X-射线天文学-小常识.doc

X射線天文學 ( 簡介 凡是有溫度的物質就會按維恩定律 (Wien’s law) 發出熱輻射 (thermal radiation)，例如： 太陽表面溫度是5800 K，它的熱輻射波長以500 nm (可見光) 為主。註一 水冰的溫度是273 K，它的熱輻射以波長11 (m (紅外線) 為主。 宇宙微波背境的光子溫度是2.7 K，它的熱輻射以波長1.1 mm (微波) 為主。 溫度越高，熱輻射的波長越短。當溫度升至百萬度級時，物質便成游離的氣態狀 (plasma)，同時發出 0.01 nm至10 nm範圍的波長，這段熱輻射就稱為X射線。 除了常見的熱輻射外，下列的「非熱」情況也可以產生X射線： 高速電子和質子的碰撞 (見 /xray_astro/xrays.html )。 光子和電子的碰撞 (見 /xray_astro/xrays2.html )。 同步輻射 (synchrotron radiation，見 /xray_astro/xrays3.html )。 它是一種由高速電子在磁場中運動所產生的非熱輻射。同步輻射的波長範圍十分 廣寬而且有強烈的偏振性 ( polarization)。蟹狀星雲是典型的例子，它發出的同步 輻射範圍包括無線電波、微波、光波、X射線和波長更短的伽傌射線。 因為大氣層會吸收外太空來的X射線，早期的實驗都是利用汽球或火箭將儀器帶上高空進行。1949年發現太陽有強烈的X射線，1962年發現首個深空X射線源 Scorpius X-1註二。後來的研究則依靠人造衛星，曾經探測過X射線的主要 衛星有Uhuru (1970美國)、Skylab (1973美國)、 Einstein (1978美國)、EXOSAT (1983歐洲)、 ROSAT (1990歐美合作)、ASCA (1993日本)、 RXTE (1995美國)、BeppoSAX (1996歐洲)、 XMM (1999歐洲) 和Chandra (1999美國)。 X射線的能量有「軟」「硬」之分，能量範圍大約是0.1 ~ 100 keV，即使是軟(弱) 的X能量都可以穿透鋁膜，所以不能用傳統的反射鏡將X射線聚焦。X射線望遠鏡的原理如圖三，入來X射線的波長比可見光短數百倍，它投在反射面P和H上的角度要很小 (約20 以下)，反射面的精度亦要很高才可以聚焦。在焦點處可放置各種測量儀器，包括CCD、imaging proportional counter、microchannel plate detector等。 宇宙何來有溫度百萬度級的X射線源呢？ 原來 恒星有一半以上都是雙星系統，其中一些雙星內 的A、B 星距離較近，見圖四。若A是未老化 的普通星體，B是因老化坍縮的白矮星、中子星 或是黑洞，B的強大引力會將A的外層氣體物質 搶過來，於是氣體從A流向B，逐漸形成一個以 B為中心的吸積盤 (accretion disk)，B一直吞食 吸積盤內邊的物質，氣體就不斷地從A流失， 吞食過程使吸積盤內邊的氣體粒子磨擦得特別 厲害，終於產生高溫而發出X射線。 上面提到的Scorpius X-1就是一個這樣的雙星，它位于赤經16h 20m 赤緯負150 38’，距離地球估計2000光年。A是編號V818 Sco的藍變星，亮度在11 ~ 14星等之間變化，B是只有幾十公里直徑但密度比鉛大億萬倍的中子星。因為A、B相隔甚近，互繞周期快至18小時53分 註三。除太陽外，Scorpius X-1是最強勁的持續X射線源。 近距雙星的命運是怎樣呢 ? 有幾個可能。 如果B是白矮星，由A來的物質 (氫) 在白矮星面上累積，累積至 ~107 K時，氫 便因熱核反應燃燒起來成為光亮的「新星」。發光體其實是在B表層的外來氫， 氫缺乏時燃燒便停止，隨著亮度回降，白矮星本身亦無改變。氫再累積燃燒時， 白矮星又變成「新星」了。但如果白矮星 “搶掠” 過度，累積物加在星上的壓力增加得太快，白矮星負擔不來時便會引起內部燃燒，即是碳氧的熱核反應，碳氧反應是十分激烈的，結果白矮星迅速瓦解及爆炸成為「Ia型超新星」。 (從這裡你看到「新星」和「超新星」的分別嗎 ?) 如果B是中子星，從A來的物質原本是氫，但在中子星的龐大引力下，氫燃燒 成氦，蓋在中子星的表面。當氦層累積至數米厚時，氦又開始熱核反應，將中子 星面的溫度提升至三千萬度，於是產生「X射線暴」(X-ray burst)。這現象只能 持續數秒，當氦層受熱膨脹而溫度稍低時，氦的熱核反應立即終止，X射線暴便 消失了。圖五是典型的例子，