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用更精細(xì)的“眼睛”探究宇宙的第四種物態(tài) | 賽先生天文

2022/08/24
導(dǎo)讀
展望X射線高分辨能譜的未來(lái)

  • 導(dǎo)語(yǔ)：
宇宙中大部分可以被觀測(cè)的物質(zhì)并不是以固態(tài)、氣態(tài)和液態(tài)存在的，而是以第四種物態(tài)存著。這種物態(tài)究竟是什么，它們?cè)谟钪嬷杏职缪葜裁礃拥慕巧?？我們又該如何觀測(cè)并研究它們？本期賽先生天文，讓我們以宇宙中的第四種物態(tài)為基礎(chǔ)，展望X射線高分辨能譜的未來(lái)。

撰文 | 毛俊捷（清華大學(xué)）

責(zé)編 | 王馨心、呂浩然


  • 宇宙的第四種物質(zhì)狀態(tài)


也許你還不知道物質(zhì)的第四種狀態(tài)是什么，但你一定對(duì)物質(zhì)的其他三種狀態(tài)非常熟悉。金剛石是自然界中已知最硬的物質(zhì)（金剛石其實(shí)就是天然、未經(jīng)加工的鉆石）。常溫下，金剛石是以固態(tài)形式存在的。而當(dāng)我們加熱固態(tài)的金剛石到3500攝氏度左右，它就會(huì)變成液態(tài)的金剛石（就好像冰塊融化成了水）。如果我們繼續(xù)加熱到4800攝氏度左右，液態(tài)的金剛石會(huì)變成氣態(tài)的金剛石（就好像水變成了水蒸氣）。到這里，物質(zhì)的三態(tài)——固態(tài)、液態(tài)、氣態(tài)一目了然。

那么，如果我們?cè)倮^續(xù)加熱氣態(tài)的金剛石會(huì)發(fā)生什么呢？在回答這一問(wèn)題之前，35攝氏度就覺(jué)得“熱哭了”的你可能已經(jīng)在想：宇宙會(huì)有四五千度這么熱嗎？事實(shí)上，太陽(yáng)的表面溫度就已經(jīng)達(dá)到了5500攝氏度左右！不僅如此，你可能還親眼見(jiàn)過(guò)太陽(yáng)更熱的部分：日全食期間，如果仔細(xì)觀察，你會(huì)發(fā)現(xiàn)被完全遮蔽的太陽(yáng)表面周?chē)醒诱沟睦w維狀結(jié)構(gòu)（圖1）。這就是溫度高達(dá)上百萬(wàn)度的日冕！

圖1：2017年8月21日在美國(guó)觀測(cè)到的全日食。當(dāng)太陽(yáng)表面被完全遮蔽時(shí)，其周?chē)娜彰幔ǔ世w維狀）更容易被觀測(cè)到。圖片來(lái)源：Nicolas Lefaudeux

在上百萬(wàn)度的極高溫環(huán)境下，物質(zhì)（包括金剛石）將呈現(xiàn)出其第四種狀態(tài)——等離子態(tài)[1]。日冕本身就是一種等離子體（即以等離子態(tài)存在的物體）。金剛石其實(shí)是由一系列碳原子構(gòu)成的。原子是構(gòu)成一般物質(zhì)且保持其化學(xué)屬性的最小單位。人們常用“細(xì)如發(fā)絲”來(lái)形容物體非常小，一根頭發(fā)絲的直徑大約為幾十微米，而單個(gè)原子則比頭發(fā)絲的直徑還要小幾萬(wàn)倍！原子又是由原子核及若干個(gè)圍繞著原子核轉(zhuǎn)動(dòng)的電子構(gòu)成的。原子核的半徑則又是原子半徑的幾萬(wàn)分之一。對(duì)于處于等離子態(tài)的物質(zhì)，原本行動(dòng)范圍被限制在原子核周?chē)碾娮荧@得了自由，可以在等離子體內(nèi)自由流動(dòng)（圖2）。

圖2：物質(zhì)的4種狀態(tài)：固態(tài)（左上）、液態(tài)（右上）、氣態(tài)（左下）和等離子態(tài)（右下）。圖片來(lái)源：Pixabay

