设想有 2 个靠得很近的点光源 ,当它们距离不太远时 ,人眼可以分辨出 2 个分立的光点。随着距离的增大 ,不但光点变暗 ,而且这 2 个光点看上去靠得越来越近 ,远到一定程度便合成了一个光点 , 肉眼无法加以分辨

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多波段天文学

赵君亮

研究员 ,中国科学院上海天文台 ,上海 200030

关键词　多波段天文学　射电天文学　红外天文学　紫外天文学　X 射线天文学　γ射线天文学

　　1608 年望远镜问世 ,1609 年伽利略率先用望远镜观测天体和天象 ,并很快做出一系列重要的发现 ,开创了天文

观测和研究的新纪元。随着技术进步和认识上的提高 ,从 1940 年代起的几十年中 ,相继诞生并发展了射电天文学、

红外天文学、紫外天文学、X 射线天文学和γ射线天文学 ,从而实现了对天体辐射观测的全波段覆盖 ,诞生了多波段

天文学 ,人类对宇宙和宇宙中各类天体、天象的物理本质的认知迈入了全新的阶段。

1 可见光观测的 400 年

天文学是一门观测科学 ,全部工作的基础来自观测

资料 ,即使是纯理论性的研究 ,所得出的结论也必须通

过实测来加以验证。因此 ,天文研究一切成果的取得离

不开望远镜和后端设备 (如照相机、光谱仪、光度计、

CCD 接收器等) 的使用。可以毫不夸张地说 ,一部天文

学的发展史也就是望远镜的发展史。

对于一个光源来说 , 观测者离它越远 , 看上去就越

暗 ,远到一定程度肉眼就看不到了。这说明人眼接收光

辐射的能力是有限的 ,一旦到达人眼的光线太弱 ,人就

不能看到发出光线的物体的存在。另外 ,设想有 2 个靠

得很近的点光源 ,当它们距离不太远时 ,人眼可以分辨

出 2 个分立的光点。随着距离的增大 ,不但光点变暗 ,

而且这 2 个光点看上去靠得越来越近 ,远到一定程度便

合成了一个光点 , 肉眼无法加以分辨。由此可见 , 人眼

的分辨本领是有限的。天文学的观测对象是天体 ,绝大

部分天体都非常遥远 ,肉眼往往看不到 ,更无从洞察它

们的结构和细节 ,因而需要借助望远镜来进行观测。

望远镜主要有两个功能。一是能收集到比人眼瞳

孔(直径最大约为 8 mm) 所能接受到的更多的光线 ,于

是便能观测到肉眼不可见的暗弱天体 ,这是望远镜的聚

光作用。二是能提高观测分辨率 ,能够看清楚肉眼无法

分辩的远方天体的细节 ,这就是望远镜的分辨本领。这

两种能力主要都取决于望远镜物镜口径的大小 :口径越

大聚光能力越强 , 分辨本领也越高。为此 , 人们一直在

千方百计地加大望远镜的口径 ,天文望远镜便做得越来

越大。

伽利略望远镜的光学系统由一块凸透镜和一块凹

透镜组成 ,称为折射望远镜 ,可看到物体的正像。17 世

纪初 ,开普勒发明了由 2 片凸透镜组成的折射望远镜 ,

使放大倍数有很大的提高 ,尽管在这类望远镜中所看到

的是倒像 ,但对天文观测几乎没有影响。1668 年 ,大科

学家牛顿(I. Newton) 用凹形球面反射镜作为主镜制成

了世界上第一台反射望远镜 ,为天文望远镜的制造开辟

了一条新的途径。

嗣后 ,天文望远镜便基本上沿着折射式和反射式这

两种形式发展。鉴于大型望远镜对天文观测的重要性 ,

人们不惜工本和时间来建造越来越大的望远镜 ,以提高

它的聚光能力和分辨本领。1897 年口径 1.02 m 的折射

望远镜正式投入使用 ,1974 年 6 m 口径反射望远镜问

世。超大型望远镜在制造上会给光学和机械等方面带来

巨大的、甚至不可克服的技术性困难。比如 ,在 1897 年

以后 ,再也没有人去制造比口径 1.02 m 更大的折射望

远镜。

鉴于天文学观测对大口径望远镜的需要 , 20 世纪

60 年代初期 ,人们就已提出用“多镜面望远镜”来取代单

镜面望远镜。各个小镜面可以放在同一个支架上 ,也可

以是一些独立的、相对小的望远镜。现代技术能够保证

按照观测工作的要求 ,对每一块小镜面的指向和形状进

行实时调整 ,使全部小镜面对目标天体最后合成的成像

效果 ,始终保持等同于单块大镜面的观测结果。

今天人们已经根据这种“化整为零”的思想 ,建成了

一系列巨型望远镜。如美国夏威夷岛上两台口径 10 m

的 Keck 望远镜 ,采用的是单一支架结构 ,由 36 块对角

线长 1.8 m 的六角形子镜组成。又如口径 16 m 的欧洲

甚大望远镜 ,它是由 4 台口径 8 m 的单镜面望远镜合成

的 ,这几架望远镜既可以单独使用 ,或者组成干涉仪 ,又

可以合起来相当于一台口径 16 m 的超大望远镜。不仅

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如此 ,人们还在酝酿建造口径几十米、甚至 100 m 的超

级大望远镜。

望远镜的使用在天文研究中结出了丰硕的果实。

400 年前 ,伽利略用他自制的望远镜 ,很快发现了太阳上

的黑子、金星的位相变化、月球上的环形山、木星的 4 颗

大卫星 ,以及构成银河的点点繁星 ,在人类面前展示了

宇宙的全新图像。1789 年 ,英国天文学家威廉・赫歇尔

(F. W. Herschel) 制成口径 1.22 m 的反射望远镜 ,通过

恒星计数建立了第一个银河系模型 ,使人类的视野从太

阳系拓展到银河系。1923 年 ,美国天文学家哈勃( E. P.

