原文標(biāo)題：X-ray diagnostics of the donor star in ultra-compact X-ray binaries
作者：Filippos Koliopanos and Marat Gilfanov
原文來自：Max-Planck-Institut fur Astrophysik
Posted: 2014. 8. 6
編譯：Melipal 審校：數(shù)星星的貓
超致密X射線雙星是低質(zhì)量X射線雙星中一個小而迷人的子類，其中的輸質(zhì)星是一顆白矮星，也就是中等質(zhì)量普通恒星的殘骸。為了了解這類系統(tǒng)的形成與演化，極其重要的問題是辨認(rèn)出輸質(zhì)星的本性（它可以由氦元素或碳和氧元素組成）。馬普天體物理所的科學(xué)家最近提出了一種原則上的新方法來通過X射線分光手段回答這一問題，還使用XMM-牛頓望遠(yuǎn)鏡的觀測對其進(jìn)行了檢驗。
低質(zhì)量X射線雙星（LMXB）是由兩顆恒星組成的系統(tǒng)，其中一個是相對論性系統(tǒng)（中子星或者黑洞），另一個是普通的低質(zhì)量恒星，如太陽（參見圖1）。如果兩顆恒星之間的間隔與普通恒星的尺度相當(dāng)（也就是相對論性伴星尺度的數(shù)萬到數(shù)百萬倍），它可能會溢出洛希瓣，在瓣內(nèi)物質(zhì)的動力學(xué)是由恒星的引力作用支配的。因此這顆恒星會在伴星引力的影響下開始損失其外層包層。物質(zhì)主要是通過所謂的內(nèi)拉格朗日點損失掉的，這里位于兩顆恒星的連線上，引力與離心力彼此平衡。來自輸質(zhì)星的物質(zhì)將流過這一點，并落入相對論性伴星的引力勢井中，引發(fā)吸積的過程。由于下落物質(zhì)角動量較大，它們會在相對論星周圍形成吸積盤（參見圖1）。黑洞和中子星周圍吸積盤的經(jīng)典理論是由尼古萊·沙庫拉（Nikolai Shakura）與拉希德·蘇尼亞耶夫（Rashid Sunyaev）在1972年開發(fā)的。由于相對論星尺度很小（中子星的直徑大約是15千米），吸積期間釋放的引力能占據(jù)了吸積物質(zhì)靜止質(zhì)能的很大一部分（典型值是大約5%到20%）。這使得這些系統(tǒng)成為了非常明亮的X射線輻射源。
低質(zhì)量X射線雙星有一個小而迷人的子類，名為超致密X射線雙星（UCXB），這類雙星的輸質(zhì)星是一顆白矮星，也就是中等質(zhì)量普通恒星的殘骸。這樣的系統(tǒng)極為致密，并因此得名，其軌道周期短于40分鐘，最短的達(dá)到了11分鐘。
這類系統(tǒng)一個有趣的特征是，其輸質(zhì)星的化學(xué)組分與“普通”低質(zhì)量X射線雙星的輸質(zhì)星相差很大。普通的LMXB的化學(xué)組分與太陽相近，也就是說，主要由氫和氦元素組成，還有少量的金屬混合物。UCXB的輸質(zhì)星完全耗盡了氫元素。它們可以由氫元素核燃燒的余燼組成（主要是氦與氮），也可以是氦（主要是碳和氧）或碳（主要是氧和氖）的余燼。
取決于UCXB特定的演化路徑，它們的輸質(zhì)星可以存在很大差異，從非簡并的氦星到白矮星都有。為了了解UCXB的形成與控制演化的過程，關(guān)鍵要將這些可能性區(qū)分開來。到目前為止，這一工作都是利用光學(xué)手段進(jìn)行的，取得的成功不盡相同。
MPA的科學(xué)家最近提出了一種新的手段，來通過X射線分光鑒別UCXB輸質(zhì)星的本質(zhì)，并對其進(jìn)行了測試。
這一方法使用了所謂的X射線反射現(xiàn)象。在靠近致密天體處形成的部分輻射照亮了吸積盤以及輸質(zhì)星的表面（參見圖2），并被這些物質(zhì)再度處理。按高能天體物理的術(shù)語說，這種再處理過的成分名叫“反射成分”。圖三展示了此類光譜的一個例子。
