李 臣，張國寶，王建成，陳玉鵬，呂 銘

(1.中國科學院 云南天文臺，昆明650011；2.中國科學院大學，北京100049；3.中國科學院 天體結構與演化重點實驗室，昆明650011；4.中國科學院 高能物理研究所，北京100049；5.湘潭大學 物理學院，湘潭411105)

1 引 言

I型X射線暴(type-I X-ray burst)，又名熱核暴，是在X射線波段流量突然增強，持續(xù)時間短(10～100 s)的一種高能現(xiàn)象，其峰值流量可以達到暴前持續(xù)態(tài)輻射流量的10～100倍。這種爆發(fā)現(xiàn)象通常發(fā)生在小質(zhì)量X射線雙星系統(tǒng)(low-mass X-ray binary,LMXB)中[1,2]。

LMXB是X射線雙星系統(tǒng)的子類，一般是由致密星和質(zhì)量小于M⊙的伴星組成[3]。LMXB可以分為很多子類：根據(jù)致密星的不同分為黑洞雙星(black hole LMXB,BHLMXB)和中子星雙星(neutron star LMXB,NS-LMXB)；中子星小質(zhì)量X射線雙星系統(tǒng)，根據(jù)其在雙色圖中的不同軌跡及其時變性質(zhì)，分為Z源和Atoll源[4]。如圖1所示，Z源在雙色圖上顯示類似“Z”字母型的軌跡，變化時標從小時到天量級不等，一般光度比較高。依次經(jīng)歷水平分支(horizontal branch,HB)-正常分支(normal branch,NB)-耀發(fā)分支(flaring branch,FB)，對應的質(zhì)量吸積率逐漸增大，光譜歷經(jīng)從低硬態(tài)到高軟態(tài)的轉(zhuǎn)變；Atoll源在雙色圖上的演化軌跡為環(huán)狀，變化時標從天到10天量級，光度較低[5]。Atoll源從右上方到右下方，可分為孤島態(tài)(island state,IS)和香蕉態(tài)兩個大的分支，香蕉態(tài)又可以進一步分為低香蕉態(tài)(lower banana state,LB)和高香蕉態(tài)(upper banana state,UB)，吸積率隨著演化軌跡增加。對于大多數(shù)NS-LMXB，其主星通常是具有弱磁場(108～1010G)的中子星，主要通過吸積盤吸積伴星物質(zhì)，即伴星形成的物質(zhì)先充滿洛希瓣，然后通過拉格朗日點進入中子星的吸積盤，直到最終到達中子星的表面。

圖1 Z源和Atoll源在雙色圖上不同的軌跡[6]

Grindlay[7]在1976年，利用Astronomische Nederlandse Satelliet(ANS)衛(wèi)星，在球狀星團NGC 6624的3A1820?30雙星系統(tǒng)中發(fā)現(xiàn)了第一個I型X射線暴，并在其X射線光譜的衰減部分觀測到明顯的軟化。隨著觀測數(shù)據(jù)的增加，X射線暴的數(shù)量也在不斷增加。Galloway等人[8]聯(lián)合多個衛(wèi)星的數(shù)據(jù)，在85個暴源中檢測分析了7 083個I型X射線暴。至2020年7月，暴源的數(shù)目已經(jīng)增加到115個①https://burst.sci.monash.edu，暴源數(shù)據(jù)和I型暴數(shù)據(jù)可在Multi-Instrument Burst Archive(MINBAR)②https://burst.sci.monash.edu/minbar/數(shù)據(jù)庫中查看。MINBAR數(shù)據(jù)庫擁有目前最全的I型暴樣本，包括了Rossi X-ray Timing Explorer(RXTE),BeppoSAX和INTEGRAL等多個衛(wèi)星對I型暴的觀測數(shù)據(jù)。其對每一個暴的光變曲線執(zhí)行了統(tǒng)一的分析，提供了暴的上升時標、峰值強度、冪指數(shù)下降時標等光變信息，并提供了時間演化能譜的其他信息[8]，對I型暴的某些特定信息的統(tǒng)計研究很有幫助。

在觀測上，大部分熱核暴的光變曲線呈現(xiàn)出快速上升、冪指數(shù)衰減的單峰結構(fast rise and exponential decay,FRED)。根據(jù)持續(xù)時間的長短，X射線暴可以分為三類[8]。第一類為持續(xù)時間1 min的“典型”I型暴[7,9]，其爆發(fā)間隔一般為小時量級；典型暴的暴前吸積率大概為1%～30%[2]。第二類為“中等暴”(intermediate-duration)，持續(xù)時間一般為0.5 h，并且伴有強烈的輻射壓效應[10]；這些事件一般認為是來自純He層的點燃，吸積率較低，比“典型”暴的爆發(fā)前的吸積率低1～2個數(shù)量級[11,12]。第三類“超暴”(superbursts)[13]持續(xù)時間超過1 h；目前認為，這些事件不是來自于H或者He的不穩(wěn)定燃燒，而是來自于C。另一類在觀測上表現(xiàn)出時間短，且能譜比較硬的X射線暴，可能起源于吸積盤的不穩(wěn)定性，稱為II型X射線暴[9]。Bagnoli等人[14]指出，II型暴的持續(xù)時間比I型暴的持續(xù)時間變化范圍要廣，短則小于1 s，長則達500 s以上，主要分布在20 s以內(nèi)。

