X射線天文學:近年快速發展的天文學分支

 尤竣漢上海交通大學應用物理系)

陳文屏(中央大學天文所及物理系、所)

 一、引言:太空天文學的誕生

 回顧天文學的發展史,我們清楚地看到天文學,特別是天文物理學的發展與天文觀測技術的進步之間的互動關係。天文學每一次重大的飛躍都和當時的天文儀器以及觀測手段的劃時代進步密切相關;而天文物理學理論的深入探討又反過來推動了觀測技術向「高、精、細」邁進。十七世紀初,伽利略 (Galileo) 製造了第一架光學望遠鏡並且應用於天文觀測,果然視野大開,遠非目視天文所能比擬,在可見光波段人類探索宇宙奧祕的時代從此誕生了。二次世界大戰前,雷達工程師 K.G. Jansky 製作了第一台電波天文望遠鏡──電波觀測波段約在107∼1011赫茲範圍),迎來了電波天文學時代,應該說,天文物理學為此發生了一次震撼世人的大飛躍。這一說法沒有任何虛妄誇張,眾所周知的「六十年代天文學的四大發現」無一不與四十年代誕生的電波天文學有關。這四大天文發現是:(i)類星體的發現;(ii)有機分子和星際邁射(maser) 源;(iii)電波脈衝星 (radio pulsars);(iv)3K 宇宙微波背景輻射。其中後三個的發現者都已成為諾貝爾物理學獎金的得主;李政道先生預言第一項發現將是21世紀物理學四個重大課題之一。七十年代以來電波天文學仍保持著旺盛的活力,美國天文物理學家泰勒和哈爾斯就是因為發現了密近雙中子星(binary pulsar) 電波脈衝週期性的變化,確認雙中子星系統由於重力輻射導致軌道週期縮短,從而驗證了廣義相對論關於重力波輻射的預言,因此獲得了1994年諾貝爾物理學獎。某些電波天文學家自豪地說:「電波天文學是諾貝爾物理學獎的搖籃。」

         從光學(可見光)天文學發展到電波天文學,觀測波段的擴大帶來的豐碩研究發現自然會激發天文學家向「全波段天文學」進軍的熱情。然而在進軍途中首先要逾越的鴻溝就是大氣層的吸收。因為天體輻射要通過地球大氣層才會到達地面上的觀測望遠鏡。而大氣層只對可見光(3000至10000埃)和電波波段輻射較為透明。天文學家就是利用這兩個波段進行觀測的。可以說,這兩個波段是大氣層賜給地面天文學家的兩個「天窗」。對其它波段的天體輻射(紅外、紫外、X射線和γ射線),大氣層都有強烈的吸收,使得地面觀測成為不可能。

         為了實現全波段天文學家的理想,唯一的出路就是衝破大氣層,把天文觀測儀器送到大氣層外的太空。從50年代起,天文學家開始用氣球、火箭等運載工具來實現這一設想。到了70年代,由於太空技術的飛躍發展,各類天文衛星、飛船、太空望遠鏡等相繼問世,迎來了真正意義上的太空天文學時代,也可以稱為大氣層外天文學時代。近年來更有了建立月基望遠鏡的新設想。

         如果用觀測波段來劃界,太空天文學可細分為:紅外天文學(1至100微)、紫外天文學(100至1000埃)、X射線天文學(其中軟X射線頻率範圍為1017至1018赫玆,即2至20 keV;硬X射線頻率範圍為1018至1019赫玆,即20至200 keV)及γ射線天文學(大於1 MeV)。高能(X射線、γ射線)天文學家通常使用電子伏特,而不用波長為單位,1 keV 對應 12.4 Ǻ當然,這個劃分不是絕對的。近年來電波天文學家為了改進特長基線干涉術 (VLBI; Very Long Baseline Interferometry) 的性能,正計劃發射電波波段的太空裝置,如此將標誌著太空電波天文學的誕生。上面提到的各波段太空天文學,可以說每一個都有一段動人的故事和它對當代天文學的重大貢獻,只是限於篇幅,本文著重談X射線天文學這一分支。

 

