紫外天文學

通過電磁波的紫外波段對天體進行觀測和研究的學科。是空間天文學的一個分支。紫外波段包括波長為0.01-0.4微米的範圍．介於可見光與x射線之間。0.01-0.2微米稱為遠紫外區．0.2-0.4微米稱為近紫外區。由於大氣的吸收。在地面上無法進行紫外觀測。對於波長為0.2-0.3微米的紫外線，尚可用高度50公里的氣球進行觀測，如果要觀測整個紫外波段，則必須用探空火箭和人造衞星。紫外觀測的第一個天體是太陽。觀測太陽的紫外光譜可為太陽色球與日冕間過渡層和耀斑的研究提供信息。對行星和彗星的紫外光譜觀測則可姒確定它們的大氣組成。對於太陽系以外的天體，由於受到星際氣體吸收的嚴重影響，紫外波段的可觀測範圍在實際上只有0.0912-0.3微米。非太陽系紫外天文學主要研究早型星、白矮星和行星狀雲以及晚型量的恆星色球與星冕過渡層。它對於星際物質的研究也具有特殊意義。星系和類星體則是紫外天文學來來的研究目標．50年代人們開始用火箭攜帶小型望遠鏡在高空進行紫外觀測。1968年美國發射紫外天文衞星OAO號．1972年發射OAO-3號(哥白尼號)。1978年發射國際紫外探測衞星。1990年發射的哈勃空聞望遠鏡．可觀測更遙遠夭體的紫外輻射。 ^[2] 

觀測波段向紫外區擴展的重要性是顯而易見的，因為通常元素的中性和電離態的共振線，在紫外區要比可見光區豐富得多，而共振線對研究天體的物理狀態和化學組成是最為敏感的（見共振吸收）。

紫外研究的第一個天體是太陽。太陽紫外光譜中有許多高電離硅、氧、鐵等元素的譜線，為太陽色球與日冕間過渡層和耀斑活動的研究提供極有價值的信息（見太陽紫外輻射）。由於許多原子和分子的共振線屬於紫外區，又由於在此波長上分子的散射比起固體粒子的散射更為重要，因此通過對太陽系內的行星、彗星等天體的紫外光譜、反照率和散射的觀測，有助於確定它們大氣組成，從而建立大氣模型。

紫外觀測對於早型星包括 O、B、A型星（見恆星光譜分類）、白矮星和行星狀星雲的中心星都是非常重要的，因為它們在紫外區有最強的輻射；對於晚型星包括F、G、K和M等型，其重要性和太陽類似，是研究恆星色球和星冕，尤其是二者之間的過渡層必不可少的手段（見恆星紫外輻射）。

紫外觀測對於星際物質的研究有特殊意義。星際物質包括星際塵埃（小固體粒子）和星際氣體兩部分。星際塵埃對不同波長的星光有不同的消光作用，即產生所謂星際紅化。消光曲線對恆星天文和星際塵埃的研究都十分重要。消光曲線向紫外的擴展已經給我們以新的認識。紫外區消光曲線的特點是在1/λ=4.6微米^-1（λ為波長）附近有一相當明顯的隆起；在1/λ=5.5～7.5微米^-1的範圍內有相當寬的極小；並且總的説來是向遠紫外很快上升的。這個觀測表明星際塵埃中含有直徑 100埃左右的石墨粒子。關於星際氣體，已有的資料主要來自可見光區中性鈉和電離鈣的共振線的星際吸收測量和中性氫21釐米譜線射電觀測。不少星際分子、原子和離子的共振線在紫外區,氫的賴曼系α譜線Lα就是一個例子。通過對早型星的Lα線星際吸收的測量，可確定星際氫原子分佈，其精度比21釐米射電觀測為高，並且還可以作出氫與其他星際氣體成分含量的精確比較。還有許多星際氣體的譜線出現在紫外區，如CⅠ、CⅡ、NⅠ、NⅡ、OⅠ、SiⅡ等等。分子氫的賴曼帶處在波長短於1108埃的紫外區，它在密的塵埃雲中已被觀測到。又如一氧化碳也在紫外光譜中被找到，通過紫外觀測確定了12C和13C的比值。隨着望遠鏡口徑和光譜色散的增大，紫外觀測一定會大大擴充我們對星際氣體的成分和物態的認識。

