01 來自“看不見”的宇宙的信使
1895年德國物理學(xué)家威爾海姆·倫琴(Wilhelm Röntgen)發(fā)現(xiàn)了以他名字命名的射線，也就是我們熟知的X射線。1901年首個諾貝爾物理學(xué)獎授予了倫琴，以表彰他的貢獻。隨后幾十年的實驗和理論研究，尤其是量子力學(xué)的研究，證實了X射線是一種電磁波或電磁輻射。典型的X射線波長是可見光的萬分之一到百分之一量級。電磁輻射是人類觀測和研究宇宙所依賴的主要信使。自古以來這一信使只有可見光，直到最近一百年，人類才開始逐漸打開其他波段窗口，包括紅外、紫外和射電波段。而X射線窗口則經(jīng)過了更加漫長的等待。這是由于地球大氣的阻擋作用，使外太空的X射線無法到達地面(圖1)，當(dāng)然這對地球生命和人類來說無疑是件幸事。為了接收宇宙的X射線信號，需要將探測器放到幾十千米以上的高空大氣層，最好是太空的環(huán)地球軌道。因此，X射線天文學(xué)的誕生和發(fā)展必然是在人類有能力征服太空之后才得以實現(xiàn)。也正是基于這一原因，X射線天文學(xué)一直是空間科學(xué)的一個重要領(lǐng)域。
與射電天文學(xué)類似，X射線天文學(xué)的起步也是源于二戰(zhàn)中發(fā)展起來的軍事技術(shù)。20世紀(jì)40年代末，美國海軍實驗室利用俘獲的德國V2火箭搭載的蓋革計數(shù)器，探測到了來自太陽的X射線輻射。1962年，美國科學(xué)與工程公司的里卡多·賈科尼(Riccardo Giacconi)帶領(lǐng)的團隊利用改進后的探空火箭和蓋革計數(shù)器，首次發(fā)現(xiàn)了太陽系之外的宇宙X射線源，即位于天蝎座(Scorpius)的Sco X-1(圖2)[1，2]。隨后多個團隊競相開展火箭和氣球?qū)嶒?，探測到了更多的X射線源。然而，早期對這些源的精確定位和光學(xué)對應(yīng)體證認(rèn)十分困難。這些奇特的X射線源的本質(zhì)困擾了天文學(xué)家相當(dāng)長的時間。后來的研究證實，它們主要是銀河系內(nèi)的X射線雙星、超新星遺跡，以及銀河系外明亮的活動星系核和星系團，等等。由于開啟了X射線這一探索“看不見”的宇宙的新窗口，賈科尼獲得了2002年諾貝爾物理學(xué)獎。
天體的X射線輻射產(chǎn)生于具有極端物理條件(極高溫，極強引力場、磁場和激波等)的區(qū)域和過程。這些天體和區(qū)域往往是在可見光及其他電磁波段所無法看到的(圖3)。發(fā)出X射線的天體從太陽和太陽系行星、恒星和恒星形成區(qū)、致密天體、超新星遺跡、星系和活動星系核、星系群和星系團，到超新星和伽馬暴等高能暫現(xiàn)和爆發(fā)天體等等，涵蓋了宇宙中大部分類型的天體[3，4]。隨著SRG/eROSITA衛(wèi)星的全天巡天的開展，目前已發(fā)現(xiàn)超過一百萬個X射線源，預(yù)期不久將超過幾百萬個。X射線已成為人類賴以認(rèn)知宇宙不可或缺的信使。
02 天體的X射線輻射和探測
2.1 天體X射線輻射的產(chǎn)生
與可見光相比，X射線表現(xiàn)出更為顯著的粒子性，輻射的基本量子單元稱為光子。X射線光子能量為0.1—200 keV(1 keV=1.6×10-9 erg)，為可見光的成百上萬倍。如此高能量的光子是由能量更高的電子在速度發(fā)生改變的過程中產(chǎn)生的。產(chǎn)生X射線連續(xù)譜的微觀輻射過程主要包括：高能電子與其他荷電粒子相互作用產(chǎn)生的韌致輻射，電子在磁場中運動產(chǎn)生的同步加速輻射，電子與低能光子碰撞產(chǎn)生的逆康普頓散射[5，6]。對于原子序數(shù)較高的原子/離子(O、Si、Fe等)，某些電子殼層之間的能級差ΔE落入X射線光子能量范圍，由熒光過程或復(fù)合過程導(dǎo)致的電子在殼層之間的躍遷會產(chǎn)生特征線輻射，最為常見的如鐵的6.4 keV Kα發(fā)射線。
按照電子能譜分布特征，X射線輻射通常分為熱和非熱兩個大類。前者包括處于局域熱力學(xué)平衡態(tài)的稀薄高溫等離子體產(chǎn)生的熱韌致輻射或?qū)Φ湍芄庾拥哪婵灯疹D散射，以及光學(xué)厚輻射區(qū)產(chǎn)生的黑體輻射。輻射能譜在光子能量E~kT(k = 1.38×10-16 erg?K-1為玻爾茲曼常數(shù))以上呈指數(shù)衰減式的截斷。當(dāng)電子溫度或黑體有效溫度足夠高(T > 106 K)，輻射的峰值將落在X射線能段。而遠離熱平衡態(tài)的電子能譜分布產(chǎn)生的X射線稱為非熱輻射。絕大部分非熱X射線源的能譜呈現(xiàn)出冪率譜，這是由于電子能量分布是冪律譜所導(dǎo)致的(注：某些熱輻射在遠離截斷頻率且范圍有限的能段里也會近似為冪率譜)。有些天體發(fā)出能量很高的硬X射線甚至伽馬射線，表明存在相對論性的高能電子(洛倫茲因子γ ?1)。
由于X射線光子能量高，電子的輻射冷卻時標(biāo)很短。因此，在持續(xù)輻射的X射線源中，必須存在某種能量注入以加速/加熱電子，如電磁場和激波。所以說，X射線揭示了宇宙中溫度極高的天體和物質(zhì)的存在，或者是大量能量急劇釋放的機制，這些往往都是由某些極端條件下的物理過程引起的。
