互动科普

若干年前，天文学家遇到了一类新的恒星，它们发射出能量异乎寻常地低的X射线。这类被称为超软X射线源的恒星现在据认为是吞食其伴星而后(在许多情况下)爆发的白矮星。从本世纪三十年代起，天文学家们就知道通常的恒星是由于它们内部深处发生的核聚变反应而发光的。例如，在太阳的核心每秒钟有6亿吨氢聚合成氦，这一过程以X射线和伽玛射线的形式释放能量，它们缓慢地穿过太阳厚厚的气体层向外行进。等这些辐射到达太阳的表面时，它已经变成了可见光。

然而，不久前天文学家们发现了一类新的恒星，此类恒星的核聚变不是发生在内部深处，而是就发生在恒星表面之下的外层中。这些恒星看来是绕着通常恒星作轨道运动的白矮星——即已经耗尽了其核燃料的停止燃烧的恒星。白矮星从它们的伴星那里偷来氢气，将其在自己的表面上积聚起来并重新开始聚变反应。其结果是发射出大量具有特征的“软”波长范围的X射线流，这类恒星被称为明亮超软X射线源。随着白矮星的质量不断增加，最终它们将变得不稳定，此时它们可能坍缩成更致密的中子星或者是发生爆炸。

天文学家很久以来一直在猜想白矮星的瓦解是一类超新星——即Ia型超新星——爆发的根源。随着超软X射线源的发现，观测者们首次证认出了一类可能按这种方式爆发的恒星系统；Ia型超新星作为测量遥远星系的距离——从而测定宇宙膨胀的速率——的“标准烛光”，已经成为具有重要意义的天体。目前在对宇宙年龄和宇宙膨胀速率的估计上所存在的不确定性，很大一部分与天文学家们不了解这些超新星的起源有关。超软X射线源可能就是人们长期寻找的缺失的中间一环。

超软X射线源的故事始于1990年德国的ROSAT卫星发射之时。这个绕轨道运行的天文台在软X射线波段上对天空进行了首次完整的巡天观测。软X射线是介于紫外光和更为人熟知的所谓“硬”X射线之间的一种电磁辐射，它的波长为可见光波长的50分之一到1000分之一，这就意味着它们的光子能量在0.09到2.5千电子伏特(KeV)之间(能量是天文学家们在研究X射线时更喜欢用的单位)。硬X射线的能量可高达数百KeV。除了美国国家航空航天局发射的绕轨道运行的爱因斯坦天文台以外(它复盖的能量范围为0.2到4.0KeV)。以前发射的卫星基本上都是观测硬X射线。

慕尼黑附近马克斯·普朗克地外物理学研究所的Joachim Truvmper为首的ROSAT小组几乎是立即就注意到，在对大麦哲伦云观测期间看到了某些奇异的天体(大麦哲伦云是银河系的一个较小的卫星星云)，这些天体相当大的速率发射X射线——其辐射能量为太阳的总能量输出的5千倍到2万倍——但其能谱却出人意料地软。明亮的X射线辐射通常具有硬能谱，其峰值能量在1千电子伏到20千电子伏这一范围内，由温度为1千万开氏度到1亿开氏度的气体所产生。这些硬X射线源是正在吞没其伴星的中子星和黑洞,（参看《科学》1994年第3期Edward P Juan den Heuvel与Jan van Paradijs所著“X射线双星”一文）。然而这些新恒星的软能谱——其光子能量仅为其它明亮X射线辐射源光子能量的百分之一，意味着它们的温度仅有数十万开氏度。在一幅典型的X射线彩色图象上，这些恒星呈现红色，而传统的硬X射线辐射源则呈现为蓝色（见图2的左图）。

为什么超软X射线源此前没有被辨认出是一个独立的恒星类别呢？原因在于早期的X射线探测器对低能X射线的灵敏度较差。事实上，在ROSAT卫星取得上述结果后，研究人员重新审查了他们的存档资料，意识到哥伦比亚大学天体物理学实验室(CAL)的Knox S. Long及其同事们早在10年前就通过爱因斯坦天文台发现了这些引起超软X射线源中的两个，它们分别被命名为CAL83和CAL87，当时对它们的分类与大麦哲伦云中的其它强X射线源并无什么区别，尽管哥伦比亚大学的研究小组指出它们的能谱异乎寻常地软。

