空間天文學

空間天文學

空間天文學是借助宇宙飛船、人造衛星、火箭和氣球等空間飛行器,在高層大氣和大氣外層空間區域進行天文觀測和研究的一門學科,它是空間科學和天文學的邊緣學科。空間天文學的興起是天文學發展的又一次飛躍。就觀測波段而言,空間天文學可分成許多新的分支,如紅外天文學、紫外天文學、X射線天文學等。從發射探空火箭和傳送氣球算起,空間天文研究始于二十世紀四十年代。空間科學技術的迅速發展,給空間天文研究開闢了十分廣闊的前景。

  • 中文名稱
    空間天文學
  • 技    術
    空間科學技術
  • 借    助
    宇宙飛船、人造衛星
  • 區    域
    高層大氣

研究指向

空間天文學在外層空間開展的天文觀測,突破了地球大氣這個屏障,擴展了天文觀測波段,取得觀測來自外層空間的整個電磁波譜的可能性。

誕生和發展

人造衛星和各種宇宙飛船的成功發射是本世紀最重大的科技成就之一,它對許多學科和技術領域產生了前所未有的巨大推動作用,其中就包括天文學這門古老的學科。

由于地面天文觀測要受到地球大氣的各種效應和復雜的地球運動等因素的嚴重影響,因此,其觀測精度和觀測對象受到了許多限製,遠遠不能滿足現代天文研究的要求。為了從根本上克服上述不利因素的影響,天文學的一門新分支學科?空間天文學伴隨著航天技術的迅速發展而誕生了。

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自1957年10月4日世界上第一顆人造地球衛星上天後,美國于1960年發射了第一顆天文衛星"太陽輻射監測衛星1號",對太陽進行紫外線和X射線觀測。此後,世界各國又相繼發射了許多天文衛星和用于天文研究的各種星際飛船,大大豐富和擴展了人類對宇宙和各類天文現象的認識。從發射近地軌道人造衛星,到"阿波羅"飛船載人登月、"喬托"飛船探索哈雷彗星,以及"先驅者號"和"旅行者號"飛船穿越整個太陽系的大規模、長時間的星際探測計畫,天文學在許多重要研究領域內取得了輝煌的成果。可以這麽說,如果沒有空間天文技術,就不可能有紫外天文、X射線天文和γ射線天文,甚至也不可能有今天成果豐碩的紅外天文。正因為如此,盡管空間天文耗資巨大,每次探測均需花費數億甚至數十億美元,但加入"空間俱樂部"的大部分國家卻都在發射自己的第一顆人造衛星後的10年時間內就開始實施本國的天文衛星計畫。

隨著空間技術以及其他各種高技術的發展,人們如今已能相當有效地發射和操縱一些不算太小的天文衛星(或者說是繞地球作軌道運動的天文望遠鏡)。從80年代末至今,最引人註目的天文衛星當推歐洲空間局的"依巴谷"衛星(1989年8月8日發射)、"X射線多鏡面任務望遠鏡"(1999年12月10日發射),以及美國的"哈勃"空間望遠鏡(1990年4月24日發射)和"錢德拉X射線天文台"衛星(1999年7月23日發射)。有人預言,在下一個10年中,人類將有能力使更大一些的望遠鏡在近地軌道上投入使用,耗資將大大超過10億美元。

歷史

在地面上觀測天體,必須通過大氣視窗,因而隻能在幾個電磁波段內進行,就是在這些波段觀測,也要受到大氣和塵埃的幹擾。空間天文觀測的特點,在于越過地球大氣這個障礙,對天體作全電磁波段的探測。人造衛星、火箭和氣球技術為空間天文學的發展提供了必要的手段。為了控製衛星、火箭的運行軌道和姿態,而採取遙感、遙測、遙控等技術,已建立起新的專門工程系統。天文工作者隻需提出或選擇適當的方案,就可把全力放在最新探測技術的運用上。