  • 用X射線觀察宇宙中的等離子體


事實(shí)上，宇宙中可以被“看”到的物質(zhì)絕大多數(shù)都是以等離子體的形式存在的。包括日冕在內(nèi)的諸多形式的高溫等離子體在X射線波段最容易被觀測(cè)到。例如，我們平時(shí)體檢做胸透或者拍胸片時(shí)就有用到X射線。X射線、紫外線、可見(jiàn)光、紅外線等其實(shí)都是電磁波，我們主要通過(guò)波長(zhǎng)來(lái)區(qū)分它們（圖3）。X射線的波長(zhǎng)大致范圍是0.1-100埃（1埃 = 0.1納米，也是十億分之一米），也就是和一個(gè)原子的大小差不多。

圖3：不同波長(zhǎng)的電磁波。圖片來(lái)源：https://hubblesite.org/contents/articles/the-electromagnetic-spectrum

相比可見(jiàn)光天文觀測(cè)悠長(zhǎng)的歷史而言，X射線天文學(xué)的發(fā)展歷史其實(shí)相對(duì)較短。由于地球大氣吸收了來(lái)自深空的X射線（從而保護(hù)了地表的生物），想要研究宇宙中的等離子體，我們必須把X射線望遠(yuǎn)鏡（通過(guò)氣球、火箭、人造衛(wèi)星等）放到遠(yuǎn)離地表的深空。1962年6月18日，搭載第一臺(tái)X射線望遠(yuǎn)鏡的火箭升空并首次接收到來(lái)自于太陽(yáng)系外的X射線光子。由此，意大利天體物理學(xué)家里卡多·賈科尼（Riccardo Giacconi，1931-2018）及他的團(tuán)隊(duì)開(kāi)啟了X射線天文學(xué)，賈科尼本人也因此獲得了2002年的諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)。

圖4：X射線天文學(xué)的開(kāi)啟者——里卡多·賈科尼。圖片來(lái)源：參考文獻(xiàn)[2]

當(dāng)我們有了天文望遠(yuǎn)鏡后，就可以收集來(lái)自宇宙中各種天體的光子，并通過(guò)不同的形式去研究這些“珍貴”的光子。最常見(jiàn)的形式有以下三種：
（1）研究光子數(shù)的空間分布（成像），例如對(duì)星空拍照（越亮的星星光子數(shù)越多）；（2）研究光子數(shù)的時(shí)間分布（時(shí)變），例如全日食期間太陽(yáng)亮度的演變；（3）研究光子的能量分布（能譜），例如彩虹就是一種表現(xiàn)光子數(shù)能量分布的形式。


X射線光子的能量比可見(jiàn)光光子的能量高出成百上千倍，因此，X射線天體物理也常被歸類(lèi)于高能天體物理的范疇。


圖5：天文望遠(yuǎn)鏡是收集穿梭于宇宙中的光子的利器（左上）。天文觀測(cè)中常見(jiàn)的三種模式：成像（右上）、時(shí)變（左下）和能譜（右下）。左上圖來(lái)源于Athena/X-IFU的視頻，其余三圖來(lái)源于錢(qián)德拉（Chandra）空間望遠(yuǎn)鏡的TgCAT數(shù)據(jù)網(wǎng)站。

  • X射線高分辨能譜


當(dāng)我們的能譜中有足夠多的X射線光子，我們就可以考慮獲取高分辨能譜來(lái)研究目標(biāo)天體。在了解什么是高分辨能譜和為什么我們要研究高分辨能譜之前，我們先通過(guò)對(duì)比來(lái)直觀感受一下成像觀測(cè)中高（空間）分辨率的重要性：圖6的左圖是斯皮策空間望遠(yuǎn)鏡（SST）在紅外波段觀測(cè)到了幾個(gè)零星可見(jiàn)的亮源，分辨率不甚理想。當(dāng)“新晉網(wǎng)紅”詹姆斯·韋布空間望遠(yuǎn)鏡（JWST）觀測(cè)同一片天區(qū)時(shí)，我們看到了更精細(xì)的結(jié)構(gòu)，尤其是左圖中的幾乎每一個(gè)亮點(diǎn)源對(duì)應(yīng)著右圖中幾個(gè)亮度不一的點(diǎn)源，甚至展源。

