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| − | 发射X射线的子星的性质﹐可以通过X射线的脉动周期和估计质量来推测﹐大多数学者都认 | + | '''X射线双星'''是一类发出[[明亮]][[X射线]]辐射的双星，[[双星系统]]中有一颗为致密星<ref>[http://www.doc88.com/p-2347737971813.html 致密星]，道客巴巴，2015-06-19</ref>，通常为中子星或[[黑洞]]。它们的典型光度在1036-1038尔格/秒之间，比太阳全波段的光度高3到5个数量级。X射线双星在靠近银心和银盘的方向分布比较集中，在球状星团中也有分布。 |
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| + | 发射X射线的子星的性质﹐可以通过X射线的脉动周期和估计质量来推测﹐大多数学者都认 为X 射线子星是[[ 中子星]] 或黑洞一类的致密星。根据卫星的观测结果和一系列的证认工作﹐已经确认为双星 的X 射线源有﹕小麦哲伦云X-1﹑[[ 天鹅 座]]X-1﹑半人马座X-3﹑4U0900-40﹑4U1700-37﹑[[ 武仙 座]]X-1﹑天蝎座X-1﹑天鹅座X-3和[[ 圆规 座]]X-1等。其中最引人注目的是武仙座X-1和天鹅座X-1。 | ||
==发现== | ==发现== | ||
| − | 1960年代，人们利用火箭和气球确定了大约30个X射线源。1964年萨佩特和泽尔多维奇等人提出银河系X射线源是双星系统中的中子星或者黑洞的吸积过程产生的。最早证认的X射线双星是半人马座X-3和武仙座X-1。20世纪70年代，乌呼鲁卫星观测到了它们具有X射线脉冲，周期分别为4.84秒和1.24秒，并且经历数天的周期性变化。X射线脉冲星发现后，提出了密近双星的模型解释这种现象，脉冲的周期性变化是由于双星相互掩食而产生的。这种说法已经得到广泛承认。 | + | 1960年代，人们利用火箭和[[ 气球]] 确定了大约30个X射线源。1964年萨佩特和泽尔多维奇等人提出银河系X射线源是双星系统中的中子星或者黑洞的吸积过程产生的。最早证认的X射线双星是半人马座X-3和武仙座X-1。20世纪70年代，乌呼鲁卫星观测到了它们具有X射线脉冲，周期分别为4.84秒和1.24秒，并且经历数天的周期性变化。X射线脉冲星<ref>[http://www.360doc.com/content/18/1123/15/59470302_796739993.shtml 三、X射线脉冲星]，个人图书馆，2018-11-23</ref> 发现后，提出了密近双星的模型解释这种现象，脉冲的周期性变化是由于双星相互掩食而产生的。这种说法已经得到广泛承认。 |
| − | 截至2006年，人们已经在银河系内发现了超过300个X射线双星。钱德拉X射线天文台还在河外星系中发现了X射线双星。 | + | 截至2006年，人们已经在[[ 银河系]] 内发现了超过300个X射线双星。[[ 钱德拉X射线天文台]] 还在河外星系中发现了X射线双星。 |
==分类== | ==分类== | ||
| − | 根据伴星的质量，X射线双星大体上可以分为高质量X射线双星和低质量X射线双星两类。 | + | 根据[[ 伴星]] 的质量，X射线双星大体上可以分为高质量X射线双星和低质量X射线双星两类。 |
===低质量X射线双星=== | ===低质量X射线双星=== | ||
| − | 低质量X射线双星的主星是一颗致密星（中子星或黑洞），伴星的质量较低，通常小于1倍太阳质量，轨道周期从数分钟到数百天不等。其X射线辐射是由于伴星充满了洛希瓣，部分物质被主星所吸积所致，这叫做“洛希瓣盛溢”。它们的X射线谱较软，少数有表现为X射线脉冲，多数有X射线暴和准周期震荡现象，并且很少发生交食。低质量X射线双星的大部分辐射以X射线的形式释放出来，因此在天空中属于较明亮的X射线源，但在可见光波段很暗淡，视星等大约在15到20等。这类双星截至2006年已经在银河系中发现了大约100颗，其中有13颗位于球状星团中。它们沿银河系核球的方向和球状星团中分布比较集中，而在银盘上则很弥散，属于年龄10年的年老星族。 | + | 低质量X射线双星的主星是一颗致密星（中子星或黑洞），伴星的质量较低，通常小于1倍[[ 太阳]] 质量，轨道周期从数分钟到数百天不等。其X射线辐射是由于伴星充满了洛希瓣，部分物质被主星所吸积所致，这叫做“洛希瓣盛溢”。它们的X射线谱较软，少数有表现为X射线脉冲，多数有X射线暴和准周期震荡现象，并且很少发生[[ 交食]] 。低质量X射线双星的大部分辐射以X射线的形式释放出来，因此在天空中属于较明亮的X射线源，但在可见光波段很暗淡，[[ 视星等]] 大约在15到20等。这类双星截至2006年已经在银河系中发现了大约100颗，其中有13颗位于球状星团中。它们沿银河系核球的方向和球状星团中分布比较集中，而在银盘上则很弥散，属于年龄10年的年老星族。 |