空間天文首先感興趣的當然是對關在地球大氣視窗之外的各電磁波段的探測,即對γ射線、X射線、遠紫外線、遠紅外線以及從短波到甚長波的射電波的探測。即使是在地面天文傳統觀測的波段,大氣面板測也有其特殊的優越性,不僅僅是擴大探測波段,而且還能提高觀測的極限星等和解析度,所以傳統的地面觀測也有必要到空間去進行。例如,用同樣口徑的光學望遠鏡放在空間觀測,其極限星等可暗1~5等;對于3米口徑的望遠鏡來說,由于避開了大氣擾動,解析度可達0獎04,不少雙星不必採用特殊技術即可直接分辨。空間望遠鏡在結構上、傳動和跟蹤等系統上都與地面上的望遠鏡有很大差別,重量輕得多。各種望遠鏡終端設備,基本上和地面的一樣,不過它們將是最完善的自動化遙控、遙測裝置。

宇宙γ射線探測 一般利用閃爍計數器探測低能γ射線。閃爍計數器中的閃爍體材料種類很多,空間天文中廣泛使用的是鉈激活的碘化鈉NaI(T1),鉈激活的碘化銫CsI(T1),鈉激活的碘化銫CsI(Na)等鹼金屬鹵化物組成的無機閃爍體。NaI(T1)的效率和能量解析度最高,但容易潮解。CsI則不容易潮解,機械強度較大,但能量解析度稍差。鑒于源的宇宙γ射線背景輻射較強,空間探測的閃爍計數器都需採取主動和被動式的禁止和準直措施,並借此取得γ射線源的方向信息。研究宇宙γ射線源的一個重要問題,也是探測γ射線的一個嚴重困難,就是精確測定輻射源的方位。如今,普遍使用的是閃爍體的反符合禁止。如高能天文台1號衛星的γ射線能譜儀即是由一群NaI(T1)-CsI(Na)所組成。CsI(Na)作反符合,其中中心的NaI(T1)探測器直徑5英寸,厚3英寸,探測能量範圍為 0.3~10兆電子伏,其視場的半極大全寬約為40°。這種禁止方法使得整個儀器的重量大大增加,因此有人採用其他方法。例如,快門-遮蓋器式的準直器已用于氣球探測,遮蓋器可移動,產生20°左右的半極大全寬。還有反準直能譜儀,它利用一組平行的柱體NaI(T1)能譜儀繞一個同它們平行的軸轉動,當有一γ射線點源時,必有一能譜儀為前面的所遮掩,產生調製信號,從而確定輻射源的方向。另一種廣泛使用的探測器是半導體探測器。它的最主要優點是能量解析度高,可用于γ譜線測量。空間天文探測上較常使用的是鋰漂移型矽、鍺探測器。能量高于10兆電子伏的γ射線探測使用火花室。火花室配有塑膠閃爍計數器和切連科夫計數器組成的觸發選擇系統,並在周圍包以塑膠閃爍計數器作荷電粒子反符合禁止。為了適應遙測需要,空間天文探測採用自動讀數技術,即所謂數位化火花室γ射線望遠鏡進行磁芯讀數、聲波讀數和磁致伸縮延遲讀數等。超高能γ射線由于流量極低,很難直接測量。對于能量大于1011電子伏的宇宙γ 射線,可利用觀測γ 射線在上層大氣中的級聯簇射所產生的切連科夫輻射來進行分析。這種輻射的光錐角小,約為2°,到達地面展開為5×104平方米的面積,閃光延續時間約為10-8秒,可用大望遠鏡對它進行光電觀測。觀測需要在無光、無雲和無月的條件下進行。美國亞利桑那州海拔2,300米的霍普金斯山史密森天文台安裝了一架有效直徑為10米的綜合口徑光學望遠鏡,作了這種觀測的嘗試。當γ 射線能量大于 1014電子伏時,則可在地面直接探測γ射線在大氣層中產生的廣延空氣簇射。γ射線產生的廣延空氣簇射與其他宇宙線所產生的相比,僅含少量μ介子,因而能給出超高能宇宙γ射線的信息。

