X射线星

后勤部长

孤立的恒星级黑洞，对于热辐射形式的蒸发来说质量太大，对于使遥远恒星的光线
弯曲来说质量又太小，因而确是不可见的。
    但是，黑洞从来就不是完全孤立的，它身居星际介质之中，吞噬周围的物质来喂养
自己，这样的黑洞总是会留下痕迹，被吞噬的物质在消失之前会发出电磁辐射。不过，
星际气体过于稀薄，产生的光度太弱，一个10M的黑洞在吸进周围气体时只能产生像一
颗孤立白矮星那样暗淡的光，最多只能在见光年的距离上被探测到。而即使在银河系里
有10亿个黑洞，最靠近地球的恐怕也在100光年以外。
    那么，对希望探测黑洞的天文学家来说还留有什么余地吗？回答是双星系统。单个
恒星只是少数，作为恒星残骸的黑洞也是如此。许多黑洞应当是在双星系统之中，尽管
双星系统中的黑洞甚至比它的致密星兄弟，即白矮星和中子星更善于隐蔽，但毕竟有踪
迹可寻。到双星中寻找黑洞就成为过去20年中天体物理学家最富成果的途径之一。
    　
共生的幽灵
    不论是否有黑洞，双星很少能被同时看到，大多数情况R能用望远镜看到一颗子星。
天文学家是怎样深明一颗恒星是否有伴侣的呢？
    问题的关键是引力，按照天体力学定律，双星系统的成员都绕着它们的共同质心旋
转。天文学家能够观察到，一些邻近太阳系的双星，就像一对舞伴在跳着椭圆旋转舞；
而更常见的情况是，轨道运动的证实只能借助非常精确的光谱学技术。
    像太阳一样，恒星的可见光是多种颜色光的混合，从长波长的红光到短波长的紫光。
摄谱仪是一种像棱镜一样能把恒星的可见光在屏幕上分解成不同颜色的仪器。恒星光谱
呈现出逐渐变化的颜色，还有一些很窄的暗线，称为吸收线，吸收线的存在表明该频率
上的光强度减弱了。这是怎么造成的呢？
    恒星的大气是由氢、氦、碳、氧、钙等等元素的原子组成的，每种原子都能吸收一
定的特征波长的光。更准确地说，户子核外轨道上的电子能捕获某些人射光子，从而获
得能量，跳跃到更高的能级上。从恒星的高温核心出来的光只有在经过其大气原子的
“过滤”之后才能到达天文学家那里，在一定波长上就有部分能量损失了。
    可以在实验室里得出任何原子的“参考光谱”。在将恒星光谱与参考光谱比较时，
吸收钱就成为一种信号，可以显示出恒星外层的化学成分，并能提供关于恒星表面温度、
尺度、内部光度等等的信息。
    有一类双星，其中只有一颗子星能用望远镜看到，但这颗星光谱中的吸收线在一个
平均位置附近周期性地振动。谱线的移动表明恒星在绕着一个看不见的伴星转动，这就
是所谓光谱双星。
    　
多普勒移动
    由于光源相对于接收者的运动而使电磁频率表现出移动，这就是多普勒效应（奥地
利物理学家克里斯蒂安·多普勒（Chris－tian DoPPler）于1842年发现了声波的这种
效应，而把它推广到包括光波在内的则是法国物理学家费兹奥（A．Fizeau）、当光源
趋近（远离）时，接收频率相对于发射频率增大（减小）；运动速度越大，频率移动也
越大（图57）。
    有一个故事为多普勒效应作了有趣的阐述。一个司机因开车闯红灯被送上了法庭。
他非常聪明，解释说是因为汽车跑得很快，红光在他眼里成了绿光。法官的物理学也学
得不错，计算出来，要使红光由于多普勒效应变成绿光，那个司机必须把车子开到10万
公里／秒的速度。法官于是微笑着对司机说道：“我接受你的论证，你在超速行驶！”
    多普勒效应也被警察应用于使司机们害怕的速度监测雷达，它在天文学上也有许多
有益的应用。天文学家有点像个听觉很灵敏的盲人，这种人听到救火车汽笛的声音就能
判断车子行驶的速度和方向。天文学家也通过使用摄谱仪“听”恒星的光而测量它们的
运动，这种方法对于在看不到伴星的情况下揭示恒星的双星性特别有用。
    双星系统里可见子星围绕共同质心的轨道运动显然是这样表现出来的，即它交替地
趋近和远离观测者，而那颗不可见于星则正相反（除非是一种罕见的情况，即观测者视