X射線光子與物質(zhì)會產(chǎn)生相互作用。在光子能量 E < 60 keV 時，光電效應(yīng)占主導(dǎo)地位。由于銀河系充滿了星際介質(zhì)，來自天體的幾個keV以下的低能光子會被部分或完全吸收。吸收強度取決于光傳播路徑上的氣體柱密度，在低銀緯方向吸收最為嚴(yán)重。在約60 keV以上，光與物質(zhì)的作用則被電子的康普頓散射主導(dǎo)。正是這些效應(yīng)使得宇宙X射線輻射不能穿透地球大氣層(1 keV的X射線在空氣中的傳播距離不到1 cm)。此外，天體X射線在傳播路徑上還會受星際塵埃顆粒的散射，形成暈狀結(jié)構(gòu)。
2.2 探測技術(shù)和手段
與大多數(shù)天文探測不同，X射線的探測一般是以單光子進行的，可以記錄每個光子的到達時間、能量、在探測器上的位置。經(jīng)過數(shù)據(jù)處理可以同時獲得源的流強及其光變、能譜和方位(二維圖像)，也可以通過測量光電子的徑跡得到光子的偏振方向。探測技術(shù)包括X射線光學(xué)系統(tǒng)(望遠鏡)和探測器[7，8]。
X射線不能像可見光和無線電波那樣被反射。早期的X射線觀測只能通過在探測器前面加準(zhǔn)直器，用以限制視場，避免其他方向的源的干擾。還可以通過準(zhǔn)直器掃描天空或轉(zhuǎn)動視場，獲得計數(shù)率隨時間變化的調(diào)制信號，從而實現(xiàn)源的粗略定位(如慧眼-HXMT)。對同時需要大視場和點源定位的觀測，可采用小孔成像(如MAXI)，或更多地采用編碼板(隨機分布的很多孔徑，如Swift/BAT)，加上大面陣的二維位置靈敏探測器。隨著1978年X射線聚焦成像技術(shù)在愛因斯坦天文臺上的成功應(yīng)用，X射線天文學(xué)才進入了真正意義上的望遠鏡觀測時代。對于幾十keV以下的X射線，可以通過連續(xù)兩次在光滑曲面上的掠射反射，實現(xiàn)聚焦成像。通常采用的光學(xué)系統(tǒng)是旋轉(zhuǎn)拋物面加旋轉(zhuǎn)雙曲面(Wolter-I型望遠鏡)，并使用多層嵌套的共焦鏡面以增大光子接收有效面積(圖4)。90年代以后的X射線望遠鏡大部分采用了該技術(shù)。由于此類望遠鏡視場不超過1°—2°，不能用來開展大視場觀測。近年來出現(xiàn)的龍蝦眼微孔(MPO)聚焦成像技術(shù)可以實現(xiàn)大視場的X射線掠入射聚焦成像。
X射線探測器正是利用了光子與物質(zhì)相互作用的原理。X射線光子在介質(zhì)中通過電離或散射，將能量傳給所產(chǎn)生的光電子或康普頓電子。獲得動能的電子在探測器介質(zhì)中與其他原子碰撞，進一步電離或激發(fā)徑跡上的原子，產(chǎn)生更多的電子或激發(fā)態(tài)原子。探測器通過放大并收集所產(chǎn)生的電或可見光信號，實現(xiàn)對入射X光子的記錄[7，8]。常用的X射線探測器有以下幾種主要類型：氣體正比計數(shù)器、晶體閃爍探測器、微通道板(MCP)探測器、CCD和CMOS探測器、碲鋅鎘半導(dǎo)體探測器、高能量分辨率的微量能器、X射線偏振探測器等。在CCD前加透射或反射光柵，還可以獲得點源的高分辨X射線光譜。
2.3 重要的X射線天文衛(wèi)星2.3.1 早期X射線衛(wèi)星
1970年，NASA發(fā)射了首顆X射線天文衛(wèi)星Uhuru，對X射線天空進行全天巡天普查，開啟了X射線觀測宇宙的新紀(jì)元。Uhuru解開了Sco X-1等天體之謎，并發(fā)現(xiàn)了339個X射線源(圖5)，包括位于銀河系外的活動星系核和星系團。之后美國和歐洲相繼開展了后續(xù)空間衛(wèi)星探測，包括Ariel-V(英國)、ANS(荷蘭)、SAS-3、OSO-8和HEAO-1(美國)等，獲得了更多關(guān)于宇宙X射線源的數(shù)據(jù)。早期X射線天文衛(wèi)星多采用準(zhǔn)直器加氣體正比計數(shù)器的技術(shù)。
2.3.2 近代的X射線衛(wèi)星
NASA于1978年發(fā)射的愛因斯坦天文臺是首顆搭載Wolter-I型聚焦X射線望遠鏡的衛(wèi)星，其高空間分辨成像能力和高探測靈敏度引發(fā)了X射線天文觀測的革命。1980—1990年間國際上發(fā)射了幾顆各具特色的準(zhǔn)直型X射線衛(wèi)星，包括歐洲空間局(ESA)的EXOSAT和日本的GINGA。德國1990年發(fā)射的以倫琴命名的ROSAT衛(wèi)星(Röentgen Satellite)，首次利用聚焦望遠鏡完成了深度全天巡天，發(fā)現(xiàn)了十幾萬個X射線源。1993年日本發(fā)射的ASCA衛(wèi)星首次成功使用CCD作為X射線探測器。意大利—荷蘭的BeppoSAX衛(wèi)星采用寬視場監(jiān)視器和窄視場望遠鏡協(xié)同觀測，首次探測到伽馬暴X射線余輝并成功對其精確定位。其他著名的衛(wèi)星還有RXTE(NASA)，Suzaku(JAXA)，以及探測伽馬暴X射線的HETE-2(美國)等。
X射線天文學(xué)的歷程也記載了光榮的失敗。例如微量能器高分辨光譜儀，經(jīng)過幾次努力至今尚未成功(最近的一次是JAXA的Hitomi衛(wèi)星)。
2.3.3 在軌運行的X射線衛(wèi)星