一般認為，在NS-LMXB系統(tǒng)中，I型X射線暴的燃料來自于伴星包層的H,He物質(zhì)，通過吸積盤吸積在中子星表面累積，并形成幾米厚的物質(zhì)層。吸積物質(zhì)不斷被壓縮，并被加熱，當溫度和密度足夠高時，引發(fā)不穩(wěn)定燃燒，快速消耗中子星表面所有可利用的燃料，形成觀測到的熱核暴[1,2,15]。I型X射線暴被認為是熱核起源的觀測依據(jù)有兩個：(1)兩次I型暴之間的持續(xù)態(tài)輻射時間積分流量與I型暴的時間積分流量的比值(即α參數(shù))為40～100，同引力勢能與核聚變模型計算的效率之比基本一致；(2)暴在衰減階段黑體溫度下降，通過對I型暴的時間演化能譜的擬合發(fā)現(xiàn)，黑體溫度最初上升，在暴的峰值流量之后，黑體溫度在暴流量衰減階段趨近于冪律衰減，直至下降到暴前穩(wěn)定態(tài)流量的水平。

熱核X射線暴的光度最高可達愛丁頓光度，此時輻射壓與引力壓達到平衡。物質(zhì)繼續(xù)燃燒，當輻射壓大于引力壓，將物質(zhì)向外吹，燃燒物質(zhì)層的球殼半徑會超過中子星半徑，這一類很亮的熱核X射線暴被稱為光球半徑擴展(photospheric radius expansion,PRE)暴。PRE暴的光度為愛丁頓光度范圍，其溫度的平方與半徑呈反相關關系。對于一定質(zhì)量的天體，PRE暴可作為測量距離的標準燭光。

對暴前能譜，一般用一個熱成分去描述吸積盤和中子星熱表面，用一個非熱成分去描述高能冕區(qū)。在爆發(fā)過程中，X射線時間演化能譜一般包括暴成分和非暴成分。I型暴能譜演化分析的“標準”方法認為，在爆發(fā)過程中，非暴成分等同于暴前輻射能譜的大小和譜型。凈暴能譜是指暴的能譜減去非暴成分(暴前輻射)之后，一般用一個色溫度為2～3 keV的黑體譜來描述[1]。已知源的距離，我們可以利用黑體模型估計爆發(fā)的全波段流量，進而可以計算峰值流量Fbb,max，以及暴總的通量Eb(凈暴流量的積分)。算得的流量和通量可以衍生定義暴的參數(shù)：暴前持續(xù)態(tài)平均流量與暴的時間積分流量的比值其中?t是兩個暴之間持續(xù)態(tài)輻射的時間段；暴的平均持續(xù)時間τ=Eb/Fbb,max。Worpel等人[16,17]在對RXTE衛(wèi)星的I型暴爆發(fā)過程總的能譜擬合中引入了fa因子，即假定爆發(fā)過程中的非暴成分與暴前輻射有相同的能譜形狀，但兩者強度或有不同，并用fa因子表征非暴成分在爆發(fā)過程中的強度變化。他們發(fā)現(xiàn)，fa方法擬合效果明顯比標準方法好，并且在爆發(fā)過程中，fa普遍大于1。他們認為爆發(fā)過程中增加的fa可能是由中子星表面的質(zhì)量吸積率增加所引起的。除此之外，其他研究也表明爆發(fā)過程中的暴成分能譜可能會被修正，即爆發(fā)過程中，非暴成分會發(fā)生變化[18–21]。這些改變或者影響可能來自于盤的反射[22]，或者由于坡印廷拖曳造成的吸積流改變[23]，又或者是冕的冷卻[24]。

暴頻振蕩現(xiàn)象在有些I型暴當中被探測到，可能來自吸積中子星表面輻射的高度不對稱[25]。暴振蕩頻率與中子星自轉(zhuǎn)頻率緊密相關，是測量中子星自轉(zhuǎn)頻率的一種方法。振蕩模型通常涉及熱核火焰?zhèn)鞑?、核燃燒過程、中子星的快速旋轉(zhuǎn)以及磁場的動力學過程等，其產(chǎn)生機制仍是謎團[25–27]。

在大量的熱核暴觀測樣本中，出現(xiàn)了一類在X射線波段顯示多峰結構的熱核暴。自從Sztajno等人[28]利用EXOSAT衛(wèi)星在源4U 1636?53中觀測到雙峰暴以來，隨著更多觀測設備的投入使用以及更多暴源和I型暴的發(fā)現(xiàn)，雙峰暴樣本的數(shù)目也在增加，人們提出了更多的理論模型來解釋I型暴中特有的雙峰結構的現(xiàn)象。尤其是2019年，NICER衛(wèi)星在不同的源中都發(fā)現(xiàn)了一個非常亮的雙峰結構暴，再一次引起了人們對雙峰熱核暴的關注。因此，現(xiàn)階段有必要對雙峰熱核暴的發(fā)展進行梳理介紹。本文第2章主要介紹以雙峰結構為主的多峰熱核暴的共同特點以及在不同源中的觀測現(xiàn)象；第3章在I型暴理論模型的基礎上，著重梳理已有的多峰熱核暴解釋的理論模型；第4章主要討論現(xiàn)有的觀測結果對已有模型的限定以及對多峰暴研究的展望。

2 多峰I型X射線暴的觀測

人們最初觀測到的雙峰X射線I型暴可能是受到觀測儀器的能段限制產(chǎn)生的，并非來自爆發(fā)源的物理起源。Hoffman等人[29]首次從MXB 1743?29,MXB 1728?34,MXB 1850?08這3個源中發(fā)現(xiàn)了一類雙峰結構的熱核暴。這些非常亮的PRE雙峰暴僅在高能段(8～19 keV)存在明顯的雙峰結構，而在低能段/全能段的光變曲線中，雙峰結構不明顯甚至消失。Haberl等人[30]利用EXOSAT衛(wèi)星，在源4U 1820?30中也觀測到這一類雙峰僅出現(xiàn)在高能段的I型暴，見圖2。Paczynski[31]認為這種雙峰結構只在高能X射線波段光變曲線中觀測到，在全波段消失的PRE暴是由儀器引起的觀測效應：當爆發(fā)開始，向外的輻射壓增加，物質(zhì)包層離開中子星向外運動，溫度降低，輻射光子的能量下降到X射線波段以下，導致了光子計數(shù)的下降，形成了光變曲線上觀測到的下凹；隨著氣體層受重力作用再一次收縮，溫度升高，即形成了光變曲線的第二個峰值。