线正好与双星轨道平面垂直），于是接收的辐射频率就必定在趋近阶段增大（变得“更
蓝”），在远离阶段减小（变得“更红”）。这种频率移动影响到整个光谱，吸收线也
就会全体地变红或变蓝，在两个极端位置之、间来回振荡（图58），这种现象就是光谱
双星的标志。
    一旦天文学家肯定一颗恒星是在双星系统里，他们就会试图去发现那颗不可见星的
本质。一颗看不见的星不一定就是黑洞，甚至离黑洞还差得远，它可能是许许多多种质
量很小、亮度弱得不能看见的恒星之一。它之所以暗弱，或者是因为离得太远，或者是
因为被可见星的光芒所掩盖，就像一只萤火虫飞到一盏灯附近变得看不见了一样。
    那颗暗星也可能是颗质量不很大的已经发生引力均缩的星。恒星的残骸有白矮星、
中子星和黑洞三种。黑洞的标记似乎只是质量，白矮星和中子星的质量不可能大于ZM。
或3M。但是，在试图证认双星系统中的黑洞时有许多易犯的错误。一个高温、明亮的大
质量星也可能会由于周围尘埃的遮掩而隐藏起来。举一个例子，御夫座埃泼西隆星是光
谱双星，其不可见子星的质量约为SMop远大于白矮星或中子星的允许质量，但是可见于
星每27年被掩食三次，每次的时间是2年。黑洞太小（半径为25公里），不可能造成这
样长时间的掩食，那颗不可见星正是颗被尘埃遮掩的大质量星。
    幸运的是，黑洞探索者还能依据别的信号。双星系统中恒星的演化与单个星是不同
的，尤其是在其中一颗星已经发生引力坍绩的情况下。一个表面积很小的恒星残骸若是
处在孤立状态，那么在绝大部分时间里是不可见的（除射电脉冲星外）；但若是处在双
星系统中，情形就不相同。双星中的白矮星是激变变星和新星这样的激烈事件的发生场
所（见第5章），若是换成中子星或黑洞，场面甚至会更为壮观。这时会出现许多种高
能天文现象，其共同特征是全都可见于X射线波段，X射线天文学在70年代初期的发展使
以前已被公认的宇宙图像发生了革命性的变化。
    　
飞行的天文台
    X射线天文学只能诞生于空间时代，X射线会被大气吸收，因而只能由空间探测器来
测量。X射线探测器比用镜子来反射和放大光的光学望远镜要小得多，看上去其貌不扬。
X射线光子的能量是如此之大（伽玛射线光子的能量更大），以致光子不再被那种普通
镜子反射，而是穿透镜子，失去踪影。所以天文学家就得用特殊的探测器来捕捉X射线
光子，这种仪器利用的是高能光子穿过带电金属或气体的效应（用于测量地球表面辐射
强度的著名的盖革（Geopr）计数器也是依据相似原理工作的）。
    最早期的仪器是用火箭或气球送上天空的。许多X射线源被发现并按它们的位置所
在的星座命名（例如天蝎座X—l就是在天蝎座找到的第一个X射线源）。天文学家由可
见光和射电频率的观测所建立起来的相对说来平静的宇宙图像开始动摇了，而当能够长
时间监视“X 射线天空”的人造卫星显示威力时，平静的宇宙图像就被完全推翻。突然
之间，在宇宙的所有部分冒出了像恒星、星系和星系团那样种类繁多的源，在慷慨地发
出比可见光能量高100倍到1亿倍的电磁辐射。
    比起卫星来，火箭也有自己的优势，主要是成本低，并能很快投入使用。完成一项
火箭观测计划只要几个月，而从提出一项卫星方案到获得资金和真正发射，往往长达数
年。但是，火箭会很快落回地球，只允许作几分钟的观测。在整个火箭时期，总共只对
天空作了一个小时的观测，而一个卫星就能工作好几年。
    　
“自由”
    天文界梦想着能够每天24小时监测天空的X射线卫星。在主要由里卡多·加可尼
（Riccardo Giacconi）和他在哈佛大学的合作者的努力下，这个梦终于实现了。1970
年间月12日，“探索者”系列的第42颗卫星被从肯尼亚海外印度洋中的一个发射台送入
了赤道上方的轨道。卫星被命名为乌呼各（Uhuru），是斯瓦希里语“自由”的意思，
用以纪念肯尼亚独立七周年。
