宇宙中的強力大煙囪——極高光度X射線源

這是由哈勃空間望遠鏡、斯皮策空間望遠鏡和錢德拉X射線天文台三台望遠鏡分別在光學、紅外和X射線（藍色部分）波段拍攝、合成得到的M82。在這個看起來絢爛繽紛的星暴星系中藏著一個中等質量黑洞候選體M82 X-1，向外輻射的極高光度X射線暴露了它的行蹤。圖片來源：NASA/JPL-Caltech/STScI/CXC/UofA/ESA/AURA/JHU

無風的冬日，也許你會注意到遠處的一個大煙囪，噴起一團白白的熱氣，直上藍天。其實在宇宙中，也存在這樣的大煙囪，不過噴的不是水汽和塵埃，而是高能的光子束或相對論性的重子物質。而煙囪下面連接的工廠，則是一些緻密天體，例如黑洞和中子星。這些天體的X射線非常之亮，遠在一億光年外的星系裡，也能被現今的望遠鏡捕捉到。

研究歷史

1978年，當第一個可以成像的X射線望遠鏡——愛因斯坦天文台（HEAO-2）——上天后，人們才開始對太空進行X射線波段的成像。在一些河外星系中，尤其是在恆星形成活躍的旋渦星系中，首次發現了一類X射線極亮的天體，視光度超過了太陽光度的一百萬倍。但它們並不在星系的核心，這說明它們並非是星系中心的超大質量黑洞。由於愛因斯坦天文台的空間解析度有限，且沒有長時間的跟蹤拍攝，所以當時並不清楚這些天體是否是緻密的恆星形成區，抑或是年輕的超新星。

在接下來的十年中，一些「視力」更好的X射線衛星，例如倫琴X射線天文台（ROSAT）、宇宙學和天體物理學高新衛星（ASCA），都重複觀測了鄰近星系，使人們清晰地認識到這些極亮的、但並不在星系中心的X射線源不可能全都是超新星。

20世紀90年代之後，更多的、更靈敏的X射線衛星上天了，例如錢德拉X射線天文台（Chandra）、多鏡面X射線空間望遠鏡（XMM-Newton）、朱雀號（Suzaku）和雨燕γ射線天文台（Swift），它們對這類天體的性質做了更多研究。人們給這類天體取了一個正式的名字：極高光度X射線源（Ultraluminous X-ray source，簡稱ULX），用來指那些不在星系核心，但X射線光度大於1039erg/s的X射線點源。不過，極高光度X射線源只是現象學的分類，天文學家目前對它的物理本質並不清楚。除了已知的一些年輕的超新星能達到1039erg/s外，普遍認為其他極高光度X射線源都和緻密天體（指黑洞、中子星和白矮星）的吸積過程有關。

這裡所說的吸積過程是指宇宙中已知釋放能量最高效的方式，這種效率（釋放能量占天體質能的比例）高達到42%。作為比較，太陽的核聚變效率只有0.7%；在地球上通過化學反應釋能的燃燒，就比如家裡燒的天然氣，也只有吸積效率的一千萬分之一。因此，如此高效的吸積過程，被認為與一些高能事件相關聯。

圖1 這是藝術家繪製的黑洞及其噴流概念示意圖。圖中的黑洞周圍有著豐富的物質，在這些物質流入黑洞的過程中，形成了圓盤狀的吸積盤。圖中還顯示出了非常明顯的高能粒子噴流，往往這樣的黑洞也會伴隨著出現非常強的X射線輻射。圖片來源：NASA/JPL-Caltech

例如一個黑洞（圖1）和一個恆星組成的雙星系統中，黑洞會把伴星的物質吸到自己身邊來，由於被吸積的物質帶有角動量，所以不會直接落向黑洞，而是圍著黑洞打轉形成一個盤狀的結構，這個結構被稱作吸積盤。吸積盤上的物質慢慢地旋進，最終消失在黑洞視界。那麼我們看到黑洞雙星發出的X射線，是從哪裡來的呢？其實黑洞吸積的物質並不是全部都落入了黑洞視界，還有一部分通過相互摩擦轉換成了能量散發出去了。在吸積盤的最內沿，能量最高，發出的是X射線，隨著吸積盤的半徑增大，能量變低，輻射的能量也依次從紫外、光學再到紅外，但能量主要集中在X射線波段。