===高质量X射线双星=== | ===高质量X射线双星=== | ||
| − | 高质量X射线双星的伴星是一颗致密星，主星为大质量恒星（多数高于10倍太阳质量），光谱型多为O、B型，通常为有明显氢发射线的B型星或超巨星。这类双星的X射线辐射是由于主星吹出的星风被伴星所俘获，并下落到伴星表面而发出的。高质量X射线双星在可见光波段的光度通常大 | + | 高质量X射线双星的伴星是一颗致密星，主星为大质量恒星（多数高于10倍太阳[[ 质量]] ），[[ 光谱]] 型多为O、B型，通常为有明显氢发射线的B型星或超巨星。这类双星的X射线辐射是由于主星吹出的星风被伴星所俘获，并下落到伴星表面而发出的。高质量X射线双星在可见光波段的光度通常大 于[[X 射线]] 光度，光学光度主要是由主星贡献的，而X射线辐射则主要由伴星（致密星）所贡献。其X射线谱的特点是较硬，时变特性变现为正常的X射线脉冲，多数出现交食，没有X射线暴。它们的空间分布沿银盘方向比较集中，属于年龄小于10年的年轻星族。 |
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<center> 双星系统中的特殊一类，X射线双星都是致密星 </center> | <center> 双星系统中的特殊一类，X射线双星都是致密星 </center> | ||
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於 2022年8月23日 (二) 09:30 的最新修訂
X射線雙星是一類發出明亮X射線輻射的雙星，雙星系統中有一顆為緻密星[1]，通常為中子星或黑洞。它們的典型光度在1036-1038爾格/秒之間，比太陽全波段的光度高3到5個數量級。X射線雙星在靠近銀心和銀盤的方向分布比較集中，在球狀星團中也有分布。
發射X射線的子星的性質﹐可以通過X射線的脈動周期和估計質量來推測﹐大多數學者都認為X射線子星是中子星或黑洞一類的緻密星。根據衛星的觀測結果和一系列的證認工作﹐已經確認為雙星的X射線源有﹕小麥哲倫雲X-1﹑天鵝座X-1﹑半人馬座X-3﹑4U0900-40﹑4U1700-37﹑武仙座X-1﹑天蠍座X-1﹑天鵝座X-3和圓規座X-1等。其中最引人注目的是武仙座X-1和天鵝座X-1。
發現
1960年代，人們利用火箭和氣球確定了大約30個X射線源。1964年薩佩特和澤爾多維奇等人提出銀河系X射線源是雙星系統中的中子星或者黑洞的吸積過程產生的。最早證認的X射線雙星是半人馬座X-3和武仙座X-1。20世紀70年代，烏呼魯衛星觀測到了它們具有X射線脈衝，周期分別為4.84秒和1.24秒，並且經歷數天的周期性變化。X射線脈衝星[2]發現後，提出了密近雙星的模型解釋這種現象，脈衝的周期性變化是由於雙星相互掩食而產生的。這種說法已經得到廣泛承認。
截至2006年，人們已經在銀河系內發現了超過300個X射線雙星。錢德拉X射線天文台還在河外星系中發現了X射線雙星。
分類
根據伴星的質量，X射線雙星大體上可以分為高質量X射線雙星和低質量X射線雙星兩類。
低質量X射線雙星
低質量X射線雙星的主星是一顆緻密星（中子星或黑洞），伴星的質量較低，通常小於1倍太陽質量，軌道周期從數分鐘到數百天不等。其X射線輻射是由於伴星充滿了洛希瓣，部分物質被主星所吸積所致，這叫做「洛希瓣盛溢」。它們的X射線譜較軟，少數有表現為X射線脈衝，多數有X射線暴和准周期震盪現象，並且很少發生交食。低質量X射線雙星的大部分輻射以X射線的形式釋放出來，因此在天空中屬於較明亮的X射線源，但在可見光波段很暗淡，視星等大約在15到20等。這類雙星截至2006年已經在銀河系中發現了大約100顆，其中有13顆位於球狀星團中。它們沿銀河系核球的方向和球狀星團中分布比較集中，而在銀盤上則很彌散，屬於年齡10年的年老星族。
高質量X射線雙星
高質量X射線雙星的伴星是一顆緻密星，主星為大質量恆星（多數高於10倍太陽質量），光譜型多為O、B型，通常為有明顯氫發射線的B型星或超巨星。這類雙星的X射線輻射是由於主星吹出的星風被伴星所俘獲，並下落到伴星表面而發出的。高質量X射線雙星在可見光波段的光度通常大於X射線光度，光學光度主要是由主星貢獻的，而X射線輻射則主要由伴星（緻密星）所貢獻。其X射線譜的特點是較硬，時變特性變現為正常的X射線脈衝，多數出現交食，沒有X射線暴。它們的空間分布沿銀盤方向比較集中，屬於年齡小於10年的年輕星族。