另一類雙峰結構暴，在觀測上X射線波段和全波段流量都可以觀測到雙峰結構[32]。這一類出現(xiàn)雙峰結構的光變曲線可能反映了熱核能量產(chǎn)生過程或者釋放過程的真實變化[9]。目前為止，此類雙峰暴已經(jīng)在幾個NS-LMXB系統(tǒng)中觀測到，如4U 1636?53,4U 1608?52,XTE J1709?267,GX 17+2,MXB 1730?335,SAX J1808.4?3658。除了雙峰結構熱核暴，三峰結構熱核暴在源4U 1636?53中也已被觀測到[33,34]。

對于不同源中的所有雙峰暴樣本，爆發(fā)的持續(xù)時間基本上是1 min量級。兩個峰的強弱在雙峰暴中沒有明顯的規(guī)律，有的是第1個峰強，有的第2個峰強，有的兩峰值強弱相當。雙峰暴演化能譜表明，黑體溫度和半徑隨著流量變化也會出現(xiàn)明顯的雙峰結構。大部分雙峰暴的峰值流量較低[32,35]，但是也有部分達到愛丁頓光度的PRE暴[36,37]。通過對其源雙峰暴暴前光譜的分析發(fā)現(xiàn)，大部分雙峰暴都發(fā)生在系統(tǒng)中吸積率較高的地方[34,35,37–40]。個別雙峰結構暴在爆發(fā)過程中觀測到了暴頻振蕩現(xiàn)象，其頻率與所在的LMXB源中子星的自轉(zhuǎn)頻率有關。

圖2 EXOSAT衛(wèi)星在源4U 1820?30中發(fā)現(xiàn)的2個“雙峰”結構熱核暴[30]

接下來我們詳細介紹這類雙峰結構X射線暴在不同源中差異性的觀測現(xiàn)象。

2.1 多峰暴在不同源中的觀測

2.1.1 源4U 1636?53

NS-LMXB 4U 1636?53是X射線暴爆發(fā)非?；钴S的Atoll源[4]，其雙星系統(tǒng)軌道周期為3.8 h[41]，主星自旋頻率為581 Hz[42,43]，伴星是18 mag的藍星[1]。人們在源4U 1636?53觀測到的多峰暴都是低光度非PRE暴。Sztajno等人[28]利用EXOSAT衛(wèi)星在源4U 1636?53觀測到4個雙峰結構熱核暴，這是首次在X射線波段光變曲線和全波段流量演化中同時觀測到雙峰結構的X射線暴。如圖3中的暴a)、b)、c)和e)，其光變曲線[9]總是展現(xiàn)第1個峰值計數(shù)率高于第2個峰值計數(shù)率，兩峰之間的時間間隔在4～7 s，第2個峰的上升時間段在1.9～3.5 s，與第1個峰的上升時間段(2.0～4.0 s)相似。其中，每個多峰暴與其前一個暴之間的等待時間(1.3～2.3 h)屬于單峰暴再發(fā)生時間的中等范圍。4個雙峰暴的峰值流量相對較低，未達到愛丁頓光度。通過能譜分析，他們發(fā)現(xiàn)爆發(fā)過程中黑體溫度也有相似的雙峰結構。Sztajno等人[28]未對這4個多峰暴進行時變分析。

圖3 EXOSAT衛(wèi)星在源4U 1636?53觀測到的8個熱核暴(有4個雙峰結構暴)[28]

Galloway等人[1]總結了該源的另外4個雙峰熱核暴(如圖4)的XTE觀測，并發(fā)現(xiàn)兩峰間隔時間4～5 s。不同于早期的觀測，在這4個雙峰暴中，有3個暴的第2個峰大于第1個峰。這4個暴都是光度較低的非PRE雙峰暴。對于圖4的暴(d)的時變分析中，在其第一個峰檢測到581 Hz暴頻振蕩[44]。Watts和Maurer[32]對圖4這4個暴進行了暴的暴前能譜吸積率的統(tǒng)計分析，他們發(fā)現(xiàn)多峰暴并沒有出現(xiàn)在源最高的吸積率處。相對于單峰暴，他們發(fā)現(xiàn)雙峰暴更容易出現(xiàn)在吸積率較高的態(tài)；當兩者都處于相似的吸積率時，單峰暴的暴通量相比于多峰暴的暴通量更低。

圖4 RXTE衛(wèi)星在源4U 1636?53中觀測到的另外4個雙峰暴的光變曲線(2～25 keV)[32]

Zhang等人[38]在2011年報道了在RXTE衛(wèi)星觀測下，源4U 1636?53的12個雙峰暴，并發(fā)現(xiàn)這些雙峰暴暴前源出現(xiàn)在雙色圖中高吸積率處的位置，而單峰暴遍歷整個雙色圖。

除了雙峰暴，在這顆源中還觀測到更為罕見的三峰暴。van Paradijs等人[33]利用EXOSAT衛(wèi)星在源4U 1636?53首次觀測到三峰結構的熱核暴，如圖5a)所示。在10%的精確度下，3個峰上升階段的速率一樣，第1、2峰的峰值間隔和第2、3峰的峰值間隔都約為4 s。通過對時間演化能譜的分析，在三峰暴的爆發(fā)過程中，半徑?jīng)]有很明顯的變化，進而推斷此三峰暴不是由于中子星表面光球?qū)拥呐蛎浺鸬?。并且此三峰暴在X射線波段的光變曲線、全波段流量和溫度隨時間的演化中都展現(xiàn)出三峰結構。Zhang等人[34]利用RXTE衛(wèi)星在源4U 1636?53又觀測到一個三峰暴，如圖5b)所示。此三峰暴的三峰結構同樣出現(xiàn)在X射線波段的光變曲線、全波段光度和溫度隨時間的演化中。Zhang等人[34]通過時變分析發(fā)現(xiàn)在爆發(fā)期間沒有明顯的暴頻振蕩現(xiàn)象。對比報道出來的2個三峰暴，我們發(fā)現(xiàn)：(1)圖5a)的三峰暴的第一個峰和最后一個峰的間隔時間(約17 s)約是圖5b)三峰暴的2倍；(2)在雙色圖上吸積率隨著演化軌跡從右上角到右下角逐漸增加。所以，van Paradijs等人[33]觀測到的三峰暴圖(圖6中的三角形)比Zhang等人[34]觀測到的三峰暴(圖6中的空心圓)出現(xiàn)在更高的吸積率處。目前，源4U 1636?53在RXTE衛(wèi)星的觀測下?lián)碛凶畲髽颖镜亩喾褰Y構熱核暴。