信封的背面

当时，亚利桑那州立大学的Anne P. Cowley及其合作者们推测CAL83和87是正在吸积的黑洞，这类黑洞的能谱常常比中子星的能谱要软。这一见解在八十年代似乎得到了证实，因为当时研究人员在两个软X射线源所在位置上发现了暗弱的恒星。这两个恒星的亮度在反复地波动，说明它们属于双星系统(在双星系统中两个恒星彼此绕对方转动)。1988年，伦敦大学学院的Alan P. Smale主持的一项国际观察项目发现，CAL83亮度变化的周期刚好超过一天。由英国Keele大学的Tim Naylor领导的一个类似项目发现，CAL的周期为l1个小时。这些可见的伴星是假想存在的黑洞的燃料，假定它们还没有被消耗完。各种测量表明它们的质量为太阳质量的12到25倍。

但是ROSAT卫星的观测结果突然一下使上述解释变得非常站不住脚。这些辐射源比任何己知的黑洞系统都要冷得多。此外，它们的亮度和温度也揭示了它们的大小。根据基本物理学定律，恒星每一单位面积辐射出的能量与其温度的四次方成正比。用这一能量去除恒星辐射出的总能量天文学家可以轻而易举地计算出恒星的表面积。再假定它呈球形，就能够算出它的直径结果证明，CAL83，CAL87以及大麦哲伦云中的其它辐射源其直径全部在1万公里到2万公里之间(1万6千英里到3万2千英里)，这正是白矮星的尺寸。因此，它们有中子星或具有恒星质量的黑洞边缘上的“视界”(horizon)的500到1000倍大。1991年1月，当Trumpet在圣巴巴拉理论物理学研究所的一次会议上首次介绍超软X射线源时，几位与会者在众所周知的信封背面迅速地进行了这一计算。

有的与会者——包括哈佛大学的Jonathan E. Grindlay——认为，这些辐射源是白矮星，它们在气体撞到其表面上时便发射出X射线，正如硬X射线源是因物质吸积到中子星上或吸入黑洞内时发射X射线一样。其它一些人则提出这些辐射源是中子星，它们通过某种方式聚集起厚达1万公里的气态层——这些人包括Trumpet以及他的同事Jochen Greiner和Gunther Hasinger。此外，克里特大学的Nikolaos D Kylafs和Kiriak M. Xilouris也独立地提出了此观点。无论是哪种情况，其最终的能源均是引力作用。引力把物质拉向白矮星或中子星，这一运动能量在物质撞到恒星表而的过程中或在气体内部的碰撞过程中转化为热和辐射。

这两个模型看来都值得仔细研究。本文作者中的两位(Vanden Heuvel与Raplmport)与印度班加罗尔喇曼研究所的Dipankar Bhauacharya合作，幸运地得以立即开始进行这类研究。上述会议是圣巴巴拉理论物理学研究所举办的一次为期半年的研讨会的组成部分，来自不同国家的数十位科学家在此合作研究与中子星有关的问题。

事情很快就清楚了，两个模型都是不住脚的。超软X射线源的辐射功率大致与双星系统中最明亮的吸积中子星相当。但是，由于中子星表面上的引力作用比白矮星大500到1000倍，因此气体撞到中子星表面上的力量也比撞到白矮星表面上大500到1000倍，(对于质量相同的天体有效引力能与天体的半径成反比)这样，为了使白矮星的辐射功率赶上中子星的辐射功率，它扫取物质的速率也就必须为中子星的500到1000倍在这样强烈的吸积流下——相当于每年吸积好几个地球质量的物质——被吸入的物质的密度将会大得把白矮星发出的X射线完全吸收掉。

有气态层的中子星模型同样遇到了麻烦。巨大的气体包层(说它巨大，是相对于中子星的10公里的半径而言)将是不稳定的；这类包层将在几秒钟或几分钟的时间里坍缩或被吹开。然而CAL83和CAL87已经照耀了至少10年。事实上，围绕CAL83的离子化星际气体星云是经过了好多万年的时间才形成的。