圖2：低質(zhì)量X射線雙星在所謂的“硬態(tài)”期間最內(nèi)區(qū)（約合1000引力半徑）的示意圖。吸積流的最內(nèi)側(cè)充斥著熾熱稀薄的光學(xué)薄等離子體。等離子體云中低能輻射的康普頓化是此狀態(tài)下光譜形成的主要機(jī)制。部分這樣的輻射照亮了吸積盤和輸質(zhì)星的表面。它被吸積盤以及輸質(zhì)星物質(zhì)再處理，形成了圖3中的所謂的“反射成分”。（圖片版權(quán)：Gilfanov M., 2010, in Belloni T., ed., Lecture Notes in Physics, Vol. 794, The Jet Paradigm. Springer-Verlag, Berlin, p. 17）
在由吸積盤電子康普頓散射形成的連續(xù)譜上方，反射成分還含有多條特征譜線。這些譜線（發(fā)射線）是由于吸積物質(zhì)中存在不同元素導(dǎo)致的。它們是由熒光效應(yīng)產(chǎn)生的，有著已知的能量，各譜線對于每種元素來說都是獨(dú)有的。它們的形態(tài)以及相對強(qiáng)度攜帶的信息可以告訴我們吸積流的形狀以及吸積物質(zhì)的化學(xué)成分。
反射成分被初級輻射高度稀釋了，因此大多數(shù)元素的熒光線強(qiáng)度非常弱，難以探測，只有鐵元素的熒光線（對于中性鐵來說是6.4 keV）是例外。由于較高的熒光增益以及較高的鐵元素豐度，這是在其他各處相對平滑的連續(xù)譜上最為明亮的光譜特征了。所有普通的LMXB的X射線光譜都有著輕易可見的鐵線。
雖然自從20世紀(jì)70年代起，人們就徹底研究過吸積盤對X射線的再處理以及鐵線的形態(tài)與強(qiáng)度，先前的所有工作都還是集中討論與太陽元素豐度接近的吸積盤，只有少數(shù)幾篇論文考慮了不大的元素豐度變化。MPA的科學(xué)家現(xiàn)在邁出了為豐度反常的貧氫物質(zhì)X射線反射建模的第一步，這樣的物質(zhì)正是符合對超致密X射線雙星吸積盤的預(yù)期的。使用蒙特卡洛方法開發(fā)的模型是第一次對富含碳/氧、氧/氖/鎂或氦元素的盤面反射譜的模擬。
圖3：太陽豐度吸積盤反射成分的光譜。疊加在電子康普頓散射產(chǎn)生的反射連續(xù)譜之上的是不同元素的吸收邊緣以及熒光線。圖中還展示了致密天體附近熾熱等離子體云產(chǎn)生的康普頓化連續(xù)譜（參見圖2）。地球附近的觀測者看到的是兩個成分的總和。
MPA的科學(xué)家使用這些模擬得出了一個看似矛盾的結(jié)論：在富含碳/氧元素的貧氫物質(zhì)中，最容易觀測的效應(yīng)并不是預(yù)期的碳或氧強(qiáng)熒光線，而是鐵元素?zé)晒饩€幾乎消失了！這是由含量更高的碳氧元素對鐵的屏蔽導(dǎo)致的。
在太陽豐度的中性物質(zhì)中，能量高于7.1 keV（鐵元素K殼層電子光致電離的下限，也就是所謂的K邊界）的光子最可能經(jīng)歷的過程是由于原子的光致電離效應(yīng)被鐵原子吸收。大約1/3的鐵原子在光致電離之后，會發(fā)出一個6.4 keV的熒光光子。結(jié)果是，在此下限之上的大多數(shù)光子會被鐵吸收，進(jìn)而為熒光線作出貢獻(xiàn)。
不過在碳/氧（或氧/氖）白矮星的情況下，過多的氧元素讓自身成為了最主要的吸收媒介，哪怕是在自己的K邊界之上很高的能段上，這樣留給鐵元素?zé)晒饩€的光子就很少了。雖然過程中氧元素產(chǎn)生的熒光線得到了增強(qiáng)，但還是被原始連續(xù)譜大大稀釋了，難以探測。更易于觀測的效應(yīng)是鐵線的顯著減弱，甚至是完全的消失。
另一方面，氦元素由于電荷較少，在鐵元素K邊界附近吸收截面相應(yīng)較小，無法屏蔽鐵元素。因此在富含氦的輸質(zhì)星中，反射過程會“照常”，鐵線有著正常的強(qiáng)度。
這就帶來了激動人心的可能性，可以通過X射線分光來區(qū)分富含氦或氧元素的輸質(zhì)星。MPA的科學(xué)家使用廣泛的蒙特卡洛模擬校正了這一方法，研究了其光度的相關(guān)性，并提出了對此圖景的觀測檢驗。他們使用來自XMM-牛頓望遠(yuǎn)鏡的數(shù)據(jù)，通過對輸質(zhì)星成分已知的UCXB系統(tǒng)的觀測來證實理論計算的結(jié)果。更進(jìn)一步，他們還給出了對數(shù)對超致密X雙星輸質(zhì)星的試探性判斷，這些恒星的本質(zhì)到目前為止還是未知的。
（全文完）