大型空間天文臺Chandra(NASA)(圖6)和XMM-Newton(ESA)均采用Wolter-I型聚焦望遠鏡和CCD探測器，并配有高分辨光柵光譜儀。Chandra具有目前最高的成像空間分辨率和弱源探測靈敏度，而XMM-Newton具有最大的光子接收面積，以獲取高信噪比X射線光譜和光變數(shù)據(jù)。美國的NuSTAR首次實現(xiàn)了在硬X射線(10—79 keV以上)能段的聚焦成像。大視場時域天文監(jiān)測設(shè)備有伽馬暴衛(wèi)星Swift(NASA)和國際空間站上搭載的X射線全天監(jiān)視器MAXI(JAXA)。近年來發(fā)射的有多波段天文衛(wèi)星AstroSAT(印度)，國際空間站搭載的NICER(NASA)，SRG/eROSITA(德國/俄羅斯)，后者將ROSAT全天巡天拓展到更高能段和更高靈敏度。我國首顆X射線天文衛(wèi)星慧眼-HXMT(圖7)于2017年發(fā)射運行?；垩鄄捎脗鹘y(tǒng)的準(zhǔn)直器加探測器，具有X射線能段寬(1—250 keV)和在硬X射線大有效面積的優(yōu)勢。
03 極端宇宙的信使
3.1 致密天體——X射線雙星
1960年代，Sco X-1及其他宇宙X射線源的發(fā)現(xiàn)提出了令人興奮而富有挑戰(zhàn)的難題。為什么一顆在光學(xué)波段極為普通的13等恒星，能發(fā)出幾萬倍于太陽總輻射光度的X射線，且呈現(xiàn)出毫秒級、大幅度的光變?這一問題直到Uhuru衛(wèi)星上天并觀測了另外兩個X射線源Her X-1和Cen X-3之后才有了答案。首先是探測到了幾秒周期的精準(zhǔn)的X射線脈沖信號，因此輻射是由一顆高速旋轉(zhuǎn)的中子星發(fā)出的。此外，光變曲線呈現(xiàn)出周期性的掩食現(xiàn)象，表明中子星處于一個雙星系統(tǒng)中，而且是密近雙星系統(tǒng)，很可能有物質(zhì)交流。中子星是理論預(yù)言的大質(zhì)量恒星塌縮后形成的致密天體，主要由處于簡并態(tài)的中子構(gòu)成[9]，其存在被1967年射電脈沖星的發(fā)現(xiàn)所證實。
中子星極端致密，1個太陽質(zhì)量(M?)的中子星半徑約為10 km。從遠處被吸積到致密天體(質(zhì)量M，半徑R)表面的物質(zhì)將釋放巨大的引力勢能，單位質(zhì)量的釋能率 ΔE = GM/R ≈ 1020 erg·g-1(G為引力常數(shù))。假設(shè)單位時間內(nèi)的物質(zhì)吸積率為
，轉(zhuǎn)換為輻射的光度
(c為光速)，質(zhì)能轉(zhuǎn)換效率為η=GM(Rc2);用典
在接下來幾十年，X射線觀測在銀河系和近鄰星系中發(fā)現(xiàn)了更多具有雙星特性的X射線源。它們由一個致密天體和一個正常的恒星構(gòu)成，稱為X射線雙星。根據(jù)恒星性質(zhì)的不同，X射線雙星分為兩大類，高質(zhì)量X射線雙星(HMXB)和低質(zhì)量X射線雙星(LMXB)。在物理上對應(yīng)于從恒星到致密天體的物質(zhì)轉(zhuǎn)移的兩種完全不同的形式。目前的觀測已經(jīng)發(fā)現(xiàn)約500顆X射線雙星，主要分布在銀河系以及鄰近的大小麥哲倫云星系[10，11]。對有質(zhì)量測量的中子星，質(zhì)量分布在 1—2 M? 之間，大部分在 1.4 M? 附近(本文不涉及致密星為質(zhì)量更小的白矮星的激變變星系統(tǒng))。
一部分X射線雙星中的致密星的質(zhì)量超過中子星的質(zhì)量上限(3 M?左右)，因此只能是黑洞。黑洞視界大小由史瓦西半徑表征(Rsch=2GM/c2);理論上質(zhì)量1 M?的黑洞，Rsch = 3 km。由于黑洞沒有一個真實的物理表面，自身也沒有磁場，導(dǎo)致觀測性質(zhì)與中子星系統(tǒng)有顯著的不同。由于吸積物質(zhì)的一部分能量可以被帶入黑洞而不被輻射出來，其質(zhì)能轉(zhuǎn)換效率具有較大的不確定性，一般認(rèn)為在最內(nèi)穩(wěn)定軌道附近，η~0.1左右(0.06—0.42，對應(yīng)自旋從低到高)。
3.1.1 中子星X射線雙星
高質(zhì)量X射線雙星的伴星為早型(O、B型)的大質(zhì)量恒星(>10 M?)，其強烈的星風(fēng)為致密天體提供了吸積物質(zhì)(典型的如CenX-1)。HMXB的中子星通常具有由強磁場構(gòu)成的磁層，吸積物質(zhì)到達磁層后被迫沿磁力線運動到達磁場極區(qū)，撞擊中子星，加熱極區(qū)附近表面，通過韌致和同步加速機制輻射X射線。由于中子星自轉(zhuǎn)，輻射區(qū)域掃過觀測者，因此觀測到周期性的脈沖輻射[12]。在伴星為Be星的一個HMXB子類中，人們還觀測到間歇性的X射線爆發(fā)。Be星星風(fēng)損失相對O/B超巨星較弱，但會在赤道面附近拋射物質(zhì)形成一個盤;當(dāng)致密天體穿過盤時，會吸積物質(zhì)，產(chǎn)生X射線耀發(fā)[13]。
低質(zhì)量X射線雙星的伴星為經(jīng)過演化的低質(zhì)量恒星(一般小于1 M?)，其物質(zhì)充滿洛希瓣并經(jīng)過內(nèi)拉格朗日點流向致密星(典型的如ScoX-1)。由于吸積物質(zhì)具有角動量，會在致密星周圍形成一個相對較大的吸積盤，盤物質(zhì)通過向外轉(zhuǎn)移角動量而最終落向致密星(圖8)。LMXB一般沒有X射線脈沖，這很可能是由于它們的磁場相對HMXB中子星較弱。有趣的是，在一些LMBX中卻觀測到了另一個表征中子星的特征——X射線暴(X-ray bursters)。X射線暴由ANS衛(wèi)星在1975年首次發(fā)現(xiàn)[14]，暴發(fā)快速上升，持續(xù)幾秒到1000 s，間歇期103—106 s，能量可達到1039—1040 erg。X射線暴的能譜與黑體譜一致，通過測量暴輻射隨時間下降的光度和溫度(峰值約為3×107 K)，可以測出輻射區(qū)的半徑為10—15 km，與中子星半徑吻合。大部分的暴是由于吸積物質(zhì)(H/He)在中子星表面堆積后被壓縮、加熱后發(fā)生的不穩(wěn)定熱核反應(yīng)所產(chǎn)生的。
