互动科普

极紫外天文学

Stuart Bowyer

一度被认为是不可能的在极紫外波段进行的预测工作拓宽了对宇宙的认识。

1992年6月7日中午，我怀着期待的紧张心情注视着一枚携带着国家航空航天局极紫外探险者（EUVE）卫星的德尔塔II型火箭在佛罗里达州卡纳维拉尔角的发射台上升空。约一小时后这枚运载火箭将EUVE送入到地球上空550公里的轨道上。

这颗卫星的性能超过了人们的期望。由于是在大气层之上翱翔（大氧层使极紫外辐射不能到达地基望远镜），因此EUVE探测到了大量的天体。它们中有白矮星、冕活动星（指具活动星冕的恒星——校注）、中子星和太阳系中的行星状天体。所有这些天体都是在这一高频带发出辐射。EUVE甚至在银河系之外探测到10个极紫外辐射源。这项探测工作由于长期以来预言星际气体会吸收甚至是来自近邻恒星、更不用说来自河外天体的所有极紫外辐射而格外令人满意。

EUYE这个第一颗专门用于极紫外天文学的卫星，在其飞行的两年里已经收集了大量天体的关键性数据。这些观测结果迫使我们对我们的炽热年轻恒星和白矮星的模型进行了修正，并且正在给出有关星冕、星际介质及太阳系内一些行星的新的信息。对于我以及在发展极紫外天文学过程中与我共事的研究生及博士后研究者来说，EUVE及其发现代表了过去二十多年间持续观测的顶峰。由于过去曾预言极紫外天文学是一门注定要失败的学科，因此看到我们的梦想成真更加感到欣慰。

在本世纪六十年代和七十年代早期，天文学家们认为极紫外辐射——其波长大约在100到1000埃之间——会完全被星际介质所吸收。因此，这些光线如果是由除太阳外的任一恒星发射出的话就不可能到达地球附近。这一预测是根据星际空间中气体平均密度的估算值——每立方厘米一个氢原子以及更少量的氦和其它元素——得出的。如果星际物质在星系内是均匀分布的，则EUV天文学就的确不可能。

还有一个技术性障碍：探测与分析EUV辐射的仪器——在实验室中的，更不用说安装在火箭或卫星内的任何仪器了——过去并不存在或是仅处于研制的初始阶段。所有这些因素使极紫外频带面为观测天文学中最后一个未经研究的领域。

正是这一新领域吸引着我。我在由于一篇X射线天文学的论文而获得物理学博士学位之后，立即研制出有些粗糙的检测极紫外辐射的仪器。这种技术能应用到天文学中吗？我并未受到作为天文学家的正规训练，我也没有被这种一般常有的悲观心情所过分影响。但这肯定是引起担心的原因。

1967年我来到加利福尼亚大学伯克利分校之后不久，George B. Field，一名在星际介质方面的第一流专家指出，星际物质的分布可能是很不均匀的。它在许多方向上的密度可能只有平均密度的十分之一。在此情况下，在这些方向上极紫外辐射的贯穿距离可能会比通常采用的值要远9倍。因此，通过极紫外光可以探测到的空间体积比通常认为存在的要大1000倍。这相当于极紫外辐射源的潜在数目的增长也将达到1000倍！我自言自语地说：“如果George Field将其理论上的手指一捻就可以使EUV的观测范围扩大1000倍的话，那谁知道在现实生活中可能会发生什么？”我决定EUV天文学是我终归要研究的重要对象。

从1968年以来我在伯克利领导了一个集中研究EUV天文学的研究小组。在这个小组中我有幸吸引了一批有才能的研究生和博士后研究人员。

在最初几年间，很难让天文学家们信服，特别是让国家航空航天局（NASA）信服来支持解决极紫外天文学所面临的技术难题的工作。但是NASA的确给予了我适度的支持。因此我能集中使用探空火箭——它在返回地球之前在大气层之上逗留了大约关键的5分钟——来作为试验和评估有关极紫外天文学新技术的工具。