    在许多X射线卫星中，乌呼鲁是最辉煌的杰作之一，因为它首次绘制出了一幅精确
的X 射线天空图。单个X射线探测器所给出的点源位置精度很低，为克服这个弱点，乌
呼鲁带有两个背靠背的探测器，它们随着卫星的缓慢转动一点一点地扫描整个天空。每
当一个X射线源进入它们的视线，就有一个信号被送回地球，由于卫星的方位是已知的，
源的方向就能以高得多的精度被确定到一个很小的“误差框”内。乌呼鲁一直运行到
1973年春天它的电池耗尽时为止，在这段时间里它一共确定了将近350个新X射线源的位
置。
    乌呼备之后又有一些卫星被用于对X射线天空的研究，其中有“高能天文台”系列，
这个系列中的第二颗卫星取得了最壮观的成果。它被命名为“爱因斯坦”，以纪念这位
伟人诞生一百周年，是他以自己的方式开启了观察天空的窗口：他开启的是人类思想的
窗口。欧洲的空间天文学已被讲得很多了，在这里所涉及的高能领域，还应提到前苏联
于1990年发射、用于“硬”（即高能）X射线和“软”（较低能）伽玛射线的“格拉纳”
（Granat）号卫星。这颗卫星的成果已很丰富并且仍在增加，这对国美国的空中光学望
远镜出问题而悲伤的天文学家来说仅是一种安慰。
    　
X射线脉冲星
    由卫星发现的X射线源有一半以上是在银河系内，其余的则是活动星系的核心或星
系团中的高温气体。银河系内的源大部分都与不同形式的坍缩恒星有关：膨胀到星际空
间的超新星遗迹，白矮星，更重要的是包含中子星的双星系统。
    1971年初，乌呼鲁探测到半人马座X──3。这是一个变化的X射线源，平均光度比
太阳在所有波段的辐射还要强1万倍。此外，半人马座X──3的辐射还有周期为484秒的
规则脉冲，这样短的周期表明，它像射电脉冲星一样是一颗快速转动的中子星。但是，
它又与射电脉冲星不同，其辐射每隔2087天会停止将近12小时，这意味着这个源是一个
掩食双星系统的成员，每当它转到那颗大的伴星背后，辐射就被遮挡。一个崭新而富有
成果的天文学分支由此开始，这就是双星X射线源的研究。
    半人马座X－3之后，又有许多别的X射线脉冲星接理而至，其中最有趣的一个是武
仙座X—l，它的脉冲周期是1．24秒，它的双星性则已由几种相互独立的方法证实。首
要地，X射线辐射每1．7天被遮挡6小时，此外，对X射线辐射到达时间的极为精确的测
量表明，在1．24秒这个平均周期值附近还有着规则的振荡。脉冲周期值的移动是由X射
线源绕伴星的轨道运动造成的，由此推算的轨道周期与掩食周期精确相符。为进一步证
实，又作了非常精细的光学测量，果然在可见光波段找到了伴星，它也是每1．7天被掩
食1次。武仙座X －l就成了一颗被反过来发现的光谱双星，因为是先由X射线辐射发现
致密子星，然后再找到“正常”的光学子星。
    双星源X射线辐射的机制是什么呢？一个重要的线索来自所有这类双星都有很短的
轨道周期这一事实。这就是说两颗子星之间的距离非常小，于是中子星就能够用一种
“引力吸尘器”来捕获伴星的物质，道理如下：由单个恒星周围那些引力场相等值的点
组成的面，即所谓等势面，都是以恒星为中心的球面。双星系统的等势面就要复杂得多
（图59），其中有一个是两颗子星的引力相抵消的面，它的形状像阿拉伯数字8，每个
圈都包围着一颗星。它被称为洛希瓣，因为法国蒙特佩列大学的数学家挨多瓦·洛希
（Edouard Roche）于1850年首先研究了这个问题。中子星这样的致密星可以被简单地
看作洛希瓣里的点源，而非坍缩恒星就可以占领它的瓣的大部分，甚至像红巨星那样的
情况还会超出它的孤X射线脉冲星如半人马座X──3和武仙座X－1，可以被解释为这样
的双星系统，其中一个子星是中子星，另一个是充满了自己洛希瓣的巨星。后者很容易
丢失物质，主要是在两个瓣相连接的点上丢失。气体物质从一个瓣进入另一个后，就处
在中于星的控制之下。对于半人马座X──3可以估算出，每年有相当于一个月亮的物质
被从巨星转移到致密星上。