Hubble) 利用当时世界上最大的 2. 54 m 口径望远镜 ,证

实了河外星系的存在 ,从而开创了星系天文学。天文学

史上这些里程碑式的重大事件 ,与大望远镜的使用密切

相关。现代大望远镜 ,包括地面望远镜和安置在空间探

测器上的望远镜 ,为重要天象的发现和天体测量、天体

物理的研究建立了不朽的功勋。

2 方兴未艾的射电天文学

整个电磁波谱的波长涉及 108 ～10 - 12 cm 的范围。

显然 ,这个波段范围非常宽 , 从长波到短波 , 依次为射

电、红外、可见光、紫外、X 射线和γ射线辐射。不同物

理性质的天体在不同波段上的辐射强度是不一样的 ,甚

至可以相差很大 :如有的天体或天文现象的可见光发射

并不明显 ,甚至非常弱 ,但红外或射电或 X 射线辐射却

异常强 ,反之亦然 ,具体情况则随天体而异。因此 ,仅仅

观测来自天体的可见光 ,并不能正确探究它们的物理本

质。不过 ,对这一事实及其重要性的逐步认识 , 以及开

展相应的天文观测和研究 ,则已经到了 20 世纪。

从历史上看 ,最早把无线电(射电) 技术用于天文研

究的是美国工程师央斯基( K. G. Jansky) 。1931～1932

年间 ,他致力于通过实测来研究长途无线电通讯的噪声

干扰问题。在一次偶然的机会中 ,央斯基发现了来自银

河系中心方向的宇宙射电波。1940 年 ,美国人雷伯( G.