在二十世纪七十年代中期我领导了将一台望远镜乘飞船飞行的工作，这台望远镜按今天的标准来看是原始的，但它可在美苏阿波罗-联盟号太空飞行期间进行极紫外观测工作。NASA批准了我的计划，并且在1975年由阿波罗一联盟号将我们的仪器携带到大气层之上。我们发现了4个EUV辐射源。其中两个证明是炽热的白矮星，一个是具有活动星冕的恒星。第四个辐射源是一颗激变变星，一个间或变亮5到100倍的、名叫天鹅座SS的双星系统。由于这两颗白矮星和天鹅座SS有100到200光年远，因此阿波罗-联盟号实验证实了EUV辐射可以穿过具有天文距离的星际介质，至少在某些方向上是如此。

阿波罗-联盟号的成功对我们是一个巨大的推动。为了响应NASA提出的一项探险者卫星计划，我们提出了一个研制能在极紫外波段测绘整个天空的仪器的建议，NASA选中了我们的建议，因而开始了以极紫外探险者卫星为高潮的辛劳岁月。

并不是所有的障碍都是技术性的。财政限制使最初的投资处于一个低水平上。并且，尽管对EUV的观测在阿波罗-联盟号上取得了成功，但是1979年由国家科学院出版的一篇报道建议NASA取消EUVE计划。这一建议基于如下理由，即只有少于一打的EUV源可能被探测到。值得赞场的是，NASA继续支持我们的工作。

技术上的困难的确需考虑。对高能EUV辐射的聚焦、探测与分析所要求的仪器与用于可见光的很不同。例如，最好的光学望远镜使用的镜片能收集和聚焦呈大角度反射的光。如果极紫外辐射的波长小于约500埃，它就会被这种类型的反射镜所吸收。

为了解决这一难题，X射线天文学家首先开始研制“掠射”望远镜。使用这类仪器，辐射以几乎平行于镜面的角度与镜片相撞并以类似的小角度被反射。这一特技可以用于对EUV辐射的聚焦，但是这种类型的反射镜极难制作。镜面必须以煞费苦心的精确程度成形和抛光，而且用于制造光学望远镜的较廉价的技术很难用于制造掠射望远镜。

用于一台EUV掠射仪器玻璃镜面的成形和抛光的费用对于一个尚须证明其存在价值的领域来说仍然过高。在伯克利我挑选了三名研究生——Webster C. Cash, Roger F. Malina和David S. Finley——参加研制用于EUV天文学的金属望远镜。我们用仔细成形的镀镍（以得出很好的抛光表面）然后再镀上薄层金以得到最大反射率的铝片来精心制作这类望远镜。

在这个项目中我们很幸运地谋求到劳伦斯·利弗莫尔国家实验室的帮助。我们使用最初研制出用来制造核武器的金刚石立式车床。这样我们就能制造出比其它地方制造的类似镜片的性能要好得多的镜片。最后，我们制造出的镜片差不多与在1978年发射升空的爱因斯坦号X射线卫星内的玻璃镜片一样好。而后者几乎要贵30倍。

研制用于EUVE的掠射镜片只是这一会战的一部分。我们还必须发明和开发出用于我们的望远镜所收集的EUV辐射的探测器。已有几种极紫外探测器在我的实验室中设计出来，所有这些探测器都是基于一个普通的原理，入射光子激发释放出一个电子，这个电子就能沿着一根毛细管——相邻的蜂窝状毛细管之一——加速，并将其它电子击出。这些电子然后又推挤出更多的电子，形成一个从初始单个电子产生的几百万个电子的级联。

这一原理已被应用于许多军用和民用夜视系统。但是将其用于极紫外天文学并不是一件容易的事。由于EUV源像大多数天体那样无比的暗弱，因此我们必须制造出一种灵敏度极大的仪器，一种能探测出单个光子的仪器。即使有这样的灵敏度，这种探测器还会产生一种极低能级的乱真随机信号。而且，我们还需要一种将电子级联转化为电子信号的方法，这些电子信号能真实复制由掠射望远镜所产生的图像。