為什麼極高光度X射線源能引起天文學家的極大興趣呢？

因為它真的非常亮，亮得出奇，其光度已經超過了1個太陽質量的天體在流體靜力平衡時所能達到的最大光度。這個光度也叫愛丁頓光度，在天體的吸積物理中是個很重要的物理概念（詳見超鏈接）。那麼，超過了愛丁頓光度會怎樣？當吸積率超過愛丁頓極限時，向外的輻射壓遠大於自身重力，輻射壓就會推著物質向外流，在吸積盤內邊沿產生垂直於吸積盤的煙囪狀的牆，使吸積來的物質從「煙囪」中以相對論速度噴出。吸積中的緻密天體如同饕餮一般，過多地貪吃了自己能夠承受的食物，最終不得不猛烈地吐出來。

超鏈接：愛丁頓光度 (Eddington luminosity)

愛丁頓光度，也叫愛丁頓極限，是當天體向內的引力和向外的輻射壓平衡（流體靜力平衡）時，所能達到的最大光度。愛丁頓光度和天體的化學成分有關，並且正比於天體的質量。如果天體全是由球對稱的全電離的氫組成，那麼愛丁頓光度為1.3×1038 M erg/s，其中M是天體的質量（單位是1個太陽質量）。

關於物理本質的解釋

對於這一極端的天體物理現象，天文學家十分好奇它們究竟產生於什麼樣的天體系統中。目前主要有以下幾種解釋：

1

恆星質量黑洞

我們在估算極高光度X射線源的視光度時，是假設整個發光球面都和朝向我們的區域一樣亮。但是如果發光源不是一個均勻的發光球，而是像燈塔一樣，只有兩束光，並且在朝向我們時才能被看到。這樣就會高估X射線的整體光度。這種只向某些方向輻射特彆強的現象被稱為集束效應。

因此有研究人員認為極高光度X射線源可能是恆星級黑洞，只是存在集束效應罷了。目前在銀河系中，人們已經發現60個左右的黑洞雙星及候選體，它們是由一個黑洞（10個太陽質量左右的恆星級黑洞）和一個恆星組成的雙星。然而在銀河系中，目前還沒有發現極高光度X射線源，因為大多數X射線雙星都暗於1038erg/s。但銀河系內有一個特殊的源SS 433（圖2），它被證實有兩股相對論性噴流，由於噴流並沒有朝向我們，所以它的X射線光度只有1036erg/s。如果噴流是朝向我們的，X射線光度可超過1039erg/s，那麼顯而易見就是極高光度X射線源了。

圖2 圖中是藝術家繪製的SS 433想像圖，它是一個非常奇特的雙星系統，就身處於我們的銀河系中。圖片來源：維基

根據伴星質量是否大於2個太陽質量，恆星質量黑洞雙星通常可以分為大質量X射線黑洞雙星和小質量X射線黑洞雙星，這裡的大小質量指的是伴星的質量，並不是黑洞的質量。因為相對於黑洞，伴星的質量更容易測出來。

極高光度X射線源可以「生活」在各種各樣的星系中，例如銀河系的鄰居——仙女星系（圖3）。很多在旋渦星系裡發現的極高光度X射線源就被認為是大質量黑洞雙星。而在橢圓星系裡的極高光度X射線源則更有可能是小質量黑洞雙星，因為恆星的質量越小，它的壽命就會越長，而橢圓星系是更年老的星系，所以它的成員星也應該是年老的群體。

圖3 在銀河系近鄰的仙女星系中發現的首個極高光度X射線源，初步研究顯示是一個恆星質量的黑洞正在高速激烈地吞噬周圍的物質。圖片來源：MPE

2

中等質量黑洞

由於愛丁頓光度正比於中心黑洞的質量，如果黑洞質量為太陽的一百至一萬倍，那麼這類中等質量黑洞沒必要超過愛丁頓光度，就可以成為極高光度X射線源。有意思的是，到目前為止，天文學家還沒有發現一個令人心滿意足的中等質量黑洞。