圖6：紅外波段的低分辨成像觀測(cè)（左圖，斯皮策空間望遠(yuǎn)鏡）和高分辨成像觀測(cè)（右圖，韋布空間望遠(yuǎn)鏡）對(duì)比。圖片來(lái)源：https://www.planetary.org/space-images/spitzer-vs-jwst-in-infrared

與之類(lèi)似，當(dāng)且僅當(dāng)提高能譜的能量分辨率之后，我們才有可能充分了解能譜中發(fā)射/吸收特征的細(xì)致結(jié)構(gòu)，進(jìn)而能更全面地了解目標(biāo)天體的性質(zhì)。例如下圖中紅線為日本宇航局（JAXA）于2007年發(fā)射的朱雀（Suzaku）X射線空間望遠(yuǎn)鏡對(duì)英仙座（Perseus）星系團(tuán)進(jìn)行觀測(cè)得到的低分辨X射線能譜，一如連綿起伏的山脈。尤其在6.5 keV（千電子伏特）處，低分辨能譜中有一個(gè)明顯較寬的峰。下圖中黑線則是2016年發(fā)射的瞳（Hitomi）X射線空間望遠(yuǎn)鏡（日美聯(lián)合衛(wèi)星計(jì)劃）對(duì)英仙座星系團(tuán)（同一個(gè)觀測(cè)目標(biāo)）進(jìn)行觀測(cè)得到的高分辨X射線能譜。在6.5 keV處，我們看到了好像手指一樣更精細(xì)的結(jié)構(gòu)——發(fā)射線。

圖7：X射線高低分辨率能譜對(duì)比。橫軸為X射線光子能量（左低右高），縱軸為X射線光子流量。黑色為2016年發(fā)射的瞳（Hitomi）望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)能譜（高分辨），紅色則為2005年發(fā)射的朱雀（Suzaku）望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)能譜（低分辨）?？梢钥闯龊谏茏V要比紅色能譜更為精細(xì)。圖片來(lái)源：參考文獻(xiàn)[3]

除了6.5 keV處最搶眼的幾條發(fā)射線外，圖7中還有不少更弱一些的其他元素的發(fā)射線（例如觀測(cè)譜線能量約為6.1 keV處的錳元素發(fā)射線，5.6 keV處的鉻元素發(fā)射線，7.6  keV處的鎳元素發(fā)射線）。這些發(fā)射線蘊(yùn)含了目標(biāo)天體的諸多信息，就好像我們的指紋攜帶了我們的個(gè)人信息一樣。

圖7的發(fā)射線其實(shí)是來(lái)自于英仙座星系團(tuán)中溫度高達(dá)近五千萬(wàn)度的熱等離子體（學(xué)名叫星系團(tuán)內(nèi)介質(zhì)，Intracluster Medium）！如果我們把一個(gè)星系團(tuán)中成百上千的成員星系比作大大小小的城市，每個(gè)星系（城市）中又有數(shù)以百億計(jì)的恒星（人口），星系團(tuán)內(nèi)介質(zhì)則好像無(wú)所不在的空氣（圖8）。事實(shí)上，一般認(rèn)為星系團(tuán)內(nèi)介質(zhì)的質(zhì)量是大于星系團(tuán)內(nèi)恒星質(zhì)量的總和（地球大氣質(zhì)量的總和也大于人類(lèi)質(zhì)量的總和）！

通過(guò)X射線高分辨能譜，我們發(fā)現(xiàn)星系團(tuán)內(nèi)介質(zhì)含有大量化學(xué)元素，并不局限于圖7中所展示的鐵、鎳、鉻、錳四種元素。這些元素不但對(duì)我們?nèi)梭w健康而言必不可缺，還具有大量工業(yè)應(yīng)用價(jià)值（如電池、合金、玻璃等制造）。那么，究竟有多少元素分布在星系團(tuán)內(nèi)介質(zhì)中？這些元素又是從哪里來(lái)的呢？事實(shí)上，關(guān)于星系團(tuán)內(nèi)各種元素的空間分布，它們隨時(shí)間的演化，及其天體物理來(lái)源的研究正是天體物理前沿?zé)狳c(diǎn)之一。

圖8：星系團(tuán)（左圖）是由成百上千的成員星系（中圖）和以等離子態(tài)存在的星系團(tuán)內(nèi)介質(zhì)（右圖）所構(gòu)成的。圖片來(lái)源：X-ray: NASA/CXC/Univ. of Chicago, I. Zhuravleva et al, Optical: SDSS https://chandra.harvard.edu/photo/2019/coma/

