第一章我要先介紹歷史沿革和每種X光源的特性
還有我題目做了小小的更改~XD
1.1 研究背景與雙星
在1970年代，經由 Uhuru 和 OSO-7 這兩台可以觀測X光的機器的觀測，科學家發現，當這機器的觀測方向指向球狀星團的時候，那裏的X光光源強度比銀河盤面高100~1000倍。到了1980年代，隨著儀器的進步，我們可以觀測到的X光光度已經從一開始的10^36爾格/秒降到10^34爾格/秒(在0.5~6keV這範圍)，甚至當錢卓拉望遠鏡升空後，我們可以看到的X光光度達到10^29爾格/秒。(這亮度是約莫在一萬光年遠的距離，星體在這光度以上可以被偵測到，而太陽的亮度約是10^26爾格/秒)。
這裡要說明一下，儀器理論上以接受到的照度作為偵測極限，而非拍攝物體的光度。簡單來說，望遠鏡知會知道星星看起來有多亮，不會知道他有多遠，也就是即使很亮的星，但是距離遙遠，也會看起來很黯淡。也就是天文上的視星等，當經過距離換算，就可以得到絕對星等。儀器是看視星等、科學討論是討論絕對星等.
如之前所說的，緊密雙星會有一些特色，其中一個就是她會放出比一般恆星強很多的X光，這X光的光度約在10^30~10^32爾格/秒 之間，而錢卓拉望遠鏡的高感度便是一個很重要的利器。此外、錢卓拉望遠鏡還可以紀錄高解析的光度變化、光子能量，以及成像上有很高的(空間)解析度，都是研究球狀星團內部很重要的功能。光度和光譜可以給我們星體的亮暗周期和顏色，高空間解析度讓我們在對比光學影像更容易。
根據Verbunt & Lewin 這兩位老師的研究，以及綜合前人的結果，科學家發現球狀星團中，最亮的X光源是來自中子星吸積伴星所產生的，她的光度大約在10^37爾格/秒左右，而一般球狀星團的恆星質量都比較小(大質量的都演化完了)，所以通常稱之為低質量X光雙星系統(Low Mass X-ray Binary; 簡稱LMXB)，而當這種系統吸伴星的質量減緩時，就稱為quiescent (休眠、寧靜)期的LMXB，這時的X光光度約在10^33爾格/秒附近。更暗一點的X光雙星系統一般認為有:
1. 激變變星 (Cataclysmic variables)
2.活躍色球層雙星 (Chromospherically active binaries)
3.毫秒周期波霎 (Millisecond Pulsar)
以上這幾類型就是這篇論文所要分析、尋找的系統。所以在這裡我要特別介紹~
激變變星，簡稱CV，是由一顆白矮星吸積伴星產生的系統，遭受到吸積的氣體會被加速，加速過程中造成的碰撞會使得氣體溫度升升高，進而放出輻射，而因為溫度高，所以產生的紫外線與藍光也比一般恆星多，而受到X-ray與紫外的照射，恆星表面的氫氣也很容易看到更多的H-alpha紅光。此外，對比於AB的X光，CV的X光能量較AB來的強，也就是CV在X光波段看起來比AB更藍。
上圖是一種叫做DQ Her 的CV系統，有吸積盤(就是白色星星外圍繞的一圈螺旋狀物質)
這也是一種CV系統，稱做AM Her 系統，因為白矮星有強烈的磁場，導致吸入物質直接由磁場撞擊到白矮星表面
(圖片參考 tokenreader.blogspot.com/ 以及 www.mssl.ucl.ac.uk/www_astro/gal/gal_title.html )
這張是AM Her的示意圖(上部)，下面這張圖紅色部分是被白矮星吸入的氣體，在撞擊的地方產生的X光能量比較高(Hard X-ray)，白矮星表面則會產生較低能的X光和紫外線.(http://heasarc.gsfc.nasa.gov/)
CV還有一項特點，當白矮星吸的氣體導致白矮星的質量增加到約1.4個太陽質量時，因為電子簡併壓不足以對抗重力，白矮星會爆炸，是為Ia型超新星，這類的超新星能量範圍不大，是天文上重要的標準燭光。
其次，還有另一種雙星會放出X光-活躍色球層雙星，簡稱AB。
他的構造是兩顆主序星互繞，因為距離非常的近，彼此之前的磁場、電漿活動異常劇烈，根據Strassmeier. 在2001發表的論文顯示，這種系統的色球層和日冕活動非常劇烈。而磁場、溫度、大量電漿活動使得x光也比一般恆星劇烈很多。
這張圖是Rs-CVn 類型的AB的磁場圖
這張圖是利用都普勒效應和光度變化模擬出來的圖，這種AB已經碰在一起，其表面的磁場影響也很劇烈。