圖4 這個壯觀的、側向的星系就是ESO 243-49，在其之中可能就有一個中等質量黑洞。圓圈標示出來的地方就是有著超高光度X射線源的地方，也就對應著黑洞所在的精確位置。圖中的藍光不僅來自黑洞周圍的熱吸積盤輻射，還有其周圍的一群年輕熱恆星也在做著貢獻。圖片來源：NASA

目前有兩個最好的中等質量黑洞候選體，ESO243-49 HLX-1和M82 X-1。ESO243- 49 HLX-1最亮時可以達到1042erg/s，被稱為超高光度X射線源（Hyper-luminous X-ray source)，在光度上算得上是極高光度X射線源的「大哥」。如果這個光度達到愛丁頓極限，那麼ESO243-49 HLX-1的黑洞質量可達1萬個太陽質量。而光度稍低的M82 X-1，則很可能隱藏著一個400倍太陽質量的黑洞。

圖5 M82星系的全貌，由光學和X射線圖像合成。圖片來源：錢德拉X射線天文台

此外，中等質量黑洞是如何形成的也是一個謎，它對研究星系中心的超大質量黑洞會起到關鍵作用。恆星級黑洞可以通過大質量恆星（幾十個太陽質量）演化到後期坍縮而成。而中等質量黑洞卻很難通過這種方式形成，因為最大質量的恆星可能只有100~300個太陽質量。一種猜測是，在年輕和密集的星團中，大質量的恆星可以通過相互碰撞摩擦，最終落向星團中心並發生合併，形成巨大質量的恆星，最終坍縮成中等質量黑洞。

目前，人們認為一些X射線非常亮的球狀星團中可能存在中等質量黑洞。中等質量黑洞也可能存在於一個星系的暈中，通過其潮汐力撕碎伴星，然後吸積伴星物質變成超級亮X射線源。目前認為，X射線光度大於1041erg/s的天體主要還是由中等質量黑洞組成。當然，這個看法可能會被將來更多的研究證實或證偽。

圖6 M82星系核心區域放大後的X射線圖像，對應圖5中的白色框。X1和X2是M82星系中的兩個極高光度X射線源，X1中包含一個約為400倍太陽質量的黑洞，X2中則是一個快速旋轉的中子星，自轉周期為1.37秒。圖片來源：錢德拉X射線天文台

3

中子星

令人驚訝的是，最近幾年，人們發現了4個極高光度X射線源是中子星雙星系統。理論上中子星的質量不超過3個太陽質量，觀測上的值也在1.35~2.1個太陽質量之間，這意味著其X射線視光度確實超愛丁頓光度了。年輕的中子星通常具有很強的磁場（大於1012高斯），是太陽黑子（太陽上磁場最強的區域）磁場的10億倍以上。離中子星越近，磁場越強，強磁場會緊緊地約束吸積來的等離子體，使其只能沿著磁力線落向中子星表面，在中子星的兩個磁極形成吸積柱。而在離中子星較遠的地方，磁場較弱，可以形成吸積盤。吸積柱會釋放X射線，並且有很強的方向性，從而形成了集束效應，使視光度超過愛丁頓光度。但是吸積柱本生也可能是超愛丁頓光度的，並且同時有集束效應。

這些強磁場的中子星通常自轉很快，1秒左右就能自轉一圈。所以當吸積柱轉向我們時，就能看到很亮的X射線，反之，我們就接收不到X射線，這樣觀測到的X射線就會隨著自轉一明一暗（圖7）。如果在極高光度X射線源中看到周期為秒量級的明暗信號，就告訴我們很可能有中子星存在。這也是天文學家是如何發現那4個中子星極高光度X射線源的。

圖7 中子星吸積伴星的想像圖。左邊體積較小的天體為中子星，藍色細線代表磁力線。由於磁場非常強，被吸積的物質只能沿著磁力線落向兩個磁極，形成吸積柱（淺藍色）和噴流（紫色）。右邊較大的天體是伴星，與中子星互相繞轉，並為中子星提供吸積物質。圖片來源：網路