圖5 EXOSAT衛(wèi)星和RXTE衛(wèi)星在源4U 1636?53中各自觀測到的三峰暴

圖6 源4U 1636?53的多峰熱核暴在雙色圖中的位置[34]

2.1.2 源4U 1608?52

暴源4U 1608?52是LMXB中的暫現(xiàn)源，也是Atoll源[45,46]，其雙星軌道周期為0.537 d，伴星為富含H,He的晚F或者早G型星QX Nor[47,48]。在源4U 1608?52觀測到的都是很亮的PRE雙峰暴。Penninx等人[49]利用EXOSAT衛(wèi)星在源4U 1608?52的觀測中確認了一個持續(xù)時間約20 s的雙峰暴。此暴在1.4～3.4 keV,3.4～11.0 keV,11.0～20.0 keV三個能段的光變曲線都出現(xiàn)了雙峰結構。經(jīng)過光譜擬合，峰值流量達到愛丁頓流量，且在峰值流量附近也發(fā)現(xiàn)了25%的下凹，如圖7所示，第1個峰值高于第2個峰。Poutanen等人[39]利用XTE衛(wèi)星數(shù)據(jù)在21個PRE暴的樣本中觀測到2個雙峰X射線暴。這兩個雙峰暴的暴通量分別是(3.28±0.01)×10?13J·cm?2和(3.28±0.01)×10?13J·cm?2，略高于同一樣本中其他所有PRE暴的通量。

圖7 EXOSAT衛(wèi)星在源4U 1608?52中觀測到的下凹約25%的雙峰暴[49]

Jaisawal等人[37]2019年利用NICER衛(wèi)星在源4U 1608?52也觀測到PRE的雙峰暴(見圖8)，這是首次在1.5 keV以下觀測到愛丁頓極限熱核暴的雙峰結構。在NICER衛(wèi)星0.3～12 keV的光變曲線中，第1個峰的上升時標約3.5 s，第1個峰之后，5 s出現(xiàn)了第2個峰值。在暴前光譜中，沒有檢測到Fe線特征。

圖8 NICER衛(wèi)星在源4U 1608?52觀測到的雙峰PRE暴[37]

考慮儀器影響之后，Poutanen等人[39]和Jaisawal等人[37]發(fā)現(xiàn)的PRE暴仍然在流量、溫度和半徑都表現(xiàn)出雙峰結構。不同的是，Poutanen等人[39]發(fā)現(xiàn)的兩個雙峰暴爆發(fā)前，源處于低硬態(tài)；而Jaisawal等人[37]發(fā)現(xiàn)的雙峰暴源位于軟態(tài)。通過時變分析，Jaisawal等人[37]沒有發(fā)現(xiàn)其雙峰X射線暴峰值附近存在暴頻振蕩。

2.1.3 源XTE J1709?267

中子星軟X射線源XTE J1709?267是間歇性的暫現(xiàn)源，其X射線爆發(fā)周期為2～3 a[50,51]。Jonker等人[52]利用RXTE衛(wèi)星在源XTE J1709?267中觀測到一個I型X射線暴，其X射線暴流量時間演化由一個“前兆”和“主暴”組成(見圖9)，其光變曲線形態(tài)類似于圖4d)，第2個峰非常強。通過光譜分析，溫度和半徑都有雙峰結構出現(xiàn)，發(fā)現(xiàn)此暴中的前兆與光球擴展沒有關系，并且此暴本身也不是PRE暴。其全波段的峰值流量是(1.40±0.06)×10?15J·cm?2·s?1。他們在時變分析中，沒有發(fā)現(xiàn)暴頻振蕩。

圖9 RXTE衛(wèi)星在源XTE J1709?267中觀測到由前兆和主暴組成的熱核暴[52]

2.1.4 源GX 17+2

GX 17+2是Z源中為數(shù)不多的出現(xiàn)熱核暴的暴源[4]。Kuulkers等人[40]利用RXTE衛(wèi)星的數(shù)據(jù)，在源GX 17+2中的3個短暴中發(fā)現(xiàn)了一個持續(xù)時間為約10 s的雙峰暴。此雙峰暴比其他短暴弱，峰值強度約是其他暴的一半，且處在Z源雙色圖的低正常分支(low normal branch,LNB)處。通過對此雙峰暴的光譜及暴前光譜的擬合，暴的全波段黑體譜凈峰值流量是(0.79±0.05)×10?15J·cm?2·s?1，暴的通量為(5.54±0.09)×10?15J·cm?2，暴的平均持續(xù)時間τ=(7.0±0.5)s。他們在爆發(fā)過程中沒有發(fā)現(xiàn)暴頻振蕩現(xiàn)象。