Michael Lampton，我的第一位博士后研究者，现在是我的同事和合作者，发明了几种根据来自探测器的信号以复制天空图像的方法。我们用子EUVE的探测器产生出一个由2048×2048像素构成的矩阵所限定的图像。这种探测器的内部噪声非常低并且对长波长紫外辐射几乎是不敏感的[见“微通道像增强器”一文，《科学》1982年三期]。

但是这些望远镜和这种探测仪仅仅是事情的一部分。长期以来，我就知道波谱学——分析不同波长辐射量的一门科学——对于EUV天文学的成长来说是很关键的，就像它在其它所有天文学领域中的作用一样。因此，我吸引了四位研究生——Malina，Patrick Jelinsky，Michael Hettrick和Mark V. Harwitz——来试图制造EUV分光仪。

最终研制出的EUV分光仪的核心部分是一个根本不同的划线光栅，在这种光栅中相邻线之间的间距从一端到另一端慢慢地增大。这种“变线距光栅”的分光仪以能达到单值的方式将光色散。实质上，这种分光仪有着很高的效率，很结实并易于适应不同的望远镜。

虽然我们在实验中获得成功，但是我们的所有仪器最初都是设计来用于探空火箭的。因此它们必须重新构形来满足NASA的“太空价值”技术要求以便能置于EUVE内飞行。因此Malina受NASA之托领导一个由科学家和工程师组成的小组来完成这些目标并且确保这种仪器可以在轨道上正常地发挥作用。

同时阿波罗-联盟号所得到的观测结果也在其它地方引起对极紫外天文学的兴趣。一个英国天体物理学家小组决定建造一台可以在EUV波段的最短波长部分观测天空的仪器。他们的宽域照相机（它使用了首次在伯克利研制出的极紫外技术）是被的设计来用于在德国卫星ROSAT上发射升空的。(该卫星——以X射线的发现者W·伦琴命名——的主要任务是探测X射线源。)

这台宽域照相机在NASA批准了EUVE之后的四年，即1980年才得到正式批准。但是命运注定了它比EUVE几乎早了两年就进入了轨道。该照相机发现了350个短波长极紫外辐射源。除了这个辐射源表之外，还可以根据该表的数据得出某些天体物理学见解。

我们最初打算由加利福尼亚大学伯克利分校已有的一个组织机构来承担EUVE发射后的工作。但是到二十世纪八十年代后期已经越来越清楚地意识到这个项目所涉及的范围已大大超出了这些已有机构的设备和人力。我终于说服该大学建立了极紫外天体物理中心（CEA）。CEA的科学家和工程师监测着EUVE上的仪器的健康状况，控制着它们的运转并且对观测工作最初阶段得到的数据进行分析。他们还提供了对NASA的“客座观测者”——来自世界各处的使用这台分光仪进行特定测量工作的天文学家——的支持。

在EUVE上由四台望远镜组成仪器组（见图2）。其中的三台是“巡天观测”望远镜，它们指向同一方向。我们最初应用我们实验室研制出的一些特殊滤光板来使每台望远镜能观测EUV的不同波长区。后来我们设计出第四个滤光板以及一个精巧的组装方案，使我们可以大四个波段而不是三个波段考察EUV天空。因此我们对这些巡天观测望远镜进行了重新配置以使所有四个波段都可以观测到。

这些巡天观测望远镜向外看的方向与EUVE卫星的自转轴垂直。自转轴位于黄道平面——地球绕太阳运行的轨道平面——内并且面向和背向太阳。随着卫星的自转。望远镜就在天空中扫描出一个条带；这一条带随着地球在公转轨道上运行而天天移动。整个天空在六个月内被测绘完毕。

第四台“深入预测”望远镜的轴线是与EUVE的自转轴相平行的。因此，看上去它是背向太阳的，这台望远镜在六个月期间只在黄道面内扫描天空的一个小条带。这样长时期的曝光使其比主要的巡天观测望远镜能更灵敏地进行观测并能揭示出更暗弱的源。有一半的入射辐射用于深入观测；另一半平均分配到三个分光仪。由于单个光栅能有效地反射相差二分之一到三分之一的波长。因此要覆盖整个EUV波段就需要三个分光仪。

