掠射X射線望遠鏡

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

根據成像方式的不同，X射線望遠鏡分為非成像望遠鏡和成像望遠鏡兩類。準直型望遠鏡是技術最簡單的一種非直接成像X射線望遠鏡，編碼孔徑望遠鏡是使用比較廣泛的一種非直接成像望遠鏡。在編碼孔徑技術中，由于編碼方式和碼盤的大小可根據觀測能量范圍的大小而改變，所以得到了廣泛的應用。編碼孔徑望遠鏡也是最早用于X射線天文觀測的X射線望遠鏡。根據成像光學系統(tǒng)的不同，X射線直接成像望遠鏡分為正入射周期多層膜望遠鏡、掠入射單層膜望遠鏡和掠入射非周期多層膜望遠鏡。兩類X射線望遠鏡相比，非直接成像望遠鏡的最大優(yōu)點是在技術條件限制不能用直接成像方法獲取圖像的情況下，觀測高能天體，并且方法簡單，但成像質量差，分辨率低，獲取圖像的過程復雜。而直接成像望遠鏡的圖像質量比前者好。但它的成像光譜范圍窄，最高能量僅達幾十keV，而前者則可以高達幾十MeV。

(1)準直型望遠鏡

在硬X射線能段，無法用折射和反射成像，在硬X射線探測器前加準直器構成準直型X射線望遠鏡，可以實現(xiàn)對準直器視場內局部天區(qū)的定向觀測，但無法分辨出視場內的源，同時還必須分別對源區(qū)和背景天區(qū)進行交替觀測。在探測器前放置兩層或多層平行的吸收柵條可構成直線調制和旋轉調制成像望遠鏡。對掃描觀測獲得的周期性強度調制信號進行傅里葉分析或相關分析，可以對分離源定位。為了減小影像旁瓣、消除空間對稱位置的假象、分辨多個源和實現(xiàn)對點源與彌散源的同時成像，需要多個調制探測系統(tǒng)組成復合型望遠鏡，限制了這一類掃描調制望遠鏡在寬視場、高靈敏度和高分辨率成像探測中的應用。我國學者提出用非線性約束迭代直接解成像方程以復還圖像的方法，對模擬數(shù)據以及空間實測數(shù)據的分析結果表明，直接解調方法比傳統(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，直接調制望遠鏡的技術簡單、重量輕、外形尺寸小。并且對姿態(tài)的要求低。用衛(wèi)星或空間站載調制望遠鏡易實現(xiàn)高靈敏度高分辨率的硬X射線巡天觀測。對不同波段的探測器用同一類型準直器進行強度調制，可以實現(xiàn)觀測視場、靈敏度、角分辨等方面互相匹配的多波段空間觀測。用不同指向的多個探測器還可以實現(xiàn)對某些高能爆發(fā)的定位觀測。

(2)編碼孔徑望遠鏡

編碼孔徑望遠鏡是一種非聚焦成像望遠鏡。編碼孔徑成像技術是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。它采用的技術是通過編碼方法來實現(xiàn)對入射光線的入射方向和強度進行采集，然后再通過探測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，測量出3-50keV范圍內的X射線的背景輻射等，實現(xiàn)了天文望遠鏡發(fā)展史上的一次飛躍。目前正在使用的編碼孔徑望遠鏡的工作波段也已經擴展到600keV(EXITE2)。在未來的天文衛(wèi)星項目中，人們試圖通過改進編碼孔徑成像技術所需要的一些軟硬件條件，如不同的編碼方法，探測器的發(fā)展和排列方式等，計劃提高望遠鏡的角分辨率和視場，同時把它的能量范圍擴展到幾十MeV(如INTEGRAL)和幾十GeV(如意大利的研究項目MAGIC)。EXIST是美國NASA正在研制的工作能段為(約5-600keV)的寬視場編碼孔徑望遠鏡陳列，預計2010年發(fā)射，它將首次完成高靈敏度X射線巡天成像觀測。

編碼孔徑技術的特點是在探測器探測信號以前先對入射線的方向進行編碼，然后再對探測器探測到的信號通過解碼重建圖像。即首先采用空間編碼進行入射X射線的位置和強度信息的數(shù)據積累;然后再把探測器探測到的這些積累數(shù)據進行解碼，也就是說重建所觀測到的那部分的物體，即是一種"兩步"過程。編碼孔徑望遠鏡具有方法簡單，可通過制備盡可能大的編碼板來增加視場，用小而密的編碼板提高帶寬等優(yōu)點。然而編碼孔徑技術中的編碼板編碼技術復雜，需要探測器的角度和空間分辨率都高且體積也大，圖像中的每一個像點受到整個探測器內所有探測到的光子的噪聲的影響，并且由于反解成像，易出現(xiàn)孿像，有時相同的數(shù)據采用不同的算法會得到不同的圖像，這時需要根據人們的認識和對圖像的比較選取符合實際的圖像作為最后的圖像。為了獲得直接準確的信息，需要研究X射線成像望遠鏡。

