千亿个太阳 作者:[德]鲁道夫·基彭哈恩-第22章
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复杂性还不止于此！这X射线源并非不断地在发射。它处在“开机”状态的时间为12天，而中断这种1。24秒脉冲开机状态的是掩食造成的5小时空缺，接下来的23天X射线完全消失；再往后，又继续重复这一过程。看见武仙源武仙星座中发出X射线脉冲之处都有什么呢？乌呼鲁卫星只能粗略测定该源的位置。读者看图10…7可知，在该天区中包含许多恒星。那么它们之中会不会有一颗是具有特色的奇异星体呢？第一个把人们的注意力引向这样一颗星的是美国天文学家威廉·利勒（WilliamLiller）。从1936年起这颗星就作为变星载入各种星表。■说到这里，我们又遇上第一次世界大战期间被哈特维希请到斑贝格天文台工作的那个年轻商人——库诺·霍夫迈斯特。1936年，他探查天文底片，在武仙座中发现一颗变星。那时霍夫迈斯特早就获得了博士学位，已经拥有一座部分由私人资金建成的个人所有天文台，正从事系统巡天以寻找变星。他在世时所发现的变星多达数千个。武仙座的这颗变星看来并不突出。霍夫迈斯特没有能确定它的亮度变化是否符合某种简单规律，例如有无周期性。当他后来再度追查此星时，已经相隔了好几个夜晚，看来它的亮度变化好像完全停止了。于是霍夫迈斯特天体从1936年起默默无闻
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地被列在一批星表中，名目是变星武仙座HZ。由于此星位置靠近新发现的X射线源，现在它又重新引起人们的极大兴趣。因为那个X射线源的轨道周期显然是1。70017天，人们就要问霍夫迈斯特这颗星是否会表现同样的周期。1972年夏，约翰和内塔·巴科尔（NetaBahcall）分析特拉维夫天文台的观测资料，得到的结果是霍夫迈斯特这颗星的亮度果然精确地按这个周期在变化。■由此可见，这颗看得到的星和那个X射线源之间存在某种方式的关联。当X射线脉冲暂缺，也就是X射线源处在这颗星背后时，星就变暗。由我们望去，当X射线源在这颗星跟前飞过时，星就变亮（见图10…8）。现在人们已经懂得了这种亮度变化的原因。当X射线源位于可见星之前方，此星面向我们的一侧被强烈的X射线所加热，因此从我们这个方向看过去星就变亮。当X射线源绕到这颗星背后时，受到加热作用的却是这颗星背向我们的那一侧，我们是看不见的。如果扣掉这种加热效应，那么此星就是一颗质量约为太阳的两倍的正常主序星。为什么这位有丰富经验的观测家霍夫迈斯特后来又把他的这颗星认作不变的呢？在查阅了古老的天文底片档案资料后人们知道，这颗星的亮度变化往往停止若干年之久。那么是不是在那种时候它没有受到X射线源的照射？是不是在那些时期武仙X…1也中止了发射？自从乌呼鲁卫星发现这个射线源以来，武仙HZ星的亮度一直保持以公转周期的节律在变化着。不过，要不了太久，它又会处于长年累月亮度不变的状态。到那时人们会明白这个X射线源的相应性质又将如何。1983年5月，武仙X…1的X射线突然间几乎全部消失；1984年3月以来它又出现了。可是另一方面，霍夫迈斯特变星武仙HZ的亮度却变化如常。这反映那个X射线源始终处于活动状态。X射线星是小天体天鹅星座中的一个源——天鹅X…1，具有与此完全不同的特性。它的X射线强度并无规则脉冲，而且表现为不规则的极为迅速的起伏，此外还有若干月内的变迁。在同一天区有一个变化射电源，它的变化过程和这X射线源的变化非常合拍：X射线源强度变化时射电源也随之改变，射电源平静时X射线源也稳定。这样看来两者很可能是同一天体。近些年来，射电天文学家已经成功研究出可非常精确地测定射电源在天上位置的方法，以致人们对X射线源在天空中的位置掌握到非常精确的地步，实现了把它和一颗可见恒星确切对应起来的目标。这颗星也属于一个双星系统。这样说，并不是人们能看到那里有两颗星——实际上只看到一颗，而是根据其光谱的多普勒效应表现（见附录A推知这颗星和一颗伴星一起每5。6