X射線探測 對于大于10千電子伏的硬X射線,如同探測低能γ射線一樣,可用閃爍探測器,不過閃爍體可薄些。對于2~20千電子伏能段,普遍使用各種充有不同惰性氣體的鈹窗正比計數器(下稱正比管),探測能段有時延伸到60千電子伏。正比計數器有一定的能量分辨特徵,可給出粗略的能譜信息。由于宇宙X射線源的流量弱,並有快速的時間變化特征,因此需採用大面積視窗的正比管,它是由許多正比管組合而成的。如"自由號"小型天文衛星所載正比計數器,有效面積達840平方釐米;高能天文台1號衛星內的正比管面積有達8,800平方釐米的。硬X射線探測和γ射線探測一樣,還無法成像。而對天文研究說來,源的方位又是極為重要的信息。如今是用板條式準直器和調製準直器定方位。前者是用鋁片做成的柵格筒狀物,置于正比管視窗前,以限製探測器視場。這種限製對X射線來說比γ射線容易得多,可達1/2度,所定方位的準確度可達幾十分之一平方度。調製準直器的解析度可達5″左右。它在正比管前精密地、有規則地排列數層絲柵,通過對X射線源掃描所得到的流量變化的信息,而定出源的位置和大小。

X 射線源的探測是在相當復雜的背景上進行的。其中軟X射線彌漫背景可通過限製視場來減少其影響,但宇宙線、高能帶電粒子、大氣γ射線等可從四面八方進入正比管,由此提出排除背景的技術問題。在X射線探測中,排除背景的方法之一是採用主動式的反符合禁止,如同γ射線探測中所採用的那樣;另一種有效的方法是脈沖形狀鑒別技術。它是使用正比計數器時廣泛採用的一種方法。因為脈沖上升時間將隨著 X射線和高能粒子在正比管中產生的離子對的路程長度不同而變動,高能粒子脈沖的上升時間慢得多,借此也可以鑒別。

如今,軟 X射線的探測在0.1~2千電子伏之間進行。太陽的軟X射線流量很強隨時間變化不快,所以有時也可用電離室來探測。對于宇宙軟X射線源的探測,普遍使用正比計數器。電離室或正比管的視窗材料均用有機薄膜,以提高低能部分的透過率。軟X射線產生的電信號,不經放大,想進行脈沖計數是困難的,所以對于要求高時間解析度的探測,非用正比計數器不可。正比管在軟 X射線情況下能量解析度雖然很低,但多少還可提供一定的能譜信息。有機薄膜窗的氣體密封性較差,氣體能漸漸滲透,因此一般採用流氣式,並配以補氣裝置。軟 X射線和硬X射線不同,它可利用掠射X射線望遠鏡進行集光和成像。這樣,雖則有機膜窗正比管很難把視窗面積做得大,但可用望遠鏡的集光作用彌補正比管的視窗面積受限製的缺陷。不過製作X射線望遠鏡,尤其是要製作口徑大、質量高的望遠鏡,在技術上還存在許多困難。掠射望遠鏡有效集光面積小、焦距長,在體積和重量上比光學望遠鏡大得多。如今已經成功地用 X射線望遠鏡取得太陽X射線像。對于X射線視亮度很強的太陽,還用過X射線針孔成像方法和菲涅耳環板。不過這些方法和手段對于宇宙X射線源的探測,則不合適。正比計數器的能量解析度對于軟X射線能段說來是很低的,因此,要得到精確的能譜信息,特別是研究譜線時,應使用光譜儀。如今採用的兩種儀器是布拉格分光儀和無縫分光儀。前者以晶體的布拉格散射為基礎,晶格形成一個三維的衍射陣列。根據布拉格條件,它把一定波長的X射線集中反射在以掠射角為中心的很窄的角度範圍內。可根據研究的能段選擇不同的晶體。布拉格分光儀適用于譜線輪廓、譜線位移等高解析度的研究,λ/Δλ約為103。無縫分光儀是在X射線望遠鏡前放一透射光柵,在望遠鏡焦平面形成衍射像。它的解析度較差,λ/Δλ約為 50~100,其優點是可以觀測弱源,並同時研究較大範圍內的能譜。 紫外輻射的探測 紫外探測器系統由望遠鏡及其終端設備組成。這種望遠鏡與傳統的光學望遠鏡十分類似。不過某些材料是有差別的,如成像系統用的透射材料;此外,反射鏡面常在新鮮的鋁面上鍍一層極薄的氟化鎂作保護。終端設備同樣也有照相乳膠、光電倍增管、像增強器等。不過光陰極材料是和可見區不同的;照相底片的差別,是在普通乳膠中加進熒光物質或使用舒曼乳膠。輻射接收器和可見光波段所用接受器的不同之處,隻在于前者因探測波段靠近 X射線而有時也可採用電離室等核輻射探測器(見紫外天文學)。