1993年1月EUVE完成了其对整个极紫外辐射波段天空的首次观测工作。要将从卫星返回的大量数据加以具体化。我们还必须解决一个共同的难题。我们的探测仪不但对极紫外光子而且对宇宙射线和地球磁场内捕获的带电粒子都很灵敏。这些粒子形成一个背景，即噪声。在该背景下我们所得到的微弱的天体信号都可以被埋藏起来。

通过大量工作，我们终于得出可靠的算法来从虚假的辐射源中区分出真实的辐射源中区分出真实的辐射源。运用这些程序，我们现在已完成了我们对全天空数据的初步处理并发现了400多个清楚的EUV源。在以后的处理中，由于要在下个月内完成，我们还需要引入更为复杂的技术。我们希望发现达1000个EUV源。

我们得出的第一批结果表明许多探测到的极紫外源是具有活动星冕的恒星和炽热的白矮星。这一最新收获的余下部分是性质不同的一批天体：激变变星、炽热的年轻恒星、河外源、超新星遗迹和中子星。

1993年1月EUVE进入了它运行的第二阶段：用分光仪集中研究特定的EW源。那些使NASA认识到其研究建议的价值的天文学家参与了第二阶段的工作。这些客座观测者每人时其选择的天体在“黑暗期间”考察了大约10到100个小时，在“黑暗期间”该卫星被地球屏蔽了太阳的辐照。值得注意的是，当在轨道上运行时，EUVE可以以优于10弧秒的准确度将其轴指向天空的某一位置，这是一角硬币从距其700米远处看去的角大小。

一个由芝加哥大学的Arieh Konigl领导的天文学家小组用EUVE得出了一项最激动人心的观测结果。他们的发现涉及到一个河外天体PKS2155-304，该天体之所以如比命名是因为它是第一次由澳大利亚的Parkes射电望远镜观测到的。PKS2155-304是一个椭圆星系，它发射出一束我们似乎正面对面地看到的由炽热物质组成的极亮喷流。这束喷流发出的辐射比这个星系所发出的其它所有辐射要多得多。

这种“蝎虎座BL型天体”以其能辐射从X射线到射电波的几乎所有波长的光而闻名。这类天体的辐射的一个独特的特征就是它实际上是没有特征的，因而对这些天体的物理环境几乎无法提供什么线索。EUVE所得频谱分析结果证实，PKS2155-344在波长长达120埃时都是可探测出的。此观测结果证明曾经认为不能穿过星际介质的EUV辐射是能在星系际距离范围内传播的。更重要的是，在EUV频谱中发现了大量的吸收特征。对这些特征进行详细研究就会对这类天体的物理环境有着深刻的理解。尤其是，我们还可以得知落入星系中心处黑洞的物质是如何转化成我们观测到的相对论性喷流的。

大多数由EUVE探测到的辐射源都是银河系内显示有活动星冕的恒星。在像太阳这样的“正常”恒星中，星冕是一个由稀薄气体组成的延伸包层。从下部较较致密、较冷的各层传输上来的能量以某种未知的方式将星冕加热到一亿或两亿摄氏度。在恒星的视表面——称作光球——与其星冕之间，有一个温度急剧上升的过渡区。过渡区发出的辐射主要由极紫外线和X射线组成。然而，过渡区内的气体很稀疏，并且其辐射的总能量只有光球的百万分之一。

某些恒星中星冕辐射的能量比一般的要多得多。另外，这些辐射通常来自于温度比正常星冕要高一些的等离子体。这类具有活动星冕的恒星能揭示出很多有关星冕甚至类日恒星过渡区的信息。

哈佛-史密松天体物理中心的Andrea K. Dupree和她的同事们运用EUVE来研究五车二（御夫座α)的极紫外频谱。由两个具活动星冕的黄巨星所组成的这一系统有45光年远。上述天文学家已发现了由铁离子——在其26个电子中失去14到23个电子的铁原子——产生的强发射线。这些发射线首次证实了该系统含有从几万度到数百万度温度范围内的电离气体（等离子体）。令人惊奇的是，在接近一百万度的地方等离子体很少。在这方面，五车二系统与太阳有很大的不同，太阳在一百万度处有过量的等离子体物质（这看上去很好理解）。是什么原因可能造成在接近100万度温度外五车二等离子体的缺乏呢?迄今为止我们还不清楚。