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天绕这双星系统的重心运行一周。伴星大概就是那个X射线星！有些X射线源可短暂出现，然后消逝。有一个叫半人马X…4的，它的发射时间相当短；这个源曾发出周期为6。7分钟的脉冲，几天之后却隐没无踪。在人们对宇宙众象的理解图中，X射线源的地位应放在何处呢？它们显然是恒星般的天体；可是一颗恒星怎样才能发出X射线呢？要产生X射线，即使是人们已知的最热恒星的表面温度也显得实在太低了。来自一部分恒星的稀薄高温外层物质的X射线，如同日冕的情况那样，则是太微弱了。这里所讲的X射线脉冲非常短促。武仙X…1的辐射上升到极大强度要不了1/4秒。天鹅X…1的不规则起伏变化出现在1％秒以内。可是在讲脉冲星时我们已经知道，根据亮度变化的快慢可以对辐射发源区的大小作出某种推断。这种方法既适用于光线和无线电辐射，也适用于来自乌呼鲁卫星所发现天体的X射线。既然我们观测到天鹅X…1在1％秒内有变化，那么X射线发送区显然不会大于光线在百分之几秒中所传播的距离。它小于10000公里，小于太阳半径的1％，所以这种比太阳辐射更强千倍的东西该是非常小的天体。那个武仙座X射线源突然消失在伴星背后的骤然被食现象也反映出这点。既然X射线源是很小的天体，人们自然要设想是否白矮星或中子星参与了这种现象。这样我们也就很容易理解X射线的由来了。在本章开头时我们谈到，产生X射线需要几百万度的高温。当物质落向一颗白矮星，或者甚至于一颗中子星时，强大的引力使它以极高的速度撞击星面，运动受阻后很容易产生几百万度的高温。这可算X射线由来的一种很自然的解释；可是，以高速降到白矮星或中子星上的物质又从何而来？后者的由来莫非是因为X射线星多数是，甚至也许全都是双星的成员吗？如果一颗正常星和一颗白矮星或中子星相互绕着公转，而正常星（像太阳以及许多别的恒星之类）把物质抛入空间，那么这种流离物质会有一部分被那颗伴星的引力所吸引，撞到它的表面上产生高温而发出X射线（参见图10…9）。■一个X射线源的演变史现在让我们来勾画一个X射线源的草图。它的演变史可能如下：有两颗质量不同的星长期以来相互围绕着运动（见图10－10）。质量较大的一颗星先耗尽了氢储存，本来它会变成红巨星，但是由于物质散失于空间或质量转移给伴星（a），它却变成一颗白矮星（b）。这时我们看到的是由一颗主序星和一颗白矮星组成的一对双星。到了这颗主序星也用尽了氢原料，胀成红巨星时，它的大小可能会超越它容许的最大限度体积，致密伴
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星就会来抓走它的物质，物质冲到致密天体上就产生X射线。要出现这种情况，每年有一亿分之一太阳质量的物质落到一颗白矮星上就足够了。还有一种情况也可设想，就是正常星表面也有星风外流，被那颗白矮星截获一部分而产生X射线（c）。■这使人想起了■藁增二伴星的演变史。本书前面已经讲过这一情况。围绕■藁增二运行的那颗白矮星在吸积物质。为什么它不是X射线源呢？也许是由于它离■藁增二过远而只能吸积从后者流出气体中的很小一部分，这能让它发射可见光而不足以使它呈现为X射线星。