X射線聯星是一類發出明亮X射線輻射的聯星，聯星系統中有一顆為緻密星，通常為中子星或黑洞。它們的典型光度在1036-1038爾格／秒之間[1]，比太陽全波段的光度高3到5個數量級。X射線聯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。
X射線聯星的發現
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[2]和澤爾多維奇[3]等人提出銀河系X射線源是聯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射線聯星是半人馬座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，週期分別為4.84秒[4]和1.24秒[5]，並且經歷數天的週期性變化。X射線脈衝星發現後，提出了密近聯星的模型解釋這種現象，脈衝的週期性變化是由於聯星相互掩食而產生的。這種說法已經得到廣泛承認。
X射線聯星的分類
根據伴星的質量，X射線聯星大體上可以分為高質量X射線聯星和低質量X射線聯星兩類。
低質量X射線聯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，軌道週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射線暴和准週期震盪現象，並且很少發生交食。低質量X射線聯星的大部分輻射以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。這類聯星截至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109年的年老星族。
一顆典型的低質量X射線聯星是4U1626-67，其主星為1.4倍太陽質量的X射線脈衝星，伴星為0.1倍太陽質量的矮星，在半徑不到太陽半徑的軌道上環繞主星運轉，軌道週期為42分鐘。武仙座X-1也是一顆典型的低質量X射線聯星。
高質量X射線聯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。這類聯星的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射線聯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107年的年輕星族。
半人馬座X-3是一顆典型的高質量X射線聯星，它是在1967年發現的[6]，1971年里卡爾多·賈科尼等人利用烏呼魯衛星的觀測資料發現它具有規則的脈衝[4]。半人馬座X-3的主星是一顆20倍太陽質量的巨星，伴星是一顆X射線脈衝星，週期為4.84秒，環繞主星的軌道週期為2.1天。天鵝座X-1也是一顆高質量X射線聯星，它的伴星通常認為是一個黑洞。
高質量X射線聯星又可分為兩類：超巨星／X射線聯星和鈹星／X射線聯星。超巨星／X射線聯星的顯著特點是具有球對稱的星風，而鈹星／X射線聯星的星風呈盤狀，而且會呈現週期性的爆發，通常為暫現源。研究表明，鈹星／X射線聯星在大、小麥哲倫雲中占星系總質量的比例遠遠高於銀河系，推測可能與金屬量有關。
除此之外還發現了介於二者之間的X射線聯星，懷疑應分為中等質量X射線聯星。截至2006年，此類X射線聯星只發現了1顆。激變變星發射X射線的中心天體是白矮星，通常也視為X射線聯星。
截至2006年，已測定40餘個X射線聯星的脈衝和軌道週期，發現其週期是由無數個加快、減慢的過程疊加起來的，但從長期來看，總的趨勢是自轉加快的。鈹星／X射線聯星的脈衝／軌道週期具有顯著的相關性。此外，X射線聯星還具有無規則行走的性質。
參考文獻
延伸閱讀
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