X 射線天文學是以天體的 X 射線輻射為主要研究手段的天文學分支。X 射線天文學中常以電子伏特（eV）表示光子的能量，觀測對象為 0.1keV 到 100keV 的 X 射線。其中又將 0.1keV-10keV 的 X 射線稱為軟 X 射線，10keV-100keV 稱為硬 X 射線。由於 X 射線屬於電磁波譜的高能端，因此 X 射線天文學與伽瑪射線天文學同稱為高能天體物理學。

宇宙中輻射 X 射線的天體包括 X 射線雙星、脈衝星、伽瑪射線暴、超新星爆炸遺骸、活動星系核、太陽活動區，以及星系團周圍的高溫氣體等等。由於地球大氣層對於 X 射線是不透明的，只能在高空或者大氣層以外觀測天體的 X 射線輻射，因此空間天文衛星是 X 射線天文學的主要工具。



X 射線天文學的起源

1949 年 9 月，美國海軍研究實驗室（NRL）的研究人員在新墨西哥州的白沙飛彈靶場，使用德國 V-2 火箭搭載的蓋革計數器，首次觀測到了太陽日冕發出的 X 射線，證實了太陽是一個 X 射線源，1956 年，人們又利用氣球上發射的固體火箭觀測到了太陽耀斑發出的 X 射線。由於月亮反射太陽的光，人們推測月亮也會發出微弱的 X 射線螢光。1962 年 6 月 18 日，美籍義大利裔天文學家里卡爾多・賈科尼等人利用 Aerobee 探空火箭升至 150 公里的高空，在 X 射線波段開始了全天範圍內的掃描。火箭上帶有三個蓋革計數器，利用 X 射線穿透的窗口厚度不同，可以記錄下光子的能量，同時利用火箭自身的旋轉確定 X 射線源的方向。這次試驗原本是想觀測月亮的 X 射線輻射，但是這個目的沒有實現，卻在火箭滯空的 6 分鐘裡，在距離月亮大約 25 度的地方，意外地發現了一個很強的 X 射線源，因為位於天蠍座，命名為天蠍座 X-1。後來證實為來自銀河系中心的 X 射線輻射。天蠍座 X-1 是人類發現的除太陽以外的第一個宇宙 X 射線源。這次觀測被認為是 X 射線天文學的開端。賈科尼也因他開創性的貢獻獲得 2002 年的諾貝爾物理學獎。



X 射線天文學觀測設備

X 射線探測器

氣體探測器是 X 射線天文學上廣泛使用的觀測設備。它在密閉容器中充有數個大氣壓的以惰性氣體為主的混合氣體，中間有一根或多根陽極絲，並在周圍加高壓電場。它可以用來計數單個 X 射線光子，並將計數率轉換成流量。一般有一根陽極絲的這類探測器稱為正比計數器，有多根陽極絲的稱為多絲正比室。早期 X 射線天文衛星多裝有這類探測器，用衛星本身的旋轉來確定 X 射線源的方向。

半導體探測器以半導體作為探測設備，當 X 射線入射到探測器上，就會產生一個電子空穴對。其特點是能量解析度和探測效率較高，但是不能做得很大。隨著現代技術的發展，CCD 設備應用於 X 射線探測。1993 年發射的日本 ASCA 衛星是首個應用 CCD 設備進行 X 射線成像的天文衛星。閃爍探測器通過螢光的方式探測 X 射線或者帶電粒子，主要由閃爍體、光電倍增管等組成。常見的閃爍體有 NaI，用它作成的閃爍探測器也被稱為 NaI 探測器。

微通道板探測器（MCP）原理如同多個微型光電倍增管，在金屬薄板上打出多個小孔，用類似 CCD 的排列方式獲得入射 X 射線光子的能量、位置等信息。倫琴衛星（ROSAT）採用了這種探測器。

空間 X 射線成像設備

由於 X 射線照射普通物質時會穿透或吸收，不能像可見光一樣發生反射和折射，人們發明了掠射式望遠鏡，讓 X 射線以近乎平行的角度照射在金屬板上發生反射，從而聚焦成像，用這個原理製造的望遠鏡稱為掠射式望遠鏡，主要用於軟 X 射線的成像。1963 年賈科尼在探空火箭上安裝了第一個能成像的 X 射線探測器。1970 年代早期美國的天空實驗室上搭載了掠射式望遠鏡，用於拍攝太陽。愛因斯坦衛星是首個應用大型掠射式望遠鏡的 X 射線天文衛星。目前大部分 X 射線天文衛星上都安裝了掠射式望遠鏡，口徑和解析度都在不斷提高。

