昌德拉X射線望遠(yuǎn)鏡概述

以其達(dá)1角秒的高分辨率探索X射線源，借此探索太空中的黑洞及暗物質(zhì)與元素在宇宙中的分布。

望遠(yuǎn)鏡的名字是紀(jì)念印度裔美國(guó)天文學(xué)家昌德拉塞卡(1910~1995)而"昌德拉"本身也是印度教月神的名字。

在不能用直接成像望遠(yuǎn)鏡獲得X射線天體的成像觀察時(shí)，人們研究了非直接成像望遠(yuǎn)鏡的技術(shù)，主要有準(zhǔn)直型望遠(yuǎn)鏡和編碼孔徑成像技術(shù)。

根據(jù)成像方式的不同，X射線望遠(yuǎn)鏡分為非成像望遠(yuǎn)鏡和成像望遠(yuǎn)鏡兩類。準(zhǔn)直型望遠(yuǎn)鏡是技術(shù)最簡(jiǎn)單的一種非直接成像X射線望遠(yuǎn)鏡，編碼孔徑望遠(yuǎn)鏡是使用比較廣泛的一種非直接成像望遠(yuǎn)鏡。在編碼孔徑技術(shù)中，由于編碼方式和碼盤的大小可根據(jù)觀測(cè)能量范圍的大小而改變，所以得到了廣泛的應(yīng)用。編碼孔徑望遠(yuǎn)鏡也是最早用于X射線天文觀測(cè)的X射線望遠(yuǎn)鏡。根據(jù)成像光學(xué)系統(tǒng)的不同，X射線直接成像望遠(yuǎn)鏡分為正入射周期多層膜望遠(yuǎn)鏡、掠入射單層膜望遠(yuǎn)鏡和掠入射非周期多層膜望遠(yuǎn)鏡。兩類X射線望遠(yuǎn)鏡相比，非直接成像望遠(yuǎn)鏡的最大優(yōu)點(diǎn)是在技術(shù)條件限制不能用直接成像方法獲取圖像的情況下，觀測(cè)高能天體，并且方法簡(jiǎn)單，但成像質(zhì)量差，分辨率低，獲取圖像的過(guò)程復(fù)雜。而直接成像望遠(yuǎn)鏡的圖像質(zhì)量比前者好。但它的成像光譜范圍窄，最高能量?jī)H達(dá)幾十keV，而前者則可以高達(dá)幾十MeV。

(1)準(zhǔn)直型望遠(yuǎn)鏡

在硬X射線能段，無(wú)法用折射和反射成像，在硬X射線探測(cè)器前加準(zhǔn)直器構(gòu)成準(zhǔn)直型X射線望遠(yuǎn)鏡，可以實(shí)現(xiàn)對(duì)準(zhǔn)直器視場(chǎng)內(nèi)局部天區(qū)的定向觀測(cè)，但無(wú)法分辨出視場(chǎng)內(nèi)的源，同時(shí)還必須分別對(duì)源區(qū)和背景天區(qū)進(jìn)行交替觀測(cè)。在探測(cè)器前放置兩層或多層平行的吸收柵條可構(gòu)成直線調(diào)制和旋轉(zhuǎn)調(diào)制成像望遠(yuǎn)鏡。對(duì)掃描觀測(cè)獲得的周期性強(qiáng)度調(diào)制信號(hào)進(jìn)行傅里葉分析或相關(guān)分析，可以對(duì)分離源定位。為了減小影像旁瓣、消除空間對(duì)稱位置的假象、分辨多個(gè)源和實(shí)現(xiàn)對(duì)點(diǎn)源與彌散源的同時(shí)成像，需要多個(gè)調(diào)制探測(cè)系統(tǒng)組成復(fù)合型望遠(yuǎn)鏡，限制了這一類掃描調(diào)制望遠(yuǎn)鏡在寬視場(chǎng)、高靈敏度和高分辨率成像探測(cè)中的應(yīng)用。我國(guó)學(xué)者提出用非線性約束迭代直接解成像方程以復(fù)還圖像的方法，對(duì)模擬數(shù)據(jù)以及空間實(shí)測(cè)數(shù)據(jù)的分析結(jié)果表明，直接解調(diào)方法比傳統(tǒng)的成像法靈敏度高、分辨能力好。

