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2008-1-18

微类星体:双星与喷流诸事

归档于: 天文空间科学, 知识理论 @ 7:59 pm

所谓微类星体(Microquasar),实际是X射线双星的一个子类,如果用活动星系核做类比,它属于“radio-loud”的那一种,拥有射电明亮的相对论性喷流,这也正是“微类星体”这一名词的来源。实际上很多理论工作者都将微类星体看作是类星体在恒星尺度上的缩小版。最近做X射线双星课程的读书报告,索性把上交的东西重新翻译整理,放在这里好了。

先简单说说X射线双星,再讲微类星体。X射线双星的组成是致密天体(黑洞或中子星)加普通恒星伴星,致密天体从伴星吸积物质的过程导致了X射线辐射。按伴星质量,X射线双星可以分为大质量(8倍太阳质量以上)与小质量两类,物质转移机制有所不同,后者基本是吸积流通过内拉格朗日点流向致密星,前者星风的作用不可小觑。当下已知的河内X射线双星有300个左右,靠近银盘分布。

 

发现简史与简介

第一个确认的微类星体是著名的SS433,它是位于超新星遗迹G39.7-2.0中心的致密源。自发现以来十余年间,它一度是已知的唯一一个微类星体。不过“微类星体”这一名词直到1E 1740.7.2942发现后才广为流传。从外形上看,1E 1740.7.2942有着延展的射电喷流,与星系尺度的类星体相似,故名。当下已知的微类星体数量较少,还不到20个。

但微类星体与类星体不仅仅是神似。它们还有着如下的共同特征:

- 致密源(对于类星体是特大质量黑洞,对于微类星体是中子星或恒星级黑洞);
- 致密源周围的吸积盘;
- 高度方向性的相对论性喷流

二者的图景比较如下:

图片来源:Mirabel & Rodriguez (1998)

与普通的X射线双星一样,微类星体也可按伴星分为大质量与小质量两类。微类星体的吸积过程亦同其他双星,本质的区别就在于是否存在相对论性的喷流。

 

观测特性

微类星体的得名缘于其在射电波段的特征,但它们可以在相当宽的波长范围内发出辐射,从射电一直延伸到高能伽玛射线,因此相关的研究就少不了大规模的多波段观测。很多微类星体都是对X射线源进行其他波段交叉认证来确认的。在微类星体数量较少的情况下,对单个源的详细观测就更显重要,因为这是揭示物理本质最可靠的途径。

射电观测

GRS 1915+1053微类星体的射电辐射产生于喷流电子的同步辐射。射电谱一般形状较平,支持持续注入的观点。与X射线数据比较可知,微类星体喷流出现时,对应的X射线双星多处于低(光度)/硬(能谱)状态,根据当下的理论,此时对应致密星周围的吸积盘是几何厚的。这是研究物理机制的一条关键线索。

近年来,由于VLBI技术乃至空间VLBI技术的发展,分辨率大为提高,微类星体的观测研究也跟着上了一个台阶。VLBI解决的一个关键问题是喷流具体速度的确定,原理并不复杂,在一段时间间隔内测量源区移动距离即可,只是要求的精度很高。

由此发现的一大副产品是河内的视超光速源。关于的原理,本站先前已有文章解释,在此不赘述。第一个有视超光速现象的微类星体是GRS 1915+1053(右图,图片来源:Mirabel & Rodriguez 1994),随后又有GRO J1655-40、XTE J1748-288等源陆续发现。它们多为小质量微类星体,射电波段显示明显的瞬变现象,而其中的致密星吸积率较高,接近爱丁顿极限。例外也有一个,是V4641 Sgr,属于射电瞬变的大质量微类星体。

另一大副产品是微类星体喷流的进动。由于观测者测出的喷流速度只是投影速度,如果喷流发生进动,其与观测者的视线方向夹角会发生变化,两侧喷流的强度也随之改变。这一工作要求的也是高分辨率,如Taylor et al. 2000中给出的SS433喷流进动数据就是动用了VLBI网与空间卫星HALCA才得出的。