Dupree和她的同事们已在五车二系统内接近六百万摄氏度的地方观测到大量的等离子体；我们还不清楚是什么产生了这种炽热物质。由磁场约束的等离子体在靠近系统中的一个或两个恒星的地方可能会发生聚变，释放出能量。或者这种物质还会由于两颗恒星之间的某种相互作用而被加热。通过观测来自五车二的EUV辐射的变化，我们终于会得以确定在这一恒星系统中起作用的根本机制。

耀发，即极紫外和X射线辐射的突然爆发，常常会在太阳和其它恒星中发生。这种发生在具有活动星冕的恒星上的爆发使得在太阳上发生的这类爆发看上去就十分适度了。在EUVE发射后不到六个星期，我们就在大约30光年远的显微镜座AU星上观测到两次大的耀发。在第一次耀发中，显微镜座AU在几分钟内就使其紫外输出增大了19倍，然后在接着的几小时内又下降到其通常的发射水平。在用分光仪来分析显微镜座AU的辐射后，我们注意到在其宁静期和耀发期之间的重大不同。我们希望能通过其它的观测工作来加深对这些剧烈的瞬变现象的理解。

对EUVE全天空探测所得结果的一个主要的出乎意料之处是在大犬星座中发现一颗年轻而具有极大质量的炽热恒星大犬座ε，它是天空中最亮的EUV源，尽管它有600多光年远。John Vallerga及其在CEA的合作者在这次全天空探测的最长波段发现了这颗恒星。在这一波段处，星际物质的吸收最为剧烈。这一观测结果意味着在该恒星的方向上，每立方厘米的氢原子为0.002个还少，大约为银河系平均值1000分之一。

大犬座ε的EUV频谱与我们所知道的关于年轻炽热恒星的大气层的情况全都不同。威斯康星大学的Joseph P. Cassinelli领导了一个分析这颗恒星频谱的小组，他希望能弄清X射线研究结果所查明的这些风是由这类天体产生的。已探测出来自这些风的辐射并正在进行分析。更为出人意料的是，还探测到来自该恒星光球层的辐射。

对大犬座ε在辐射的远（far）紫外、可见光和红外波段进行的多项研究工作全都证实了这类恒星的流行模型。但是来自该恒星光球层的EUV流量比那些“广泛同意的”模型的预期植要高29倍。尽管已有几位天体物理学家对这种超额值的原因作了解释，但是他们的解释分歧很大，在我们弄清这一异常现象之前还要作更进一步的研究。

大犬座ε还解释了星际介质的电离作用。当一个星际原子吸收一个光子，并释放出该原子的一个电子时就会发生电离作用。来自这颗恒星的EUV辐射是如此之强以至于——在天空的四分之一象限内——该恒星都是产生星际介质电离现象的主要原因。在引入这一新的研究成果之后，现在正着手进行对星际介质的电离特性的详细研究。

当极紫外光引起电离作用时，它就在此过程中被吸收。这种在天文源辐射中的吸收现象显示在光谱的若干暗线或一个吸收边缘上。通过研究这些效应，我们就能得知有关星际介质的温度以及星际介质中每种元素的密度和电离程度的信息。氢、氦原子以及一次电离的氦原子是极紫外辐射的主要吸收者。

我在CEA的合作者和我已经以一颗炽热白矮星GD246的极紫外频谱中的吸收作用进行了研究，该白矮星位于大约200光年远。沿该恒星的视线方向，氢原子的平均密度大约为每立方厘米0.04个，而且只有大约25%的氦被电离了。

由白矮星产生的连续光谱是进行这些研究的理想光谱。我们现在已对大约一打不同视向的白矮星进行了类似的观测。通过分析这些结果，我们就能推导出有关星际介质的总的电离状态的细节。这些信息对于增进对等离子体如何演化的理解非常重要。最终它还可以告诉我们星际气体的聚集是如何出现的，以及如何终于成新的恒星的。