Reber) 利用他自制的抛物面无线电接收天线 ,证实了央

斯基的这一重要发现。在第二次世界大战期间 ,英国人

的军用雷达曾接收到太阳发出的强射电辐射。大战结

束后 ,一些雷达科技人员开始把有关射电接收技术用于

观测天体的无线电波 ,从此揭开了射电天文学的序幕。

可见光天文观测离不开光学望远镜 ,射电天文学的

发展离不开它的观测工具 ———射电望远镜 ,即专门用于

接收天体射电辐射的望远镜。它的工作原理与光学望

远镜不同 , 所要接收的是天体的射电讯号而不是光讯

号 ,而射电讯号直接用肉眼是看不到的 ,因而必须通过

专用的接收设备来加以显示或测量。本质上说射电望

远镜的作用就是无线电讯号接收天线 ,如央斯基当年所

用的是一架 30 . 5 m ×3. 66 m 的旋转天线阵。射电望远

镜在接收到天体的射电讯号之后 ,同样需根据研究工作

的要求 ,通过各种后端设备进行不同类别的观测 ,例如

射电谱观测、谱线观测、成像观测、干涉测量 ,等等。

目前使用最为广泛的是抛物面形的射电望远镜 ,也

称抛物面天线 ,当年雷伯所建造的便是一台直径 9. 45 m

的抛物面射电望远镜。为了获取更多、更精确、更微弱

的天体射电信息 ,射电望远镜也越做越大 ,成了真正的

庞然大物。目前最大的是 20 世纪 60 年代美国建造的

直径 305 m 的固定球面望远镜 ,位于波多黎各的一个山

谷之中 ,以及 20 世纪 70 年代德国制造的直径 100 m 的

可跟踪抛物面射电望远镜 ,以及不久前美国建成的探测

面积为 110 m ×100 m 的射电望远镜。建成这样一台比

标准足球运动场还要大的巨型观测设备 , 必须解决很

多、很大的技术和工艺上的困难。因此 , 如果要把射电

望远镜做得再大就更麻烦了。

为了探索宇宙深空的奥秘 ,与多镜面光学望远镜的

原理一样 ,人们正在酝酿建造超大规模的组合式射电望

远镜阵列 ,设计总接收面积可达 1 km2 ,预算投资估计超

过 10 亿美元。巨型射电望远镜的接收灵敏度极高 , 而

为了最大限度地避免人造无线电讯号源对宇宙射电的

干扰 ,有关专家经过多方面的慎重考虑后提议 ,这个称

为 S KA 的超级设备可能安置在澳大利亚或者南非的偏

僻地区 ,目前的计划是在 2018 年建成 ,2020 年正式投入

使用。届时由数千台天线组成的 S KA ,最远的天线到核

心区的距离达 3 000 km 。S KA 的灵敏度至少比现有最

好射电望远镜高出 50 倍 ,预期它有可能观测到大爆炸

之后诞生的第一批恒星和星系 ,并将在探测宇宙中的暗

能量、超大质量黑洞并合时产生的引力波和外星智慧生

物等重大课题上发挥应有的作用。

射电波段所覆盖的波长范围是很宽的 ,从最短的亚

毫米波 ,一直到长波端的米波甚至更长的波段范围 ,如

射电望远镜的鼻祖 ———央斯基的天线阵 ,就可以接收到

波长 14. 6 m 的射电讯号。为了对天体的性质取得比较

完整的认识 ,天文观测需要研制、使用能接收到不同波

段射电讯号的望远镜 ,如米波望远镜、毫米波望远镜、亚

毫米波望远镜等。不过从技术上看 ,波长越短的射电望

远镜 ,其制造的难度越大。

如果天体的可见光辐射并不强 , 但射电辐射却很

强 ,那么这种天体便称为射电源 ,它们可以是银河系内

的射电星或者河外射电源 (如射电星系) 等; 有的则相

反 ,可见光强而射电辐射弱 ,有的则两种兼而有之 ,具体

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情况因天体的物理性质而异。开展射电观测不仅有助

于对天体多方面性质的了解 ,而且射电波可以穿透光波

无法通过的星际尘埃区 ,而有些天区如银道面附近存在

大量的尘埃 ,射电观测手段就可以探测到可见光所不能

看到的天体和天象。例如 , 关于银河系的旋涡结构图

像 ,最早就是通过射电观测取得的。由于地球大气对天

体辐射的吸收 ,只有波长约为 1 mm 到 30 m 的射电波才

能穿透大气层到达地面 ,因而绝大部分射电天文观测都

限于这一波段范围 , 更短波段的观测需要在高山上

进行。

就观测精度而言 , 如果用相隔很远 (比如几千公里

或者更远) 的两台或数台射电望远镜 , 同时观测同一个

射电源并对获得的讯号进行干涉测量 ,那么无论是测量

的精度还是图像的分辨率 ,在目前各类天文观测中是最

高的 ,可见光观测尚无法望其项背。这种技术称为甚长