  • 熱宇宙中的元素工廠——超新星


我們一般認(rèn)為元素周期表中比氮元素重的元素（如氧、氖、硅、鐵等）主要來(lái)自于超新星，而超新星則是一部分恒星臨終前的大爆炸（圖9）。超新星可以細(xì)分為很多種，其中一種叫Ia型超新星（核塌縮超新星是另一大類(lèi)元素工廠）。盡管天文學(xué)家已經(jīng)利用Ia型超新星（發(fā)現(xiàn)宇宙正在加速膨脹）獲得了1998年的諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)，我們對(duì)Ia型超新星究竟是如何爆炸的仍存有不少疑問(wèn)。例如，在Ia型超新星爆炸之前的繞轉(zhuǎn)雙星到底是一顆白矮星（吸積另一個(gè)恒星的物質(zhì)）還是兩顆白矮星（最終并合）？爆炸前白矮星的質(zhì)量是否有超過(guò)被稱(chēng)為臨界質(zhì)量的錢(qián)德拉塞卡質(zhì)量（Chandrasekhar Mass，約為太陽(yáng)質(zhì)量的1.4倍）？

圖9：星系NGC 4526附近的一例Ia型超新星（SN1994D）爆發(fā)事件。超新星的耀眼程度可堪比它所在的整個(gè)星系。圖片來(lái)源: High-Z Supernova Search Team, HST, NASA. https://esahubble.org/images/opo9919i/

得益于瞳（Hitomi）望遠(yuǎn)鏡上的X射線高分辨能譜儀，我們首次直接探測(cè)到英仙座星系團(tuán)等離子體中鉻（Cr）和錳（Mn）的發(fā)射線（圖7），并能準(zhǔn)確測(cè)量這兩種元素在其中的含量（學(xué)名叫元素豐度，Element Abundance）。如圖10所示，對(duì)比幾種理論預(yù)言（藍(lán)、粉、綠、灰色帶），Hitomi望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)結(jié)果表明：Ia型超新星的前身星（爆炸前的恒星）既有超過(guò)錢(qián)德拉塞卡質(zhì)量的，也有未超過(guò)錢(qián)德拉塞卡質(zhì)量的；所有Ia型超新星的前身星均為未超過(guò)錢(qián)德拉塞卡質(zhì)量的一顆白矮星這一假設(shè)（灰色）是與觀測(cè)結(jié)果高度不符的。

圖10：英仙座星系團(tuán)等離子體中鉻（Cr）、錳（Mn）、鎳（Ni）元素和鐵（Fe）元素的含量（豐度）比值。黑色的數(shù)據(jù)點(diǎn)為瞳（Hitomi）望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)結(jié)果（含測(cè)量誤差）；玫紅色箭頭為XMM-牛頓望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)結(jié)果。4條色帶分別代表了不同的理論預(yù)言?；疑珵樗械腎a型超新星是由一顆白矮星通過(guò)吸積但未超過(guò)錢(qián)德拉塞卡質(zhì)量就爆炸的；綠色為所有的Ia型超新星是由兩顆白矮星并合但未超過(guò)錢(qián)德拉塞卡質(zhì)量就爆炸的；紅色為是一部分Ia型超新星是由一顆白矮星通過(guò)吸積且接近錢(qián)德拉塞卡質(zhì)量就爆炸的，另一部分是由兩顆白矮星并合但未超過(guò)錢(qián)德拉塞卡質(zhì)量就爆炸的。圖片來(lái)源：參考文獻(xiàn)[4]

事實(shí)上，X射線高分辨能譜的發(fā)射線以及吸收線除了可以研究天體等離子體的元素豐度外，還可以研究其溫度、數(shù)密度、動(dòng)力學(xué)參數(shù)（如視向速度、湍動(dòng)速度）等關(guān)鍵參數(shù)。如果我們無(wú)法精確測(cè)量這些參數(shù)，就無(wú)從知曉各種天體等離子體在恒星、黑洞和星系的形成與演化中所扮演的重要角色。