根據已有的認識，不論正常星系或特殊星系，在紫外區都會有強的輻射。由於星系的輻射有較大紅移，因此它們的紫外線可避開星際氫對Lα線的嚴重吸收，並打破短於 912埃的禁區而提供重要的信息。星系紫外研究不僅能增進對星系物態的認識，並可以延伸其紅移的測量。紫外觀測表明,星系在紫外區有較大的紫外色餘,可能是存在較多的熱星的緣故。星系的研究需要有較大的望遠鏡，因而星系的紫外研究是紫外天文學下一階段的任務。

目前紫外天文學在研究對象上和研究課題上都是同傳統的光學天文學密切配合的，實質上是波段範圍向紫外的自然延伸。紫外天文學在方法和技術上與傳統的天文光學也很相似。紫外天文學除了與空間天文學一樣對火箭、衞星等技術有共同的要求外，還要求有較大的望遠鏡(除太陽的低分辨率光度測量外)和望遠鏡終端設備。當然就所用設備的材料而言，與可見光區是不同的。成像系統和探測器所用的透射材料有氟化鋰、氟化鎂、藍寶石和熔石英等。氟化鋰的截止波長最短，為1050埃，氟化鎂次之，為1130埃，但氟化鎂在潮濕空氣中的性能遠比氟化鋰為佳，是波長長於1200埃範圍時最常用的材料。反射鏡面和光柵涉及反射用的鍍膜材料，與可見光區一樣，最廣泛採用的是鋁；但在紫外區要得到好的反射性能必須防止鋁形成氧化膜，為此要在光潔的鋁面上鍍一層極薄的氟化鎂作為保護層。這種保護層如厚度恰當，還可以因干涉作用而使反射效率進一步提高。衞星上用的鏡面材料須輕而結實，鈹較為合適，但其熱膨脹不均勻性較嚴重，不適用於高精度的觀測。目前使用的低膨脹係數的材料有微晶玻璃、熔石英等；康定-7971超低膨脹熔石英，在5～35℃温度範圍，平均線膨脹係數為 0.2×10^-7/℃。紫外觀測同可見光波段觀測一樣，所用的探測器有照相乳膠、光電倍增管和像增強器等光電成像器件;不過在紫外區還可使用與X射線測量中類似的氣態電離室和正比計數器，但須採用合適的氣體和窗口材料。一般照相乳膠只適用於波長2200埃以上的紫外光，如用於2200埃以下的波段，或者要增加熒光物質，以便把2200埃以下的輻射轉化為有反應的波長，或者要減少明膠（即舒曼乳膠）。對於較短波長的探測必須採用無窗式的紫外光電倍增管。適用於可見光區的高靈敏光陰極材料也可用於紫外區。不過既要用於3000埃以下探測，必須對3000埃以上不敏感，因此只好採用Cs2Te和Rb2Te。對於波長範圍2000埃以下的探測，可選用鹵化鹼作光陰極。近年來製成供空間探測用的多通道電子倍增器也可用於遠紫外。由這種儀器發展而成的微通道板電子倍增器則已成為圖像研究的重要工具。在圖像探測方面和可見光區一樣，還可利用電子照相機、像增強器、電視攝像管和像光子計數器等。