中子星的狀態(tài)方程(壓強—密度關(guān)系)是一個長期困擾物理學(xué)界的基本問題，涉及中子星內(nèi)部究竟由何種物質(zhì)所組成并處于何種狀態(tài)。通過測量質(zhì)量和半徑，可以限制中子星狀態(tài)方程。LMXB的X射線呈現(xiàn)出毫秒級的短時標(biāo)光變，上世紀(jì)八九十年代發(fā)現(xiàn)其光變具有準(zhǔn)周期震蕩(QPO)現(xiàn)象。其中的千赫茲QPO非常接近緊靠中子星的吸積盤內(nèi)半徑處的開普勒頻率[15，16]。由于盤的內(nèi)邊緣不應(yīng)小于最內(nèi)穩(wěn)定圓軌道半徑rISCO，QPO可以用來限制中子星的質(zhì)量和半徑。近年來，NICER通過測量表面X射線熱斑的轉(zhuǎn)動，精確地測量了中子星的質(zhì)量和半徑，如脈沖星PSR J0030+0451的質(zhì)量為1.4 M?，半徑12.5 km，對中子星狀態(tài)方程提出了新的限制[17]。
觀測上也探測到了孤立的X射線中子星。其輻射由自轉(zhuǎn)動能驅(qū)動，如蟹狀星云中心的脈沖星[18]，或者來自于磁能，即超強磁場的磁陀星[19]。后者由于強磁場中的不穩(wěn)定性過程，會引發(fā)強烈的X射線甚至伽馬射線的爆發(fā)。最近，包括我國慧眼衛(wèi)星在內(nèi)的X射線觀測發(fā)現(xiàn)了一例快速射電暴(FRB)實際上來自銀河系內(nèi)的一顆正在活動的磁星[20]。
3.1.2 黑洞X射線雙星
早在20世紀(jì)60年代，人們就在HMXB天鵝座X-1(Cyg X-1)(圖9)中發(fā)現(xiàn)了黑洞存在的間接證據(jù)[21]。通過光學(xué)光譜觀測其超巨星伴星的軌道運動速度和周期，發(fā)現(xiàn)Cyg X-1的主星質(zhì)量>15 M?，顯著超出了中子星的質(zhì)量上限(3 M?左右)，只能是一個黑洞。此后在LMC X-3和其他雙星系統(tǒng)中也發(fā)現(xiàn)了黑洞存在的證據(jù)。Cyg X-1和LMC X-3都是HMXB，而且是持續(xù)X射線輻射源。1975年，Ariel-V和SAS-3衛(wèi)星探測到了一個極為壯觀的X射線暫現(xiàn)源A0620-00[22]。后續(xù)的觀測發(fā)現(xiàn)這是一個LMXB，主星質(zhì)量約7M?，推測是一個黑洞。此后的大視場X射線監(jiān)視器(如RXTE/ASM和目前在軌運行的MAXI)發(fā)現(xiàn)了更多這類黑洞LMXB暫現(xiàn)源，也稱為X射線新星(X-ray Nova)。它們占據(jù)了已知黑洞X射線雙星的大多數(shù)，大部分時間處于寧靜態(tài)，長達幾年或幾十年。由于某種不穩(wěn)定性，吸積率突然增加而產(chǎn)生X射線耀發(fā)。目前已探測到70多個黑洞X射線雙星候選體，經(jīng)由動力學(xué)質(zhì)量測量確認(rèn)的有20多個[23]。絕大多數(shù)位于銀河系的銀盤上，少數(shù)位于大小麥哲倫云中。X射線雙星中，可靠的(經(jīng)動力學(xué)測量的)黑洞質(zhì)量范圍約為4—21 M?，其中質(zhì)量最大的是Cyg X-1[24]。通常把小于100倍太陽質(zhì)量的黑洞稱為恒星級黑洞。
黑洞是廣義相對論預(yù)言的時空的奇點，其發(fā)現(xiàn)對天體物理和基本物理研究具有重要意義。自此，黑洞不再只是物理學(xué)家和數(shù)學(xué)家純粹的理論演繹，而是可觀測的實際存在。由于X射線輻射往往來自靠近黑洞視界的區(qū)域，因此可以作為探針檢驗各種強場下的相對論效應(yīng)。此后的X射線觀測更多集中在發(fā)現(xiàn)和研究黑洞周圍各種復(fù)雜的現(xiàn)象，同時也促進了黑洞吸積和噴流理論的發(fā)展。
觀測顯示，黑洞X射線雙星的輻射強度和能譜在幾個所謂的光譜態(tài)之間躍變，同時還伴隨著射電輻射的變化[23]。在高軟態(tài)，X射線由來自標(biāo)準(zhǔn)吸積盤的輻射主導(dǎo)，呈現(xiàn)出軟的多溫黑體譜[25]。盤的內(nèi)區(qū)溫度最高為(1—2)×107 K，輻射峰值在幾keV。同時也觀測到較弱的高溫冕的輻射，及其被吸積盤反射的連續(xù)譜和鐵線成分。這是由于當(dāng)吸積率超過百分之幾的愛丁頓吸積率時，標(biāo)準(zhǔn)吸積薄盤穩(wěn)定存在并延伸至黑洞附近的最內(nèi)穩(wěn)定軌道。而當(dāng)吸積率低于該臨界值時，吸積盤內(nèi)區(qū)將被低密度、離子溫度更高(維里溫度約1012 K)的徑移主導(dǎo)吸積流(ADAF)[26]所取代。由于離子—電子庫侖碰撞低效，能量不能有效地傳給電子(溫度約109K)并被輻射出來，大部分引力勢能被帶入黑洞，在觀測上表現(xiàn)為低硬態(tài)[27，28]。熱吸積流中電子的同步自康普頓散射主導(dǎo)了X射線輻射。有趣的是，發(fā)出射電輻射的噴流的產(chǎn)生和性質(zhì)也隨著光譜態(tài)的不同而變化[23]。目前我們對吸積態(tài)(光譜態(tài))的轉(zhuǎn)變是如何發(fā)生的仍然不清楚。一種可能的解釋是熱吸積流與相對較冷的吸積盤相互作用(蒸發(fā)和凝聚效應(yīng))的結(jié)果[29]。某些X射線雙星的X射線也有來自相對論性噴流的貢獻(如微類星體)。