對於硬 X 射線，掠射式方法不再有效，通常採取調製型成像技術，用硬體方法實現 X 射線源的時間或空間上的調製，而後用軟體方法解調得到信息。常用的有編碼孔成像，採用此技術的有歐洲的國際伽瑪射線天體物理實驗室（INTEGRAL）等。



X 射線天文衛星

X 射線天文學的興起得益於 20 世紀 70 年代空間天文技術的快速進步。1960 年代末，人們利用火箭和氣球已經確定了大約 30 個左右的 X 射線源，包括橢圓星系 M87、蟹狀星雲脈衝星等。在賈科尼的領導下，1970 年 12 月，美國在肯亞發射了人類歷史上第一顆 X 射線天文衛星 —— 烏呼魯衛星。該衛星在軌期間進行了系統的 X 射線巡天，確定了 339 個 X 射線源，發現了許多銀河系中的 X 射線雙星、來自遙遠星系團的 X 射線，以及第一個黑洞候選天體 —— 天鵝座 X-1。並於 1977 年公布了包括 231 個 X 射線源的烏呼魯 X 射線源表（4U）。

繼烏呼魯衛星之後，1970 年至 1980 年代，代各國相繼發射了一系列 X 射線天文衛星，包括英國的羚羊 5 號、荷蘭天文衛星、美國的小型天文衛星 3 號、高能天文台 1 號和高能天文台 2 號（又名愛因斯坦衛星）、歐洲的 X 射線天文衛星（EXOSAT）、日本的銀河衛星等。美國的天空實驗室上也安裝了 X 射線望遠鏡用於觀測太陽。其中，1978 年發射的愛因斯坦衛星首次採用了大型掠射式 X 射線望遠鏡，能夠對 X 射線源進行成像，是 1970 年代取得成果最多的 X 射線衛星。

20 世紀 90 年代，義大利和荷蘭共同研製的 BeppoSAX 衛星發現了伽瑪射線暴的 X 射線餘輝。德國、美國、英國聯合研製的倫琴衛星（ROSAT）在軟 X 射線波段進行了首次巡天觀測，在 9 年時間裡新發現了 7 萬多個 X 射線源，使 X 射線源的總數達到了 12 萬個。1993 年日本發射的 ASCA 衛星則首先將 CCD 設備用於 X 射線成像。美國的羅西 X 射線時變探測器（RXTE）雖然不能成像，但是能夠探測 X 射線源的快速光變。1999 年，兩顆重要的 X 射線天文衛星 —— 美國的錢德拉 X 射線天文台和歐洲的 XMM - 牛頓衛星先後發射升空。後者具有極高的譜解析度，而前者兼具了非常高的空間解析度（0.5 角秒）和譜解析度，它們是 21 世紀初 X 射線天文學主要的觀測設備，開啟了 X 射線天文學的新時代，取得了一大批重要的研究成果。除此之外，1990 年代升空的 X 射線望遠鏡還有俄羅斯發射的探測高能 X 射線的伽馬 1 衛星、日本發射的用於觀測太陽耀斑的陽光衛星等。

截至 2006 年，正在工作的 X 射線天文衛星有歐洲的 XMM - 牛頓衛星、美國的羅西 X 射線時變探測器、錢德拉 X 射線天文台、日本的朱雀衛星。此外，歐洲的國際伽瑪射線天體物理實驗室（INTEGRAL）、美國用於觀測伽瑪射線暴的雨燕衛星（Swift）、日本用於觀測太陽的日出衛星也安裝有 X 射線觀測設備。



天體的 X 射線輻射

到了 20 世紀 90 年代，人們已知的 X 射線源數量已達到約二十萬。早期的 X 射線源一般以星座名和發現順序命名，如天蠍座 X-1，半人馬座 X-3 等。這些 X 射線源通常需要證認其光學波段的對應體。目前已經知道的銀河系以內的 X 射線源包括恆星的冕層和星風、超新星爆炸遺骸、緻密星、X 射線雙星等等。類似的 X 射線源在大、小麥哲倫雲等鄰近星系中也有發現。活動星系核以及更大尺度的星系團也是 X 射線源。太陽系以內的 X 射線源包括太陽、月球、行星、彗星等，它們的 X 射線輻射主要來自於反射太陽的 X 射線產生的螢光。較強的宇宙 X 射線源在銀道面附近比較集中。此外，天空中還瀰漫著 X 射線背景輻射。