X射線天文學概述

         X射線天文學的誕生可以追溯到1962年。當時美國太空總署為阿波羅載人太空船登月計劃做了系列準備工作,其中就有發射裝有X射線探測器的火箭,目的是測試月球上X射線的輻射強度,看它對太空人是否會有危害。測量結果是對人體無任何危險,卻得到一個十分意外的收穫:發現在天蠍座方向有定向的X射線輻射(稱做 Sco X-1)!按說收到X射線並不奇怪,人們早就探測到太陽發射的X射線(在1948年 T. R. Burnight 即已取得了太陽的X射線影像),奇怪的是什麼樣的X射線源會有如此強!因為從地面觀測到太陽發射的X射線通量為每平方公分每秒106個光子。由於通量和到源的距離平方成反比,即使是離太陽系最近的恆星,也就是半人馬座的比鄰星(它到地球的距離是日地距離的2.6×105倍),假設它和太陽有一樣強的X射線光度,地面觀測到的通量也僅是太陽的約10-11倍。即使該星的X射線光度比太陽大100倍,仍不可能被當時發射的火箭探測器接收到(受靈敏度所限),更不用說是來自遙遠得多的天蠍座天體了。可見新發現的定向輻射必為極強的X射線源。當時天文界引起蠢動,一系列新奇的課題擺在天文學家的面前。比如,這些發出X射線的天體是什麼?它們為什麼會發射X射線?又為什麼它們發射的X射線會如此之強?……等等。

         隨即一個個X射線衛星陸續上天。先是1970年美國在肯亞發射了第一顆X射線衛星 UHURU(斯瓦希里 Swahili 土語,意為「自由」),指認了約400個X射線源,且發現一些亮源的X輻射成週期變化。接著有「愛因斯坦衛星」(Einstein Observatory; 1978 年發射)、歐洲的 EXOSAT(European X-ray Observatory)、及日本的「天馬」(Tenma; 1983)、「銀河」(Ginga; 1987) 、德國的 ROSAT (1990)(目前仍在工作,見圖一,其主要的任務,除了特定目標的研究外,主要是全方位的巡天觀測),以及日本新近發射的高靈敏、高分辨率的 ASCA 衛星等等。

圖一:ROSAT (Roentgen Satellite) 望遠鏡

        未來計劃發射的X射線衛星主要有「先進X射線望遠鏡」 (Advanced X-ray Astrophysics Facility; AXAF),其與「哈柏望遠鏡」 (Hubble Space Telescope; HST; 1990)、「珈瑪線觀測站」 (Gamma Ray Observatory; GRO; 1991)、以及「太空紅外望遠鏡」(Space Infrared Telescope Facility; SIRTF) 並列為 NASA 四大太空觀測設備 (Great Observatories) 之一。原來規畫的 AXAF 是一個太空船載一個鏡面加三個儀器,而後因預算關係於 1992年改變設計,分割成兩個分開的計畫:(i) AXAF,包括了面積三倍於「愛因斯坦衛星」的鏡面,一個高分辨力相機(0.5"),另一個是成像光譜儀(即同時取影像及光譜);(ii) XRS(X-ray Spectrometer),這是一個「量子熱計」 (quantum calorimeter),能夠精密地測量單個X光子被吸收後矽晶體溫度的上昇。此種嶄新的儀器之前從未在太空中使用,目前由NASA設計及測試中,預計能有 10 eV 的能量分辨力(比「愛因斯坦衛星」好10倍)。這兩項儀器將分別於 1998 及 1999 年發射。

 三、各種X射線源

        ROSAT偵測到的X射線源將近六、七萬個,其型態特性各異,稱得上形形色色,可以大體上按銀河系內外分成河內源和河外源兩大類。河內源又可細分為三組:(i)恆星源(點狀源),現已確認其X射線輻射來自晚期恆星(白矮星、中子星和黑洞)的吸積過程,其連續譜具有黑體輻射或制動輻射的特徵,同時觀測到鐵的X射線發射線;(ii)球狀星團,很多球狀星團被認證為X射線源,且其X射線輻射主要來自其中心部位;(iii)超新星殘骸,一個著名的例子是蟹狀星雲 (Crab Nebula),其X射線譜具有冪律譜形(power law; Fν;即強度隨頻率的冪律關係變化),而且具有明顯的偏振特性(偏振度約18 %)。另一個例子是超新星 SN1987A,它已成為近年來高能天文物理研究的熱門課題。在它爆發後不到10個月就開始輻射X射線,然後逐漸增強,再漸漸減弱。

