原文标题：X-ray diagnostics of the donor star in ultra-compact X-ray binaries
作者：Filippos Koliopanos and Marat Gilfanov
原文来自：Max-Planck-Institut fur Astrophysik
Posted: 2014. 8. 6
编译：Melipal 审校：数星星的猫
超致密X射线双星是低质量X射线双星中一个小而迷人的子类，其中的输质星是一颗白矮星，也就是中等质量普通恒星的残骸。为了了解这类系统的形成与演化，极其重要的问题是辨认出输质星的本性（它可以由氦元素或碳和氧元素组成）。马普天体物理所的科学家最近提出了一种原则上的新方法来通过X射线分光手段回答这一问题，还使用XMM-牛顿望远镜的观测对其进行了检验。
低质量X射线双星（LMXB）是由两颗恒星组成的系统，其中一个是相对论性系统（中子星或者黑洞），另一个是普通的低质量恒星，如太阳（参见图1）。如果两颗恒星之间的间隔与普通恒星的尺度相当（也就是相对论性伴星尺度的数万到数百万倍），它可能会溢出洛希瓣，在瓣内物质的动力学是由恒星的引力作用支配的。因此这颗恒星会在伴星引力的影响下开始损失其外层包层。物质主要是通过所谓的内拉格朗日点损失掉的，这里位于两颗恒星的连线上，引力与离心力彼此平衡。来自输质星的物质将流过这一点，并落入相对论性伴星的引力势井中，引发吸积的过程。由于下落物质角动量较大，它们会在相对论星周围形成吸积盘（参见图1）。黑洞和中子星周围吸积盘的经典理论是由尼古莱·沙库拉（Nikolai Shakura）与拉希德·苏尼亚耶夫（Rashid Sunyaev）在1972年开发的。由于相对论星尺度很小（中子星的直径大约是15千米），吸积期间释放的引力能占据了吸积物质静止质能的很大一部分（典型值是大约5%到20%）。这使得这些系统成为了非常明亮的X射线辐射源。
低质量X射线双星有一个小而迷人的子类，名为超致密X射线双星（UCXB），这类双星的输质星是一颗白矮星，也就是中等质量普通恒星的残骸。这样的系统极为致密，并因此得名，其轨道周期短于40分钟，最短的达到了11分钟。
这类系统一个有趣的特征是，其输质星的化学组分与“普通”低质量X射线双星的输质星相差很大。普通的LMXB的化学组分与太阳相近，也就是说，主要由氢和氦元素组成，还有少量的金属混合物。UCXB的输质星完全耗尽了氢元素。它们可以由氢元素核燃烧的余烬组成（主要是氦与氮），也可以是氦（主要是碳和氧）或碳（主要是氧和氖）的余烬。
取决于UCXB特定的演化路径，它们的输质星可以存在很大差异，从非简并的氦星到白矮星都有。为了了解UCXB的形成与控制演化的过程，关键要将这些可能性区分开来。到目前为止，这一工作都是利用光学手段进行的，取得的成功不尽相同。
MPA的科学家最近提出了一种新的手段，来通过X射线分光鉴别UCXB输质星的本质，并对其进行了测试。
这一方法使用了所谓的X射线反射现象。在靠近致密天体处形成的部分辐射照亮了吸积盘以及输质星的表面（参见图2），并被这些物质再度处理。按高能天体物理的术语说，这种再处理过的成分名叫“反射成分”。图三展示了此类光谱的一个例子。
图2：低质量X射线双星在所谓的“硬态”期间最内区（约合1000引力半径）的示意图。吸积流的最内侧充斥着炽热稀薄的光学薄等离子体。等离子体云中低能辐射的康普顿化是此状态下光谱形成的主要机制。部分这样的辐射照亮了吸积盘和输质星的表面。它被吸积盘以及输质星物质再处理，形成了图3中的所谓的“反射成分”。（图片版权：Gilfanov M., 2010, in Belloni T., ed., Lecture Notes in Physics, Vol. 794, The Jet Paradigm. Springer-Verlag, Berlin, p. 17）
在由吸积盘电子康普顿散射形成的连续谱上方，反射成分还含有多条特征谱线。这些谱线（发射线）是由于吸积物质中存在不同元素导致的。它们是由荧光效应产生的，有着已知的能量，各谱线对于每种元素来说都是独有的。它们的形态以及相对强度携带的信息可以告诉我们吸积流的形状以及吸积物质的化学成分。
反射成分被初级辐射高度稀释了，因此大多数元素的荧光线强度非常弱，难以探测，只有铁元素的荧光线（对于中性铁来说是6.4 keV）是例外。由于较高的荧光增益以及较高的铁元素丰度，这是在其他各处相对平滑的连续谱上最为明亮的光谱特征了。所有普通的LMXB的X射线光谱都有着轻易可见的铁线。
虽然自从20世纪70年代起，人们就彻底研究过吸积盘对X射线的再处理以及铁线的形态与强度，先前的所有工作都还是集中讨论与太阳元素丰度接近的吸积盘，只有少数几篇论文考虑了不大的元素丰度变化。MPA的科学家现在迈出了为丰度反常的贫氢物质X射线反射建模的第一步，这样的物质正是符合对超致密X射线双星吸积盘的预期的。使用蒙特卡洛方法开发的模型是第一次对富含碳/氧、氧/氖/镁或氦元素的盘面反射谱的模拟。
图3：太阳丰度吸积盘反射成分的光谱。叠加在电子康普顿散射产生的反射连续谱之上的是不同元素的吸收边缘以及荧光线。图中还展示了致密天体附近炽热等离子体云产生的康普顿化连续谱（参见图2）。地球附近的观测者看到的是两个成分的总和。
MPA的科学家使用这些模拟得出了一个看似矛盾的结论：在富含碳/氧元素的贫氢物质中，最容易观测的效应并不是预期的碳或氧强荧光线，而是铁元素荧光线几乎消失了！这是由含量更高的碳氧元素对铁的屏蔽导致的。
在太阳丰度的中性物质中，能量高于7.1 keV（铁元素K壳层电子光致电离的下限，也就是所谓的K边界）的光子最可能经历的过程是由于原子的光致电离效应被铁原子吸收。大约1/3的铁原子在光致电离之后，会发出一个6.4 keV的荧光光子。结果是，在此下限之上的大多数光子会被铁吸收，进而为荧光线作出贡献。
不过在碳/氧（或氧/氖）白矮星的情况下，过多的氧元素让自身成为了最主要的吸收媒介，哪怕是在自己的K边界之上很高的能段上，这样留给铁元素荧光线的光子就很少了。虽然过程中氧元素产生的荧光线得到了增强，但还是被原始连续谱大大稀释了，难以探测。更易于观测的效应是铁线的显著减弱，甚至是完全的消失。
另一方面，氦元素由于电荷较少，在铁元素K边界附近吸收截面相应较小，无法屏蔽铁元素。因此在富含氦的输质星中，反射过程会“照常”，铁线有着正常的强度。
这就带来了激动人心的可能性，可以通过X射线分光来区分富含氦或氧元素的输质星。MPA的科学家使用广泛的蒙特卡洛模拟校正了这一方法，研究了其光度的相关性，并提出了对此图景的观测检验。他们使用来自XMM-牛顿望远镜的数据，通过对输质星成分已知的UCXB系统的观测来证实理论计算的结果。更进一步，他们还给出了对数对超致密X双星输质星的试探性判断，这些恒星的本质到目前为止还是未知的。
（全文完）
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