    像射电脉冲星一样，X射线脉冲星的中子星也在快速自转，并有很强的磁场，磁轴
相对于自转轴有偏斜。来自伴星的气体并不会直接落向中子星，而是被离心力拖曳而作
缓慢的“螺旋线”运动，于是气体就会形成一个薄薄的吸积盘。在磁场能量开始超过气
体转动能的地方，吸积盘被破坏，盘中物质被提出来，沿磁力线落向中子星的磁极。
    X射线是由气体对中子星的固体外壳的撞击而产生的。联想到水力发电的原理，就
容易理解引力场如何能把自己的能量转变成辐射。水从足够高处落下时会把势能转变成
动能，于是以很高的速度撞击涡轮机叶片，把自己的动能转变成转动机械能，机械能又
通过磁感应最后转变成电能和辐射。整个过程的原动力是地球的引力场，类似的过程也
在中子星的表面发生。当然，引力场越强，下落一段给定距离时引力能转变为辐射的效
率就越高。一只10克的球由高处落到地面，只释放很少一点热和红外辐射。如果它是落
到白矮星表面，则释放的引力能将会大得多，它将发出可见光和紫外辐射。中子星表面
的引力更强，自由下落速度达到10万公里／秒，10充气体撞击中子星表面时以X射线辐
射形式释放的能量相当于扔在广岛的原子弹。
    在X射线脉冲星内，每秒钟有1    亿吨气体落到中子星的磁极上，磁极区的直径约
为1公里，被加热到1亿度的高温，发射的X射线光度比太阳在所有波段的总光度大1万倍。
脉冲现象当然也和射电脉冲一样是由于中子星自转对辐射束的调制。
    　
X射线暴
    双星X射线源并不是只有X射线脉冲星一种。在许多情况下辐射是偶发性的而不是规
则的，辐射也可以是来自吸积盘的热斑，而不是由于对磁极的直接撞击，因而就不再出
现脉冲。此外，中子星的伴星也不必一定是大质量星，而可以是矮星，在这种情况，物
质转移的规模要小得多（图60）。最后，也是更重要的，由于没有周期性脉冲，就不能
再认定致密星是中于星。这类无规则的X射线源，行为与包含白矮星（见第5章）的激变
变星相似，正是寻找恒星级黑洞的一个好去处。
    从1975年起，卫星已能探测到出现持续数秒钟的剧烈X射线爆发的星，这些星被称
为X射线暴，已经发现了数十颗，大部分在银河系内。X射线暴与新星相似，但释放的能
量大得多。它们很可能是在相互很靠近的有物质转移的双星系统中，它们与新星的根本
不同在于，致密星是中子星或黑洞，而不是白矮星。
    对中于星而言，爆发的机制可能是其表面上的热核爆炸。如白矮星的情况那样，引
力起着引发热核反应的重要作用，中子星的引力强得多，因而能使其表面物质被加热到
高得多的温度（白矮星只能造成氢的爆发性燃烧）。在X射线源的“宁静态”，被吸积
的氢逐渐在中于星表面堆成高温高密的壳层，然后氢会迅速地转变成氦，但不是以爆发
的方式，于是氦覆盖了中于星表面，当氦层厚度达到一米时，发生爆发式聚变，成为X
射线暴。这种X射线爆发也可以是由于不同的机制，例如吸积盘里的不稳定性而产生的。
这时不再需要中于星的坚硬表面，黑洞也能同样胜任。
    有些暴是长久的X射线源（即能不断地发射一定强度的X射线），其他的则只是在爆
发时才在X射线波段可见。另外，有些暴能像再发新星那样以一种狂乱的步调爆发数次。
有一个源的爆发发生得极快，爆发之间的间隔只有几十秒。
    重复的爆发并不具有周期性。脉冲星的极为规则的周期是由于中子星的自转，而X
射线暴的再发是由于氦在中子星表面的重复堆积和爆炸。观测表明，脉冲星的辐射从来
没有爆发，而爆发源的辐射从来没有脉冲，而且，爆发源也不一定是再发性的。这意味
着，X射线暴所在的双星系统比脉冲星所在的系统要老，因而前者的中子星已老化到失
去了磁场，或者前者就是根本没有物质表面的黑洞。
    X射线暴极为壮观，也极为稀少。估计每10亿颗恒星中只有1颗这样的星，所以银河
系中总共只有大约100颗。这种稀少是由于双星系统X射线辐射阶段的短暂：对大质量系