         河外源同樣也可細分:(i)恆星源;(ii)類星體與其他活動星系核,其X射線連續譜都具有冪律譜型,但在0.1∼1 keV 的軟X射線波段,普遍具有「軟X線過剩」現象(即超過按冪律譜形應有的流量),而在≧10 keV的高能段,普遍出現偏離冪律譜形的高能端譜形變陡的現象。對於這類星體,X射線光變時標通常是∼1000秒量級,這比光學、紫外波段短,說明X射線輻射區是更為活躍的中央高能區,但觀測又顯示了X射線和紫外連續譜輻射有強相關性(紫外輻射強的源,其X射線也強,兩者間具有線性關係,但對很亮的類星體,這一線性關係被破壞);(iii)星系團和超星系團,通常觀測到~108 K的高溫稀薄電漿的制動輻射連續譜,這種高溫稀薄氣體確定為星系際的介質,除連續譜外,還有高離鐵離子 Fe+24、Fe+25 的X射線Kα線;(iv)宇宙X射線背景,其連續譜同樣具有冪律譜形,天文學家正在探討其起源及其宇宙學的含義。

        某個X射線源是河內的還是河外的,粗糙的方法是按源亮度(流量)和源的空間分布特點。觀測上顯示,較亮的源集中於銀盤和銀河的河球區,這一類的一般是河內源,而較暗弱的源通常認為距離較遠,他們在天空具有各向同性分布,因此初步判定為河外源。當然精確的判斷還應該倚賴可見光波段的認證。

         圖二繪出的是河內及河外X射線源的空間分布圖,圖中以銀經和銀緯為座標。圖三是銀河系側向示意圖。從側面看銀河系,中心球狀體稱球核,球外扁平部分稱銀盤,盤厚約300∼500 pc(1 pc即一秒差距,約等於3.26光年),銀盤直徑約30 kpc,即約10萬光年,球核直徑約為4∼5 kpc。圖中還標出我們太陽的位置。

圖二:所見的X射線天體(UHURU 的資料),投影在銀河座標上。銀河面對應的是deg緯度;銀河中心在deg緯度、deg經度。源的X射線相對強度以實心圓圈的大小表示

圖三:本銀河系的示意圖。上圖為俯視圖,可見明顯的螺旋臂 (spiral arms);下圖為測視圖,可看出銀河盤面 (disk)、球核 (nuclear bulge)、及圍繞在盤面上下四方的球狀星團 (globular clusters)

 

四、銀河系內恆星狀源的觀測特點及解釋

         宇宙中X射線源的種類很多,形態、特點各異,本文只擬就河內恆星狀源做較詳細的介紹。這類源的觀測資料較為豐碩,研究工作也較為成熟。其觀測特點如下:

 (一)銀河內的X光源集中分布於銀盤附近

 最新的ROSAT巡天資料顯示,這類源的數量約為六萬個。就地球觀測者而言,他們到地球的平均距離約為10 kpc(3萬光年)。

 (二)很多河內源呈現食周期的現象

 變光周期從數小時到數天。例如武仙座 Her X-1,其蝕周期是1.7天,半人馬座Cen X-1 蝕周期為2.2天,如此短的蝕周期的河內X射線源應該是「密近雙星」系統。其實雙星系統在銀河恆星家族中很普遍,反倒是像太陽這樣的單身恆星較少見。有人估計在銀河約一千億顆 (1011) 恆星中,結成雙星的占一大半,但是像河內X射線源這樣緊密的雙星系統所占比例很小。

 (三)X射線強度快速起伏現象

 例如天鵝座 Cyg X-1的X射線觀測流強在 τ~10毫秒的極短時間內,就有顯著的變化,天文學家根據光的有限傳播速度,推論其X射線輻射區的範圍不會超過τ~1000 km。原因是時標τ短暫的變化訊號只可能來自像白矮星、中子星或黑洞這類直徑小的緻密星體。此乃因為尺度大的光源內不同地點發生的短暫變化信號(脈衝),由於光速有限,到達觀測者必有先有後,先後拉開的時間Δt~D/c(D是光源的尺寸,c是光速)將觀測者在Δt時間內接收到的一系列脈衝疊加得到的是一個拉寬抹平的信號,不再是一個脈衝。