2.1.5 源MXB 1730?335

MXB 1730?335是位于球狀星團Liller 1[53]的Atoll源[35]，在活動期間既可以出現(xiàn)II型暴又可以出現(xiàn)I型暴[14]。Bagnoli等人[35]通過RXTE衛(wèi)星的觀測數(shù)據(jù)，發(fā)現(xiàn)了6個雙峰結構的非PRE熱核暴。這6個暴的雙峰結構只出現(xiàn)在暴的衰減階段，第1個峰普遍強于第2個峰。其X射線光變曲線中，雙峰之間的下凹持續(xù)時間相對較長，一般在25～72 s之間。圖10 a),b)中暴的下凹約有10 s的時間段是處于暴前輻射流量水平之下，此時非暴成分光譜形狀不同于暴前光譜，吸收柱密度增加了4倍。在暴結束之后，非暴成分恢復暴前光譜形狀。圖10中的6個暴位于雙色圖中源從高軟態(tài)到低硬態(tài)的暫現(xiàn)態(tài)，似乎這類雙峰X射線暴被限制在特定范圍的吸積率中。這些暴的通量范圍是(1.72～28.80)×10?15J·cm?2，明顯高于其他觀測到的單峰I型X射線暴。通過時變分析，他們在暴的衰減階段檢測到0.25 Hz的低頻準周期振蕩(QPO)。

圖10 RXTE衛(wèi)星在源MXB 1730?335中觀測到的6個雙峰結構熱核暴[35]

2.1.6 源SAX J1808.4?3658

源SAX J1808.4?3658是被BeppoSAX衛(wèi)星發(fā)現(xiàn)的第一個吸積毫秒脈沖星[54]，其中子星自旋(或持續(xù)態(tài)毫秒脈沖)為401 Hz[55,56]，雙星軌道周期為2.1 h[57]。SAX J1808.4?3658是一顆Atoll源，其I型暴基本上是高光度的PRE暴[1]。

Bult等人[36]利用NICER[58]衛(wèi)星對源SAX J1808.4?3658的觀測數(shù)據(jù)，發(fā)現(xiàn)了一個非常亮的PRE暴(因He不穩(wěn)定燃燒引起，見圖11)。此暴的光變曲線結構除在計數(shù)率上表現(xiàn)出第1個峰值高，第2個峰值低的特征；還在第一個峰值的上升期有明顯的“停頓”部分。通過對暴的光譜分析，發(fā)現(xiàn)此暴在全波段流量中也顯示了較弱的雙峰結構，且最大的全波段峰值流量是(2.3±0.1)×10?14J·s?1·cm?2，是目前利用NICER衛(wèi)星觀測到的最亮的X射線暴。盡管此暴是PRE暴，但是不能作為解釋此暴雙峰結構的起源。光變曲線中的“停頓”和下凹分別與溫度曲線的第1個峰和第2個峰出現(xiàn)時刻相對應。“停頓”部分和下凹部分有相同的全波段流量(1.43±0.09)×10?14J·s?1·cm?2。他們發(fā)現(xiàn)這個流量與峰值流量的比值正好是相同中子星質(zhì)量下表面大氣為H和He的愛丁頓流量之比。通過時變分析，在暴的冷卻部分檢測到明顯的401 Hz暴頻振蕩。

圖11 NICER衛(wèi)星在源SAX J1808.4?3658中觀測到的PRE雙峰暴[36]

2.2 多峰熱核暴觀測總結

我們總結了不同暴源中雙峰結構熱核暴的部分觀測性質(zhì)。統(tǒng)計結果顯示，相對于目前觀測到的X射線暴源(115個)，僅有少數(shù)暴源(6個)被報道已觀測到這一類罕見的雙峰暴。從表1中可以看出，雙峰結構暴出現(xiàn)在不同源的類型中，并沒有局限于特定類型的源。表1從光變曲線或者流量時間演化(包括峰值間隔、持續(xù)時間)、雙峰暴暴前源所處的狀態(tài)、暴頻振蕩等性質(zhì)歸納不同源的雙峰暴的觀測現(xiàn)象。

我們發(fā)現(xiàn)雙峰暴樣本中的光變曲線各不相同，兩峰值強弱基本沒有規(guī)律，有的第1個峰值強，有的第2個峰值強，有的兩峰值相當，表現(xiàn)出了雙峰暴樣本中復雜的光變結構。其中源4U 1636?53中雙峰暴的光變曲線最豐富，且擁有最大的非PRE雙峰暴樣本。除源MXB 1730?335之外，其余源中的雙峰暴的光變曲線持續(xù)時間都小于1 min，且峰值時間間隔為10 s。源MXB 1730?335中的6個雙峰暴的光變曲線較為規(guī)律，其第2個峰都處于暴的衰減階段。6個雙峰暴持續(xù)時間長(約200 s)，峰值間隔(25～72 s)也是其他源的2～7倍。

雙峰暴大部分峰值流量較低，也有雙峰PRE暴，所以峰值流量高低不是限制雙峰結構出現(xiàn)的因素。所有源的絕大部分暴其雙峰結構同時出現(xiàn)在流量、溫度和半徑的時間演化中。源4U 1636?53目前觀測到的雙峰暴樣本都是非PRE雙峰結構。源4U 1608?52中PRE暴的爆發(fā)比較活躍，其雙峰結構的熱核暴都是PRE暴。源MXB 1730?335中的雙峰熱核暴都是非PRE暴。

雙峰暴出現(xiàn)在Atoll源、Z源、暫現(xiàn)源中。在Atoll源中，源4U 1636?53和源MXB 1730?335中的雙峰暴樣本基本出現(xiàn)在吸積率較高的位置[35,38]；而源4U 1608?52中的雙峰暴前源的狀態(tài)不固定，既有軟態(tài)(較高吸積率)，又有低硬態(tài)(較低吸積率)。Z源GX 17+2雙峰暴的前源處于低正常分支(中等吸積率)。

表1 雙峰X射線暴的觀測總結

不是所有的雙峰暴都觀測到了振蕩現(xiàn)象，有的工作沒有對其雙峰暴進行時變分析。在觀測到暴頻振蕩現(xiàn)象的雙峰暴中，暴頻振蕩出現(xiàn)的位置也不同，有的出現(xiàn)在雙峰暴的第1個峰[60]，有的出現(xiàn)在第2個峰(雙峰暴的衰減階段)[36]。

