在浩瀚的宇宙中，最基本的单元是恒星。太阳就是一颗极为普通的恒星，不大不小、个子中等、亮度一般。只是因为地球上人类的存在，赋予了太阳在整个宇宙中的特殊地位。在宇宙尺度下，人类极其渺小，却一直在一点一滴地探索着宇宙的奥秘。
你知道吗，当我们在夜晚数星星时，我们能看到的那颗“星星”，也许并不只是一颗恒星。一半左右的恒星是双星系统。和单星系统（比如太阳）相比，双星系统能帮助我们了解更多的物理信息。这是因为，双星系统会发生相互作用，从而产生更加丰富的天文现象。
双星系统，就像一对恒星伴侣。在广阔的宇宙空间中，他们温情陪伴，长期相互围绕着运动；可又时常彼此“伤害”，可谓是“相爱相杀”。如果一颗恒星的近旁，还有另一颗恒星（伴星）围绕着它运动，那么作用在物质上的力不仅有指向恒星中心的重力，还有伴星对它的引力，此外还要加上由于两星互相围绕运动所产生的离心力。如果两颗恒星距离足够近，并且其中一颗恒星是致密星体（比如白矮星、中子星或者黑洞），那么致密星体就会窃取正常恒星的物质，“伤害”它的伴侣。在长期演化过程中，伴星物质充满了临界面（天文学术语：洛希瓣）。部分物质被致密星俘获，在掉入致密星的过程中形成吸积盘。气体物质在靠近致密星的吸积盘内区会产生几百万度的高温，并向宇宙空间发射X射线波段的辐射。这类双星系统被称之为X射线双星。 图 X射线双星的艺术图。图源 | Gabriel Pérez Díaz, Instituto de Astrofísica de Canarias和太阳不一样，X射线双星发出的能量波段，并不是以可见光波段为主，我们的感觉器官对这些星体的辐射一无所察。来自宇宙空间的X射线并不能穿透地球大气。因此，人们用气球、火箭和卫星将X射线探测器送上了地球大气高层或者外太空，这才开启了现代天体物理的新篇章——X射线天文学。物质要发射X射线，其温度必须达到几百万度的高温，要产生持续大量的X射线发射，即使是人们已知的最热单星恒星的表面温度也显得实在太低了。因此，双星系统是天体X射线源辐射的主要场所。 图 中子星吸积伴星物质产生X射线辐射的示意图。图源 | 俞云伟 华中师范大学天体物理研究所这对恒星伴侣的日常互动模式，并不都是耳鬓厮磨、相敬如宾，他们难免会出现一些“情绪失控”的行为——激烈到会发生X射线暴这样的天文现象。
X射线暴是在原来的X射线本底背景下，X射线流量突然增大十倍到百倍的天文现象，它发生在低质量X射线双星系统，即一颗低质量正常恒星（小于一个太阳质量）和一颗中子星组成的系统。X射线暴分为两种类型。I型X射线暴是由于热核反应爆发失控所引起的，爆发间隔时间为几小时到几天；II型X射线暴是由于吸积率的不稳定所导致的，间隔时间只有几秒到几分钟。在天文观测中，大部分观测到的都是I型X射线暴，它是宇宙中最频繁的热核爆发现象。自1974年科学家发现第一个I 型X射线暴以来，观测到的X射线暴的数量一直在不断增加。至今，暴源的数目已有116个，人们已观测到超过7000次的X射线暴。大部分热核暴的光变曲线呈现出快速上升、e指数衰减的单峰结构。典型的I型X射线暴的上升时间约为1-10秒，持续时间约为10-100秒。其能谱一般由黑体辐射主导，特征温度是太阳表面温度的37万倍，辐射的总能量相当于太阳1个月释放能量的总和（太阳一秒释放的能量远超过人类文明的能源消耗总和）。这种热核爆发现象为何会产生呢？一般认为，I型X射线暴的燃料来自于伴星表层的氢气和氦气物质，通过吸积盘吸积在中子星表面，累积并形成几米厚的物质层。吸积物质不断被压缩、加热，当温度和密度足够高时，引发不稳定燃烧，快速消耗中子星表面所有可利用的燃料，形成热核爆发。由于吸积在中子星表面的物质具有足够高的原子核密度，使得原子核更加容易通过量子隧穿效应发生核反应。吸积物质的组成成分决定了中子星表面附近发生什么样的核燃烧过程。更多的情况下，发生的是氢和氦的混合爆发。进一步吸积会压缩中子星更深的核燃烧物，并发生新的核反应合成更重的核素。图 复现时间稳定的I型X射线暴，爆发间隔时间为小时量级。X射线暴的光变曲线是可以直接观测到的物理现象。科学家们利用X射线暴模型, 通过调节天体物理和核物理参数，可以得到理论光变曲线。