 (四)周期性X射線脈衝現象

 X脈衝周期很短,例如前面提到的 Her X-1 ,脈衝周期為1.27秒,而Cen X-1 為4.84秒等等。這樣短的周期只可能來自恆星的自轉(緻密星的徑向振動當然也可以產生短時標周期性脈衝,但這種運動是阻尼的,不會產生強度穩定的脈衝),而由於自轉周期就是脈衝周期,所以自轉速度極高,特別是在赤道附近。於是強大的慣性離心力成為抵消重力的重要因素,使半徑較大的白矮星(半徑約1000公里)散裂。因此天文學家判斷自轉周期極短的X射線源應該不會是白矮星,而是中子星(半徑約10公里)。

 (五)脈衝周期變化短的現象

 ΔP /P~10-5/年,自轉加速可能說明緻密星不斷獲得角動量,同時也進一步排除緻密星是白矮星的可能性,而更傾向於是高速自轉的中子星。中子星和白矮星的質量與太陽同一量級,而論及轉動慣量I,白矮星則要比中子星大的多。星體的自轉動能和角動量分別為1/2 Iω和Iω,說明中子星發生自轉周期變化要容易的多。

 (六)光學證認(即尋找X源的光學對應體)

 這項工作很有意義。首先要確定發射X射線的天體究竟是恆星還是球狀星團或者是超新星遺骸。其次通過光學認證更好地估算X源的距離(通常在1∼20 kpc),因為光學天體的距離比較容易確定。光學認證的最直接方法自然是方位的比較,更精確的方法是利用月掩星的技術以及光學周期和X蝕周期的比較。

(七)X射線光度值

 觀測表明,河內源的X射線光度值在LX~1036--1038 erg/s範圍,這要比太陽各種波長輻射總和的光度值還要高出上千倍,甚至十萬倍。如此強的X射線輻射的能源來自何處?研究論証,輻射能量只可能來自吸積過程,即緻密星極強的引力場吸引周圍的氣體,從而釋放引力結合能。引力能釋放是目前人們所知道的自然界釋能效率最高的方式之一。假定緻密星的半徑為R*,質量為M*,吸積率(單位時間吸積氣體的質量)為 =dm/dt克/秒,那麼單位時間釋放的引力能為 GM* /R*=E=Lx erg/s*~0.1mc2。這一能量釋放極其有效。以中子星為例,典型的質量約為一個太陽質量,即M*~M,典型半徑值 R*~10 km,假設中子星表面吸積了m 克物質,則釋放的重力能為GM*m/R*~0.1mc2,這比高效能源--熱核反應--的釋能效率還要高出一個量級(m克氫在核聚變反應中釋放的能量為0.007mc2~0.01mc2)。有人計算過,一顆水果糖被引力加速轟擊到中子星表面時,釋放的引力能量相當於一個廣島原子彈的威力! 因此對中子星這樣的緻密星而言,只要不太大的吸積率(每年~10-8個太陽質量)便足以產生高達Lx~10-8的觀測X射線光度。

(八)能譜範圍

 觀測顯示河內甯P源的X射線輻射譜大致在1-20 keV範圍。由此判斷必是高溫電漿的輻射。對於一個溫度為T的高溫電漿,其熱輻射的平均光子能量hν kT,因此對於接近 110 keV的能量輻射,相應的溫度高達 1∼3 X 107 K,這和觀測光度值Lx推算出的中子星表面氣體溫度值是一致的。假如中子星表面的X射線輻射是黑體輻射,則由4πR.2σT4約等於觀測值Lx,可推斷氣體溫度也為1∼3 X 107 K。

讓我們對吸積過程產生的高溫氣體溫度作一量級估計:設中子星質量M*~1M2 X 1033 g,半徑R*~106 cm,一個質子(mp~1.67 X 10-24g)在中子星強引力場下加速下落,則到達中子星表面時的動能為Eg=GM*mp/R* 10-4 erg,若全部轉化成熱能,Eg= kT,可得出T 1012 K!這說明吸積過程的確可以產生高溫氣體(電漿),但由於把吸積過程當作自由落體處理,使得估算出的溫度(1012K)還超過前面推算的1~3 X 107 K。實際上高溫氣體中存在著粒子間的相互作用,因此下落運動是有阻尼的,使得最終的溫度值T<<1012 K。

(九)X射線爆 (X-ray Bursts)