统而言，这个阶段只有1万年（低质量系统则要长得多），与恒星的一生相比只是一瞬
间（图61）。在这段时间里，伴星膨胀到超出其洛希瓣，并且因转移的物质过多而在致
密星周围形成一个X射线不能透过的稠厚包层，于是X射线源被熄灭。
    　
伽玛射线景
    还有更神秘的辐射源，其爆发是在伽玛射线波段。这些伽玛射线暴组成一个与X射
线暴截然不同的群体，迄今没有观测到二者之间有任何关联。
    这种暴是被偶然地发现的，这在天文学中倒是常有的事。美国和前苏联于1963年签
订了禁止地面核试验条约之后，美国发射了一系列取名为维拉（Ve的军事卫星，其任务
是监视条约的执行。如果苏方违反条约，核爆炸发射的伽玛射线就会被卫星探测到。使
美国军方大吃一惊的是，卫星资料显示有一场爆发，而对世界和平来说幸运的是，美国
科学家查明，伽玛射线爆发不是起源于地面，而是来自空中。这是60年代最重要的天文
发现之一。
    从那以后，由监视卫星探测到的伽玛射线暴已有500个以上，爆发的持续时间为几
毫秒到几十秒。光子能量所对应的表面温度为开氏10亿度，如X射线暴一样，这样的高
温也很像是由于物质对中子星表面的间歇式的加热。
    伽玛天文学的主要问题是伽玛射线探测器的分辨能力太差，还不及X射线探测器，
而后者的分辨能力已经是很差了，因此就难以确定伽玛源的位置并与其他波长上的辐射
已被掌握的星作对照。但是，源的位置仍可通过综合几个（至少三个）卫星的观测资料
来估测，这样误差就不会太大。而具体到伽玛射线暴，主要问题是，在由几个卫星估测
的位置上大多数看不到什么特别的东西。于是有理论家提出，伽玛射线暴可能是孤立的
中于星，或是与非常暗淡的白矮星结伴的中子星，这样可以解释为什么伽玛射线暴在爆
发之前和之后不能观察到。按照这个模型，爆发也是中子星表面堆积气体的热核反应，
但气体堆积速率比X射线暴低得多。这与前面所讲的新星与第一类超新星的对比关系相
似，最低的吸积率反而造成最高能量的现象，如同第一类超新星的威力比新星大得多那
样，伽玛射线暴的能量也高于X射线暴。
    有一个很有名的伽玛射线暴，似乎是在可见光波段也被看到了，但是，如果这个证
认正确，会带来很大的理论问题。这个暴是1979年3月5日在一个距离将近20万光年的超
新星遗迹附近观测到的。按照这个距离所估算的爆发能量比银河系里其他的伽玛暴要高
100万倍，而这是难以理解的。要么证认是错的，伽玛射线暴与超新星遗迹位置靠近只
是一种假象，而二者实际距离不同（这是大多数有关的天体物理学家现在所认为的），
要么我们不得不寻求比中子星吸积更奇特的物理机制。伽玛射线暴是今日天体物理的大
难题之一。
    　
寻找珍稀品种
    从上面对X射线星的测览可以看出，寻找黑洞，首先的目标应当是那些既没有周期
性也不是再发的X射线双星。挑选候选者的第一步程序是测量X射线光度在短时间内的振
荡。任何源的亮度变化都意味着它的构造有了改变，例如膨胀或变形。由于没有任何东
西能跑得比光更快，光源亮度发生整体变化的时间就不可能短于光跑过光源自身半径这
段距离所需的时间。光在1毫秒钟运动300公里，所以一个在短于1毫秒的时间出现光变
的源就必定极为致密。
    光变的原因是什么呢？以恒星级黑洞为例，其直径只有几公里，但对光变来说重要
的不是这个参量。这是因为，黑洞只有一个几何的而非物质的表面，X射线辐射就不是
起源于物质对黑洞表面的碰撞，而是来自吸积盘。盘的内区是高温的、湍动的，有点像
开始沸腾的水。盘是局部不稳定的，气体“泡”不时冒出，
    要推算这样发生的光变的特征时间，首先必须明白吸积盘并不能延伸到黑洞表面，
黑洞周围有这样一个区域，其中不可能有稳定的圆轨道运动。气体越过吸积盘内边缘后，
就落到这个区域并消失于黑洞之中。这个过程是如此之快，以至于气体几乎没有时间来
发出辐射。因此，那些造成光变的气泡就只能是在距离黑洞几个史瓦西半径的地方形成。