紅外和遠紅外輻射的探測 紅外輻射的部分波段也為大氣所阻。紅外天文學的探測方式也同光學觀測類似,望遠鏡結構形式與光學波段相同,但精度要求較低。紅外探測器在1~4微米波段主要用液氮冷卻的硫化鉛等光導型元件,4微米以上主要使用液氦冷卻的鍺摻鎵等測熱計。在紅外光譜研究方面,除傳統的光譜掃描方式外,傅裏葉變換分光儀得到迅速發展。遠紅外或亞毫米波介于紅外和微波區之間(50微米~2毫米),其探測技術兼有二者的特點。在此波段的短波端採用紅外技術,探測器用液氦冷卻的鍺測熱計等,長波端用有晶體混頻器的超外差式甚寬頻帶接收機。最有前途的可能是銦- 銻光導型探測器和鍺測熱計。與紅外輻射探測一樣,遠紅外輻射也廣泛使用調製技術和傅裏葉分光技術。遠紅外輻射完全為大氣所阻,必須在大氣外進行探測。紅外與遠紅外探測是正在發展中的技術。鑒于天體在這些波段的輻射一般較弱,需要較大的望遠鏡,探測器也需要液氦冷卻。因此,大氣外紅外探測雖然有其廣闊的遠景,但是如今進展仍很有限。

短波到甚長波的探測 大氣視窗在射電波段的長波端,開啟到約30米波長左右,對于更長的短波到甚長波電磁波段的探測,就要由空間天文來承擔。這個波段的實驗技術在地面上早已成熟。隨著空間技術的發展,已通過不少遠地軌道衛星和行星際探測器,利用這一波段對太陽、行星和行星際空間等作了探測,並取得一定成果。但是由于星際電離氫的自由-自由吸收(見恆星大氣的吸收和散射),要接收到比太陽系附近更遠處的頻率低于 1兆赫的射電波信息仍有困難。要越過太陽系探索更遠的宇宙,則需要使用高解析度的甚長基線幹涉儀綜合孔徑射電望遠鏡

優越性

在外層空間開展的天文觀測有地面天文觀測無法比擬的優越性。首先,它突破地球大氣這個屏障,擴展了天文觀測波段,取得觀測來自外層空間的整個電磁波譜的可能性。各類宇宙天體的輻射波長在10釐米到10釐範圍內,但是地面天文觀測僅限于可見光和射電兩個大氣視窗。由于大氣中臭氧、氧、分子等對紫外線的強烈吸收,天體的紫外光譜在地面無法進行觀測。在紅外波段,則由于水汽和二氧化碳分子等振動帶、轉動帶所造成的強烈吸收,隻留下為數很少的幾個觀測波段。在射電波段上,低層大氣的水汽是短波的主要吸收因素,而電離層的折射效應則將長波輻射反射回空間。至于X、γ射線,更是難于到達地面。由于分子散射,地球大氣還起著非選擇性消光作用。空間天文觀測基本不受上述因素的影響。其次,空間觀測會減輕或免除地球大氣湍流造成的光線抖動的影響,天象不會歪曲,這就大大提高儀器的分辨本領。此外,今天的空間技術力量已能直接獲取觀測客體的樣品,開創了直接探索太陽系內天體的新時代。如今已經能夠直接取得行星際物質的粒子成分、月球表面物質的樣品和行星表面的各種物理參量,並且取得沒有受到地球大氣和磁場歪曲的各類粒子輻射的強度、能譜、空間分布和它們隨時間變化的情況等。