 很多河內恆星源除了有持續的X射線輻射外,還會發生重複的X射線爆發現象。圖四是一個例子。相鄰兩次X爆的時間間隔並不十分規則。每次爆發持續的時間很短,只有幾分鐘到十幾分鐘,其中軟X射線成分持續的時間比硬X成分要長。值得指出的是,觀測到每次爆發,超過背景輻射能量比背景的輻射能量小近一個量級。連繫到前面講過的m克物質的引力能釋放為 0.1mc2,而熱核反應釋放能為0.01mc2,自然推想出X射線爆可能起源於聚變釋放能過程。當吸積過程不斷作用,中子星表面高溫電漿密度及溫度隨之增大,因此引發熱核反應。這過程類似典型的新星(nova),伴星的物質(氫)不斷地被吸積而堆存在白矮星的表面,以致點燃核反應。不同的是在X射線爆的情形,產生吸積的是中子星,而發生熱核反應的是氦或者是更重的元素,而釋放更多的能量。

 圖四:發自X射線雙星 MXB 1636 53 的 X射線爆。注意在低能量部份,爆發延續的時間約2--3 分鐘,而在高能量部份只延續了不到半分鐘,顯示在發生核閃後中子星開始冷卻。中子星表面的溫度越高,發出的X射線的能量越強;因此,當中子星冷卻時,最高能量的X射線開始減少,接著是低能量的減少。

五、吸積過程的近一步討論

         既然河內恆星X源的主要能源來自吸積過程,有必要對此過程的物理圖像做進一步的說明:在密近雙星中一個是提供吸積氣體的光學恆星(主序星、紅巨星等),另一個則是提供產生吸積的強引力場的緻密星。可能的吸積方式有兩種(參見圖五):一種是光學伴星發出的恆星風,把氣體送進緻密星引力場;第二種是光學伴星演化到紅巨星階段時,氣體漲滿洛希 (Roche) 瓣,流向緻密星,形成吸積盤。

圖5:密近雙星系統有兩種吸積方式:在 (a)中,中子星為主星吹出強烈的星球風所包圍;在 (b)中,主星膨脹超過其本身的洛希辦,物質乃通過拉格朗奇點L吸積至伴星。在緻密伴星的周圍形成一個吸積盤。(本圖取自 Shapiro and Teukolsky (1983)

  吸積盤的成因可以用圖六表示,圖中示意畫出了作為光學伴星的紅巨星和做為吸積星的中子星或白矮星,兩者引力場形成的等勢面在靠近每一單星的區域是球面,而在遠離雙星的區域,等勢面不再是球面,而是如圖中所示的「花生殼」形狀。在花生殼與球面之間有一個「8」字形的臨界等勢面,即是「洛希瓣」 (Roche lobes),其8字的交叉點 L稱為「拉格朗奇點」 (Lagrangian point),是雙星的引力平衡點。當光學伴星演化到紅巨星階段,大氣迅速漲滿左邊的洛希瓣,從而很容易在洛希瓣等勢面上「滑動」到拉氏點L,穿過L點即進入中子星引力場的「勢力範圍」,所以最終被中子星吸積,不過吸積的路徑不可能是由拉氏點徑向到達中子星表面,這是因為被吸積的氣體帶有角動量。雙星是二體運動的力學體系,每顆星都繞著公共質心轉動,處於L點的氣體也不例外,這樣就可以標出L點處的氣體相對於中子星的角動量。那麼這些被吸積的氣體就只能進入於此角動量相匹配的圍繞中子星的一條確定的 Kepler 軌道,但是由於氣體的黏滯性(內摩擦力),使得吸積的氣體不可能穩定在固定的 Kepler軌道上,而是沿著一條類似螺旋線的軌道旋進,最終吸積到中子星表面。因此中子星周圍的吸積氣體分布呈盤狀,稱為吸積盤。圖七繪出的是吸積盤的示意圖,從俯視圖看,它很像一個盤子;而從側視圖看,盤的厚度是不均勻的----越往外,盤的厚度越大----中子星的X射線輻射就是來自這個炙熱的吸積盤。

6:由雙星演化產生新星的模型。(a)一顆星演化成白矮星,而其伴星剛離開主序,膨脹成為一顆紅巨星;(b)紅巨星的物質經由洛希瓣被白矮星吸積而在其周圍形成一個環星盤;(c)氫氣落在白矮星的表面,產生核反應,形成新星的爆發現象。類似的吸積過程也可以發生在緻密星為中子星的雙星系統中。