但是相對於CV來說，AB的X光光度比較低，而且因為是兩個普通恆星，所以顏色是落在主序帶上的。
一般判斷AB是利用光度變化，因為兩顆星很近的互繞的時候，這種星體判斷上有很高的難度，所以在往後的章節中會提到，我們還嘗試比較更多的研究、來增加我們觀測到的AB的可信度。
以上這兩種會是後面我們尋找的X光源的系統，另外還有一種也很微弱的X光源- 毫秒周期波霎 (MSP)
這種星體很有趣，她是在1982年由Backer 等人發現，一般波霎(脈衝星)的周期約百分之一秒到數秒不等，而這種高速旋轉的中子星是因為在和其他星體互繞的過程中，因為伴星的角動量轉移，所以速度變得很高。這種波霎可以有伴星也有些已經脫離，但是至少都認為經過雙星系統的過程。MSP的X光來自於表面的高溫輻射，並且在無線電波段也有明顯的輻射。這種X光源的特色是，它的光譜與"單一溫度的中子星氫大氣模型"(single-temperature neutron star hydrogen atmosphere model)放出的光譜類似。
上圖為球狀星團內發出X光的雙星系統，星體下面代碼sg:次巨星，ms:主序星，ns: 中子星，wd: 白矮星，sd:自旋減速光度。Lx為這種星體典型的光度大小。
1.2 遭遇型雙星與原生型雙星
根據在1975年的 Clark 的研究，發現在球狀星團中、光度在1036爾格/秒以上的X光源，它的成因可能是來自於潮汐捕獲或是三星系統的交互作用。然而因為儀器的限制，我們只能看到某個光度以上光源，導致只能分析較強亮度的光源。而在光度在1036爾格/秒以上的，一般相信是中子星或是黑洞的系統。
說到黑洞或是中子星這種極為致密的天體，他們的形成過程是大質量恆星的死亡所形成，這過程經歷過所謂的超新星爆炸，即使爆炸前有伴星的存在，也會因為劇烈的爆發而被吹走，所以黑洞或是中子星的伴星幾乎都是形成後才捕獲的。另外或許妳會好奇，那如果是在球狀星團形成之前、就存在的黑洞或中子星，是不是可以算形成的所謂的原生雙星呢?答案是不行，因為要是有黑洞或是中子星相伴的緊密雙星系統，那他的伴星演化速度會加快，並且提前死亡。
所以我們知道早期研究因為儀器限制，科學家只會看到黑洞或是中子星的雙星系統，而這種系統不會是原生雙星。
其實早在1980年之前，就有科學家提出球狀星團內部會有原生雙星，只是無奈儀器不夠好。而當錢卓拉望遠鏡上軌道後，除了一連串令人驚訝的發現外，在球狀星團的研究上又躍進一大步，相較於早期的X光望遠鏡只能有X光光子讀數、無法成像，Chandra不只有影像，每個像素上還能記錄光子能量、光子入射的時間。這提供很多研究暗淡X光天體的條件。
根據天文學家Pooley的研究，科學家曾經歸納出球狀星團中X光源和星團"身體狀況"的關係，也就是利用球狀星團的核密度、中心速度分布、半質量半徑大小來估計這類的緊密雙星。其關係為:
X光光源正比於ρ2r3υ-1 其中核密度: ρ 半質量半徑: r 中心速度分布:υ
而因為 υ ∝ √ ρ0rc所以 得到一種"遭遇率" : Γ ∝ ρ01.5 rc2 。
所謂的遭遇率就是星體遭遇對方而形成雙星的比率，這比率是以M4球狀星團作為基準。所謂做為基準就是把M4的各種參數當"1"，再來比對其他星團對於M4來說的"倍數"。
之後Pooley和Hut 在2006年也嘗試探討X光光源數量和星團質量關係，但是得到很薄弱的關係，所以Verbunt和Bassa就嘗試"同時"考慮遭遇率(Γ)和質量(M)的關係: N=aΓ+ bM。詳細的計算會在最後一章做說明，這裡先揭示，N=1.2Γ+1.1M，這關係較之前只考慮遭遇率更能廣泛解釋X光源的來源。
這張圖是Bassa博士提供的，縱軸表示星團的和密度、橫軸代表核大小
紅色的線代表和M4有同樣的遭遇率，紅色線上方到其平行的虛線處都是比M4有更高的遭遇率(虛線是比M4多100倍的遭遇率)，下面那條平行虛線則是較低(1/100的M4遭遇率)。藍色的線則是M4的質量，兩條虛線也是其100倍以及1/100倍的M4質量。而綠色的線代表原生雙星的拆散率，可以看到密度越高、核尺寸越小越容易使得原生恆星被拆散。
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