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科技基礎

現代空間科學技術是空間天文發展的基礎,近二十年來,它給空間天文觀測提供了各種先進的運載工具。目前,空間天文觀測廣泛地使用高空飛機、平流層氣球、探空火箭、人造衛星、空間飛行器、太空梭和空間實驗室等作為運載工具,進行技術極為復雜的天文探測。特別是人造衛星和宇宙飛船,是空間天文進行長時期綜合性考察的主要手段。自六十年代以來,世界各國發射了一系列軌道天文台以及許多小型天文衛星、行星探測器和行星際空間探測器。美國在七十年代發射的天空實驗室,是發展載人飛船的空間天文觀測技術的一次嘗試。看來今後的空間天文觀測可能主要依靠環繞地球軌道運行的永久性觀測站。

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空間天文探測常常需要準確證認輻射源的方位,有時需要在短達幾秒鍾的時間內完整地記錄一個復雜的瞬時性爆發現象;有時則要求探測儀器在極端幹凈的環境中工作,免遭太空環境的幹擾。現代空間科學技術常常能夠滿足這些嚴格的要求,為上述運載工具提供極為準確的定向系統、復雜而又可靠的姿態控製系統、大規模高速信息採樣和回收系統以及各種任意選擇的運行軌道,給天文觀測以良好的保證。

空間天文迅速發展的另一個因素是實驗方法的不斷完善。空間天文的實驗方法和傳統的光學或射電天文方法有很大區別。由于電磁輻射性質的不同,特別在高能輻射方面差別更大,因此,對它們的探測多半需要採用各種核輻射探測技術,利用電磁輻射的光電、光致電離、γ-電子對轉換等效應,來測量輻射通量和能譜,並根據空間天文的特點加以發展。如今在空間天文中從紫外線、軟X射線直到高能γ射線,按照能量的高低廣泛使用光電倍增管、光子計數器、電離室正比計數器閃爍計數器切連科夫計數器火花室等多種探測儀器。

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在這些輻射波段裏,一般的光學成像方法失去作用,必須套用掠射光學原理進行聚光和成像。如今,已經使用掠射X射線望遠鏡,但還隻套用于遠紫外和軟X波段。在硬X射線和γ射線波段如今還沒有任何實際有效的聚光和成像方法。

空間天文探測的一個重要方面是證認各種輻射源,並確定其方位。上述各種探測器本身不具有任何方向性,因此發展了定向準直技術。這種技術在X射線天文中,套用得最為充分,如絲柵型、板條型、蜂窩狀等不同類型的準直器已廣泛使用。

為了確定輻射譜,空間天文探測也需要發展分光技術。傅裏葉光譜技術已在紅外波段套用。在光子能量較高的X射線波段,採用多能道脈沖高度分析技術可以獲得足夠高的能量解析度。實驗室的傳統的分光技術,如紫外光柵、X射線掠射式光柵或透射光柵、布拉格晶體衍射光柵等在空間天文中也得到了發展。

研究成果

空間天文的發展大致經歷了三個階段。最初階段致力于探明地球的輻射環境和地球外層空間的靜態結構。這個時期的主要工作是發展空間科學工程技術。第二階段開始探索太陽、行星和星際空間。第三階段是從二十世紀七十年代起,開始探索銀河輻射源,並向河外源過渡。

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六十年代初以來,在太陽系探索和紅外、紫外、X射線γ射線天文方面,都取得十分重大的成就。

