X射线天文学介绍.docVIP

X射线天文学 ? 简介 凡是有温度的物质就会按维恩定律 (Wien’s law) 发出热辐射 (thermal radiation)，例如： 太阳表面温度是5800 K，它的热辐射波长以500 nm (可见光) 为主。注一 水冰的温度是273 K，它的热辐射以波长11 ?m (红外线) 为主。 宇宙微波背境的光子温度是2.7 K，它的热辐射以波长1.1 mm (微波) 为主。 温度越高，热辐射的波长越短。当温度升至百万度级时，物质便成游离的气态状 (plasma)，同时发出 0.01 nm至10 nm范围的波长，这段热辐射就称为X射线。 除了常见的热辐射外，下列的「非热」情况也可以产生X射线： 高速电子和质子的碰撞 (见 /xray_astro/xrays.html )。 光子和电子的碰撞 (见 /xray_astro/xrays2.html )。 同步辐射 (synchrotron radiation，见 /xray_astro/xrays3.html )。 它是一种由高速电子在磁场中运动所产生的非热辐射。同步辐射的波长范围十分 广宽而且有强烈的偏振性 ( polarization)。蟹状星云是典型的例子，它发出的同步 辐射范围包括无线电波、微波、光波、X射线和波长更短的伽傌射线。 图一 图一 热辐射和同步辐射的比较 太陽表面的熱輻射 伽傌射線 X射線 紅外線 微波 無線電波 波長(米) 10?12 10?9 10?6 10?3 1 10 可見光 紫外線 蟹狀星雲的同步輻射 相對強度 圖二 Chandra X射線探測衛星因为大气层会吸收外层空间来的X射线，早期的实验都是利用汽球或火箭将仪器带上高空进行。1949年发现太阳有强烈的X射线，1962年发现首个深空X射线源 Scorpius X-1注二。后来的研究则依靠人造卫星，曾经探测过X射线的主要 圖二 Chandra X射線探測衛星 卫星有Uhuru (1970美国)、Skylab (1973美国)、 Einstein (1978美国)、EXOSAT (1983欧洲)、 ROSAT (1990欧美合作)、ASCA (1993日本)、 RXTE (1995美国)、BeppoSAX (1996欧洲)、 XMM (1999欧洲) 和Chandra (1999美国)。 X射线的能量有「软」「硬」之分，能量范围大约是0.1 ~ 100 keV，即使是软(弱) 的X能量都可以穿透铝膜，所以不能用传统的反射镜将X射线聚焦。X射线望远镜的原理如图三，入来X射线的波长比可见光短数百倍，它投在反射面P和H上的角度要很小 (约20 以下)，反射面的精度亦要很高才可以聚焦。在焦点处可放置各种测量仪器，包括CCD、imaging proportional counter、microchannel plate detector等。 圖三 X射線望遠鏡的結構和原理(聚焦靠P，修正像差靠H) 圖三 X射線望遠鏡的結構和原理 (聚焦靠P，修正像差靠H) 圖四 畫家筆下的X射線雙星系統宇宙何来有温度百万度级的X射线源呢？ 原来 圖四 畫家筆下的X射線雙星系統 恒星有一半以上都是双星系统，其中一些双星内 的A、B 星距离较近，见图四。若A是未老化 的普通星体，B是因老化坍缩的白矮星、中子星 或是黑洞，B的强大引力会将A的外层气体物质 抢过来，于是气体从A流向B，逐渐形成一个以 B为中心的吸积盘 (accretion disk)，B一直吞食 吸积盘内边的物质，气体就不断地从A流失， 吞食过程使吸积盘内边的气体粒子磨擦得特别 厉害，终于产生高温而发出X射线。 上面提到的Scorpius X-1就是一个这样的双星，它位于赤经16h 20m 赤纬负150 38’，距离地球估计2000光年。A是编号V818 Sco的蓝变星，亮度在11 ~ 14星等之间变化，B是只有几十公里直径但密度比铅大亿万倍的中子星。因为A、B相隔甚近，互绕周期快至18小时53分 注三。除太阳外，Scorpius X-1是最强劲的持续X射线源。 近距双星的命运是怎样呢 ? 有几个可能。 如果B是白矮星，由A来的物质 (氢) 在白矮星面上累积，累积至 ~107 K时，氢 便因热核反应燃烧起来成为光亮的「新星」。发光体其实是在B表层的外来氢， 氢缺乏时燃烧便停止，随着亮度回降，白矮星本身亦无改变。氢再累积燃烧时， 白矮星又变成「新星」了。但如果白矮星 “抢掠” 过度，累积物加在