在滿足一定的靈敏度、角分辨和成像范圍要求的條件下，直接調(diào)制望遠(yuǎn)鏡的技術(shù)簡(jiǎn)單、重量輕、外形尺寸小。并且對(duì)姿態(tài)的要求低。用衛(wèi)星或空間站載調(diào)制望遠(yuǎn)鏡易實(shí)現(xiàn)高靈敏度高分辨率的硬X射線巡天觀測(cè)。對(duì)不同波段的探測(cè)器用同一類型準(zhǔn)直器進(jìn)行強(qiáng)度調(diào)制，可以實(shí)現(xiàn)觀測(cè)視場(chǎng)、靈敏度、角分辨等方面互相匹配的多波段空間觀測(cè)。用不同指向的多個(gè)探測(cè)器還可以實(shí)現(xiàn)對(duì)某些高能爆發(fā)的定位觀測(cè)。

(2)編碼孔徑望遠(yuǎn)鏡

編碼孔徑望遠(yuǎn)鏡是一種非聚焦成像望遠(yuǎn)鏡。編碼孔徑成像技術(shù)是1968年Ables等人首次提出的一種能用于X射線天文成像的方法。它采用的技術(shù)是通過(guò)編碼方法來(lái)實(shí)現(xiàn)對(duì)入射光線的入射方向和強(qiáng)度進(jìn)行采集，然后再通過(guò)探測(cè)器收集信息后解碼成圖像。

1977年8月12日HEAO-1(high astronomy observatories)成功發(fā)射，首次完成了較高靈敏度的高銀緯X射線巡天觀測(cè)，測(cè)量出3-50keV范圍內(nèi)的X射線的背景輻射等，實(shí)現(xiàn)了天文望遠(yuǎn)鏡發(fā)展史上的一次飛躍。目前正在使用的編碼孔徑望遠(yuǎn)鏡的工作波段也已經(jīng)擴(kuò)展到600keV(EXITE2)。在未來(lái)的天文衛(wèi)星項(xiàng)目中，人們?cè)噲D通過(guò)改進(jìn)編碼孔徑成像技術(shù)所需要的一些軟硬件條件，如不同的編碼方法，探測(cè)器的發(fā)展和排列方式等，計(jì)劃提高望遠(yuǎn)鏡的角分辨率和視場(chǎng)，同時(shí)把它的能量范圍擴(kuò)展到幾十MeV(如INTEGRAL)和幾十GeV(如意大利的研究項(xiàng)目MAGIC)。EXIST是美國(guó)NASA正在研制的工作能段為(約5-600keV)的寬視場(chǎng)編碼孔徑望遠(yuǎn)鏡陳列，預(yù)計(jì)2010年發(fā)射，它將首次完成高靈敏度X射線巡天成像觀測(cè)。

編碼孔徑技術(shù)的特點(diǎn)是在探測(cè)器探測(cè)信號(hào)以前先對(duì)入射線的方向進(jìn)行編碼，然后再對(duì)探測(cè)器探測(cè)到的信號(hào)通過(guò)解碼重建圖像。即首先采用空間編碼進(jìn)行入射X射線的位置和強(qiáng)度信息的數(shù)據(jù)積累;然后再把探測(cè)器探測(cè)到的這些積累數(shù)據(jù)進(jìn)行解碼，也就是說(shuō)重建所觀測(cè)到的那部分的物體，即是一種"兩步"過(guò)程。編碼孔徑望遠(yuǎn)鏡具有方法簡(jiǎn)單，可通過(guò)制備盡可能大的編碼板來(lái)增加視場(chǎng)，用小而密的編碼板提高帶寬等優(yōu)點(diǎn)。然而編碼孔徑技術(shù)中的編碼板編碼技術(shù)復(fù)雜，需要探測(cè)器的角度和空間分辨率都高且體積也大，圖像中的每一個(gè)像點(diǎn)受到整個(gè)探測(cè)器內(nèi)所有探測(cè)到的光子的噪聲的影響，并且由于反解成像，易出現(xiàn)孿像，有時(shí)相同的數(shù)據(jù)采用不同的算法會(huì)得到不同的圖像，這時(shí)需要根據(jù)人們的認(rèn)識(shí)和對(duì)圖像的比較選取符合實(shí)際的圖像作為最后的圖像。為了獲得直接準(zhǔn)確的信息，需要研究X射線成像望遠(yuǎn)鏡。