圖7:薄吸積盤的示意圖。 (a)側視圖;(b)俯視圖。

         吸積盤並不是中子星吸積的唯一幾何形態。假如中子星是一個磁中子星,即本身帶有很強的磁偶極場(磁極處場強可高達 1012 gauss,因此在自轉的中子星周圍形成一個由磁場站主導地位的磁層 (magnetosphere),參見圖八。磁層的半徑稱為「阿爾文半徑」 (Alfvèn radius),比起中子星的10公里半徑,它要大兩個量級,約為103公里。由於磁壓的存在,使得吸積的氣體被阻於磁球半徑外,阿爾文半徑就是磁壓和氣壓相等處的半徑。對磁中子星而言,被吸積來的氣體不可能堆積在磁球半徑處,而會沿磁力線方向循磁南北極滑動,因為電漿中的帶電粒子只有沿磁力線運動才不受洛倫茲力。於是被吸積的氣體最終堆積在南北極漏斗狀的區域中,稱為「吸積柱」,而磁中子星的X射線輻射實際上是從吸積柱表面(側面)發出的。

         盤吸積和柱吸積的理論研究至今仍是X射線天文學的熱門課題,它涉及的分支很多,如磁流體力學,激波理論,不穩定性問體,輻射理論,柱內核反應問體等等。

圖8:磁中子星的柱吸收

 

六、各種X射線輻射譜形和輻射機制

         X射線天文學的一重要課題是測定各類源的譜形,從而判斷產生X射線的物理機制,進一步探討輻射源的物理狀態。圖九繪出目前已知X射線天文學中常見的幾種譜形,縱軸是單色流量的對數,橫軸是X光子的能量,用 keV做單位。

 

圖9:各種高能天體輻射的譜型

 

圖10:各種高能天體輻射機制的示意圖

 

         天文學中最常見的X射線輻射機制概述如下:

 (一)高溫電漿 (T 107~108 K) 的熱輻射

 如前所述,由hν kT可以判定這氣體的熱輻射波段在X射線範圍 (hν 1~10 keV)。前面所說的緻密星吸積就能產生高溫電漿,因此熱輻射是吸積星體輻射的主要機制。熱輻射又分為兩種:

 a.假設氣體光學厚,則出現熱平衡輻射,即黑體輻射。這裡的熱平衡是指氣體與輻射場達到同一溫度下的熱平衡狀態。其譜形即為熟知的普朗克譜形,如圖九所示。注意圖中的座標分別為logFν及logν)

 b.假如氣體光學薄,則發射譜形為熱制動輻射譜,譜形見圖九。制動輻射是指電漿中由電子與質子或其他正離子相遇時,電子因庫侖碰撞而產生加速度時所發生的輻射,參見圖十(a)。

  (二)迴旋輻射 (Cyclotron Radiation)

 非相對論熱電子 (v<<c) 在外磁場做圓運動或螺旋軌道運動時,其力學的迴轉頻率是 ,這裡m是電子質量,B是磁場強度,因為v<<cm m0,ωL稱為電子的拉摩頻率。因為任何一個圓周運動都可以正交分解為兩個同頻、同振幅、向位差為π/2的簡諧振動,因此在外磁場旋進的熱電子會產生頻率為ωL的單色偶極輻射,稱為迴旋輻射(圖十(b)),如果磁場強到1012 gauss,也就是磁中子星磁極附近的的場強值,則拉摩頻率可高達ωL 1019 Hz,相應的迴旋輻射光子能量約10 keV。因此產生單色的X射線發射線。1978年對武仙座 Her X-1進行觀測時曾發現一條57 keV的X射線發射線。顯然這一能量不能和任何已知的原子核能級對應,因此只能是迴旋輻射的單色發射線。由此推算出Her X-1密近雙星中磁中子星的磁場強度值B 3 X 1012 gauss。

 (三)同步輻射 (Synchrotron Radiation)

 相對論電子 (v<c) 由於動能極大,在外磁場中做迴轉運動的半徑自然也相當大,這時產生的輻射稱為同步輻射---因為這種輻射最早在同步輻射加速器中見到。

 假如相對論電子的相對個數具冪律能譜分布N=N0E-n----這是地面觀測到的宇宙線電子能譜形式----則同步輻射就具有冪律型連續譜,如圖九中下斜直線所示。這種冪律型譜常見於類星體和活動星系核的X射線輻射。

