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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