基线干涉测量 ,参与干涉测量的望远镜之间的距离称为

基线。根据干涉测量的原理 , 基线越长 , 测量的精度和

分辨率越高。这一点对于遥远的河外星系来说尤为重

要 :射电干涉技术可以获得有强射电辐射的远距离星

系、甚至类星体的精细结构图像。地面上进行干涉测量

的基线长度不可能超过地球直径(约 1. 28 万公里) 。为

了增加基线的长度 ,目前已实现了地面和卫星上望远镜

之间的射电干涉测量。有人还进一步设想 ,一旦技术成

熟可以把射电望远镜安放在月球上 ,并同地球上的望远

镜进行干涉测量。这样一来 ,基线长度可增大到 38 万

公里以上 ,测量精度和分辨率将会极大地提高。由此可

见 ,射电天文学有着广阔的发展前景。

20 世纪 60 年代 ,天文学上著名的 4 大发现是类星

体、脉冲星、星际分子和微波背景辐射 ,而这些发现都是

通过射电天文观测发现的 ,其中脉冲星和微波背景辐射

的发现 ,因对天文学和物理学的重大贡献 ,有关科学家

分别获得了 1974 年和 1978 年的诺贝尔物理学奖 ,这距

央斯基的开创性工作时期还不到 50 年。

3 摆脱地球大气层的屏障

人造卫星上天之前 ,绝大部分天文观测只能在地面

上进行。天体的辐射必须穿过大气层后才能到达地面 ,

天文观测的结果必定会受到地球大气的影响。这种影

响的表现是多方面的 ,包括大气折射、大气抖动、大气色

散、大气闪烁以及大气消光等。

大气层的密度自高而低逐渐增大 ,天体的辐射在穿

过大气层时的行进路径就不是一条直线 , 而是一条曲

线 ,并且曲率也在变化 ,这就是大气折射。大气折射的

主要效应是使天体沿着垂直方向抬高 ,使天体的观测位

置要比实际位置来得高 ,而且天体越接近地平线 ,这种

影响越厉害 ,在地平线附近最大可达到 30′左右。另外 ,

由于地球大气密度分布的复杂性 ,大气折射也会使天体

的方位发生变化 , 称为旁折光。在天体测量、天文大地

测量、以及诸如望远镜对天体自动跟踪等一类工作中 ,

必须考虑上述大气折射效应。由于大气的折射率与辐

射的波长有关 ,大气折射效应的明显程度也就与辐射波

长有关 ,短波段辐射的折射比长波段更为显著 ,这就是

大气色散。

地球大气处于不停的运动之中 ,这种运动在大尺度

上表现为风、对流层和平流层运动等。另一方面 , 在极

小尺度上大气微团的快速随机运动会造成大气的不规

则湍动 ,这一效应使望远镜中观测到的星像位置不停地

作小幅度的快速变动 , 称为大气抖动。大气抖动越小 ,

天体的成像质量越高 ,对天文观测越有利。大气微团湍

动的另一个效应是使观测到的天体的视亮度出现短时

标的无规则明暗变化 ,称为大气闪烁 ,这同样会影响到

天体的成像质量。

随着近代高新技术的发展 ,以及观测数据处理方法

和处理能力的改进 ,上述各种大气效应对天文观测的影

响已经可以有效地加以削弱。例如 ,一种称为斑点干涉

测量的技术(也称星像复原技术) ,可以有效克服大气抖

动的影响 ,使观测到的星像质量达到或接近望远镜的衍

射极限。

地面观测无法解决的问题便是大气消光。大气消

光是指因地球大气的吸收和散射作用 ,天体辐射的强度

在穿过大气层后必然会有不同程度的减弱 ———大气中

的分子和原子会吸收来自天体的辐射 ,望远镜所接收到

的辐射强度因此而降低。大气消光的程度不仅与大气

成分和辐射穿过的大气层厚度有关 ,而且还与辐射的波

长有关。一般来说 ,大气对短波辐射的消光作用比对长

波辐射大 ,这种效应称为选择消光。更为严重的是 , 在

整个电磁波谱中 ,只有某些波段的辐射才能到达地面而

被接收到 ,这些波段所处的范围便称为大气窗口。有些

波段(比如 X 射线) 的辐射在到达地面之前会被地球大

气层全部吸收掉 ,因而在地面上根本无法进行观测。

大气窗口又包括光学窗口、红外窗口和射电窗口。

300～700 nm 的可见光波段是光学窗口 ,地面光学望远

镜可以通过这个窗口观测到不同颜色的天体。红外窗

口的情况较为复杂 ,其中短波段红外辐射因水汽分子和

二氧化碳的吸收 ,形成若干条吸收带 ,在这些吸收带之

间的空隙处则表现为红外窗口。具体来说 ,17～22 μm

是半透明窗口 ,大气对 22 μm～1 mm 之间的红外辐射

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是完全不透明的 ,只有把望远镜放在高山上 ,才可以在

