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高能天文观测仪器管窥

  高能天体物理是当代天文学研究的热点之一。在X射线与伽玛射线的天空里,从双致密星的死亡之舞,到星系中心的特大质量黑洞,最狂暴的天体现象纷纷上演。但探查极端宇宙并非易事,一般除了要进入太空来回避地球大气的吸收之外,还要准备专门的高能光子探测器。

  光学望远镜是通过反射或折射来汇聚光线并成像的。就算波长拓展到红外或射电波段,相应的仪器也还是利用反射面来聚焦天体辐射。但是在电磁波谱的另一端,一旦跨入波长短于数十纳米、单个光子能量超过数十电子伏特的极紫外区域,传统意义的聚焦就难以为继了。因此,高能探测器无论是工作原理还是外观,都与常人印象中的望远镜相去甚远。

  极紫外或X射线辐射可以直接穿透物质或被吸收,从而让我们熟悉的折射或反射失效。但如同石子在高速掠过水面时可以弹起一般,近乎平行于反射镜入射(即掠射)的X射线光子也能被全反射出去。只要选择X射线吸收率较低的材料来建造反射镜,并合理组合镜面形状,即可制成X射线聚焦望远镜。其最经典的布局就是下图所示的光路,掠射光依次经过抛物面和双曲面,抵达焦面。如果将多组镜面组合成套筒,更能在有限的体积内有效提升望远镜的集光面积。图中描绘了4层彼此嵌套的反射镜,即与美国航天局的钱德拉X射线天文台结构相同。

 

  图/CXO 

  当光子能量继续增高,来到硬X射线或软伽玛射线的范畴,掠射也无济于事,我们要换用无聚焦的编码掩模来开展观测。简单说来,掩模本体由对高能光子透明与不透明的金属掩模元交替排列而成,凭借接收端仪器上掩模元投影的位置与强度分布,即可推知辐射源的真实影像。因此在设计掩模时,关键就是要保证不同角度入射的光子投影结果唯一,以实现源区的准确还原。  

 

  左:编码掩模工作原理示意,红蓝两辐射源通过掩模在接收仪器上留下的投影形状一致,但位置有所区别,可以由此还原影像(图/ESA);右:国际伽玛射线天体物理实验室卫星使用的编码掩模(图/GACE)。

  然而,想要接收的光子能段越高,掩模元就必须做得越厚重,直到超过火箭的运载能力。为了瞥见能量更高的硬伽玛射线,人们转而利用光的粒子性。其探测原理包括高能光子激发荧光材料释放闪光,高能光子在半导体内部生成电子-空穴对,以及高能光子与物质层板相互作用后转化为正负电子等。这些原理分别对应闪烁体、半导体和粒子对产生探测器,其性能与适用场合各有千秋。但是除了伽玛光子,带电的宇宙线同样会让这些探测器记录下类似的信号,因此这时包裹在探测器外部的屏蔽层必不可少。屏蔽层只对带电粒子有反应,只有在其未被触发的情况下,才能确定探测信号来自光子。

  到了能量最高的特高能区(单个光子能量可达可见光的数万亿倍),源于天体的光子数量稀少,空间探测并不划算,所以相关观测更适合在地面进行。这里我们正是要利用大气对高能光子的吸收:入射光子将能量转移给大气原子,导致后者破碎,并引发级联式簇射,涌出大批能量逐级递减的粒子。如果初期转移的能量足够大,让簇射粒子的飞行速度超过空气中的光速,粒子就会产生切伦科夫辐射,类似飞行器突破音障时的音暴。这种幽暗的辉光就是大气成像切伦科夫望远镜的目标,根据切伦科夫光的方向和分布即可反推伽玛源的信息。水切伦科夫望远镜则是要捕获高速簇射粒子穿过专用水池时激起的切伦科夫光,其余与前者类同。  

 

  大气成像切伦科夫望远镜阵列HESS。(图/HESS合作组)

  本文大致勾勒出了当下高能天文探测器的轮廓,此外,新型仪器的开发也在陆续进行着,如借助晶体衍射来聚焦伽玛射线的劳厄透镜探测器、视场超大的龙虾眼式掠射光路、高灵敏度的多层硅片孔隙式掠射镜,等等。可以预见,籍由日新月异的探测器技术,宇宙最极端的一面将更加清晰地展现在世人面前。  

 

  为下一代X射线望远镜准备的孔隙硅光学系统,等效于数万面层叠的掠射镜。(图/cosine Research

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作者:张博

单位:中科院紫金山天文台

    

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