(1)正入射周期多層膜望遠(yuǎn)鏡

]20世紀(jì)80年代后，隨著軟X射線多層膜技術(shù)的發(fā)展，出現(xiàn)了新一代軟X射線多層膜正入射成像望遠(yuǎn)鏡。正入射望遠(yuǎn)鏡的反射光學(xué)元件是周期多層膜，其使用范圍是在極紫外和軟X射線波段，是目前使用的比較成熟的技術(shù)。1985年10月，由美國(guó)Lockheed Palo Alto實(shí)驗(yàn)室和勞倫斯伯克利實(shí)驗(yàn)室合作研制的望遠(yuǎn)鏡成功地進(jìn)行了SiⅦ4.4nm處太陽(yáng)日冕的觀測(cè)。該望遠(yuǎn)鏡的反射元件是峰值反射率波長(zhǎng)在4.386nm的W/C周期多層膜(dw=0.765nm，dc=1.45nm)。1987年10月由美國(guó)馬歇爾空間飛行中心和勞倫斯利弗莫爾國(guó)家實(shí)驗(yàn)室研制的正入射卡塞格林型Mo/Si多層膜(dMo=3.68nm，dSi=5.52nm)望遠(yuǎn)鏡再次成功地進(jìn)行了17.1-17.5nm處太陽(yáng)日冕觀測(cè)，Mo/Si多層膜反射率為35%，望遠(yuǎn)鏡角分辨率達(dá)1.2″。美國(guó)LockheedPaloAlto實(shí)驗(yàn)室和科羅拉多大學(xué)大氣與空間物理實(shí)驗(yàn)室合作研制了17.1nm焦距為0.75m、分辨率為1.5″的正入射望遠(yuǎn)鏡，其Mo/Si多層膜在17.1nm處具有33%的反射率。該望遠(yuǎn)鏡于1988年3月發(fā)射，利用光電探測(cè)器記錄到了日蝕前太陽(yáng)軟X射線圖像。此衛(wèi)星直至現(xiàn)在還沒(méi)有上天。美國(guó)的Los Alamos和Sandia國(guó)家實(shí)驗(yàn)室正在研制低能X射線成像傳感器陣列(ALEIS)，工作波段為17.7-11.3nm。由六個(gè)廣角多層膜正入射望遠(yuǎn)鏡組成，其聚光面積為25cm，分辨率為30″。美國(guó)斯坦福大學(xué)和利弗莫爾國(guó)家實(shí)驗(yàn)室研制的多光譜望遠(yuǎn)鏡陣列(MSSTA)由17個(gè)軟X射線多層膜正入射成像望遠(yuǎn)鏡組成。美國(guó)自1994年開(kāi)始研制過(guò)渡區(qū)和日冕探測(cè)者(TRACE)極紫外波段探測(cè)器，采用的是卡塞格林型望遠(yuǎn)鏡。目前我國(guó)也研制了首臺(tái)正入射極紫外波段太陽(yáng)望遠(yuǎn)鏡，其理論角分辨率比正在太空中飛行的TRACE角分辨率高一倍，這個(gè)極紫外波段的望遠(yuǎn)鏡將作為太陽(yáng)望遠(yuǎn)鏡衛(wèi)星的一部分正在進(jìn)行立項(xiàng)。

