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第21部分（第1页）

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）。

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