这一波段范围内找到一些红外窗口。在射电波段 ,地球

大气对 10 兆赫到 300 京赫的射电波是透明的 ,或部分

透明 ,这就是射电窗口。至于对更短波段的紫外、X 射

线和γ射线辐射来说 ,大气几乎是完全不透明的。

要想从根本上克服大气消光的影响 ,最彻底的解决

办法是把天文望远镜和全部后端设备放到卫星或别的

空间探测器上去 ,在大气层外进行观测 ,也就是开展空

间天文观测。即使对地面上可以进行的可见光观测来

说 ,空间观测的效果 ,无论是观测效率还是成像质量 ,都

要比在地面上观测好得多 ,典型的例子如依巴谷天体测

量卫星和哈勃空间望远镜。

1989 年 8 月 8 日年,欧洲空间局( ESA) 发射了第一

颗天体测量专用的“依巴谷( Hipparcos) ”卫星,耗资 3 亿

美元。在短短 3 年时间内,依巴谷卫星共观测了 118 000

颗恒星,测得其中 21 038 颗恒星的视差 ,距离最远的接近

1 000 秒差距,视差测定相对精度为 1 %～10 %。无论是

视差测定的精度之高、距离之远、星数之多和效率之高,

都是以前地面观测所望尘莫及的。此外,还测得了 6 万

多颗恒星的高精度自行,以及 100 万颗恒星的精确位置,

从而为天体物理研究提供了强有力的观测基础。

鉴于依巴谷卫星的巨大成功 ,各国纷纷筹划后依巴

谷时代的空间天体测量计划 ,以期取得测定精度更高、

星等更暗、星数更多、距离更远的恒星视差 ,如欧洲空间

局拟于 2011 年底发射的盖亚( Gaia) 计划。这项计划的

科学目标是要观测亮于 20 等的 10 亿个天体 , 包括恒

星、太阳系小天体和外星行星等 ,预期能测定 2 亿个天

体的视差 ,最远距离可达 3 万秒差距 ,视差测定的精度

最高可达 0.000 01″,相当于 1 000 km 外所看到的一根

头发丝的直径。盖亚计划一旦成功实施 ,它几乎可以测

得银河系内所有可观测到的恒星的距离 ,从而对恒星、

银河系结构、宇宙距离尺度以至探测外星行星等重要研

究课题做出极为重要的贡献。

哈勃空间望远镜( HS T) 于 1990 年 4 月 5 日 ,由航天

飞机成功送入太空。HS T 的总重量约 11.5 t,望远镜口

径 2.4 m,造价 20 亿美元。由于设计和制造上的一些问

题 ,升空并进入工作状态后发现 , HS T 的成像质量远低

于原定指标 ,因而不得不在 1993 年 12 月派宇航员进行

维修。这项高难度的空间维修工作极为成功 , 维修后

HS T 的实际分辨率甚至超过了原初的设计指标。在随

后的 10 余年内 , HS T 的功勋卓著 ,取得了大量极有价值

的重要发现。例如 , 观测到 100 多亿光年远的星系 , 证

明在一些星系的中央有超大质量黑洞存在 ,拍摄到并合

中星系的美丽图像 ,发现比太阳亮 1 000 万倍的恒星 ,等

等。HS T 的成功大大增进了人类对的认识 ,使天文学家

有可能追溯宇宙发展的早期历史。

4 红外天文学

从广义上讲 ,空间天文应包括在高层大气和大气层

外的天文观测研究 ,前者可以借助飞机、气球和探空火

箭 ,后者需要利用人造卫星等空间探测器。飞机和气球

的飞行高度并不太高 ,观测工作仍然会受到地球高层大

气的影响 , 而火箭的缺点是可用于观测的时间非常短

暂 ,且不易掌控。1957 年 ,第一颗人造地球卫星上天是

人类进入真正意义上的空间时代的标志 ,因而现代空间

天文 ,便是指通过卫星和其他空间探测器所开展的各类

天文观测及相应的研究 ,其中主要是利用天文卫星。

空间天文观测的首选对象自然是太阳 ,包括太阳的

紫外、X 射线和γ射线观测 , 然后才扩展到太阳系内的

行星、卫星和行星际物质 ,银河系内的恒星、星云和星际

介质 ,直到遥远的河外星系、星系团和类星体 ,等等。自

20 世纪 70 年代起 ,多个国家发射了一系列不同功能的

X 射线卫星、紫外卫星、γ射线卫星和红外卫星。借助空

间天文观测手段 ,天文学家从外层空间对各类天体和天

象进行多波段观测的理想终于全面付诸实现 ,从而形成

了多波段天文学。

对天体进行红外探测的早期历史也许比射电天文

更为久远。早在 1800 年 , 威廉・赫歇尔便首次用普通

的温度计探测到了来自太阳的红外辐射。1869 年 ,英国

天文学家帕森斯( W. Parsons ,即罗斯勋爵 Lord Rosse)