天體物理的黑洞是相對簡單的天體，只需用質(zhì)量和角動量(自旋)兩個參數(shù)描述。自旋會影響黑洞視界的大小及其附近的最內(nèi)穩(wěn)定圓軌道(半徑rISCO，在該軌道之內(nèi)物質(zhì)將很快落入黑洞)。rISCO的大小取決于黑洞的自轉(zhuǎn)角速度[30]。對于不轉(zhuǎn)動的史瓦西黑洞，rISCO=3Rsch;若自旋方向與粒子同向，R<rISCO<3Rsch。因此，可以通過得到rISCO(以Rsch為單位)從而估計黑洞的自旋。觀測上，一般是假設(shè)在高軟態(tài)下吸積盤向內(nèi)延伸到rISCO，即rin=rISCO，并通過測量吸積盤內(nèi)半徑rin來實現(xiàn)。目<span style="font-size: 16px; max-width: 100%; font-family: -apple-system, BlinkMacSystemFont, " helvetica="" neue",="" "pingfang="" sc",="" "hiragino="" sans="" gb",="" "microsoft="" yahei="" ui",="" yahei",="" arial,="" sans-serif;="" padding:="" 0px;="" text-align:="" justify;="" margin:="" letter-spacing:="" box-sizing:="" border-box="" !important;="" overflow-wrap:="" break-word="" !important;"="">前有兩種方法估算rin：一是通過用吸積盤的多溫黑體輻射模型擬合X射線能譜[31]，這是因為盤輻射的最高溫度和光度取決于rin；另一種是擬合吸積盤內(nèi)區(qū)發(fā)出的鐵發(fā)射線輪廓和反射連續(xù)譜，因為它們會被引力紅移和相對論多普勒效應(yīng)所畸變[32](圖10)，其程度取決于rin/Rsch。目前這兩種方法都給出了X射線雙星中黑洞自旋的估值，結(jié)果表明自旋分布在一個彌散較大的范圍。Cyg X-1黑洞轉(zhuǎn)動最快，接近極限自旋[33]。
黑洞X射線雙星同樣存在毫秒級X射線光變。在幾個LMXB光變曲線中檢測到了成對出現(xiàn)的千赫茲QPO，頻率比為3∶2，這可能是由rISCO附近的某種共振機制引發(fā)的。共振頻率與黑洞質(zhì)量成反比[23]。
3.2 超大質(zhì)量黑洞和活動星系核
活動星系核(AGN)是指那些具有強烈電磁輻射或相對論性物質(zhì)噴流的星系核心，輻射波段很寬，有些幾乎覆蓋了整個電磁波譜[34]。極亮的AGN在光學(xué)圖像上具有類似恒星點源的形態(tài)，也稱為類星體(quasar)。20世紀(jì)60年代類星體的發(fā)現(xiàn)，使人們開始意識到AGN的巨大能量是由星系中心的一個大質(zhì)量甚至超大質(zhì)量黑洞(105—1010 M?)驅(qū)動的。黑洞吸積周圍氣體，將其引力能釋放轉(zhuǎn)化為輻射及外流/噴流的動能。在早期非成像的X射線巡天中，只有最近和最亮的AGN被探測到。愛因斯坦天文臺發(fā)現(xiàn)幾乎所有AGN都是強X射線輻射源。AGN的X射線一般都顯示出短時標(biāo)(幾個小時到天量級)的光變。這一觀測性質(zhì)表明X射線輻射區(qū)很小;由事件因果律可以限制其尺度 < c×Δt (Δt 為最短光變時標(biāo)) < 1014 cm 量級，幾倍的日地距離?；谌绱烁叩墓舛群椭旅艿妮椛鋮^(qū)，基本上可以排除其他的AGN起源模型。
強烈和變化的X射線輻射是AGN的主要特征之一，X射線巡天也成為發(fā)現(xiàn)AGN的重要手段。1992年，ROSAT在軟X射線波段的全天巡天發(fā)現(xiàn)了8萬個X射線源，其中一半以上經(jīng)過多波段觀測證認(rèn)發(fā)現(xiàn)都是AGN[35]。近年來Chandra和XMM-Newton也探測到大量AGN。在硬X射線能段，Swift/BAT(14—170 keV)和NuSTAR(3—79 keV)揭示了大量在低能X射線(幾keV以下)被遮蔽的AGN[36]。總體上，無遮蔽軟的AGN對應(yīng)于可以直接看到中心引擎的I型(有寬的光學(xué)發(fā)射線)。遮蔽的AGN對應(yīng)于光學(xué)光譜的II型(無寬發(fā)射線)，即由于觀測視線與AGN塵埃環(huán)法線夾角較大，中心輻射區(qū)被外部塵埃環(huán)所遮擋。從X射線能譜的光電吸收效應(yīng)可以測量塵埃環(huán)的等效氫柱密度為1022—1023 cm-2。因此，X射線觀測對檢驗AGN的統(tǒng)一模型、研究遮蔽塵埃環(huán)性質(zhì)起到了關(guān)鍵的作用(圖11)。