核动力

在对模型进行了数周的讨论和评估后(它们没有一个是行得通的)，我们意识到了物质吸积到中子星或黑洞上与吸积到白矮星上的根本差别。前者所产生的能量比同等数量的氢发生核聚变反应所释放的能量多得多，而后者所产生的能量则比聚变反应少得多。在物质固有的能量中(用爱因斯坦的著名公式E=mc^2计算)，聚变反应释放出0.7％。然而，当物质吸积到中子星上时，它释放的能量超过了固有能量的10％：而当物质被吸入黑洞中时，多达46％的固有能量被释放出来以后物质才消失在黑洞里。另一方面，当物质被吸积到引力相对较弱的白矮星上时，仅释放出它的固有能量的0.01％。因此，在白矮星上，核聚变的作用可能比吸积更强。如果氢在白矮星表面上积聚起来，并通过某种方式开始“燃烧”(也就是发生聚变反应)那么白矮星每年只需要吸入0.03个地球质量的物质就能够产生观测到的软X射线亮度由于被吸入的物质的密度较低，X射线将能够逃逸出去。

吸入物质的稳定核燃烧可以解释超软X射线辐射源令人迷惑的亮度问题，但这种燃烧真的可能吗？关于这一点，我们的运气不错。就在我们讨论这个问题时，东京大学的Kenichi Nomoto来到了圣巴巴拉理论物理研究所。此前他一直在试图回答这同一个问题以便了解另一种现象——新星爆发(新星爆发的猛烈程度比超新星小得多，它使恒星的亮度突然之间增加1万倍，但并不毁掉恒星)新星是出现在由一个白矮星和一个类日恒星构成的密近双星系统中。在超软X射线辐射源被发现之前，它们是唯一已知的这类密近双星（参看《科学》1995年5月号Sumner Starrfie1d与Steven N Shore所著“天鹅座新星1974V的诞生与毁灭”）。

在十多年的时间里，Nomoto和其它研究人员一直在致力改进Bohdan Paczynski和Anna Zytkow(当时均在华沙尼古拉·哥白尼天文中心)所进行的开创性模拟研究。根据这些分析，沉积在白矮星表面上的氢的确可能燃烧，燃烧的方式与吸积的速率有关。如果吸积进行得足够慢，每年吸积的物质少于0.003个地球质量，则聚变反应是间歇性的。新获得的氢常常在数千年的时间里保持惰性状态，直到其累积起来的质量超过某一临界值，在此临界点上聚变反应突然在氢的底部点燃，随之而来的热核爆炸就是天文学家们观测到的新星爆发。

如果吸积速率稍微高一些，则聚变反应将循环进行，但不是爆炸性的。随着吸积速率的增加，燃烧周期之间的间隔时间将变得越来越短。在吸积速率超过某一阈值时，稳定的燃烧就开始了。对于一个太阳质量的白矮星，这一阈值约为每年0.03个地球质量。在模拟中聚变反应所产生的软X射线亮度与在超软X射线辐射源中观察到的亮度完全相同。

如果吸积速率达到更高，超过了每年0.12个地球质量，则吸入的气体就不是沉积在白矮星的表面上，而是形成一个围绕白矮星的厚厚的包层稳定的燃烧，在白矮星的表面上继续进行下去，但这厚包层把它发出的X射线转化为紫外光和可见光。最近的计算证明，这一辐射非常强烈，从而使包层中的气体受到一个向外的压力，这样一部分气体就被推离白矮星而形成恒星风。

如果吸积速率维持在每年0.12个地球质量左右，那么恒星系统就可能：在发射X射线和发射可见光这两种状态间交替变化。已经发现，一个名为RXJ05139-6951的超软X射线辐射源正好就具有这种行为。该辐射源是马克斯普朗克研究所的Stefan G. Schaeidt发现的，它一连几个星期发射X射线，然后又中断几个月这种断断续续的发射方式令天文学家们大惑不解。直到1996年，牛津大学的Karen A. Southwett以及她的同事们才注意到，这一恒星的可见光也是波动的。当可见光恒星变暗弱时，X射线源就变亮，反之亦然。该恒星系统还朝相反的方向发射出两股高速物质喷流，其速度估计为每秒4千至6千公里。当吸积盘倾倒在恒星上的物质的量超过恒星的吸收能力时，这种喷流是很常见的。多余的物质沿着与吸积盘垂直的方向向外喷出。因为在这个方向上没有吸入的物质挡住它的路。向外喷流的速度，据估计大致等于该恒星表面上的逃逸速度。在RXJ05139-6951中，推算出的速度几乎等于白矮星上的逃逸速度。这进一步证明了这个超软X射线辐射源是一颗白矮星。