用热电偶作为接收器 , 测量了月球的红外辐射。在 20

世纪 20 年代 ,已有人开始尝试对一些行星和恒星进行

红外探测。不过在 20 世纪 60 年代之前 ,由于缺乏有效

的探测设备以及认识上的不足 ,天体红外观测的进展相

当缓慢 ,而且也谈不上有比较深入的研究 ,还没有形成

一门独立的天文学分支学科。直到 1965 年 , 美国人诺

伊吉保尔( G. Neugebauer) 建造了一台口径 1.5 m 的红

外望远镜 , 并发现了红外星 ———这是一类红外辐射很

强 ,而可见光波段辐射却很弱 ,甚至难以发现的恒星 ,从

而揭开了现代红外天文观测研究的序幕。

实际上 ,就地面观测而言 , 许多大望远镜经过适当

的改装都可以用于天体的红外观测 ,如 1991 年建成的

10 m 口径 Keck 望远镜便可兼作光学和红外两类观测。

但是 ,两种类型的观测所用的后端探测设备是不一样

的 ,从技术上来看实现红外观测的要求也许更高一些。

光学红外望远镜有可能做到在夜间主要从事可见光观

测 ,而把红外观测安排在有月亮的夜晚、甚至在白天进

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行 ,从而可以提高望远镜的利用效率。目前 , 专用的红

外天文望远镜以英国的 UKIRT 为最大 ,口径 3.8 m; 此

外还有一些口径 2 m 、3 m 的地面红外望远镜。世界上

好的地面红外望远镜大多安置在美国夏威夷莫纳克亚

岛上海拔 4 200 m 的高山之颠 ,那里地球大气的影响较

小 ,对红外观测比较有利。辐射的红外区又可以划分为

近红外(1. 0～5μm) 、中红外(5～30μm) 和远红外(30～

350μm) 3 个波段。地面红外观测主要限于近红外波

段 ,而中红外和远红外波段的辐射则需要在大气层外进

行空间观测。

1983 年 1 月 23 日 , 美国、荷兰和英国联合发射的

IRAS 卫星可算是第一颗真正意义上的红外天文卫星。

卫星所携带的望远镜的通光口径为 0.6 m,观测波段为

12 , 25 , 60 和 100μm 。该项计划取得了极大的成功 ,共

探测到多达 35 万个左右的各类红外源 ,其中包括来自

一些遥远相互作用星系的非常强的红外辐射 ,远红外波

段辐射大于 1011 倍太阳光度的亮红外星系和极亮红外

星系 ,银河系中恒星周围的尘埃盘 ,以及由热尘埃微粒

构成的“红外卷云”,等等。天体的可见光辐射会受到星

际尘埃的严重吸收 ,无法探测到深埋于气体尘埃云中的

原恒星或年轻星团 ———后者被称为内埋星团 ,而红外波

段可以非常有效地观测到这类年轻天体 ,因而 IRAS 卫

星的观测资料对研究恒星、星系的起源和早期演化具有

特别重要的意义 ,至今仍被天文学家广泛用于相关的研

究工作。

IRAS 计划的成功 ,大大地推动了红外空间天文的

发展。例如 ,1995 年 11 月 17 日 ,欧洲、美国和日本合作

研制成功红外空间天文台 ISO ,该设备的主体是一台口

径 0.6 m 的红外望远镜 , ISO 的各个方面性能都要比

IRAS 胜出一筹 ,如观测波段更宽(从近红外到远红外) ,

空间分辨率和灵敏度更高等。不过 ,这两台空间观测设

备的工作方式有所不同 ,IRAS 是对可能存在的各类红

外源实施普查式的巡天观测 ,而 ISO 则是对既定的目标

天体进行定点式的探测 ,针对性地探索或解决确定的科

学问题。实际上 ,有的光学空间望远镜同时也兼做红外

观测 ,如著名的哈勃空间望远镜就是这样工作的。

目前 ,最为引人注目的空间红外观测设备是耗资 8

亿美元的斯必泽空间望远镜 ,由美国宇航局于 2003 年 8

月 25 日发射。这台红外空间探测器的原始名称是

SIRTF(Space Infrared Telescope Facility) ,成功发射后

才更名为斯必泽望远镜 ,用以纪念美国天文学家斯必泽

(L . Spitzer) ,因为早在 20 世纪 40 年代中期这位天文学

家就已提出了把望远镜放到空间去进行红外观测的思

想。斯必泽望远镜的口径 0.85 m,探测的红外波段范围

为 3～180 μm 。它实际上并不是一颗天文卫星 ,因为所

采用的并不是像卫星那样绕地球运动的地心轨道 ,而是

绕太阳运动的日心轨道。经过精心的设计 ,斯必泽望远

镜被安置在位于地球公转运动前进方向之后绕太阳运

动 ,发射之初探测器距离地球将近 1 000 万公里 ,并以每

年大约 0.1 天文单位(1 天文单位 = 1. 5 亿公里) 的速率

渐而远离地球 ,计划的工作时间在 2. 5 年以上。斯必泽

望远镜是美国宇航局所建立的 4 个“大天文台”空间望

远镜计划的最后一项 ,它的一大特点是因为探测器远离

地球 ,可以在极其低温的条件下工作 ,并且能彻底避开

来自地球的红外辐射对天体红外辐射的任何干扰 ,使宇

宙中天体的红外“容貌”真相毕露。利用这台望远镜 ,天

文学家能对银河系及其他天体有更多的了解 ,尤其是那

些极年轻的天体以及非常暗的天体。自斯必泽望远镜

成功投入观测之后 ,一系列重要的发现接踵而来 ,如观

测到宇宙大爆炸后 1 亿年就已形成了的第一代恒星 ,直

接捕捉到太阳系外行星的首幅图像 , 拍摄到超新星遗

迹、彗星的精细结构 ,发现河外星系盘的翘曲结构 ,以及

取得显示星系相互碰撞的图像 ,等等。

5 紫外天文学

射电和红外辐射的波长比可见光来得长 ,而在另一

端 ,比可见光波长更短的电磁波则包括了紫外、X 射线

和γ射线辐射。由于地球大气的吸收非常严重 ,对这些

波段辐射的观测必须在高空进行。

紫外波段的范围为 10～400 nm ,介于可见光波段中

最短的紫端和 X 射线波段之间 ,其中波长短于 100 nm

的又称为极端紫外辐射 ,相应的光子能量范围为 13. 6～

100 eV 。尽管对来自天体的部分紫外波段辐射的探测

可以利用气球和探空火箭 ,但整个紫外波段必须在卫星

上进行观测。

紫外探测的第一个对象是太阳 ,而作为美国“轨道天

文台(OAO) ”系列卫星中的第三颗,1972 年 8 月 21 日“哥

白尼号”卫星发射升空,开始了对非太阳系天体的系统紫

外观测。“哥白尼号”携带了一架 0.8 m 的紫外望远镜 ,

观测波段为 95～350 nm ,正常运行了 9 年。嗣后,一些国

家相继发射了不少紫外卫星 ,早期如 1978 年 1 月 26 日美