SS433

VLBI与HALCA联测得出的微类星体SS433图象。(图片来源:Taylor et al. 2000)

对微类星体的另一项重要观测是长期监测,如RATAN-600望远镜、野边山天文台等都曾进行过这类计划。由此可以得出的信息除却前述的喷流进动,还有双星轨道周期、相位等。

可见光对应天体

与普通双星一样,可见光观测可以提供的信息是微类星体的质量函数、伴星光谱型与轨道信息。与普通X射线双星相比,微类星体的伴星并无特殊之处,大小质量皆有,大质量星可以是OB型早型星,也可以是Be星。

关于高能辐射

除却普通X射线双星的特性,对于微类星体来说,另一点值得一提的是X射线与射电辐射的相关性。不妨引用RATAN-600射电望远镜的监测结果,相当多的射电光变有X射线对应现象。与吸积盘活动导致的随机光变不同的是,与射电闪相联系的X射线光变有快速上升与指数下降的特性,且期间常伴随有谱的演化。这一现象通常用准周期性振荡来解释。

2005年9月至2006年3月间GRS 1915+105的射电(下)与X射线(上)光变曲线比较。(图片来源:Trushkin et al. 2006)

之后是伽玛射线能段。由于类星体往往有着高能辐射,微类星体的高能辐射似乎是个合理的推广。NASA的康普顿伽玛射线天文台在此方面做过不少工作。其中一项成果是LS I +61°.303的高能对应天体,另外则是EGRET巡天星表中的3EG J1824.1514,后者据信与LS 5039成协。即将发射的GLAST对微类星体观测的探讨正是出自这些结果。

至于特高能伽玛射线部分,地面的切伦科夫望远镜也有结果发表。如MAGIC在2005年至2006年间对LS I +61°.303观测了50余个小时,发现了此一能段的辐射流量超出,并探测到了光变现象。

LS I +61°.303

LS I +61°.303能量在400GeV以上的伽玛射线辐射。左:15.5小时观测;右:10.7小时观测。两图观测模式不尽相同。(图片来源:Sidro 2006)

 

理论图景

图片来源:Fender & Maccarone (2004)

当下关于微类星体的理论是X射线双星加类星体的集合,组成无外乎致密天体、吸积盘、伴星物质流外加喷流。吸积释能的过程与X射线双星十分类似,针对大小质量伴星过程亦是有所不同,分别要考虑星风环境下的Bondi-Hoyle吸积与内拉格朗日点过程。

对于轨道偏心率比较大的大质量微类星体,还有Marti & Paredes (1995)提出的双峰模型。两个吸积峰分别对应致密星轨道的近星点(星周介质密度较大)和速度减小与密度降低相抵消的区域。LS I +61°.303是该模型应用的典型例子。

高能辐射部分,模型包括重子主导与轻子主导(似乎与伽玛暴情况类似……),前者涉及喷流与星风或星际介质的强子作用,后者是同步自康普顿过程。这两类模型对高能辐射谱形有不同的预言,重子主导更是有中微子流产生,NEMO等计划中的大型中微子探测器针对于此有专门探讨。

喷流的产生是另一个关键问题,不过由于对垂直于吸积盘方向强磁场的环境了解甚少,现有工作主要集中于弱场近似。模拟工作给出的结果是,起先等离子体的气压远大于磁压,故磁力线随着盘的较差自转发生扭曲。扭曲到某种程度后,不断增加的磁压就会超过气压,物质沿扭曲磁力线上浮。与观测一致的是,模拟表明,这一情况在吸积盘足够厚,不能再用薄盘近似,而要使用ADAF盘模型的时候才会发生。

微类星体喷流形成的模拟。(图片来源:Meier, Koide & Uchida 2001)

理论工作的难点在于微类星体数量过少,不足以形成完善的统计样本,因此留下了不少细节疑难,如喷流和介质的作用,还有关乎吸积盘本身的问题,这些都有待日后回答。当然还有探测较少的高能辐射,相关的研究者也在翘首期盼着GLAST尽早升空。

 

那么就不多讲了,等待明天的到来吧。

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