明亮AGN的輻射總光度跨越很寬的量級1042—1048 erg·s-1，而X射線占整個輻射光度的10%—30%。超大質(zhì)量黑洞對應(yīng)的愛丁頓光度 LEdd = 1043—1048 erg·s-1，由此，明亮AGN的黑洞吸積基本上不顯著超出愛丁頓極限，一般在0.01—1倍左右。從X射線雙星發(fā)展來的標(biāo)準(zhǔn)吸積盤理論同樣適用于AGN。但由于吸積盤輻射面積增大，通過輻射損失能量較快，盤內(nèi)區(qū)最高溫度比X射線雙星中低約兩個量級，只有約105 K[25]。因此AGN吸積盤的輻射主要在難以觀測的極紫外、以及紫外和光學(xué)波段。接下來的問題是，AGN強烈的X射線是從何而來的呢?BeppoSAX、CGRO/OSSE等衛(wèi)星搭載的硬X射線探測器觀測到在100—200 keV以上的高能截止，并以熱譜的指數(shù)形式衰減[37]。這將X射線的起源指向黑洞附近存在的高溫的冕(電子溫度約109K)——極高能量的電子通過逆康普頓散射，將吸積盤的光學(xué)光子散射到X射線能區(qū)。
GINGA、ASCA及后來的衛(wèi)星觀測到大部分AGN的X射線能譜還疊加了一個來自吸積盤的反射(吸收加散射效應(yīng))成分，峰值20—30 keV，并具有很寬的、不對稱的6.4—6.7 keV鐵的Kα熒光發(fā)射線。對反射成分和寬鐵線的研究證實了黑洞吸積盤的存在[38]。最新的時變觀測可以測量反射成分與直接輻射之間光變的時延，由此可以定出冕與吸積盤的相對距離。觀測數(shù)據(jù)表明，大部分X射線來自黑洞10倍史瓦西半徑之內(nèi)的區(qū)域，并位于盤面的上方。盡管盤冕的唯象模型可以較好地解釋觀測結(jié)果，但對于盤冕是如何形成和被加熱的這一基本問題，目前尚未有物理上自洽的理論模型。一般認(rèn)為磁重聯(lián)很可能至少部分提供了冕的加熱[39]。最新的理論研究提出對星風(fēng)等熱氣體的吸積可以提供冕輻射需要的能量[40]。
由于輻射區(qū)靠近黑洞，AGN的X射線可以作為強引力場及相對論效應(yīng)的探針，包括光線彎曲、引力紅移和相對論性展寬等效應(yīng)。與黑洞X射線雙星類似，寬的鐵Kα線和反射成分可以用來限制黑洞自旋[41](圖10)。XMM-Newton和NuSTAR衛(wèi)星測量了約20個AGN黑洞的自旋，發(fā)現(xiàn)大部分具有較高或極端自旋[42]。但這一結(jié)論是否具有代表性仍存在爭議。
與X射線雙星相比，X射線光變的QPO現(xiàn)象只在少數(shù)幾個AGN中被觀測到[43]。有意思的是，共振頻率與黑洞質(zhì)量成反比這一關(guān)系可以從恒星級黑洞一直延伸到大質(zhì)量黑洞范圍[44]。這是因為QPO頻率很可能與黑洞視界的線性尺度相關(guān)。類似的，觀測還發(fā)現(xiàn)超大質(zhì)量黑洞X射線光變的特征時標(biāo)也與恒星級黑洞滿足一個統(tǒng)一的關(guān)系[45]。這兩個關(guān)系都可以用來估計黑洞質(zhì)量。
近年來，Chandra和XMM-Newton的高靈敏度觀測發(fā)現(xiàn)很多星系中心存在弱活動的低光度AGN，X射線輻射相對明亮AGN低幾個量級(同等黑洞質(zhì)量)，揭示了其黑洞的物質(zhì)吸積率低了幾個量級。這些星系中心黑洞附近的吸積是由高溫而稀薄的輻射低效吸積流ADAF主導(dǎo)，很可能對應(yīng)于X射線雙星中的低硬態(tài)。由于AGN的態(tài)轉(zhuǎn)變時標(biāo)太長(正比于黑洞質(zhì)量)，難以觀測到態(tài)的轉(zhuǎn)變。近年來發(fā)現(xiàn)了一些可能與AGN態(tài)轉(zhuǎn)變相關(guān)的現(xiàn)象，但尚未有令人信服的觀測證據(jù)。
大約10%—15%的AGN發(fā)出強烈的射電輻射，來自于準(zhǔn)直的、速度接近光速的相對論性噴流及與噴流末端相連的射電瓣。這些與X射線雙星中的噴流相類似，但具有更大的整體洛倫茲因子和噴流功率。射電強AGN的X射線普遍更強、高能光子更多，這是由于來自噴流X射線的貢獻[46]，其輻射產(chǎn)生于噴流中相對論性電子的同步加速輻射或逆康普頓散射(種子光子為來自于噴流或吸積盤/塵埃環(huán)的低能光子)。Chandra的高空間分辨成像可以分辨近鄰AGN噴流上的X射線輻射結(jié)構(gòu)。噴流的形成仍然是難解之謎?？赡艿臋C制有提取黑洞自轉(zhuǎn)能或吸積盤能量兩類模型，并且磁場在噴流準(zhǔn)直和加速中起到了至關(guān)重要的作用[47]。
宇宙中是否普遍存在102—104 M?的中等質(zhì)量黑洞?Chandra和XMM-Newton的觀測在近鄰星系中發(fā)現(xiàn)了一些偏離星系中心的明亮X射線點源，其光度超過典型的X射線雙星，被稱為超亮X射線源(ULX)[48]。大部分的ULX被證實是河外的X射線雙星，噴流的相對論集束效應(yīng)使觀測到的X射線得到增強。但有少量ULX的確很可能包含中等質(zhì)量黑洞。其中一個可靠的候選體是M82星系中偏離核心的源M82 X-1，其X射線QPO頻率和光度支持其黑洞質(zhì)量約為400 M?[49]。近年來通過引力波也探測到了大于100 M?黑洞的存在。更多中等質(zhì)量黑洞的探測將能幫助我們理解種子黑洞，以及黑洞的形成和演化。
3.3 宇宙X射線背景輻射
在1962年，賈科尼等人發(fā)現(xiàn)首個X射線源的同時，也發(fā)現(xiàn)了宇宙中存在彌散的X射線背景(CXB)輻射。在之后幾十年里，CXB的起源一直是一個謎。其X射線能譜在約30 keV處存在一個峰值，直到Chandra和XMM-Newton等衛(wèi)星開展高空間分辨、高靈敏度深場觀測，才開始真正對CXB的組分進行分解。目前，10 keV以下的軟X射線CXB可以幾乎完全被分解為離散的X射線點源，主要包括活動星系核、星系團和普通星系里的X射線雙星等天體[50]。而硬X射線CXB目前只有約30%的流量可以被分解為點源[51]。