在現(xiàn)有比較大的非PRE雙峰熱核暴樣本中，MXB 1730?335觀測到的6個多峰暴比較特殊，其光變曲線下凹的時間段更長，并且第2個峰(暴的衰減階段)被檢測到低頻準周期振蕩。此源中的雙峰I型暴可能是暴衰減階段中子星表面的短暫遮擋，而不是核物理過程引起的。

3 多峰I型X射線暴的理論與模擬

I型X射線暴現(xiàn)有最成功的理論模型是熱核閃模型，即中子星表面吸積物質(zhì)的熱核不穩(wěn)定燃燒。在熱核閃模型下，I型暴的觀測特性與燃燒物質(zhì)成分、前一個暴燃燒物質(zhì)的剩余、燃燒區(qū)域、熱核燃燒過程以及吸積率都有密切聯(lián)系。所以，I型暴可以用來研究中子星表面的吸積物質(zhì)成分和密度、溫度、吸積率及中子星內(nèi)部的熱狀態(tài)，進而對研究中子星表面的輻射特征和系統(tǒng)的吸積環(huán)境有重要意義。

吸積物質(zhì)層的穩(wěn)定燃燒和不穩(wěn)定燃燒取決于核能產(chǎn)生率和冷卻率是否達到平衡，而兩者依賴于物質(zhì)層的溫度和柱密度。對幾個重要的熱核過程，在一定柱密度下，熱核產(chǎn)生率隨著溫度迅速增長，因此，來自核燃燒的加熱進一步提高了燃燒率。當燃燒率快速增加到一個點，在1 s內(nèi)局部消耗了大多數(shù)燃料，最終會導致熱核不穩(wěn)定燃燒。假定密度為105g·cm?3，當溫度≥0.7×108K時，H聚變(CNO循環(huán))的核能產(chǎn)生率基本不隨溫度變化；而當溫度≥3×108K時，He聚變(3α過程)的核能產(chǎn)生率也基本已經(jīng)不隨溫度變化。所以，對于CNO過程和3α過程，熱核產(chǎn)生率在較低的溫度范圍內(nèi)隨著溫度的增加而迅速增長；在更高溫度，熱核產(chǎn)生率隨著溫度的增加而變平緩且穩(wěn)定燃燒。而C的核能產(chǎn)生率一直隨著溫度變化較快，所以其不穩(wěn)定燃燒可以發(fā)生在更高的溫度。同時考慮物質(zhì)層的柱密度和溫度，可以勾勒出以上三個核過程的穩(wěn)定和不穩(wěn)定燃燒的狀態(tài)[2,61]。

物質(zhì)層的溫度和柱密度的增加大部分是由于吸積物質(zhì)的壓縮造成的，所以壓縮加熱正比于物質(zhì)的吸積率。對于中子星表面吸積的H,He物質(zhì)，熱核燃燒的穩(wěn)定性很大程度上取決于吸積率 ˙M[62]。所以通過H,He物質(zhì)的燃燒以及點燃狀態(tài)的變化可預測出一定范圍的燃燒環(huán)境，有些已被觀測證實。Galloway和Keek[2]將近年來模型預測的不同燃燒環(huán)境的典型物理圖像進行了總結。

標準熱核閃模型可以復制出I型X射線暴觀測中的基本特征：如短的上升時標(約1 s)、再發(fā)生時標(約1 h量級)、暴的能量(約1032～1033J)、兩次I型暴之間的持續(xù)態(tài)輻射時間積分流量與I型暴的時間積分流量的比值(40～100)、暴衰減部分的光譜軟化等。標準熱核閃模型考慮能量的連續(xù)釋放，預測出的暴光變曲線是單峰結構的FRED形狀。多峰結構I型暴的觀測現(xiàn)象不能被標準的熱核閃模型，以及PRE暴的儀器觀測影響所解釋。多峰結構I型暴的理論模型一般考慮熱核反應能量的分步釋放[63–65]，或者吸積過程中導致物質(zhì)的分步燃燒，或者與不同的點燃緯度[60,66]有關等。多峰結構I型暴能夠提供更多的觀測信息，對研究中子星表面吸積物質(zhì)的點燃方式、物質(zhì)成分等有重要意義。

3.1 熱核反應過程中的“停頓”

Fisker等人[63]認為雙峰結構是由He閃層和上層物質(zhì)燃燒的快質(zhì)子過程(簡稱rp過程)的“停頓”引起的。對于雙峰結構暴，在給定吸積率下，底部累積的He物質(zhì)在10 s內(nèi)完全燃燒，并形成了一個足夠大的溫度梯度，使熱量可以通過高效的對流轉(zhuǎn)移到表面，引起了第一個峰(觀測上，這個結果的表面光度上升時間小于1 s)。He燃燒區(qū)域向外輻射和對流，以至于H沒有足夠的時間轉(zhuǎn)變成He，其點燃和燃燒經(jīng)過rp過程。rp過程是僅受溫度影響的。若反應速率被同位素阻止引起“停頓”，則核能釋放率下降并引起表面光度的下凹。在“停頓”之后，當核能釋放率再一次上升，則表面光度再一次上升，形成第2個峰。簡而言之，他們認為暴的第1個峰來自He物質(zhì)燃燒，第2個峰是由于核能釋放率的再一次上升引起的，模擬結果如圖12 a)。