(1)正入射周期多層膜望遠鏡

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

(2)掠入射單層膜望遠鏡

1952年，德國科學家Wolter提出了基于二次旋轉對稱曲面的掠入射X射線成像系統(tǒng)設計原理。但由于當時工藝水平和制造技術的限制，直到20世紀70年代這種掠入射成像系統(tǒng)才在X射線天文觀測和研究中得到廣泛應用。受薄膜設計和制備水平的限制，人們首先利用單層金屬薄膜全反射原理和Wolter I型結構來設計X射線望遠鏡。在以后的幾十年里，美國，日本，俄國等國家進行了一系列的X射線望遠鏡的研究項目，已經發(fā)射或研究結束的有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NASA發(fā)射的，該衛(wèi)星首次把掠入射X射線直接成像望遠鏡帶入太空，其角分辨率、視場和靈敏度比以前的望遠鏡都有很大提高，特別是靈敏度較以前的編碼孔徑望遠鏡提高了幾百倍。這個衛(wèi)星有一個高分辨率望遠鏡和能夠將焦平面定位在四個探測器之一的焦平面組件，不同的探測器相應的性能有一定差別。ROSAT(the Roentgen Satellite)衛(wèi)星所載德國研制的X射線望遠鏡和Einstein的類似，其分辨率和靈敏度有所提高，是當時所能實現(xiàn)的最大的X射線成像望遠鏡，它首次實現(xiàn)了X射線巡天觀測，提供了大量新的科學數(shù)據。美國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射線望遠鏡的工作波段提高到10keV，并首次使用了緊密嵌套結217實驗技術物理構掠入射反射式光學系統(tǒng)和在X射線天文觀測中使用CCD探測器，為當時正在研究和將來研究的天文學項目，如XMM，XEUS，提供了技術基礎。后來美國發(fā)射的AXAF(advanced X-ray astrophysics facility)衛(wèi)星是美國NASA發(fā)射的第三個重大的天文觀測衛(wèi)星，是當時最復雜最精細最大的X射線觀測儀，成像質量好。歐洲航天局(ESA)主持研制的XMM-Newton衛(wèi)星有3個相同的高性能X射線望遠鏡，每個望遠鏡由嵌套在一起的58個Wolter I型望遠鏡組成，有效聚光面積高達4650cm2，每個望遠鏡焦平面探測器不同。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)動機故障而沒有發(fā)射成功。但它的研究基礎和技術條件為后續(xù)研究工作提供了很好的基礎條件。

(3)掠入射非周期多層膜望遠鏡

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，采用緊密排列內嵌式反射鏡結構也僅僅使望遠鏡的工作波段提高到10keV，即使采用最長焦距的望遠鏡也不能在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，晶體反射鏡[24]可以實現(xiàn)輻射的聚焦，但它的帶寬比較窄，視場也特別小。后來人們發(fā)現(xiàn)在較大掠入射角時，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2keV，使周期多層膜反射鏡在硬X射線成像望遠鏡中的應用受到很大限制。

受到中子超反射鏡的啟發(fā)，人們開始研究掠入射非周期多層膜(即X射線超反射鏡)對硬X射線的反射。在非周期多層膜中，通過調節(jié)每一個膜層對的厚度，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。

龍蝦是通過在一個眼球上的許多小立方體陣列側壁的反射來觀察物體的。用"龍蝦眼"這種成像方式可以建造X射線掠入射成像光學系統(tǒng)。1975年，Schmidt最早提出用兩層互相垂直放置的玻璃片構建X射線天文望遠鏡，1979年，Angel提出用正方形截面的柱體陣列掠入射反射來制作X射線天文望遠鏡。在這樣的望遠鏡中，每一個小立方柱體都按照同一個球面排列，通過小立方柱體相鄰兩個面反射的光線將會聚在一個焦球面上。只經過一次反射的光線將會聚成一條線，它在成像系統(tǒng)中形成漸縮的十字線的背景。沒有反射進入系統(tǒng)的光線形成彌散的背景。每個小立方柱體的高度將產生一定的散焦，而探測器與每個立方柱體的傾角將限制成像系統(tǒng)的分辨率。這種望遠鏡的主要優(yōu)點是觀測范圍廣、靈敏度高、體積小、重量輕。

目前，世界上許多國家都在研究"龍蝦眼"型望遠鏡，其中美國NASA研制的Lobster-ISS計劃于2009年成為國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射線太空望遠鏡是美國核分光望遠鏡陣列計劃中的用于觀測的望遠鏡，"核分光望遠鏡陣列"由高能X射線聚焦望遠鏡和配套分光鏡組成，圖像分辨率是前幾代太空望遠鏡的10倍以上，靈敏度更是100倍以上，能比以往太空望遠鏡更清晰地觀測宇宙高能X射線。

除發(fā)射可見光外 ，宇宙中還存在著很多能發(fā)射高能射線的天體，如恒星、黑洞周圍空間和星云等。通過對這些天體的研究可以了解恒星的形成、黑洞現(xiàn)象和恒星爆炸后所引起的氣體膨脹等現(xiàn)象。高能射線如:極紫外、軟X射線、硬X射線和γ射線幾乎全被大氣層吸收而不能到達地面，要實現(xiàn)對這些高能射線的觀察只能使用太空望遠鏡。由于這些高能射線與物質相互作用和可見光與物質相互作用有很大差別 ，所以不能使用在可見光波段發(fā)展成熟的光學技術 ，只能采用新的成像技術。20世紀以來，隨著火箭、衛(wèi)星技術的發(fā)展和薄膜技術、光學加工與檢測技術的進步，人們已將對天體的探測擴展到整個電磁輻射，人們逐步開始用極紫外、紅外、X射線、γ射線和射電望遠鏡來觀測天體，觀測的能量最高達幾十GeV。

X射線輻射的波段范圍是0.01-10nm，其中波長較短的(能量較高)的稱為硬X射線，波長較長的(能量較低)稱為軟X射線。由于天體的X射線是無法到達地面的，因此在人造地球衛(wèi)星上天以后，天文學家才得到重要的觀測成果，X射線天文學才發(fā)展起來。

1962年6月.美國麻省理工學院的研究小組第一次發(fā)現(xiàn)來自天蝎座方向的強大X射線源.這使X射線天文學進入了較快的發(fā)展階段。后來隨著高能天文臺1號、2號兩顆衛(wèi)星發(fā)射成功，首次進行了X射線波段的巡天觀測，使X射線的觀測研究向的邁進了一大步.形成對X射線觀測的熱潮。