開爾芬－亥姆霍茲不穩定性

[拼音]：kongjian tianwenxue

[英文]：space astronomy

藉助宇宙飛船、人造衛星、火箭和氣球等空間飛行器，在高層大氣和大氣外層空間進行天文觀測和研究的一門學科。它是空間科學和天文學的邊緣學科。

20世紀40年代以前，天文觀測的惟一手段是光學觀測。40年代後，隨著無線電技術的發展，產生了射電天文學。人造衛星上天后，人們完全克服了地球大氣的障礙，開始了對天體的整個電磁波段的觀測，形成了空間天文學。

地球大氣對天文觀測極為不利，從甚長波到γ射線的電磁波，能夠通過大氣而被地面接收到的僅是幾個極為窄小的所謂大氣視窗（電磁波能穿透大氣的波段）。由於原子、分子的吸收和瑞利散射，波長短於0.32微米的電磁波不可能通過大氣到達地面；波長長於10米的天體射電波由於電離層的反射也不能穿透大氣層；由於水、二氧化碳等分子的吸收，“視窗”中的紅外波段也被分割得支離破碎。即使在“視窗”內，也並非完全透明，特別是由於大氣湍流所造成的星光抖動，使得觀測到的天象的空間解析度很低。因此，人們只有到大氣層以外去，才有可能擴大觀測波段，提高觀測的空間解析度，增加觀測的極限星等，並就近探測行星際介質、行星、衛星等太陽系天體，直接取得它們的物質樣品。

目前空間探測使用的工具主要是氣球、火箭、人造地球衛星和宇宙飛船。氣球由於飛行高度低，只侷限於紅外、硬X射線和γ射線的探測;火箭的弱點是探測時間短促；宇宙飛船是探測太陽系各天體的有效工具；人造地球衛星是研究遙遠宇宙空間的很合適的空間天文臺。自60年代以來，許多國家已發射了一系列天文衛星和月球、行星、行星際探測器。為了能進行有效探測，對發射天文衛星有一定要求：

（1）衛星儘可能避開地球輻射帶，以免帶電粒子對探測的干擾；

（2）要求衛星能任意、精確地定向，有穩定的姿態控制系統，以便提高空間解析度；

（3）要求衛星有大容量的資料存貯和相應的資料傳輸能力，以適應天文物件種類繁多、現象千變萬化的情況。

空間天文學因探測手段和方法的不同，可按探測的電磁波段分為如下幾個分支：

γ射線天文學

低能γ射線的探測，一般使用閃爍計數器；半導體探測器由於能量解析度好，可用於γ射線譜線的測量。能量高於 107電子伏的γ射線探測使用火花室。超高能γ射線由於輻射通量極低，很難直線測量。對於能量高於1011電子伏的宇宙γ射線，可利用γ射線在大氣中的級聯簇射所產生的切連科夫輻射的探測來分析。

早在40年代末，就陸續有人進行地外γ射線的探測。但第一個真正表明存在地外γ射線的實驗，是1962年作出的瀰漫宇宙 γ射線背景輻射的測量，發現它在106～2.0×107電子伏能量範圍，其輻射通量比由瀰漫X射線背景輻射能譜外推的通量約大 5倍。1967年又探測到來自銀盤的能量高於5.0～107電子伏的γ射線發射，以銀心方向為最強。其能譜可能由宇宙線同星際氣體相互作用產生的π0介子衰變譜和 σE厴的冪律譜兩種成分所組成。γ射線譜線（約5×105電子伏）也是首次從銀心方向探測到的。太陽的γ射線探測，真正成功的是“軌道太陽觀測臺”7號（OSO-7)衛星對1972年8月4日和7日的兩次太陽耀斑事件相聯的探測。γ射線爆發出現於耀斑的初始階段，與脈衝射電爆發、硬X射線爆發緊密相關，既有連續成分、也有譜線，它們是：正負電子對湮滅產生的能量為5.1×105電子伏的輻射；中子俘獲過程產生的能量為2.23×106電子伏的輻射;以及分別由12C和16O的去激發產生的能量為4.4×106電子伏和 6.1×106電子伏的輻射。

近年來用 γ射線探測衛星──“小天文衛星”2號(SAS-B)和“宇宙線衛星”2號 (COS-B)的探測，已發現宇宙γ射線源20多個。其中有些已被證認為脈衝星，有的被證認為河外的類星體 (如3c273)和塞佛特星系（如NGC4151）等。

γ射線研究，目前最引人注目的現象仍然是宇宙γ射線爆發。這類γ射線源爆發猛烈而又短暫（典型的爆發延續時間為數秒），源的分佈呈各向同性，源的距離尚未確定。

由於天體的γ射線流量很低，儀器的噪聲又很高，特別是尚未有很合適的能夠精確測定輻射源的方位探測裝置，因此 γ射線天文學的發展遠不如X射線天文學快。但是γ射線具有較大的貫穿能力，能提供宇宙中某些核過程資訊，因此始終吸引著人們對它進行研究的興趣。

X射線天文學

硬X射線探測一般採用閃爍計數器。2～20千電子伏能量範圍的X射線探測一般採用鈹窗正比計數器。能量小於2千電子伏的軟X射線探測，則可用塑料薄膜窗的流氣式正比計數器。軟 X射線探測器同掠射式望遠鏡配合，還可獲得二維影象，並精確定出源的方位。研究軟X射線的譜線，可使用布拉格分光儀和無縫分光儀。

20世紀40年代，人們即開始對太陽進行 X射線探測。近20年來，一系列太陽衛星的探測表明，太陽X射線發射由3種成分構成，即日冕高溫等離子體所產生的寧靜成分，日冕凝聚區所產生的緩變成分和太陽活動區所產生的突發成分。近10年來，太陽X射線探測著重於研究太陽耀斑脈衝階段的高能天體物理過程，初步確立了X射線輻射源的模型。