Jos′e等人[65]在隨后的模擬工作中，發(fā)現(xiàn)少部分出現(xiàn)的雙峰暴與暴物質(zhì)成分的變化有關。Lampe等人[64]利用KEPLER模型[67]模擬了Fisker等人[63]提出的雙峰暴的熱核起源模型。他們發(fā)現(xiàn)，雙峰暴在高金屬豐度和低吸積率中更容易出現(xiàn)(如圖12b))，并且隨著吸積率的增加，第1個峰逐漸被壓制，第2個峰相對變大。當提高金屬豐度至太陽金屬豐度時，第1個峰的峰值隨著吸積率的增加變得越來越不明顯，整個流量變化更像是暴的連續(xù)增長。Lampe等人[64]的工作表明，雙峰結構暴可以是熱核本身起源，但是卻要求更高的金屬豐度，并且He峰的數(shù)量級很大程度上依賴吸積率。盡管此模型可以從物理上模擬雙峰結構(如圖12b))，但是很難復現(xiàn)出一些雙峰暴觀測到的比較深且持續(xù)時間較長的下凹[66]。

圖12 雙峰暴的熱核起源模型的模擬結果

3.2 高緯度點燃模型/幾何效應

Bhattacharyya和Strohmayer[66]基于熱核傳播[68,69]的研究，提出了高緯度點燃模型。他們認為：吸積物質(zhì)的燃料分布在整個中子星表面，當暴在一個確定的地點被點燃，之后在中子星表面?zhèn)鞑ブ鸩近c燃所有的燃料。燃料在高緯度點燃后，形成一個緯度對稱的燃燒環(huán)帶。燃燒帶在向赤道方向傳播的過程中，由于受到從赤道向兩極運動的吸積物質(zhì)的阻礙，在低緯度會出現(xiàn)停滯；這引起第1個峰之后的下凹。越過赤道之后，燃燒帶再一次加速朝著相反的極點處運動，形成了第2個峰。在極點處點燃，會快速形成緯度對稱的燃燒球冠，中子星的自轉(zhuǎn)不會在暴的第1個峰造成暴頻振蕩。而在非極點處的高緯度點燃，則在形成燃燒環(huán)帶的過程中，會在第1個峰的上升階段觀測到暴頻振蕩。

Bhattacharyya和Strohmayer[44,66]提出的熱核傳播高緯度點燃模型定量地解釋了圖4c),d)的光變曲線的基本特征，復制了這兩個雙峰暴的光譜演化(如圖13)，并且解釋了暴圖4c)振蕩的缺失和圖4d)第1個峰觀測到的暴頻振蕩。熱核傳播高緯度點燃模型在解釋三峰暴時，燃燒帶在完全燃燒完中子星表面的所有物質(zhì)之前，必須停滯兩次，三峰暴要求更復雜的停滯機制[34]。

3.3 吸積-燃燒層熱交換不穩(wěn)定性模型

Regev和Livio[70]提出“吸積-燃燒層熱交換不穩(wěn)定性模型”解釋熱核暴中的雙峰結構。他們假定在中子星表面有兩個區(qū)域，一個是非常薄的位于吸積物質(zhì)底部的燃燒層(簡稱zone1)，另一區(qū)域位于燃燒層上面沒有熱核反應產(chǎn)生的吸積層(簡稱zone2)。隨著燃燒發(fā)生，zone1溫度快速升高，因熱量轉(zhuǎn)移太慢而不能將能量從燃燒層完全釋放，一部分能量加熱zone2使其溫度升高。隨著zone1溫度開始下降，兩區(qū)域之間的溫度梯度下降，在特定條件下，燃燒層向吸積層的熱量轉(zhuǎn)移率低于其產(chǎn)生率，因此產(chǎn)生了第2個峰。即第2個峰是由于吸積層與燃燒層的熱交換不穩(wěn)定性引起的。此模型能模擬出持續(xù)時間幾十秒，第1個峰急劇上升及下凹比較淺的雙峰暴。由于只有兩個zones在物理上過于簡單，在后續(xù)的工作中，F(xiàn)isker等人[63]將zones數(shù)量增加來重復以上計算。他們發(fā)現(xiàn)當zones增加到約25個時，以上效應就消失了。

圖13 高緯度點燃模型[66]對圖4中暴的光譜演化的模擬結果

3.4 剪切不穩(wěn)定性模型

Fujimoto等人[71]提出物質(zhì)層的剪切不穩(wěn)定性導致能量分步釋放的模型。他們認為，攜帶角動量的物質(zhì)從吸積盤流入中子星表面的過程中，與燃燒層物質(zhì)存在著較差自轉(zhuǎn)；熱核燃燒驅(qū)動熱核閃對流，促使角動量重新分布。所以中子星表面吸積物質(zhì)層的較差自轉(zhuǎn)和熱核閃驅(qū)動的物質(zhì)對流之間的相互作用導致了剪切不穩(wěn)定性。剪切不穩(wěn)定性的產(chǎn)生將上層未燃燒的燃料與燃燒層混合，導致物質(zhì)層重新點燃引發(fā)多峰X射線暴。他們認為此模型適用于源4U 1636?53中觀測到的低峰值流量的雙峰[28]和三峰[33]結構的熱核暴。

Bhattacharyya和Strohmayer[66]指出，以上模型不能復制出觀測到的雙峰結構暴，并且對于剪切不穩(wěn)定性的條件，即將大量未燃燒的物質(zhì)維持在燃燒火焰上方，并使熱燃料和冷燃料兩區(qū)域不發(fā)生混合是很困難的。

3.5 吸積盤冕散射模型

Melia[72],Melia和Zylstra[73]提出了一個模型：多峰結構的I型暴可能是爆發(fā)過程中吸積盤/冕的形狀發(fā)生變化引起的。吸積物質(zhì)發(fā)生熱核不穩(wěn)定燃燒，爆發(fā)開始，光子增加使得冕區(qū)光深變厚，或者使得吸積盤溫度升高，表面部分物質(zhì)蒸發(fā)，導致光子經(jīng)過冕區(qū)被吸收或散射，從而使觀測到的光子計數(shù)率下降，形成光變曲線上的下凹。當爆發(fā)衰減，冕區(qū)光深變小，散射能力下降，光子數(shù)增加，形成觀測到的第2個峰。他們的模型在一定傾角范圍內(nèi)(40?≤i≤65?)才能觀測到雙峰暴。