这些泡的寿命极短，它们以接近光速的速度在一毫秒内绕黑洞转动一周，然后就消散在
周围气体之中，辐射也就停熄。从远处看来，这就是X射线辐射的短暂爆发。
    有数年时间，科学家们一直希望看到双星X射线源光度的这种极快变化，因为这将
揭示恒星级黑洞的存在。有一个名为圆规座X－l的源，与一个年龄为十万年的超新星遗
迹联系着，光度有快速振荡，故被认为是一个很有希望的候选者，但是完全搞错了。更
先进的天文仪器观测到圆规座X－l和其他类似源的X射线暴，确凿地证明它们是中子星。
为了发现X 射线源中的黑洞，我们必须寻找狂热活动现象以外的证据。
    　
测量质量
    先称一千次，再砍那一刀。
    ——土耳其谚语
    黑洞猎手的最好武器是一杆秤。如果我们接受广义相对论和有关致密物质状态的几
条合理假设，则一个稳定中子星的最大质量不能超过3M，而如果一个致密星的质量大于
这个上限，则现代物理学所能提供的唯一答案是，那是一个黑洞。
    不幸的是，分别地测量双星系统中每颗子星的质量是不可能的。天文学家能依据的
只是可见于星的光学光谱，还得有个条件，就是它没有被吸积盘的光谱所掩没，因为这
种情况时常发生。由多普勒效应造成的谱线周期性移动能提供双星的轨道周期，天文学
家由这个周期就能用天体力学定律计算出所谓“质量函数”。这个函数含有三个未知量：
两颗子星的质量和轨道面相对于观测方向的倾角。
    要再往前走，就不得不作一些近似。按照光学子星的“光谱型”（见附录1）和光
度可以得出它的其他物理参量：质量、半径，以及演化阶段。但是，这种称量恒星的方
法只是依据其光谱型，会导致很大程度的不确定性。
    另一个未知量，即轨道面相对于观测方向的倾角，通常是很难确定的，除非是有掩
食现象的双星系统，这时才能对倾角限定一个范围（有无掩食表明我们是在从“侧面”
还是从“上面”来看这个系统）。
    有了这些近似，天文学家就能推算出他最感兴趣的致密星质量。他的结果有一定的
“误差棒”：棒的中央是最可能的质量值，两端则分别是“最悲观”和“最乐观”的值。
但是，由于现在的问题是要证实黑洞的存在，必须有最大程度的严谨，因此只有那些整
个误差律都在3Mpe量限度以上的候选者才能予以考虑。
    迄今找到的符合所有这些黑洞到据的X射线源只有三个。
    　
天鹅座X—l
    天鹅座X—1是1965年被一个由火箭发送的X射线探测器发现的，后来也被“乌呼鲁”
观测到。1971年3月和4月，“乌呼鲁”记录到它的X射线光度的快速变化，后来还偶然
地注意到这种快速变化伴随有一个射电源的出现。射电望远镜就比X射线探测器要精确
得多，于是源的位置就被以很高的精度确定下来。在这个位置上还有一颗早已知道的编
号为HDE226868的光学可见恒星，这颗明亮恒星的光谱型表明它是一颗质量在25M到4Mg
间的高温蓝巨星。这种星是不可能发出如此大量的X射线辐射的，因此就必定有一颗致
密的伴星在吸取它的气体，并加热到开氏几百万度，于是才能成为X射线源。
    为证实这个推测，就必须对HDE226868的光谱作分析，探查作为光谱双星特征的宿
线的周期性来回移动。结果是令人信服的，该星有着又6天的轨道周期。由谱线的最大
移动又可以计算出轨道的尺寸，轨道极小，只有3000万公里。如果把HDE226868比作一
只足球，则天鹅座X—l就像一粒沙子在距足球表面几厘米高的轨道上转动。
    X射线源不受淹食，表明轨道面相对观测方向的倾角超过55“。有了这些参量，就
可以推算出天鹅座X一l的质量。在过去的15年中，整个测量工作以越来越高的精度重复
了多次，所得出的天鹅座X一1的最低质量为7M，远远超过中子星的最大允许质量。天文
学家很可能已经找到了第一个恒星级黑洞。
    　
仍有争议
    虽然天鹅座X一l的行为与对吸积黑洞的预期相符甚好，其他可能的解释仍需略作考
查。