04 熾熱宇宙的信使
星系團是宇宙中最大的引力束縛系統(tǒng)。其成員星系數(shù)目從幾十到上萬。典型的星系團尺度為1—10 Mpc(1 pc=3.26光年)。早期的天文光學(xué)觀測發(fā)現(xiàn)成員星系運動的速度彌散很大，達100—1400 km/s，表明星系團內(nèi)維里質(zhì)量比所有成員星系質(zhì)量估計值的總和要大幾十倍。在火箭探測的時代人們就已經(jīng)觀測到來自星系團的X射線。1971年Uhuru衛(wèi)星證認(rèn)了星系團的X射線來自延展的彌散輻射而非點源，由此發(fā)現(xiàn)了星系團中高溫?zé)釟怏w的存在[52]。此后，多顆X射線衛(wèi)星對星系團進行了大量的觀測，特別是Chandra和XMM-Newton獲得了大樣本星系團的X射線成像和光譜數(shù)據(jù)。輻射譜為電子與離子相互作用發(fā)出的熱韌致連續(xù)譜，疊加上多種元素離子的特征發(fā)射線，最顯著的是高價鐵離子在6.7 keV附近的發(fā)射線。這些發(fā)射線表明X射線輻射氣體為重子物質(zhì)，元素豐度為太陽豐度的幾分之一。從連續(xù)譜和發(fā)射線能量測量出的熱氣體溫度高至2—9千萬K。這些團內(nèi)介質(zhì)充滿了整個星系團，且溫度隨半徑變化不大(圖12)。而X射線面亮度及由此計算出的氣體密度從中心向外迅速降低。基于流體靜力學(xué)平衡和團內(nèi)介質(zhì)氣體狀態(tài)方程，可以估算整個星系團的總質(zhì)量以及X射線氣體的質(zhì)量。結(jié)果表明，大的星系團(如Coma、Perseus)總質(zhì)量為1015 M?量級，X射線熱氣體占百分之十幾，而可見的星系和恒星只占百分之幾[53]。因此，星系團是由暗物質(zhì)主導(dǎo)的引力束縛系統(tǒng)。實際上，星系團內(nèi)介質(zhì)的極高溫度，正是對應(yīng)于具有如此巨大質(zhì)量的一個維里化系統(tǒng)的維里溫度(正比于系統(tǒng)的質(zhì)量與尺度之比)。
冷卻流是星系團研究中長期困擾學(xué)界的一個問題;理論預(yù)期，由于強X射線輻射，團中心區(qū)域的氣體將很快冷卻并向中心下沉，密度增加甚至?xí)写罅亢阈切纬?。但觀測上并沒有看到顯著的預(yù)言的現(xiàn)象。近年來的X射線和其他波段觀測表明，星系團中心星系(通常為巨橢圓星系)中心的超大質(zhì)量黑洞的(間歇性)活動會為星系團中心注入能量，維持星系團的中心氣體溫度[54]。
作為宇宙中最大的引力塌縮系統(tǒng)，星系團的形成、演化和質(zhì)量分布函數(shù)留下了宇宙組成、早期密度漲落和大尺度結(jié)構(gòu)形成過程的印記。對遙遠星系團的大樣本X射線觀測結(jié)果可以用來檢驗和限制宇宙學(xué)模型，研究暗物質(zhì)和暗能量[55]。因此，發(fā)現(xiàn)大樣本的遙遠的星系團對宇宙學(xué)研究至關(guān)重要。
恒星爆發(fā)(starburst)形成星系也發(fā)出強的X射線。在大量新近形成的恒星星族中，那些大質(zhì)量恒星快速演化，在晚期拋射出大量氣體物質(zhì)，之后塌縮產(chǎn)生超新星。氣體被大量超新星的巨大外流動能加熱到幾百萬度，并被驅(qū)離至離星系很遠的距離。這些熾熱的氣體輻射出所觀測到的大尺度的彌散軟X射線(圖13)。
在銀河系和近鄰星系中的超新星遺跡也發(fā)出X射線。其X射線性質(zhì)不盡相同，既有來自熱氣體的輻射，也有來自激波的非熱輻射。來自太陽系附近的恒星X射線輻射也被探測到，它們來自恒星高溫冕的輻射;有些恒星活動還會產(chǎn)生大幅度的X射線耀發(fā)[4]。
05 動態(tài)宇宙的信使
X射線的宇宙充滿了各種各樣的變化，甚至劇烈的爆發(fā)。X射線暫現(xiàn)源、天體爆發(fā)和光變的時標(biāo)跨越了很寬的范圍，從秒以下到年、或更長。由于暫現(xiàn)源和天體爆發(fā)不可預(yù)測，對它們的探測需要大瞬時視場的“全天監(jiān)視器”。從X射線天文學(xué)誕生起，X射線時域監(jiān)測一直是一個活躍的領(lǐng)域，迄今已發(fā)射運行的大視場監(jiān)視器包括Ariel-V/ASM，RXTE/ASM，Beppo-SAX/WFC，HETE-2，Swift/BAT，MAXI等。由于涉及的物理過程能量巨大，典型的暫現(xiàn)和劇烈變化天體的輻射峰值通常在高能電磁波段——即X和伽馬射線，如超新星、伽馬暴、X射線雙星和AGN的耀發(fā)、大質(zhì)量黑洞的耀發(fā)等等。以下簡單介紹幾類高能暫現(xiàn)天體。
伽馬暴(GRB)在爆發(fā)峰值時是宇宙中最為明亮的天體。1967年由美國的空間核武器監(jiān)視系列衛(wèi)星Vela偶然發(fā)現(xiàn)。伽馬暴分為長暴和短暴兩大類。短伽馬暴的即時輻射持續(xù)時間從幾分之一秒到2 s，而長伽馬暴可持續(xù)時間從幾秒到幾千秒范圍。伽馬暴的即時爆發(fā)輻射大多延伸至X射線波段。實際上一些伽馬暴監(jiān)視器主要探測能段就是在硬X射線。在即時輻射之后，跟隨著余輝輻射，波段延伸到了能量更低的X射線、光學(xué)、紅外和射電波段，可持續(xù)小時到天的量級。由于伽馬射線和硬X射線探測器對源的定位能力有限，伽馬暴的距離和起源之謎直到1997年才被揭開。BeppoSAX衛(wèi)星的軟X射線望遠鏡通過對余輝的快速捕捉，精確定位了伽馬暴，使得其光學(xué)余輝和寄主星系得以被證認(rèn)[56]。目前在軌運行的Swift衛(wèi)星，通過其搭載的軟X射線望遠鏡XRT及其快速機動能力，證認(rèn)了大樣本伽馬暴的寄主星系并測量了其紅移(距離)。目前已探測到了幾千個伽馬暴，極大地增進了對其本質(zhì)和物理過程的理解。