目前，對紫外天文學貢獻最大的探測器是“國際紫外探險者”，它是人類所設計出的一台最多產的望遠鏡，原計劃在太空工作三年，可直到今天它仍在按照地面指令，送回多種天體的紫外分光和紫外測光的資料。是壽命最長的一顆衞星。“國際紫外探險者”是一顆地球同步衞星，由於衞星的軌道離地球相當遠，地球遮住的天空僅16°左右，所以衞星與地面聯繫很方便，一天24小時都能和美國宇航局的地面跟蹤站保持聯繫，還可每天和歐洲空間局的控制中心聯絡10個小時。自1978年1月26日上天以來，天文學家利用“國際紫外探險者”取得的觀測資料，已在冷星星周的熱氣體、激變變星的質量損失和吸積作用、哈雷彗星、星際物質、類星體的吸收線、星系周圍的熱氣暈和熱氣冕、大麥哲倫雲超新星1987A的爆前天體和爆後演化等方面發表了1000多篇研究論文和一些星表。

在“國際紫外探險者”之前，關於冷星只能用光學方法研究其光譜中的H線和K線，而“國際紫外探險者”上天后，不但可以研究恆星色球層與星冕之間的過渡區，還發現了過渡區分界線，即赫羅圖上類太陽恆星與不同於太陽的恆星之間的一條分界線。所謂不同於太陽的恆星，是指那些有強的色球層而星冕卻很弱的恆星，它們組成了一類新的恆星叫混雜恆星，這類星的特徵只能靠紫外觀測來發現。

通過“國際紫外探險者”還測量到用其他手段難以獲得的元素丰度。這在研究A型特殊恆星以及汞一錳恆星時尤為突出。

“國際紫外探險者”的另一項傑出貢獻是發現了一種前所未知的新星。 ^[3] 

在W·赫歇耳發現紅外線之後僅一年，1801年德國物理學家裏特便證實了紫外線的存在。紫外線波段介於可見光和X射線之間，波長在0.01微米～0.4微米範圍內。由於地球大氣對紫外線有吸收作用，天體紫外輻射的觀測非常困難。對波長0.2微米～0.3微米的紫外線，尚可用高空球載望遠鏡觀測，其餘紫外波段的觀測只能利用火箭和衞星，但這還僅是對太陽系內天體而言，對太陽系外天體的研究還要受到星際氣體吸收的限制，所以紫外天文學的研究範圍實際上只限於0.0912微米～0.3微米。儘管如此，由於在紫外波段可以瞭解到比可見光波段更多的關於天體物理狀態和化學組成的信息，所以天文學家還是克服重重困難，從太陽開始，先後探測了行星和行星際空間、銀河輻射源，以及河外源，取得了令人興奮的進展。

太陽的紫外輻射在總輻射中所佔比例只有7%，但太陽紫外輻射對地球高層大氣和宇宙航行有重要影響，因此受到極大重視。紫外天文學研究的第一個天體就是太陽，並且最先取得觀測成果。

早在1920年，天文學家就曾用升高9公里的載人氣球進行太陽紫外光譜照相，1930年又用能升高到臭氧層上的無人氣球拍攝太陽0．09微米以下的紫外光譜，但均未成功。1946年10月美國海軍實驗研究室發射了一枚“德國號”高空火箭，升高到80公里，第一次獲得了波長0．22微米的太陽紫外光譜。50年代以後，高空火箭探測記錄到天空背景的紫外光譜。

進入空間探測時代後，紫外天文學有了較快的發展。1960年和1962年相繼發射的太陽輻射監測衞星系列和軌道太陽天文台科學衞星系列，都裝備了紫外探測器，對太陽紫外輻射的通量、光譜及其變化進行了系統的探測，並拍攝了太陽紫外單色像。由於不同波長的紫外輻射來自太陽大氣的不同高度，所以拍攝到的不同波長的紫外單色像不僅給出太陽大氣不同高度、不同温度範圍的輻射分佈，而且揭示出太陽活動區上空大氣的温度、輻射分佈與周圍非活動區是不同的，為建立太陽色球與日冕間更準確的過渡區理論模型提供了實驗數據。