從誕生到死亡

目前，我們發現的三分之二的極高光度X射線源都在旋渦星系中，通常還和恆星形成區「打成一片」，另外三分之一在橢圓星系中，銀河系一個也沒有。為什麼旋渦星系中的極高光度X射線源會比較多呢？

簡單來解釋，就是旋渦星系較橢圓星系年輕，環境也相對年輕化、有活力，而極高光度X射線源就喜歡待在這種「活力四射」的地方。專業一點的解釋呢，就要從X射線雙星的演化說起。

對於大質量X射線雙星，它的前身星是由兩個具有幾十個太陽質量的恆星組成，其中質量稍大一點的恆星被稱為主星，演化較伴星快，會通過超新星爆炸先形成一個黑洞。如果伴星沒有被超新星爆炸踢出雙星系統的話，黑洞就會吸積伴星的物質。隨著伴星的演化，會形成非常強勁的星風，使吹出的物質包裹著兩顆星。這些厚厚的包層物質會使兩顆星損失角動量，因而靠得越來越近，甚至近到只有幾個太陽半徑的距離，甚至可以相互接觸到對方。如果厚厚的包層能夠被吹散，X射線就釋放出來，如果足夠亮，就會成為極高光度X射線源被我們看到。而此時的雙星系統的年齡也只有幾百萬年左右，相對於太陽50億年的高齡，算是非常年輕了。旋渦星系中的恆星形成區，有很多大質量的恆星在誕生和演化，為極高光度X射線源的形成提供了極佳的場所（圖8）。所以極高光度X射線源和旋渦星系中的恆星形成區成協也不足為怪。

圖8 風車星系（M101）中的極高光度X射線源M101 ULX-1，很可能是個黑洞雙星系統，由一個20~30倍太陽質量的黑洞和一個大質量的沃爾夫拉葉星組成。圖片來源：劉繼峰

對於小質量X射線雙星，伴星的初始質量小於8~10個太陽質量，演化過程緩慢，會在主序階段像太陽一樣待上近百億年。並且演化過程中沒有強勁的星風，想要使緻密主星吸積足夠的物質，就需要伴星演化到紅巨星階段，通過膨脹使足夠多的物質溢出洛希瓣，流向主星並被吸積，再轉化成X射釋放出來。此時若成為極高光度X射線源，其年齡已有幾十億年，更可能出現在年老的橢圓星系裡。通常，小質量X射線雙星並不能穩定地吸積伴星物質，大多數的時間其實都處在蓄勢待發的寧靜態，偶爾才會有一個爆發被我們探測到。由於小質量X射線雙星的「上鏡率」比較低，因此我們看到的數目也就較少。

想要了解伴星的類型並不是件容易的事，因為這些極高光度X射線源離我們非常遠，而伴星微弱的光學輻射很難被看到，因此很難判定類型，只能根據其他性質做出推測。目前還沒有任何一個極高光度X射線源，能明確得知其伴星的性質。但我們已經有少量優質的候選體，例如圓規座星系中的CG X-1，很可能是一個恆星級黑洞和一個沃爾夫-拉葉星組成的密近雙星。人們也在橢圓星系的球狀星團中發現了不少極高光度X射線源，對此，有天文學家提出新奇的解釋：有可能是一個黑洞正在吸積一個靠得十分近的白矮星。這些相距很近的雙星，可以進一步演化成雙緻密天體，在幾千萬年到上億年的時間裡慢慢靠近，最終合併成一個大黑洞，成為引力波事件被引力波探測器探測到。

等你來探索

關於極高光度X射線源，我們了解的僅僅是冰山一角，還有很多有意思的問題等待著我們去研究。例如極高光度X射線源的物理本質以及超愛丁頓吸積的機制等。對中等質量黑洞的存在也是基於合理推測，沒有直接觀測證據。此外，X射線雙星的演化理論目前還相當不完善，存在很多細節問題。因此，極高光度X射線源是一個非常吸引人且富有挑戰性的研究課題，希望隨著更多地面和空間望遠鏡的建成，我們能夠了解這個宇宙中的強力大煙囪——極高光度X射線源——的來龍去脈。

責任編輯 馮翀

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