了一个方法。

有三种毫秒级脉冲星具有可探测到的白矮星伴星,它们可充当天然的天文钟。白矮星不断地辐射从它作为红巨星核时期所遗留下来的热量。在很长时期之内，白矮星就会逐渐变冷和变红;因此白矮星的颜色就表示出它的年龄。

1986年Kulkarni测量出PSR0655+64的白矮星伴星的颜色并且推算出它至少有五亿年的年龄。运用类似的推论方法，三个研究人员小里——斯特罗姆洛山和塞丁斯普林天文台的J. F. Bell及其同事；欧洲南半球天文台的John Danziger及其合作者;以及耶鲁大学的Charles  D. Bailyn----测定出脉冲双星系统PSR J0437-4715中的白矮星大约有20亿年的年龄。这些系统中的脉冲星一定还要老得多，因为它们是在其伴星演化成白矮星之前很久就形成的，可是它们仍然保留着明显的磁场。否则，它们就不可能被探测到。

最近由荷兰高能天文物理中心的Frank Verbunt、Ralph A.M.J. Wijers和Hugo Burm所作的研究进一步证实了中子星磁场的存在。这些研究人员研究了三个也是X射线脉冲星的、反常的低质量X射线双星，发现它们各有一颗被强烈磁化的中子星。不管中子星是如何形成的，它总是以中微子的形式失去至少十分之几的太阳质量。当这种情况发生时，双星系统变宽，从而停止了气体的流动。在双星系统通过发射引力辐射而收缩或是伴星开始演化成一颗巨星之前是不可能发生吸积作用的。

这两种机制都要经过相当长的时间才会起作用。这一认识使Verbunt和他的合作者们得以算出在低炭量X射线脉冲双星中产生吸积作用的中子星年龄的下限。在武仙座X-1的例子中，他们发现强烈磁化的中子星至少有五亿年的年龄。中子星的磁场显然不会自发衰减,至少在这一时间范围内不会这样。

可是几乎所有的射电脉冲星的磁场都比正常年轻射电脉冲星要弱100到10000倍，不管这些脉冲双星是来自于高质量X射线双星还是来自于低质量X射线双星。它们的弱磁场看来可归因于所有脉冲双星都共有的某一因素。最明显的共同因素就是吸积。1986年Taam和我们中的一位(van den Heuvel)在观测基础上指出，在磁场衰减和吸积作用之间存在着某种联系。理论工作者们最近已提出了若干模型来解释这种关系的细节。

一种模型认为在中子星表面的一些新吸积层能形成一个导电层，该导电层只允许中子星磁场的一小部分到达外面。最近由拉曼研究所的Ganesan Srinivasan和D. Bhattacharya以及由圣彼得堡的约飞技术研究所的A.G. Muslimov和A. Tsygan所提出的另一种可能性是，中子星逐渐变慢的自转引起其磁场的耗散。这样的减速发生在吸积作用的早期阶段之前和在这些阶段期间。一旦磁场减弱到一个临界阈值之下，吸积作用就会使自转变慢的趋势反转，但是转动能的输入并不能使磁场恢复其原先的强度。

在任何情况下,都有迹象表明毫秒级射电脉冲星会保持其磁场并且在未来的不计其数的数十亿年期间继续脉动。因此在X射线双星火焰般地发射X射线的时代之后很久，它们会逐渐稳定下来变成宇宙中一些最稳定的、没有变化的天体。