软心星

并非每一个双星系统都能够以形成一个超软X射线辐射源所需要的速率提供物质。如果伴星的质量小于白矮星的质量(在生成新星的系统中通常就是这种情形)，则物质流动得最快时的速率可以达到每年0.0003个地球质量。这一限制是轨道角动量守恒定律所造成的结果。当小伴星逐渐丧失其质量时，它的轨道就伸展开来，而流动速率则趋于稳定。

要使流动速率增大，供给物质的恒星的质量必须大于白矮星的质量。在这种情况下由于角动量守恒的缘故，轨道将因物质的转移而收缩随着两颗恒星彼此接近，它们将开始进行一场引力拔河比赛，以争夺对供给物质的恒星外层的控制权。在一定范围(称为Roche瓣)之内物质仍然受到该恒星的引力的控制，但是在此范围之外的物质则被白矮星抢夺过去。奇怪的是，供给物质的恒星反而帮助加速它自己的毁灭。当它抛出其表面上的物质时它的核心上的聚变反应所产生的能量仍然基本上没有受到影响。来自内部的持续不断的加热对恒星的外层施加压力，使它保持其原先的形状。这一压力不断地补充被白矮星抢夺过去的物质，就象一口放在燃着的炉灶上的溢出的汤锅不停地把滚烫的水泼在炉子上。仅当恒星的内核本身也开始感受到质量损失的影响时，情况才会稳定下来。对于开始时为两个太阳质量的恒星自从争夺物质开始以后，需要7百万年的时间才能返回到平衡态——从而停止发射超软X射线。到这个时候，恒星已经缩小到只有其初始质量的五分之一，变成了该系统中较小的一颗恒星白矮星上吸积物质的平均速度为每年0.04个地球质量。

根据这一推理，我们在1991年预测，许多超软X射线辐射源是在密近轨道上(其轨道周期短于几天)绕一颗其初始质量为12到25个太阳质量的伴星旋转的白矮星。事实上，CAL83和CAL87恰好就是这样的系统。从1992年以来，已经测定了另外4个超软X射线辐射源的轨道周期：它们全都短于几天，这一解释也可能适用于一类与新星类似的双星系统，即人马座V型星。这种星的反复变化的亮度自奉世纪之交以来一直令天文学家们大惑不解。1998年，哥伦比亚大学的Joseph Patterson及其合作者以及巴西伊达胡巴国家天体物理学实验室的Joao E Steiner和Marcos P. Diaz互相独立地证明，这一类星的原型具有相称的质量与轨道周期。

还有见外一类恒星系统也能产生超软X射线辐射源，这类恒星系统就是所谓的共生双星，其中白矮星沿着一条张得很开的轨道绕一个红巨星旋转，红巨星是自愿地贡献出物质的，它们由于进入了老年期而膨大，其表面上的引力相对较弱，并且已经通过强烈的恒星风向外排放物质。1994年，本文作者之一Kahabka，Hasinger以及马克斯·普朗克研究所的Wolfgang Pietsch在小麦哲伦云中发现了一个超软共生双星(小麦哲伦云是银河系的另一个卫星星系)从那以后，又发现了另外6个这种辐射源。

某些超软X射线辐射源更难识别，因为它们的吸积速率随时间而变。从存档的照相底片上看，银河系有一个辐射源以40年的周期交替发射X射线和可见光。有几个天体——例如苍蝇座新星1983和天鹅座新星1992——既显示新星的行为，同时又发射超软X射线，这可以用两次爆发之间长达数年的一个平静的“燃烧后”的时期(afterburning)来解释。

超新星的种子

轨道周期较短的超软X射线辐射源所需的伴星质量意味着它们是比较年轻的系统(与银河系的年龄相比而言)。具有推算出的质量的恒星其年龄至多为数十亿年，并且总是位于或靠近银河系年青的中央平面。遗憾的是，这个位置使它们处于一个星际云密度相当大的区域，而星际云是阻挡软X射线的。由于这个原因，观察到的超软X射线辐射源只不过是冰山之一角而已。从超软X射线辐射源的已知数目外推，我们估计在任一时刻银河系中这种辐射源的总数都有数千个之多，每过一千年就有几个新的超软X射线辐射源诞生，同时也有几个死亡。