不过也可能在X射线星现象中白矮星根本没有起作用；因为我们可以设想，在一对双星中两星之一经历了一次超新星爆发而炸散＇见图10－10（d）；（e）＇，留下一颗像蟹状星云中那样的中子星，绕着相对无恙地经受住了这场爆发的伴星运转。当这一伴星发出星风或演化到要超越其最大限度容积而把物质转移到这颗中子星去的时候，气体落到后者表面所包含的能量要比白矮星的能量更大，发出的X射线也更强＇图10…10（f）＇。由此看来，X射线星的辐射究竟起因于什么——是白矮星还是中子星？我们很快就会明白，有几条足够的依据使当今的天体物理学者更倾向于起因是中子星。脉冲从何而来讲到这里，读者大概可以接受宇宙源产生X射线的推理了。可是我们还没有弄清楚X射线为什么会是脉冲形式的原因。我们认为脉冲星的脉冲周期性是来自中子星的自转运动。和多数天体一样，我们所讲的致密天体也可能具有磁场，并且像地球那样，磁轴可能①并不和自转轴一致。宇宙物质横穿磁力线运动很困难，因此双星中的物质只能在两磁极处落到致密天体上，图10－11正是说明这种情况。X射线只能产生在物质落下之处，也就是磁极附近。由于沿着磁轴的方向会被不断落下的物质所吸收，X射线只能在磁轴的两侧外射。一位观测者从遥远的方向去观看，会发现在致密天体的自转过程中，两磁极之一正对向他时X射线总是消失，在其余的时间里X射线就会出现，图10－11就表示这样的现象。测量中子星的磁场在讲解脉冲星时我们已经接受了这样的概念，就是它们的射电脉冲是①这里指带电的宇宙物质——译者注。
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起因于磁场。对付X射线星，我们也只好借助于它。那么中子星的磁场从何而来呢？宇宙中几乎到处都存在磁场。太阳的普遍磁场和地球磁场大致相同，只是强度约为后者的两倍，太阳黑子内的磁场则要强至千倍以上。其他的一些恒星也发现了磁场。那么我们可以有几分把握地假定，许多恒星都有磁场。磁场和宇宙物质是相互结合在一起的。一个物体强度增大时，它的磁场密度就会相应增大，磁场变强。当一颗恒星的一部分形成为一颗白矮星时，由于密度大为增高，原有的弱磁场会变成强万倍的新磁场。白矮星中存在这样强的磁场，事实上已得到证实。可是，如果能把恒星物质再加强压缩，达到中子星那样的密度，那么磁场强度更要猛增；磁场强度便会增大千亿倍。这就是人们推测中子星必然具有如此强大磁场的理由，而且人们果真找到了这样的磁场！1976年5月2日，一个气球在美国帕勒斯坦升上天空，它所装载的科学测量仪器是由慕尼黑附近加尔兴的马克斯·普朗克地外物理研究所和蒂宾根大学一个小组研制的。约阿希姆·特吕姆佩所领导的小组已经在X射线研究方面积累了一定的经验，那时他们的主要任务是检验一种新探测器在实际使用中的功能。这台接收设备能测到比乌呼鲁卫星探测器所收集的能量更高的X射线。X射线和光波一样，也是波长愈短，每个辐射量子的能量就愈大。计量X射线量子的能量最常用的单位是千电子伏（keV）。乌呼鲁卫星接收设备所“看到”的范围是从2到10keV，而新接收装置能测到量子能量高于30keV的辐射。1976年春天进行了一次高空观测，对象是武仙X—1，其研究的是高能量辐射的强度。■技术愈高级化，观测者和有关数据的直接接触也愈少。1936年，霍夫迈斯特还能够直观地用他的望远镜去察看，估算武仙座HZ星的亮度，并根据自己的记录立即确定这颗星从上次观测以来是否变亮，如今是把测量数据记录在磁带上并输入计算机，为此必须编出相应的计算程序以读出磁带，进行数据处理。所以不足为奇的是，5月份的观测直�
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