近地空間、行星、行星際空間探測 空間探測首先在近地空間、行星際空間方面取得重大突破。發現日冕穩定地向外膨脹,電離氣體連續地從太陽向外流出,形成所謂太陽風。這些成就改變了原來的日地空間的概念。行星際空間探測清楚地揭示了行星際磁場的圖像,天體物理學家由此而得到啓示去尋找它與太陽本身的關系,並且產生研究太陽光球背景場的興趣。這種研究獲得了一種嶄新的概念,從大尺度光球背景場的特徵來看,這種概念與古典的巴布科克的恆星磁場理論相矛盾。這是近年來對太陽物理學的最大的挑戰。行星際空間是一個天然的電漿實驗室,它提供了地面實驗室條件下無法比擬的規模和尺度。太陽風作為無碰撞的電漿,通過對行星際空間中豐富的動力學現象的觀測而得到最充分的研究。行星、月球的探測主要是依靠對行星、月球作接近飛行或在上面登入的行星探測器來進行的。很自然,最先得到探索的行星是地球。1958年範愛倫設計了地球"探險者"1號,並在1959年通過這個衛星的測量發現了範愛倫輻射帶(見地球輻射帶),對這一問題的繼續研究又揭示了地球周圍存在著一個復雜的巨大磁層(見地球磁層),這是空間探索在行星科學方面的首次重大進展。接著開始對月球和其他行星的一系列探測,在這一階段得到很多有意義的資料,動搖了地面天文研究的許多結論。發現月球沒有輻射帶,也沒有磁場。月面存在重力異常,月球腰部有隆起。根據放射性元素衰變的測定,月球殼層的年齡約為46億年。金星覆蓋著濃厚的大氣,主要成分是二氧化碳。上層大氣的雲層厚度達25公裏。金星的表面溫度為465~485℃,表面壓力約90大氣壓。木星則存在著驚人的強磁場,它的磁層活動強烈。行星際空間的部分高能粒子來自木星。火星的大氣非常稀薄,主要成分是二氧化碳。火星上沒有發現運河。火星極冠主要是由幹冰而不是冰雪組成。行星際探測器"海盜"1號和2號的初步探測表明,火星根本不存在高級生物,在著陸處附近也未發現。

紅外輻射探測

在空間進行紅外天文探測始于六十年代後期。用高空飛機、平流層氣球、火箭等手段進行紅外探測已取得許多重要成果。最引人註目的是中、遠紅外的巡天工作。七十年代初期,幾次火箭巡天探測,在波長4、11和20微米波段發現三千多個紅外源,描繪出一幅完全不同于光學天空的新圖像。紅外源包括了星前物質、恆星、行星狀星雲、電離氫區(見電離氫區和中性氫區)、分子雲星系核星系等。中、遠紅外的探測還發現一些星系、類星體等存在著預想不到的強輻射,如3C273、NGC1068、M82等。在某些情況下,它們的紅外亮度比它們在其餘波段的全部輻射還要大三、四個量級。這種極強的紅外輻射機製迄今未能解釋。空間觀測也對一些紅外源做過十分細致的工作,例如在不同波段對銀心區的高分辨描圖。它的紅外特征揭示了銀核結構的復雜性。八十年代初期,還將發射幾個空間探測裝置如西歐的空間實驗室、美國國家航空和航天局的太空梭以及美荷合作的紅外天文衛星等。

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紫外輻射探測

人造衛星發射成功以來,紫外天文探測有了新的飛躍。由于使用了裝載在軌道太陽觀測台衛星上的掃描式紫外分光光譜儀,獲得空前豐富的紫外發射線光譜資料。這些資料具有極高的空間解析度,對色球-日冕過渡層的物態研究頗有價值,從而為建立更精細的過渡層理論模型提供了實驗依據。