通过和观测数据的对比，从而深入理解其中的物理过程。作为重要的核物理输入参数，核反应率是描述核反应发生快慢的物理量。一些特定的核反应率，会对X射线暴光变曲线产生重要影响。然而，目前X射线暴模型采用的一部分核反应率仍是理论模型计算值，和真实的反应率相比可能会有10倍至100倍的差异。因此，对核反应进行测量得到实验反应率，提供可靠的核物理参数，显得尤为重要。驱动I型X射线暴的核过程包括3α反应、αp突破过程以及rp过程。在αp过程中，关键的(α,p)反应会直接影响核反应流，从而影响氢燃烧，导致X射线暴光变曲线的整体趋势发生改变。22Mg(α,p)25Al反应就是一个关键的(α,p)反应。理论家预言，在所有的(α,p)突破反应中，22Mg(α,p)25Al的反应率对X射线暴光变曲线的影响最大。然而因为测量难度极大，长期以来，该反应的实验数据严重缺失，给X射线暴理论模型的预言带来了极大的不确定性。就像小孩子玩拼图那样，物理学家们每获得一个关键的实验数据，就为我们希望了解的知识全景贡献了一块重要的拼图。
近期发表在Physics Review Letters上的一篇研究，为理解I型X射线暴，提供了重要的实验数据。 在X射线暴温度区间（0.4-2.0 GK），22Mg(α,p)25Al反应的截面极小，直接测量面临着统计严重不足的问题。中科院近代物理研究所的研究人员提出了间接测量的方法：利用25Al+p共振散射研究复合核26Si的能级性质，寻找对22Mg(α,p)25Al反应率有贡献的能级，确定它们的能级性质，从而计算反应率。这项实验在东京大学原子核科学研究中心的放射性束装置CRIB上进行。通过实验，研究者们成功得到了一块重要“拼图”——X射线暴温度区间的22Mg(α,p)25Al天体反应率。结合实验结果，理论研究者们对两种X射线暴源进行了模型计算。一种是时钟型X射线暴源（GS 1826–24）。 它是一个“教科书式”的暴源，爆发周期像时钟一样稳定（约为5.75个小时），光变曲线非常规范。因此，它成为理论物理学家的最爱。理论研究者利用新的反应率对它的光变曲线进行了计算和拟合，结果证明实验得到的反应率对光变曲线有重大影响，模型拟合结果更加接近观测得到的光变曲线。 图 Ginga卫星照片。Ginga是一颗日本卫星，也是日语中“银河”的发音。时钟型X射线暴源（GS 1826–24）名称中的GS是Ginga Satellite的缩写。1826–24是暴源在天球参照系的经度和纬度。图源 | ISAS 图 GS1826-24模型计算结果。红色线表示用实验测得的反应率的计算结果。 图源 | Physics Review Letters另一种是光球半径膨胀型X射线暴源（SAX J1808.4–3658）。热核X 射线暴还有这样一种情形：当辐射压大于引力压，将物质向外吹，燃烧物质层的球壳半径就会发生膨胀，这一类很亮的热核X射线暴被称为光球半径膨胀型(PRE) X射线暴。目前，超过一半的暴源是PRE暴源，但是人们对它的认识还很贫乏。研究者们将得到的反应率应用到SAX J1808.4–3658中，提出了在中子星吸积包层里的氦丰度新约束，修正了理论模型，重现了I型暴总流量随复现时间变化的观测规律。 图 意大利BeppoSAX卫星的艺术图。光球半径膨胀型X射线暴源（SAX J1808.4–3658）中的SAX，表示这个暴源是BeppoSAX卫星发现的，J代表该暴源也是一个射电脉冲源。图源 | sciencesprings毫无疑问，每一块“拼图”的填补，都将帮助我们更深入地理解X射线暴，获得来自遥远星空的更多信息。不过与孩子们玩的游戏不同，科学家们的拼图游戏似乎没有“结束”的那刻。等待着核天体物理学家们的，还有一系列亟待精确测量的核反应。前路漫漫，未来可期。致谢：感谢中国科学院云南天文台张国宝研究员审阅全稿，并提出宝贵意见。https://doi.org/10.1103/PhysRevLett.127.172701参考文献:
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