    上述论证中相对脆弱的部分是由光谱型来推断光学子星的质量，然后用以导出天鹅
座X －l的质量。更仔细的分析表明，也可以不这样做，而仅依据没有掩食来直接得出
天鹅座X －l的质量下限。这样来计算质量时需要知道X射线源的距离，已被估计为6000
光年，于是得出源的最低质量为3．4M，仍然足以排除中子星的可能性。但是，如果实
际距离要小，则最低质量也随之减小，而距离又没有被足够精确地测定。只要距离真的
缩短了10％，天鹅座X－l的最低质量就会降到生死攸关的3M限度以下。“另一个不那么
严重的反对意见是，天鹅座X－l可能是一个三体系统，即可见的HDE226868星和两个不
可见的伴星。不可见星可能是一颗中子星和一颗白矮星，靠得很近，因而有一个共同的
吸积盘；也可能是一颗被尘埃遮掩的10MW量的正常星（类似御夫座埃泼西隆星）和一颗
贡献X射线辐射的中子星。
    三体系统模型有几个重要的难题。主要的是难以解释这样一种构型如何能形成并长
时间地存在，因为三体系统是很不稳定的，只有一个很特别的演化状态除外。不过，如
果天鹅座X－l是唯一的候选黑洞，那倒也不能排除它就处在那个特别状态。一个统计上
可能性极小的状态，可能就对应着一颗性质与众不同的星，然而事实并非如此。过去十
年中X射线资料的丰富积累已经显示，还有别的双星X射线源也像天鹅座X－l一样很可能
是黑洞。对天鹅座X－l和其他类似系统，事实上黑洞模型是最稳妥的解释，因为它用的
假设真少，因而符合科学方法论的主要定则：奥克姆剃刀（见“原初白洞”一节）。无
疑地，观测到的恒星级黑洞的数量在今后几年中将会继续增多。
    　
“三人帮”
    急切要知道已知有几个黑洞的读者，可直接看图63，那里画的是恒星级黑洞“三人
帮”的成员，且把它们的一些特征再描述一下。
    其中名为LMCX──3的一个，并不在银河系内，而属于大麦哲伦云。大麦哲伦云是
最邻近的两个河外星系之一，在南半球能用肉眼看到，得名于那位首先把它记在航海日
志上的著名葡萄牙探险氛LMCX──3的光学伴星是一颗高温蓝色星，由其光谱型估计质
量在4到SM 之间。致密星的质量则已估算出在7到14Mpe间。
    如果对LMCX──3也像对天鹅座＊一l一样要求，就应该不用伴星光谱型而是依据距
离来求出质量。与天鹅座X一1不同的是，已经知道大麦哲伦云的距离是间万光年，于是
得到LMCX──3的最低质量为6M，所以它甚至比天鹅座X－l更为可信地是一个黑洞。
    第三个候选黑洞称为A0620一皿。它在约3000光年开外，是一个属于“小质量双星”
亚型的X射线源，因为那颗非致密子星是质量小于太阳的矮星。非致密子星已得到光学
证认的小质量X射线双星系统大约有40个，但对其中大多数情况，由于X射线辐射太强，
光学谱被淹没，因而不能确定轨道参量和非致密子星的精细性质。幸运的是，A0620to0
在处于宁静态时辐射比较弱，不会掩盖其伴星的可见光辐射，于是光学谱就得以测量，
并且确实给出一个周期为又75小时的光谱双星系统。由此得出A0620－00的质量最少有3．
ZM（假定轨道倾角为最不利的情况），而且很可能超过7Mde
    A0620—00系统最引人注意的性质是其尺度。它是如此之小，三体系统的说法更不
能成立。有的天文学家（尤其是它的发现者）认为A0620一皿是最好的黑洞候选者。甚
至可以说A0620rt）（是第一个被发现的黑洞，因为在一张1917年拍摄的微微座照片里
找到了它，那时它正处在一场光学爆发之中，因而被归人了新星的范畴。
    　
从恒星到星系
    按照有关专家的估计，在过去一百亿年中银河系里平均每一百年有一颗超新星爆发，
而每一百颗超新星中有一颗导致黑洞形成，那么银河系里就应该有一百万个恒星级黑洞。
可是在双星X射线源中迄今还只找到三个可能的黑洞，这似乎颇令人失望。事实上还有
几个源中也可能有黑洞，但误差较大，以至于还不那么肯定。这些潜在的黑洞中有也处