(2)掠入射單層膜望遠(yuǎn)鏡

1952年，德國(guó)科學(xué)家Wolter提出了基于二次旋轉(zhuǎn)對(duì)稱曲面的掠入射X射線成像系統(tǒng)設(shè)計(jì)原理。但由于當(dāng)時(shí)工藝水平和制造技術(shù)的限制，直到20世紀(jì)70年代這種掠入射成像系統(tǒng)才在X射線天文觀測(cè)和研究中得到廣泛應(yīng)用。受薄膜設(shè)計(jì)和制備水平的限制，人們首先利用單層金屬薄膜全反射原理和Wolter I型結(jié)構(gòu)來(lái)設(shè)計(jì)X射線望遠(yuǎn)鏡。在以后的幾十年里，美國(guó)，日本，俄國(guó)等國(guó)家進(jìn)行了一系列的X射線望遠(yuǎn)鏡的研究項(xiàng)目，已經(jīng)發(fā)射或研究結(jié)束的有Einstein，EXOSAT，ROSAT，AXAF(Chandra)，JET-X(SRG)，ASCA(ASTRO-D)，ASTROE，XMM-Newton，正在研究的有XEUS。

Einstein(HEAO-2)衛(wèi)星是美國(guó)NASA發(fā)射的，該衛(wèi)星首次把掠入射X射線直接成像望遠(yuǎn)鏡帶入太空，其角分辨率、視場(chǎng)和靈敏度比以前的望遠(yuǎn)鏡都有很大提高，特別是靈敏度較以前的編碼孔徑望遠(yuǎn)鏡提高了幾百倍。這個(gè)衛(wèi)星有一個(gè)高分辨率望遠(yuǎn)鏡和能夠?qū)⒔蛊矫娑ㄎ辉谒膫€(gè)探測(cè)器之一的焦平面組件，不同的探測(cè)器相應(yīng)的性能有一定差別。ROSAT(the Roentgen Satellite)衛(wèi)星所載德國(guó)研制的X射線望遠(yuǎn)鏡和Einstein的類似，其分辨率和靈敏度有所提高，是當(dāng)時(shí)所能實(shí)現(xiàn)的最大的X射線成像望遠(yuǎn)鏡，它首次實(shí)現(xiàn)了X射線巡天觀測(cè)，提供了大量新的科學(xué)數(shù)據(jù)。美國(guó)NASA和日本共同研制的AS-CA(The advanced satellite for cosmology and astrophysics，又稱ASTRO-D)首次把X射線望遠(yuǎn)鏡的工作波段提高到10keV，并首次使用了緊密嵌套結(jié)217實(shí)驗(yàn)技術(shù)物理構(gòu)掠入射反射式光學(xué)系統(tǒng)和在X射線天文觀測(cè)中使用CCD探測(cè)器，為當(dāng)時(shí)正在研究和將來(lái)研究的天文學(xué)項(xiàng)目，如XMM，XEUS，提供了技術(shù)基礎(chǔ)。后來(lái)美國(guó)發(fā)射的AXAF(advanced X-ray astrophysics facility)衛(wèi)星是美國(guó)NASA發(fā)射的第三個(gè)重大的天文觀測(cè)衛(wèi)星，是當(dāng)時(shí)最復(fù)雜最精細(xì)最大的X射線觀測(cè)儀，成像質(zhì)量好。歐洲航天局(ESA)主持研制的XMM-Newton衛(wèi)星有3個(gè)相同的高性能X射線望遠(yuǎn)鏡，每個(gè)望遠(yuǎn)鏡由嵌套在一起的58個(gè)Wolter I型望遠(yuǎn)鏡組成，有效聚光面積高達(dá)4650cm2，每個(gè)望遠(yuǎn)鏡焦平面探測(cè)器不同。XMMNewton不但能夠獲得觀察天體的圖像，而且能譜分辨本領(lǐng)很高。ASTRO-E是日本研究的用于X射線天文研究的衛(wèi)星。2000年2月，由于火箭發(fā)動(dòng)機(jī)故障而沒(méi)有發(fā)射成功。但它的研究基礎(chǔ)和技術(shù)條件為后續(xù)研究工作提供了很好的基礎(chǔ)條件。