恆星紫外輻射研究的主要課題是一些有關恆星大氣模型的問題。空間觀測表明,早型星在紫外波段有強烈的紫外連續譜和共振線。這種輻射與恆星大氣的模型的關系十分密切,因而可以用來研究恆星大氣。晚型星的紫外輻射類似太陽,主要來自色球和星冕。最近的一些觀測證實,有些晚型星存在明顯的色球層或外圍高溫氣體。這反映色球、日冕結構可能普遍存在于恆星中。紫外探測對星際物質的研究有特殊用處,因為星際物質包含有塵埃,它對不同波長的電磁輻射消光不同,這是研究星際塵埃本身的主要依據。根據大量空間觀測得到的紫外波段消光的特點,人們得知星際塵埃包含有線度約為 10-6釐米的石墨塵粒。星系的紫外探測也已開始。觀測證實星系存在強烈紫外輻射,並且顯示出較大的紫外色餘,這也許是星系中存在大量熱星的表現。

X射線探測

六十年代初期開始的大量X射線探測,已經給我們展示了一幅與光學天文截然不同的宇宙圖像。太陽X射線天文的主要貢獻是弄清了太陽X輻射中的三個成分──寧靜、緩變和突變成分。寧靜成分的 X輻射起源于太陽色球外層和日冕區的熱輻射,具有連續輻射和線輻射。緩變成分與活動區上空的日冕凝聚區有關。突變成分則和耀斑爆發或其他日面偶發性活動成協。人們常稱為X射線爆發。對X射線爆發的觀測和研究已經充分揭示了太陽耀斑的非熱特征。它與射電微波爆發結合在一起,對建立耀斑的爆發階段模型,以及建立耀斑區粒子加速過程模型提供了重要根據。此外,X射線冕洞的發現也是一個相當重要的事件。

錢德拉X射線望遠鏡觀測到的X射線

1962年6月第一次發現來自天蠍座方向的強X射線輻射以後,在不到二十年的時間內,非太陽X射線天文也蓬勃發展起來。和其他領域相比,它的實驗方法比較成熟,在空間天文中發展最快,成就最為突出。如今已發現一千多個X射線源,其中一部分已得到光學證認,它們和強射電星系、塞佛特星系、超新星遺跡有關。超新星遺跡發射穩定的X輻射引起這樣一個問題:在磁場中產生同步加速輻射的高能電子從何處得到能量補償?

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射電脈沖星的發現很自然地促使人們去尋找X射線脈沖星。1969年首先發現蟹狀星雲脈沖星NP0532的脈沖X輻射,它和對應的光學脈沖幾乎有完全相同的周期。以後又發現半人馬座X-3、武仙座X-1等都是著名的另一類X射線脈沖星,它們的發現對雙星演化過程有非常重要的意義。

非太陽X射線探測的另一個成果是,發現了幾乎是各向同性的宇宙X射線背景輻射,這對天體演化的研究有重要意義。

1974年以後,隨著大面積探測器的出現,終于又發現了一批暫現X射線源和宇宙X射線爆發。後者具有重現性特征,極大流量達10-8~10-7爾格/(釐米2·秒),估計總功率在1038~1039爾格/秒以上,如今還沒有一種理論能作出合適的說明。

1977年高能天文台-A(HEAO-A)的發射,使X射線天文的視野擴展到河外天體。它已經成功地得到可能的黑洞圓規座X-1的資料。還發現星系際可能存在著熱氣體,它的總質量可能超過星系內恆星總質量。這意味著高能天文台-A發現了宇宙的主要成分。

γ射線探測

太陽γ 射線探測的嘗試雖開始于五十年代末期,但高能量的γ 發射線探測成功則是不久以前的事。1972年8月,在一次太陽特大耀斑事件中,軌道太陽觀測台7號衛星以非常高的能量解析度記錄到了完整的γ 射線譜,從而使太陽γ 射線天文的研究跨出了新的一步。這次探測證實,太陽γ 射線爆發包含有熟知的特征發射線,它們被證認為是正負電子對湮沒、中子俘獲、12C和16O的核態向低能態過渡所引起的輻射。這對高能耀斑物理的研究具有重要意義。

γ 射線探測

過去十年,非太陽的γ 射線探測進展較快,其成就有:①證實各向同性的γ 射線彌漫背景

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