在大麦哲伦云里的LMCX－l，还有半打河内的源。
    黑洞探索者们还尝试过用估算质量以外的其他方式来考查他们的候选对象。测量短
时标振荡就是其中之一，不过如上所述并不成功。另一个方法是依据所谓“相似性标
准”，就是说如果天鹅座X－l是黑洞，则所有X射线行为与之相似的源就都很有可能也
是黑洞。天鹅座X－l有一个特征现象，它的辐射有两种状态，“高”态和“低”态，其
他少数几个双星X 射线源也有这种现象，因而似乎就也应是黑洞。但是即使这条标准也
是模棱两可，在“三人帮”的其他成员中，A0620－00能通过这项考查，而＊＊＊＊司
就不能。另一方面，有些符合这条标准的源又已被证明是中子星，因为它们有X射线暴，
圆规座X－l就是典型例子。所以，考查黑洞的最好方式仍然还是称量质量。
    放在前苏联的“格拉纳”卫星里的法国望远镜“西格玛”（Sigma）在1990年春天
找到了一个明亮的X和伽玛射线源，看来是处在距银河系中心（见第17章）300光年之内。
这个源有一个很讨厌的，但愿是暂时的名称IE1704．7──2942，被许多人看作是第四
个恒星级黑洞。“西格玛”看来还探测到这个源的一阵反物质突发，以大量电子和正电
子湮灭的形式出现。按照一些高能天体物理学家的观点，只有黑洞周围才具备产生大量
正电子的极端物理条件。
    最后，还有这样的星，不属于X射线双星范畴，但也可能是黑洞，尽管这很难证实。
前面已讲过仙后座A（见“近处遇奇花”一节），它是天空中最明亮的射电源之一，并
与一个超新星遗迹有联系，它的爆发大约是在1670年，但不如预期的那么明亮。这个超
新星遗迹并不包含有脉冲星或X射线源，所以有可能那颗爆发前恒星的质量非常大，其
核心直接坍缩成了黑洞，使得不能出现很亮的超新星。
    银河系里最难捉摸的星之一是SS433。它的奇特不仅在于有很强的光谱线，而且在
于谱线还分成对称的两组，都在一个正常位置附近以164天的周期来回振动，于是总有
一组线红移而另一组蓝移。
    用多普勒效应来解释谱线移动，则发射源的速度高达78000公里／秒。一颗星怎么
能以这样高的速度运动呢？关键线索在于，这些谱线不是那种由于恒星外层的滤光作用
而形成的吸收线，而是由热气体发出的发射线。这两组谱线分别来自两股从中心星发出
的对称的气体喷流，两股喷流交替地趋近和远离地球，射电波段的观测已经证实了喷流
的存在。
    另外，对SS433的光谱分析表明它是一个双星系统，包含着一颗致密星，或是中子
星或是黑洞，究竟是哪一个呢？一直争论到1四1年，由欧洲国家合作进行的可靠测量才
得到了致密星的质量只有0．SMop太小而不足以成为黑洞。但是SS433对天文学家仍极有
吸引力，这是因为它的罕见的气体喷流。建立这个系统模型的努力已经促进了吸积盘理
论的进一步发展。为认识喷流的起源，首先要明白一颗致密星，无论是中子星还是黑洞，
都不能吸积任意大量的物质，因为吸积过程中产生的辐射会对周围物质有推斥作用。吸
积盘类似于依靠核心热核反应提供的辐射压来维持平衡的大质量恒星，盘的平衡也是由
引力和辐射压这两种相反的力来维持。
    如果提供气体的伴星膨胀到超出洛希瓣，并开始倾泻致密星所接受不了的过量物质，
那将会是什么后果呢？超额的物质必定被喷射出来。很显然，积聚在盘中的气体在盘面
方向上遇到的阻抗最大，因为新的气体在不断到达，于是阻抗最小的路径就是沿与盘面
垂直的方向，致密星也就朝这个方向喷射过剩的气体以减轻自己的超负荷。SS433喷出
的两股强有力的气体流可能就是这样一个过程（图64）。
    更有趣的是，SS433还是大得多的尺度上活动星系核心和类星体现象的一个极好标
本，那里也有着来自致密源的极高速的成时喷流，当然中心源的质量就不再是3或10Mop
而是上千万或上十亿Mop这样的质量就绝不是一个中子星所能具有的了，这就是下一章
　要进人的巨型黑洞的王国。