吸積盤冕散射模型可以解釋一些觀測現(xiàn)象，但仍存在一定的缺陷。例如：(1)為什么盤冕形狀的變化只是出現(xiàn)在部分爆發(fā)過程中，同一源中絕大部分的單峰I型暴為什么沒有受到同樣的影響？(2)觀測到雙峰結構暴的X射線源并沒有受到觀測傾角的影響。(3)這個模型很難解釋雙峰暴中第1個峰比較弱的觀測現(xiàn)象。

3.6 愛丁頓極限模型

Bult等人[36]利用NICER衛(wèi)星觀測到的PRE雙峰暴中，其光變曲線上升階段有一個停頓，暴第2個峰的衰減階段檢測到暴頻振蕩。他們發(fā)現(xiàn)，停頓部分、兩峰之間的下凹和暴振蕩開始處，這三個地方的光度對應著H物質(zhì)的愛丁頓光度，因此他們提出愛丁頓極限模型來解釋雙峰暴中出現(xiàn)的下凹。暴在底部的He物質(zhì)層點燃，由于輻射壓向外膨脹，點燃H并達到了H物質(zhì)的愛丁頓極限光度。燃燒物質(zhì)持續(xù)向外擴張，繼續(xù)燃燒He到達He的愛丁頓極限，并經(jīng)歷PRE暴的收縮過程，返回到中子星表面，再一次達到H愛丁頓極限，對應光變曲線上觀測到的下凹。所以，他們認為下凹與H物質(zhì)層達到愛丁頓極限是相關的。進一步，亮暴中的雙峰結構，可能與一個爆發(fā)中同時出現(xiàn)H,He物質(zhì)的愛丁頓極限有關。但是他們并未給出第2個峰及其出現(xiàn)暴頻振蕩的解釋。

4 總結與展望

目前為止，我們首次對現(xiàn)有報道的多峰暴觀測性質(zhì)及提出的理論模型進行了總結。我們發(fā)現(xiàn)，在雙峰暴樣本中，其光變結構復雜，兩峰值強弱不定，且兩峰之間的下凹較深并持續(xù)時間較長；部分雙峰暴存在暴頻振蕩；現(xiàn)有的三峰暴有更復雜的光變結構。

現(xiàn)有的理論模型僅能解釋一部分觀測現(xiàn)象。熱核反應“停頓”模型[63]可以從核物理起源解釋I型暴的雙峰結構，但是距離觀測現(xiàn)象還有一定的差距：不能解釋兩峰之間較深的下凹及其較長的持續(xù)時間等。高緯度點燃模型[60,66]復制出了觀測到的兩個雙峰暴的光變和光譜演化，解釋了第1個低峰值檢測到的暴頻振蕩，但是造成下凹的停滯機制仍不清楚；三峰暴光變出現(xiàn)的兩個下凹要求高緯度點燃模型更復雜的停滯機制。吸積盤冕散射模型[72,73]很難解釋第1個峰值低的多峰暴。愛丁頓極限模型[36]解釋了雙峰PRE暴中的下凹與H的愛丁頓極限有關，對于暴中第2個峰的出現(xiàn)及其觀測到的暴頻振蕩未給出具體原因。進一步，現(xiàn)有的理論模型很難解釋在同一個源中，相對于單峰暴，雙峰暴為什么如此罕見？在現(xiàn)有的暴源中，為什么僅有極少數(shù)暴源出現(xiàn)雙峰結構X射線暴？

自從雙峰熱核暴被觀測到以來，其數(shù)量一直十分稀少，未有學者對其進行系統(tǒng)的研究。我們選出一個多峰暴比較多的源作為樣本，通過光變曲線、能譜演化等手段分析雙峰結構與哪些物理本質(zhì)有內(nèi)在聯(lián)系。通過研究雙峰結構的一些觀測結果，可以對部分模型進行限定，有助于我們篩選模型。例如，Cooper和Narayan[74]發(fā)現(xiàn)，對特定的源，一定吸積率下，局部吸積率隨著緯度增高而變小。點燃緯度依賴于柱密度，而柱密度依賴于吸積率。那么，隨著整體吸積率的增加，引燃位置應該發(fā)生在更高的緯度。Bhattacharyya和Strohmayer[66]提出的高緯度點燃模型指出，雙峰暴應該在更高緯度點燃。在源4U 1636?53中應該在高吸積率處發(fā)現(xiàn)更多的雙峰暴而不是單峰暴。如果Cooper和Strohmayer[74]與Bhattacharyya和Strohmayer[66]的工作是可調(diào)和的，則支持了吸積率在中子星表面的分布規(guī)律，并支持了雙峰暴的高緯度點燃。Watts和Maurer[32]對源4U 1636?53中4個雙峰暴樣本的吸積率進行了分析，并沒有發(fā)現(xiàn)支持以上推論的證據(jù)?；蛟S因為局限于樣本的稀少，統(tǒng)計結果沒有對理論模型給出明確的限定。

源4U 1636?53在RXTE衛(wèi)星觀測下的雙峰暴樣本，擁有復雜多變的光變曲線形態(tài)和流量變化，很有代表性，可以囊括這些爆發(fā)的形態(tài)，值得作為一個樣本來進行多峰暴光譜光變的詳細研究。除此之外，源4U 1636?53還有三峰暴樣本，可以用來探究多峰暴與雙峰暴之間的區(qū)別與聯(lián)系。源4U 1608?52也是值得關注的雙峰暴暴源，不同衛(wèi)星觀測到的雙峰暴暴前源的狀態(tài)各不相同，期待更多的多峰暴觀測數(shù)據(jù)，以進行暴前源的吸積率研究。隨著更多的衛(wèi)星對I型暴的觀測，多峰暴在不同能段的觀測樣本也會增多，我們將利用多個衛(wèi)星對同一個源的觀測數(shù)據(jù)，尋找I型暴多峰結構的物理起源。