当这种辐射源死亡时会发生什么情况呢？从伴星吸积来的物质的聚变显然将使白矮星的质量增大，此质量可能达到钱德拉塞卡极限(Chandrasekhar limit，约1.4个太阳质量)，也就是白矮星所能具有的最大质量，超过这一极限，支撑白矮星的量子力就支持不住了，此后白矮星有两种可能的结局——坍缩成中子星或者在一团核爆炸的火球中毁灭。究竟出现何种情况取决于白矮星的初始成分与质量。缺乏碳的白矮星或其初始质量大于11个太阳质量的白矮星将会坍缩。一些理论家已经分析过白矮星的这种命运，其中包括巴塞罗那大学的Ramon(anal和Javier Lahay，卡塔罗尼亚空间研究所的Jordt Isern，圣克鲁斯加利福尼亚大学的Stan E Woosley和Frank Timmers，九州大学的Hitoshi Yamaoka以及Nomoto等。

不符合上述两条标准之一的白矮星将爆炸。它们可能会慢慢地积累氦直至达到钱德拉塞卡极限，然后就爆炸了。或者也可能是氦层过早地达到某一临界质量，而后爆炸性地点燃自己。在后一种情形，冲击波将震撼白矮星，并点燃其核心中的碳。一旦碳开始燃烧。它就成为白矮星密实而紧张的物质层中一个急剧发展的过程。在数秒钟内，白矮星的大部分就转化为镍以及硅和铁之间的其它元素。镍散布到空间以后，在几百天的时间里通过放射性衰变而变成钴，而后是铁。碰巧天文学已经把一类恒星爆发——Ia型超新星——归因于富碳白矮星的死亡，这类超新星的光谱缺乏氢或氦存在的证据，这是它与其它类型的超新星(Ib型，Ic型及II型)的主要区别之一。后面这几类超新星可能是由于大质量恒星的内爆及随后的爆炸而产生的（见《科学》1988年第3期J Craig Wheeler及Robert P Harkness所著“富氦超新星”一文），Ia型超新星据认为是宇宙中(包括地球)的铁和其它有关元素的主要来源。在象银河系这样的星系中，每一千年平均出现4次Ia型超新星爆发。

在超软X射线源被发现之前，天文学家们对于导致Ia型超新星爆发的确切过程是没有把握的。当时对超新星爆发有两种主要的解释。一种解释涉及到某些共生星(特别是罕见的复现新星)，另一种解释则涉及到两个富氦白矮星的合并。但是后一种看法现在有争论，至今为止还没有观察到任何一个具有所需质量和轨道周期的白矮星系统，而且，Nomoto及其同事Hadeyuki Salo最近进行的计算表明这样一种合并太平缓，不足以引起热核爆炸。超软X射线辐射源以及其它表面燃烧的白矮星可能是这个问题的答案：它们的死亡率大致符合观测到的超新星出现的频率，这一符合使明亮的超软X射线双星辐射源成为首次被确认的一类导致Ia型超新星爆发的天体——有理由认为这类天体将以Ia型超新星爆发的形式结束它们的生命。

这种新的认识可能有助于改进利用这些超新星来确定距离的宇宙学测量的精确性（参看《科学》1998年第4期Craig Hogan，Robert P Kirshner 和Nicholas B Suntzeff所著“用超新星测量时空”一文）。测量亮度担心的问题始终是轻微的系统误差——这种误差很可能是天文学家们对于将变成超新星的恒星的认识不完整所造成的——可能与实际的差异相似难于辨识。然而关于超软X射线辐射源的新发现对于宇宙学究竟有何种意义现在尚不清楚。

当天文学家们最初探测到超软X射线辐射源时没有人会料到它们所激发的研究工作最终竟把如此之多的现象都统一到了一项完整的理论中。现在已经很清楚一度种类繁多的变星，新星和超新星全都是同一个基本系统——一颗通常的恒星绕着一颗复活了的白矮星作轨道运动——的变种。宇宙似乎随之变得更容易被认识了。 

【刘丽薇／译 胡天其／校】