国和欧洲诸国联合研制的“国际紫外探测者号(IUE) ”,望

远镜口径 45 cm ,观测波段为 115～320 nm ,通过取得目

标天体的紫外光谱,来研究恒星的结构成分和密近双星

的演化。较近期则有美国在 1999 年 6 月 24 日发射的“远

紫外光谱探测者号( FUS E) ”,用于获取波段范围为 10～

120 nm 的天体远紫外光谱。FUSE 观测到了恒星周围含

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　自　然　杂　志　29 卷 4 期

专题综述　

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有碳的尘埃盘 ,发现银河系中元素氘的分布并不均匀,且

含量比预期的来得高,从而为恒星演化以至银河系结构

理论提出了新的观测约束和挑战。随着技术的进步,对

天体紫外辐射探测的灵敏度也不断地提高,而且已覆盖

了整个紫外波段 ,并取得许多重要的成果,其中特别是加

深了对星际物质成分的认识。

在个别特定的情况下 ,紫外观测资料还可以用来确

定天体的距离。例如 ,1987 年在大麦哲伦星云中爆发了

一颗超新星 1987A , FUSE 在爆发后的第 90 天探测到了

来自该超新星、由高度电离原子造成的位于紫外波段的

窄发射线 ,在爆发后的第 400 天发射线强度达到极大。

利用这种紫外辐射讯号的时间延迟现象 ,以及哈勃望远

镜的成像观测 ,独立得出大麦哲伦星云的距离为 52 ±3

kpc(千秒差距) ,相对精度好于 6 %,且与其他方法所取

得的结果符合得相当好。

6 X 射线天文学

X 射线的波段范围为 0. 001～10 nm,又可分为软、

中、硬 3 段 ,相应的 X 射线光子能量范围分别为 0.1～1

keV (千电子伏特) 、1～10 keV 和 10 keV 以上。天体的

X 射线辐射只能在大气层外进行空间观测。1970 年 12

月 12 日 , 美国发射了“自由号 (Uhuru) ”X 射线卫星。

在完成对 X 射线源的 3 年系统性普查后 ,首次发表了一

份宇宙 X 射线源的分布图 , 其中共汇集了 231 个 X 射

线源 ,包括银河系中许多 X 射线双星 ,第一个黑洞侯选

者天体天鹅 X21 等 , 并探测到许多星系团都是 X 射线

源。1978 年 11 月美国研制的“爱因斯坦天文台”(即“高

能天文台 2 号”) 升空 , 该颗卫星因纪念爱因斯坦诞生

100 周年而命名。卫星上首次安装了大型掠射 X 射线

望远镜 , 这是因为 X 射线虽然不能通过折射和反射成

像 ,但却能在射线与接收镜面斜交成非常小的掠射角

时 ,入射 X 射线会产生全反射 ,并进而聚焦、成像。使用

这类 X 射线望远镜后 ,爱因斯坦天文台获得了河外星系

中的单个 X 射线源的图像 ,并发现几乎所有已知的类星

体都是 X 射线源 ,使人们对河外天体的物理本性有了进

一步的认识。

在早期工作所取得成果的鼓舞下 ,自 20 世纪 80 年

代以来 ,美国、苏联、德国、荷兰和日本等国相继发射了

一系列的 X 射线卫星 , X 射线天文观测和研究迅速形成

热潮。在这类空间探测器中 ,对学科发展起重要推进作

用的 ,是在 1990 年 6 月 1 日 ,由德国、英国和美国联合发

射的“伦琴 X 射线天文卫星 ( ROSA T) ”。ROSA T 卫星

工作了长达 9 年的时间 ,最初的 6 个月用于普查式的巡

天观测 ,所发现的宇宙 X 射线源的个数超过了“自由号”

卫星发现数的 1 000 倍。随后 , ROSA T 卫星又对约 10

万个目标进行了定点观测 , 并做出了许多极为重要发

现 ,如探测到彗星的 X 射线辐射比预期的强 100 倍 ,观

测到著名蟹状星云脉冲星的吸积盘和喷流 ,取得超新星

遗迹和星系团 X 射线辐射的细节图像 ,以及银河系内分

子云的弥漫 X 射线辐射 ,等等。

作为大天文台计划的项目之一 , 经过长达 22 年的

研制期 ,美国终于在 1999 年 7 月 23 日发射了更为先进

的“钱德拉(Chandra) X 射线天文台”,卫星的取名是作

为对诺贝尔奖获得者、著名印度裔美国天体物理学家钱

德拉塞卡 (S. Chandrasekhar) 的纪念 , 项目总计耗资高

达 15 亿美元。“钱德拉”以更高的精度和灵敏度绘制了

全天的 X 射线源图 ,并在太阳、恒星、活动星系、星系团

等各类天体的 X 射线观测上取得了前所未有的重要成

果。可以说 ,今天凡是有关涉及天体的 X 射线天文研

究 ,必然会提到“钱德拉”。

对于 X 射线天文学的发展来说 ,意大利裔美国天文

学家贾柯尼 (R. Giacconi) 无疑是该学科的奠基人。他

主持了早期的“自由号”和“爱因斯坦天文台”,提出了用

于有效接收宇宙 X 射线的掠射望远镜的设计思想并具

体加以研制 ,而且早在 1976 年贾柯尼就已倡议研制更

为先进的钱德拉 X 射线天文台。由于他的开创性工作 ,

贾柯尼与另外两位科学家共同分享了 2002 年度的诺贝

尔物理学奖 ,贾柯尼以其出色工作为人类打开了一个崭

新的认识宇宙的窗口 ,被誉为 X 射线天文学之父。

7 γ射线天文学

γ射线的波长短于 0.001 nm,是比 X 射线波段更短、

能量更高的电磁辐射 ,属于电磁波谱中最短的波段。由

于地球大气层的严重吸收,对天体的γ射线观测只能在

高空进行。一般而言 ,天体的温度越高,可以辐射出的波

长越短。因此,对天体γ射线(以及还有 X 射线) 的观测 ,

主要用于认识高温天体和宇宙中发生的高能物理过程 ,

并可以进一步深入探讨诸如密近双星、脉冲星、类星体、

活动星系和黑洞这类致密天体的物理本质。1972 年 3 月

12 日,欧洲空间局发射了 TD21Aγ射线卫星,用于观测太

阳、银河系内恒星以及河外天体的射线辐射。之后,一些

国家又陆续发射了若干专用或兼用的射线卫星。

早在 1967 年 ,人们已经发现了宇宙中的γ射线爆

发事件 ,不过在若干年后的 1973 年 ,天文学界才正式确

认发现了一种新的天体爆发现象 ———天体的γ射线辐

射在短时间内突然增强 , 这就是γ射线暴 , 简称γ暴。

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Chinese Journal of Nature 　Vol. 29 No. 4 　