 同步輻射具有和迴旋輻射極不相同的輻射特徵。首先,作同步輻射的相對論電子具有極高的輻射功率,因為P=1.1 X 10-15 γ2β2 erg/s,對相對論電子來說 (典型值為γ 103);而對非相對論電子而言β<<1(熱電子的典型值β 10-2;γ 1)。因此,相對論電子同步輻射的功率是熱電子迴旋輻射功率的約1010倍!可見同步輻射機制在相對論高能天文物理的重要。其次,同步輻射具有尖銳的方向性,即輻射只集中在以相對論電子速度為中心線的極窄的角錐內,參見圖十(c);而非相對論熱電子在磁場中的迴旋輻射則近於各性同性(圖十(b))。 第三,由輻射的方向性可得出,接收到的同步輻射必為週期性脈衝,傅氏分析後得到這是非單色輻射,它不同於迴旋輻射的單色發射線。最後一點,在相同的磁場中,相對論電子同步輻射頻譜中的峰值頻率的典型值遠高於非相對論電子的迴旋輻射頻率。限於篇幅,不能對這些特徵的物理成因做進一步的分析解說,但這裡可以指出,造成同步輻射這些特點的根本原因是電子高速運動引起的「電荷的都普勒效應」,亦即電子做迎面逼近運動時,其有效電量大於原有真實電量,而當電子退後時,有效電量則減小。

 (四)相對論電子的逆康普頓散射(康普頓輻射)

 通常說的康普頓散射是高頻γ光子與近於靜止的電子的碰撞,其結果是散射光子頻率減小,但是當相對論電子在低頻輻射場中穿行與低頻光子碰撞時,則會使散射光子能量(頻率)變大,這就是所謂的逆康普頓散射(圖十(d))。理論推導得出,散射光子頻率ν的典型值與原低頻光子頻率ν之間有ν γ2ν>>ν的關係。考慮一個γ 103的相對論電子(即電子能量mc2是靜能m0c2=0.51 MeV的103倍),其逆康普頓散射光的頻率會高6個量級,原來的電波光子散射後竟變成X射線!所以說逆康普頓散射是X射線天文學中高能電子重要的輻射機制。例如在探討某些同時具有冪律型電波譜和X射線譜的活動星系核或其他高能天體時,常採用同步----自康普頓模型,即相對論電子先在弱磁場中產生同步電波光子,然後電子又與同步電波光子發生逆康普頓散射產生X射線。

(五)熱電漿中高離化電子的X射線發射線

在溫度高達107~108 K的電漿中,所有氫原子都完全游離,但其中摻雜的低豐度重元素,例如鐵原子,不會完全電離,而是以高價離子Fe+24、Fe+25形式存在,它們分別稱為類氦和類氫鐵離子。當發生能級躍遷時產生X射線波段的發射譜線,如Kα線(2→1 能級躍遷)、Kβ(3→1 躍遷)、Lα(3→2 躍遷)等,於是在河內恆星狀源的X射線連續譜上常疊加這些譜線,成為重要的研究對象。

 七、結束語

         可以說,作為現代太空天文學分支之一的X射線天文學目前正處於鼎盛時期,隨著一個個X射線衛星的相繼升空,人們熱切地期待新的天文發現,和其他波段(紅外、紫外、γ射線等)天文學相比,X射線天文學有它獨特的地位和作用。因為產生X射線輻射的天體為處於內部劇烈活動的高能天體,至少有激烈活動的局部區域,如太陽耀斑區域、類星體和活躍星系核中靠近中央大質量黑洞區域等。X射線天文學成為研究這類激變天體「心臟部位」的最好的探針,而激變天體由於處在生命的活躍期,比起寧靜天體現象更豐富,與基礎物理關係也更密切,並因此更容易得到研究上的突破,這就是人們關心高能天體物理和X射線天文學的原因。

         隨著X射線觀測技術的日新月異,靈敏度、角分辨率和能譜分辨率的不斷提高,近年來積累了大量的觀測資料和新的發現,同時觀測也帶動了X射線天文學的基礎理論研究,在這裡由於篇幅所限,不再贅述。

              X射線天文學是新興的天文學分支,它走過了二十多年艱辛的創業路程。儘管目前理論上不夠成熟,技術上也還有許多困難待克服,但展望未來,我們已經看到了美麗的曙光。長期以來人們都被光學和電波天文學耀眼的光芒所吸引,但是可以預期的,在即將到來的世紀之交,年輕的X射線和γ射線天文學必將大放異彩,同鑄輝煌。

 

參考資料:

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