長暴起源于大質(zhì)量恒星(>25 M?)的中心塌縮，而短暴起源于雙中子星或黑洞—中子星并合。雙中子星并合引力波事件GW170817及與其成協(xié)的短伽馬暴的探測證實了短暴的物理起源[57]，也引發(fā)了對伽馬暴研究的新的熱點。在這些災(zāi)變事件中，新形成的黑洞或大質(zhì)量中子星通過吸積剩余物質(zhì)產(chǎn)生相對論性噴流(洛倫茲因子γ~100)。噴流物質(zhì)相互作用產(chǎn)生激波，引發(fā)伽馬及X射線的即時輻射。之后噴流與星際介質(zhì)的相互作用產(chǎn)生外激波，進一步產(chǎn)生在X射線和更低能波段的余輝輻射。由于高度的相對論集束效應(yīng)，輻射被限制在半張角幾度(θ~1/γ)的輻射錐內(nèi)，輻射時標(biāo)被壓縮，而強度被劇烈放大。經(jīng)過集束效應(yīng)改正的真實輻射能量約為1051 erg[58]。
未來研究的重點將關(guān)注高紅移伽馬暴、特殊伽馬暴、以及與引力波事件成協(xié)的伽馬暴(引力波電磁波對應(yīng)體)。目前Swift衛(wèi)星已經(jīng)探測到7個紅移6以上的伽馬暴，最遠伽馬暴的紅移為8.2。紅移6—20的伽馬暴可以示蹤那些照亮宇宙“黑暗時代”的第一、二代恒星，并作為“燈塔”探索早期宇宙的黎明和再電離時期、第一代星系和早期星際介質(zhì)。
超新星激波暴(shock breakout)是理論上預(yù)言的超新星爆發(fā)最早產(chǎn)生的電磁輻射，持續(xù)時間非常短暫，只有幾秒到1000 s。在恒星內(nèi)核塌縮之后，中心產(chǎn)生高溫激波并向外傳播;當(dāng)激波到達恒星表面，會產(chǎn)生短暫但非常明亮的電磁波輻射，其峰值在軟X射線和紫外波段。而通常在可見光波段的超新星爆發(fā)要在數(shù)天之后才會被觀測到。激波暴觀測可用來驗證超新星爆發(fā)的基本物理模型，估計前身星半徑、星風(fēng)分布和密度等。由于持續(xù)時間短、能譜較軟、相對暗弱，迄今只觀測到幾個候選事例，最典型的是Swift/XRT偶然發(fā)現(xiàn)的SN 2008D[59]。
天文學(xué)家們推測，星系中心普遍存在大質(zhì)量和超大質(zhì)量黑洞，其絕大多數(shù)在絕大部分時間里處于沉寂狀態(tài)。當(dāng)一顆恒星進入到黑洞潮汐半徑以內(nèi)，將被潮汐力撕裂。一部分物質(zhì)將落向黑洞，引起吸積率的突然增加并產(chǎn)生強烈的軟X射線、紫外和光學(xué)耀發(fā)，之后隨時間衰減。這就是黑洞潮汐瓦解恒星事件(TDE)(圖14)，很早就被理論所預(yù)言[60]。對絕大多數(shù)寧靜星系而言，TDE是探索其中心所推測存在黑洞的幾乎唯一的手段。此外，TDE還為研究黑洞吸積物理提供了一個有著吸積率完整演化過程的理想實驗室。目前在X射線波段已經(jīng)探測到20多例，包括具有相對論性噴流的TDE[61，62]。對TDE和沉寂黑洞的進一步研究還有待發(fā)現(xiàn)和觀測更大樣本，尤其是事件發(fā)生早期的數(shù)據(jù)。
中國科學(xué)院正在研制中的愛因斯坦探針(EP)衛(wèi)星將是發(fā)現(xiàn)和研究TDE、X射線超新星、高紅移伽馬暴及其他X射線暫現(xiàn)源的有力設(shè)備[63]。
06 未來展望
國際上，現(xiàn)有的Chandra、XMM-Newton、Swift、MAXI、NuSTAR、AstroSAT、SRG/eROSITA等X射線衛(wèi)星/探測器還將繼續(xù)運行。特別是SRG/eROSITA衛(wèi)星將完成10keV以下能段的深度全天巡天，預(yù)期將發(fā)現(xiàn)兩百萬個活動星系核和超過十萬個星系團。在國內(nèi)，慧眼-HXMT衛(wèi)星和引力波暴電磁對應(yīng)體探測衛(wèi)星(GECAM)將繼續(xù)運行，開展對銀河系內(nèi)X射線源、伽馬暴和其他明亮爆發(fā)源的觀測。這些衛(wèi)星將會繼續(xù)推進我們對X射線宇宙的認(rèn)識。展望未來，X射線天文學(xué)將繼續(xù)聚焦于極端天體、熾熱天體和動態(tài)天體的研究。明年將發(fā)射的JAXA/NASA的XRISM將再次沖擊微量能器的高分辨能譜觀測這一期待已久的目標(biāo)，NASA的IXPE將是首顆致力于X射線偏振探測的衛(wèi)星，歐空局的旗艦型綜合X射線天文臺Athena+，集大口徑、高能譜分辨率等能力于一身。在國內(nèi)，幾年之內(nèi)將發(fā)射中法聯(lián)合伽馬暴衛(wèi)星SVOM，搭載硬X射線成像儀的先進天基太陽天文臺ASO-S，發(fā)現(xiàn)和研究X射線暫現(xiàn)源和變源的愛因斯坦探針(EP)衛(wèi)星，以及中國空間站的伽馬暴偏振探測器POLAR-2。處于立項論證階段的有大型X射線時變和偏振天文臺eXTP、探測宇宙熱重子物質(zhì)的HUBS等。這些設(shè)備的運行觀測，將與理論研究一起，進一步增進我們對極端、熾熱和動態(tài)宇宙的認(rèn)識。