　Review Article

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在γ暴事件出现后 ,还可以观测到由同一天体在可见光

波段表现出的所谓“余辉”现象。最初 ,对γ暴究竟位于

银河系内还是河外天体 ,人们一无所知 ,更不可能探知

这类高能天体现象的物理本质。1997 年 ,利用一次对γ

暴可见光余辉红移值的测定 ,得知它居然远在 100 亿光

年之外 ,从而推知γ暴的能量极为巨大 , 这类事件在几

分钟内所释放的能量 ,可能超过太阳在 100 亿年时间内

所发出能量的 10～1 000 倍。这自然引起了天文学家的

广泛关注 ,从而推动了γ射线天文学的发展。

对γ射线天文学做出重大贡献的首推“康普顿射线

天文台(CGRO) ”,这是美国大天文台计划中的第二项,造

价 7.6 亿美元。CGRO 于 1991 年 4 月 5 日,由航天飞机

送入绕地球运动的轨道,而卫星的取名是用以纪念著名

的美国物理学家康普顿(A. H. Compton) 。CGRO 把此前

人们对天体γ射线的探测范围扩大了 300 倍,其主要任

务是进行γ射线波段上的首次巡天普查。卫星总重约 16

t ,是由美国航天飞机所发射的、最重的民用航天探测器。

CGRO 原计划工作 5 年,后又超期服役了 4 年。1999 年

底,卫星上的一个姿控定位陀螺仪发生故障,且无法及时

修复。为防止失控后的庞然大物可能落入地面上的人口

稠密区而造成重大事故,美国宇航局被迫于 2000 年 9 月

4 日对卫星实施了人工坠毁,这在宇航局的空间飞行史上

也是第一次。这一事件发生之时,斯必泽红外空间望远

镜尚未升空 ,因而大天文台计划中的 4 台大型空间设备

终究未能同时在太空窥测宇宙的奥秘。

在 9 年工作期间 ,CGRO 曾探测到 2 600 起遍及宇

宙各处来自各类天体的γ射线爆发事件 ,其中有 400 多

个是新发现的γ射线源。CGRO 所获得的大量观测结

果表明 ,γ射线暴在全天的位置分布是非常均匀的 ,并不

像恒星那样高度集中在银道面附近。由此说明 ,γ暴应

该是一类河外天体 ,而不是银河系内的天体。

鉴于天体γ射线观测的重要性 ,2004 年 11 月 20 日

美国又发射了“雨燕(Swift) 号”γ射线卫星 ,该卫星计划

用 2 年时间 ,对大范围天区内约 200 个γ射线暴进行详

细的观测分析 ,从而揭开了对宇宙γ射线暴研究的崭新

一页。“雨燕号”果然不负众望 ,在 2005 年 9 月 4 日首次

观测到了距地球 130 亿光年远处一颗恒星发生爆炸的

迹象 ———γ射线暴 ,这一事件发生在 130 亿年前 ,说明作

为γ暴源的恒星可能在宇宙诞生后最多 7 亿年就已寿

终正寝 ,变成了一个恒星级黑洞。

下一个γ射线专用卫星是由美国宇航局和能源部

共同研制的“大面积伽玛射线空间望远镜 ( 简称

GL AS T) ”,该系统拟于 2007 年秋季发射升空。GL AS T

的灵敏度至少是现有同类空间设备的 30 倍 ,而且观测

视场很大。根据 GL AS T 的设计能力 ,它能以前所未有

的清晰度探索星系周围的γ射线晕 , 测量星系际磁场 ,

并通过γ射线来观察宇宙结构的形成。同时 ,又能准确

地对高能光子进行测量 ,据此可以研究超大质量黑洞抛

出的高能微粒 ,甚至有可能记录到暗物质粒子之间发生

碰撞的现象。GL AS T 计划把天文学家和核物理学家联

合到了一起 :天文学家希望利用这台设备获取有关宇宙

演化的重要信息 ,而核物理学家则试图寻找那些有可能

用来解释一些物理学基本原理的宝贵讯号。

迄今为止 ,空间观测主要以卫星作为各类天文望远

镜的载体 ,并取得了一系列令人瞩目的重要成就 ,多波

段天文学也因此而得以快速发展。然而 ,科学技术的发

展是无止境的 ,天文学家并没有止步不前 ,他们的目光

已经看得更远 ,试图寻找能安置天文望远镜的更好的空

间台址 ,这就是月球。当然 ,建造月球天文台 ,在月球上

开展天文观测 ,需要时间、财力和强有力的技术支撑 ,但

可以相信、并预期终将有付之实施的一天。在那一天到

来之际 ,科学会揭示出宇宙中的何种奥秘 ,人们将拭目

以待。

(2007 年 4 月 23 日收到)

Multiwavelength Astronomy

ZHAO Jun2liang

Professor, Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy

of Sciences , Shanghai 200030

Abstract 　After the telescope was invented in 1608 , the astronomi2

cal telescope was firstly used to observe variable celestial objects by

the Italian famous scientist , Galileo Galilei, in 1609, a number of

important discoveries were made soon , and a new era for astronom2

ical observations and studies ushered in. As technical developments

and knowledge improvements, radio astronomy, infrared astrono2

my, ultraviolet astronomy, X2ray astronomy and γ2ray astronomy

were developed one by one during some decades from 1940s, and

astronomers can cover the whole wavebands of electromagnetic ra2

diation emitted from celestial objects , which means that multiwave2

length astronomy came into being, and step into a new phase to

know better physical nature of the Universe and different kinds of

celestial objects in it.

Key words 　multiwavelength astronomy , radio astronomy , infrared

astronomy, ultraviolet astronomy, X2ray astronomy , γ2ray astron2

omy

(责任编辑 :温文)

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