(3)掠入射非周期多層膜望遠(yuǎn)鏡

在X射線波段，反射鏡全外反射的臨界角和入射的光子能量成反比，因此，金屬單層膜的全反射臨界角隨著入射光能量的增加而減小，采用緊密排列內(nèi)嵌式反射鏡結(jié)構(gòu)也僅僅使望遠(yuǎn)鏡的工作波段提高到10keV，即使采用最長(zhǎng)焦距的望遠(yuǎn)鏡也不能在10-20keV波段獲得一定的反射。在入射光的能量大于10keV的范圍內(nèi)，晶體反射鏡[24]可以實(shí)現(xiàn)輻射的聚焦，但它的帶寬比較窄，視場(chǎng)也特別小。后來(lái)人們發(fā)現(xiàn)在較大掠入射角時(shí)，周期多層膜可以反射X射線，并且?guī)挶葟澗Т?0倍，比平晶大100倍。即便這樣，其帶寬僅達(dá)2keV，使周期多層膜反射鏡在硬X射線成像望遠(yuǎn)鏡中的應(yīng)用受到很大限制。

受到中子超反射鏡的啟發(fā)，人們開(kāi)始研究掠入射非周期多層膜(即X射線超反射鏡)對(duì)硬X射線的反射。在非周期多層膜中，通過(guò)調(diào)節(jié)每一個(gè)膜層對(duì)的厚度，在一定的掠入射角度(或入射能量)下，使上面的膜層反射能量比較低的入射線(在大角度時(shí)具有較高反射率)，下面的膜層反射能量較高的入射線(在小角度時(shí)具有較高反射率)，從而獲得能帶較寬且反射率比較平坦的X射線反射鏡。

龍蝦是通過(guò)在一個(gè)眼球上的許多小立方體陣列側(cè)壁的反射來(lái)觀察物體的。用"龍蝦眼"這種成像方式可以建造X射線掠入射成像光學(xué)系統(tǒng)。1975年，Schmidt最早提出用兩層互相垂直放置的玻璃片構(gòu)建X射線天文望遠(yuǎn)鏡，1979年，Angel提出用正方形截面的柱體陣列掠入射反射來(lái)制作X射線天文望遠(yuǎn)鏡。在這樣的望遠(yuǎn)鏡中，每一個(gè)小立方柱體都按照同一個(gè)球面排列，通過(guò)小立方柱體相鄰兩個(gè)面反射的光線將會(huì)聚在一個(gè)焦球面上。只經(jīng)過(guò)一次反射的光線將會(huì)聚成一條線，它在成像系統(tǒng)中形成漸縮的十字線的背景。沒(méi)有反射進(jìn)入系統(tǒng)的光線形成彌散的背景。每個(gè)小立方柱體的高度將產(chǎn)生一定的散焦，而探測(cè)器與每個(gè)立方柱體的傾角將限制成像系統(tǒng)的分辨率。這種望遠(yuǎn)鏡的主要優(yōu)點(diǎn)是觀測(cè)范圍廣、靈敏度高、體積小、重量輕。

目前，世界上許多國(guó)家都在研究"龍蝦眼"型望遠(yuǎn)鏡，其中美國(guó)NASA研制的Lobster-ISS計(jì)劃于2009年成為國(guó)際空間站的有效載荷，用于天體0.1-3keV X射線源的監(jiān)控。

X射線太空望遠(yuǎn)鏡是美國(guó)核分光望遠(yuǎn)鏡陣列計(jì)劃中的用于觀測(cè)的望遠(yuǎn)鏡，"核分光望遠(yuǎn)鏡陣列"由高能X射線聚焦望遠(yuǎn)鏡和配套分光鏡組成，圖像分辨率是前幾代太空望遠(yuǎn)鏡的10倍以上，靈敏度更是100倍以上，能比以往太空望遠(yuǎn)鏡更清晰地觀測(cè)宇宙高能X射線。