炽热的白矮星是第二类最多的EUV源，它们实际上提供了它们自己的一套出乎意料之处。许多白矮星的极紫外光谱比理论工作者所预期的要弱得多，这迫使我们对我们的白矮星大气模型进行修正。花些时间来弄清为什么人们会认为白矮星在极紫外段的天空中占主导地位——以及为什么它们不占主导地位，这是值得的。

一颗白矮星所含的质量差不多等于太阳的质量而其体积仅相当于地球，因而在其表面所产生的引力惊人的大，通常是地球重力的100000倍。50年来，理论工作者们已经断定这样大的引力场会使白矮星中较致密的物质下沉，将大气圈分成具有不同成分的一些层。所有的重元素都在中心，而白矮星的外部各层几乎全由纯氢组成。或者在氢缺乏的情况下，几乎由纯氦组成。

从理论上说，要证明任何其外层由纯氢或纯氦组成的炽热白矮星都一定会发射出大量的EUV，这是简单易懂的。但是由阿波罗-联盟号以及欧洲X射线观测卫星（具有某种在极紫外波段观测能力的另一颗X射线卫星）得到的预测结果和现在由EUVE得到的观测结果只揭示出很少量的EUV辐射。

CEA的Stephane Vennes在早些时候就已提出为什么白矮星在极紫外辐射上会出现不足，EUVE的分光仪研究结果证明他是对的。由白矮星大气圈的低层区发射出的极紫外光将铁离子推到上部大气层中：铁吸收紫外光子，它们的向上的动量又产生一个向上的定向辐射压。这些离子被升到大气层的表面。在这几它们显著地使白矮星发出的EUV辐射量减少。

来自深入观测望远镜的数据已提供了有关弥漫高能天体背景辐射（据认为是由于星际介质中的炽热物质所产生的）的信息。这种炽热物质的起源、稳定性及特征并不十分清楚；它们甚至还没有得到很好的确定。CEA的一个小组在这弥漫背景中发现了一块阴影。这块阴影是由一块孤立的卷云产生的，这块卷云虽然十分稀薄，但是它完全可以吸收来自更远场所的EUV辐射。

我们在该云块方向上检测到的所有极紫外辐射是从地球和云块之间的一个界线清楚的区域内发射出的。我们得到了哥本哈根大学天文台的Jens Knude的帮助，他确定出这块云的距离为120光年。使用这个数据我们就得以直接测定出炽热星际介质的压力。我们发现使用上述参数所得出的压力值与较早的（间接的）每立方厘米700到6000开尔文的估计值相比出奇的高：它达到19000。根据人的体验，这个压力实际上是极低的；大约是海平面处大气压力的1018分之一。

即使在已得到很好探测的行星物理领域，EUVE卫星也已开始做出重要贡献。一个由约翰斯·霍普金斯大学的Warren Moos和Doyle Hall领导的天文学家小组已经拍摄了环绕木星的等离子体环的引人注目的EUV图像。旅行者号1979年的飞行揭示出这个环主要是由木星的有火山的卫星木卫一最初释放出的氧和硫离子所组成。EUV图像显示出木卫一环的一侧比另一侧亮。这意味着这一侧的气体处于一种更炽热也更致密的环境中。由于这种压缩和加热很可能是由于木星磁场内气体运动的缘故，因此对木卫一环的观测结果能提供关于木星磁层内部结构的有价值的线索。

EUVE的客座观测者的波谱学研究时期将一直延续到1995年。虽然我们还不知道会有什么样的发现，但是迄今为止所做出的发现肯定是令人鼓舞的。极紫外天文学在这一方向上的进一步的进展在很大程度上将取决于NASA的尽力支持。EUVE卫星本身至少到1999年会继续保持在轨道上。如果使用该卫星的一项扩充任务被批准，我们就可以同我们的仍在发送新数据流回到地球的、第一个绕轨道运行的极萦外天文台进入下一个世纪。

【肖波/译；鲁兰/校】