天體的 X 射線輻射主要來自核融合、激波、以及吸積造成的引力能釋放等過程，常見的輻射機制有熱輻射、軔致輻射、同步輻射、逆康普頓散射。其中，高溫氣體和高能電子扮演了重要角色。熱輻射的溫度要達到 106K 量級才可以顯著地發出 X 射線輻射，高能電子在各種非熱輻射中是不可缺少的，這些過程涉及到物理學中的很多基本問題。而宇宙天體當中提供了地面實驗難以達到的各種極端環境，如高溫、高密、大尺度、強磁場，X 射線天文學能夠和物理學互為基礎、相互促進。

在地球上看，太陽是天空中最強的 X 射線源，並且其輻射強度隨太陽活動劇烈程度的不同而差異很大。太陽的 X 射線主要是日冕發射的。在軟 X 射線照片上，太陽表面表現出一個巨大的、X 射線輻射明顯偏低的區域，稱為冕洞，被認為是太陽風的來源。太陽耀斑是太陽系內能量最高的爆發現象，其中 X 射線波段的爆發稱為 X 射線耀斑。耀斑的高能 X 射線被認為產生於非熱電子的軔致輻射過程。

X 射線雙星是一類發出明亮 X 射線輻射的雙星，雙星系統中有一顆為緻密星，通常為中子星或黑洞。根據伴星的質量，X 射線雙星大體上可以分為高質量 X 射線雙星和低質量 X 射線雙星兩類，它們有各自不同的產能機制。最早確認的 X 射線雙星是半人馬座 X-3 和武仙座 X-1，1971 年烏呼魯衛星觀測到了它們的 X 射線脈衝，並且發現它們都因兩顆子星相互繞轉而表現出周期性的掩食。典型的 X 射線脈衝星 X 射線波段的光度為 1036-1038erg/s，比太陽全波段的光度高 3 到 5 個數量級。低質量 X 射線雙星還表現出 X 射線暴等非常劇烈的爆發現象。

活動星系核是 X 射線天文學的重要研究對象，它們是一類高光度的天體，輻射功率可達 1043-1047erg/s，其中約一半左右是 X 射線輻射。人們普遍認為活動星系核的產能機制來源於黑洞及其吸積盤的物理過程。X 射線光譜中鐵元素能量為 6.4keV 的 Kα 發射線是研究黑洞、吸積盤的有力工具。由於黑洞附近強引力場的相對論效應，Kα 線往往變得寬而傾斜，同時發生較大的都卜勒位移，根據鐵的 Kα 線的位置、輪廓等信息可以推斷出黑洞周圍的極端物理狀況。

星系團中含有大量的星系際氣體，其質量往往可以達到星系團可見物質總質量的 3-5 倍，並且由於星系團中強引力勢阱的束縛，這些氣體能夠長期穩定存在，並被壓縮到很高的溫度（可達 108K），從而發出明亮的 X 射線輻射，這使得星系團的 X 射線輻射功率可以達到 1043-1045erg/s，是宇宙中最強的 X 射線源之一。由於星系團中的暗物質往往是與高溫氣體共存的，所以 X 射線天文學的研究可以導出暗物質的性質。



X 射線天文學的研究現狀

目前，X 射線天文學的主要研究課題包括 X 射線雙星、X 射線脈衝星、超新星爆炸遺骸、緻密星、伽瑪射線暴的 X 射線餘輝、太陽的高能過程、黑洞、活動星系核、星系團中的氣體與暗物質、宇宙 X 射線背景輻射等等。20 世紀 40 年代以來，X 射線天文學已經從簡單的 X 射線源觀測轉向 X 射線光譜學的精細研究。高解析度的 X 射線光譜首先由愛因斯坦衛星上的光譜儀獲得，如今，錢德拉 X 射線望遠鏡和 XMM - 牛頓衛星使得天文學家們能夠證認出特徵譜線。而空間 X 射線衛星已經獲得了不亞於地面大型光學望遠鏡的空間分辨本領，同時，數據處理水平也在快速提高，這些都令 X 射線天文學已經成為天文學中觀測資料最豐富、研究最活躍的領域之一。



參考文獻



延伸閱讀



外部連結


* X-Ray of Astronomy - Chandra