在太陽紫外輻射中，波長0.1216微米的氫萊曼Ⅱ線最強，它對地球大氣中電離層的形成和變化有重要影響，因此很多天文學家熱衷於對它的研究。

在0.01微米～0.17微米的遠紫外區的一些單色輻射中，經常觀測到太陽局部區域輻射在短時間突然增強，這就是太陽的遠紫外爆發。1966年天文學家首先在0.1225微米～0.135微米的波段上發現這種現象。以後通過衞星和電離層效應不斷探測到太陽的遠紫外爆發。爆發過程大致分為兩類：

1．脈衝型爆發。表現出強度迅速上升與緩慢下降；

2．緩慢爆發。強度緩慢上升到峯值後又緩慢下降到起始水平。太陽遠紫外爆發一般發生在耀斑閃相期問，遠紫外爆發的資料是研究太陽耀斑等離子體結構及耀斑時間發展的重要依據。

1962年，美國“水手2號”飛掠金星，實現了人類首次就近觀察另一顆行星的壯舉。30年來，人類先後成功地探測了水星、金星、火星、木星、天王星、海王星，以及哈雷彗星，對這些天體的紫外光譜、反照率及散射的觀測，成為確定它們大氣組成，建立大氣模型的重要手段。

1974年，“水手10號”探測金星時，飛船上的紫外光度計發現金星高層大氣中氫含量豐富，氙卻很少，説明這顆素與地球有姐妹之稱的行星有着完全不同於地球的演化過程。天文學家推測，金星的磁場較弱，太陽風中的質子進入金星大氣，中和後變成了氫；而地球磁場較強，太陽風中的質子無法進入地球大氣，地球上的氫來自岩石和海洋。從“水手10號”發回地球的金星紫外照片上可以分辨出一個呈螺旋形結構的巨大對流穴。 ^[3] 

太陽系外紫外觀測最早的恆星紫外觀測是從1964年“宇宙51號”空間探測開始的。1968年美國發射紫外天文衞星“OAO-2號”，在0.1微米～0.3微米波段巡天。根據可見光波段觀測建立的大氣模型理論，早型星在紫外波段有很強的連續譜，併疊加許多共振吸收線。大氣外紫外觀測證實了這一理論。紫外觀測對於白矮星和行星狀星雲的中心星也是很重要的，因為它們在紫外區有最強的輻射。紫外觀測對於晚型星，重要性和太陽類似，是研究恆星色球和星冕，特別是它們之間的過渡層必不可少的手段。觀測結果表明，高温星冕是恆星所普遍具有的。對變星也進行了紫外觀測，發現獵犬

，對應不同波長，5.5天週期的光變曲線有不同的光變形式，另外造父變星的紫外觀測除了同可見光波段的觀測結果有相同之處外，還具有一些新特點。

近年，天文學家還對一些恆星進行了遠紫外觀測。1975年美蘇“阿波羅～聯盟”飛行中發現了太陽系外第一個遠紫外輻射源。該源是位於后髮座裏的一顆白矮星——HZ43。白矮星是一種燒盡核燃料而暴露的星核，具有大量的遠紫外輻射，根據它的紫外譜線，可以測出其温度和化學成分。此後，“阿波羅一聯盟”又探測到另外三個遠紫外輻射源：一顆白矮星、一顆耀星和一顆激變變星。這次成功的實驗，直接證明了開展太陽系外遠紫外天文觀測的可行性。

在“阿波羅一聯盟”之後，歐美研製的“X射線空間天文望遠鏡”(Exosat)在遠紫外波段上，也證認了三顆冷星：五車二、南河三和北冕

-2，它們的星冕譜線揭示了其表面磁場活動，這對決定星冕氣體的温度非常關鍵。

紫外觀測對於星際介質的研究具有特殊意義。星際介質包括星際氣體和星際塵埃兩部分。星際塵埃對不同波長的電磁輻射有不同的消光作用。已獲得的紫外波段的消光特點表明，星際塵埃中含有半徑為0.01微米的石墨塵粒。另外，星際氣體中的一些元素的共振譜線在紫外區，因此紫外觀測對於研究星際氣體的成分和物態也是必不可少的。 ^{[3]  [4]}