一個(gè)壞消息是瞳（Hitomi）在2016年發(fā)射升空約一個(gè)月后爆炸失事（欲知詳情，且聽(tīng)下回分解）。天文學(xué)家?guī)缀踔煌ㄟ^(guò)瞳望遠(yuǎn)鏡得到了英仙座星系團(tuán)內(nèi)介質(zhì)的X射線高分辨能譜。一個(gè)好消息是2023年，瞳的替代者XRISM（X-ray Recovery Imaging Spectroscopy Mission）將會(huì)發(fā)射。我們衷心期待XRISM能完成瞳望遠(yuǎn)鏡的未盡使命。

  • 未來(lái)展望 


在過(guò)去的60年里，幾乎是西方國(guó)家在主導(dǎo)X射線望遠(yuǎn)鏡的研發(fā)。直到2016年，我們才有了第一顆自己主導(dǎo)研發(fā)的硬X射線調(diào)制望遠(yuǎn)鏡——慧眼（Insight - Hard X-Ray Modular Telescope），在時(shí)變和寬波段X射線能譜上取得了一系列重大科學(xué)成果。

然而，在X射線高分辨能譜領(lǐng)域上，我們還要繼續(xù)耐心等待。目前，清華大學(xué)正聯(lián)合其他國(guó)內(nèi)外的高校院所一起推動(dòng)宇宙熱重子探尋計(jì)劃（Hot Universe Baryon Surveyor，簡(jiǎn)稱(chēng)HUBS）[5,6]。該計(jì)劃將通過(guò)數(shù)十年的技術(shù)研發(fā)積累（如超低溫絕熱去磁制冷技術(shù)、低溫超導(dǎo)探測(cè)器、多像素?cái)?shù)據(jù)頻率空間并行讀出、大視場(chǎng)X射線聚焦等）來(lái)打破西方國(guó)家在X射線高分辨能譜望遠(yuǎn)鏡的壟斷地位?？茖W(xué)上，HUBS將致力于尋找宇宙中“失散”多年的重子物質(zhì)（由原子構(gòu)成的物質(zhì)），進(jìn)而深入研究星系的生態(tài)環(huán)境這一重大前沿課題。除此之外，基于HUBS優(yōu)異的儀器性能，我們也有望在恒星及恒星形成區(qū)、致密天體（白矮星、中子星、黑洞等）、超新星遺跡、活動(dòng)星系核、星際介質(zhì)、單個(gè)星系、星系群、星系團(tuán)、X射線彌漫背景輻射等諸多天文領(lǐng)域中取得重要科學(xué)成果。

圖10：由我國(guó)主導(dǎo)研發(fā)的宇宙熱重子探尋計(jì)劃（Hot Universe Baryon Surveyor，簡(jiǎn)稱(chēng)HUBS）。HUBS將攜帶領(lǐng)先世界的X射線高分辨能譜儀。圖片來(lái)源：http://hubs.phys.tsinghua.edu.cn/cn/

  • 作者簡(jiǎn)介

毛俊捷，2022年6月加入清華大學(xué)天文系擔(dān)任助理教授。主要研究興趣是通過(guò)X射線高分辨能譜觀測(cè)并研究宇宙中的多種天體等離子體，如超大質(zhì)量黑洞等離子體外流，星系熱等離子體的元素豐度等。除了天文觀測(cè)外，他的研究?jī)?nèi)容還包括原子物理數(shù)據(jù)的計(jì)算和天體等離子體模型的研發(fā)。

  • 參考文獻(xiàn)

[1] Mott Smith, H. M., 1971, History of Plasmas, Nature, 233, 219. doi:10.1038/233219a0[2] Fabbiano, G., 2019, Riccardo Giacconi (1931-2018), Nature, 565, 430. doi:10.1038/d41586-019-00216-8[3] Hitomi Collaboration, 2016, The quiescent intracluster medium in the core of the Perseus cluster, Nature, 535, 117. doi:10.1038/nature18627[4] Hitomi Collaboration, 2017, Solar abundance ratios of the iron-peak elements in the Perseus cluster, Nature, 551, 478. doi:10.1038/nature24301[5] Cui et al. 2020, HUBS: Hot Universe Baryon Surveyor, JLTP, 199, 502. doi:10.1007/s10909-019-02279-3[6] Cui et al. 2021, HUBS: a dedicated hot circumgalactic medium explorer, SPIE, 114442S. doi:10.1117/12.2560871

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