第一個非太陽X射線源天蠍座X-1是在1962年用火箭探測發現的，但X射線天文學真正成為一個重要的天文學分支，是在1970年12月第一顆X射線天文衛星──“自由”號 (Uhuru)上天之後。“自由”號衛星陸續發現了300多個各種型別的X射線源。

在銀河系內，已探測到的 X射線源中數量最多的是雙星X射線源，它是由一顆普通的光學恆星和一顆緻密星（中子星或黑洞）所組成的密近雙星。X射線發射是引力場很強的緻密星吸積光學星拋射的物質所造成的。在 X射線雙星中，有一類 X射線強度不僅有交食週期的變化，還有脈衝週期變化，這是中子星自轉的結果，它們被稱為 X射線脈衝星。這類星的脈衝週期比射電脈衝星的要長，一般可達數百秒，一部分在 1秒到幾十秒的範圍內（一般說它們也有明顯的射電發射，而射電脈衝星並不發射X射線，只有蟹狀星雲脈衝星是個例外，它也是X射線脈衝星，但它不是雙星）。銀河系內另一類是所謂暫現X射線源。這類X射線強度有時突然增強，成為天空中非常明亮的，甚至是最亮的X射線源。然後在幾星期到幾個月的時間內由強變弱，直到淹沒於背景亮度之中。在此期間能譜變軟。這類X射線源的變化特性類似新星，所以也稱它為X射線新星。

超新星遺蹟是早為人們所知的 X射線源，也是視角徑較大的X射線源。年輕的超新星遺蹟的X射線能譜比年老的要硬。這類源的部分 X射線發射來自星雲中的脈衝星，脈衝週期只有幾十毫秒。

近年來，探測的一個重要成果是發現了太陽活動區的X射線爆發源。其爆發的上升時間短於1秒，爆發的持續時間只有幾秒到幾十秒。爆發準週期出現，有的間隔幾秒到幾分，有的（如快爆發源）是幾小時到幾十小時。進一步研究發現，快爆發源實際包含兩種準週期爆發，因而又把X射線爆發源的爆發分為兩種型別：Ⅰ型和 Ⅱ型。前者爆發時間間隔長，爆發衰退時能譜變軟；後者爆發時間間隔短，爆發衰退時能譜無明顯軟化。

除上述的軟 X射線瀰漫背景之外，還有屬於河外的各向同性的X射線瀰漫背景輻射。在已發現的河外X射線源中，星系團是數量最多的一類。此外，已證認的河外源還有塞佛特星系、類星體等。“高能天文臺”2號的X射線望遠鏡還發現了新的類星體，隨後，被光學觀測所證實。

紫外天文學

在方法與技術上與傳統的光學天文非常類似。它是光學天文向紫外波段自然的延伸。紫外輻射探測要求有較大的作為集光和成像系統的望遠鏡。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；反射用的鍍膜材料與光學波段一樣，最廣泛採用的是鋁，為了防止因氧化影響反射效能，可在鋁面上鍍一層極薄的氟化鎂作為保護層。使用的探測器有與光學波段類似的照相乳膠、光電倍增管、像增強器、電子照相機、電視攝像管等。在某些場合也可以使用類似於 X射線探測中所使用的氣態電離室和正比計數器等。

太陽紫外光譜中有許多高電離矽、氧、鐵等元素的譜線，為太陽色球與日冕間過渡區和耀斑活動的研究提供了極有價值的資訊。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（對短波波段，分子的散射比起固體粒子的更為重要），對於它們的大氣組成的確定和大氣模型的建立極有價值。

早型恆星、白矮星和行星狀星雲的中心星等的紫外波段的輻射最強，紫外觀測無疑是非常重要的。第一顆觀測到的非太陽遠紫外輻射源就是白矮星H243。某些變星的紫外觀測也給出了重要的結果，如A型特殊星獵犬座α星的5.5天間期的光變，紫外與可見區相比出現180°的相位差等。

紫外觀測對於星際物質的研究有特殊意義。消光曲線向紫外的擴充套件，使人們得到星際塵埃含有直徑 100埃左右的石墨粒子的結論。大量紫外星際氣體譜線的發現，為星際氣體成分提供了更精確的結果。已有紫外觀測表明，星系在紫外有較強的輻射。星系的研究需要較大的望遠鏡，它將是紫外天文學的第二代任務。

紅外天文學

對可見光區和毫米波之間的電磁波段，地球大氣只有若干“視窗”，紅外觀測主要在大氣層或大氣層外進行。紅外天文學的探測方式也同光學觀測類似，但研製紅外探測器技術較難。1～4微米波段主要使用氮冷卻的硫化鉛等光導型元件;4微米以上波段主要使用液氦冷卻的鍺摻鎵等測熱計。紅外光譜研究，除傳統的光譜掃描方式外，傅立葉干涉光譜儀被廣泛應用。遠紅外或亞毫米波，由於介於紅外與毫米波之間，其探測技術兼有兩者的特點。

根據地面、火箭和氣球的紅外巡天觀測，已發現了不少紅外輻射特別強的天體。這些紅外源包括太陽系天體（行星、衛星、彗星等）、晚型恆星、行星狀星雲、電離氫區、分子云、銀河系核心、河外星系（大部分是塞佛特星系）及類星體等。有些天體具有出人意料的強紅外輻射。有些紅外源未找到光學對應體，據推測它們可能是正在形成中的恆星。這一發現對恆星的早期演化的研究有特別重要的意義。鑑於天體的紅外輻射較弱，大氣外紅外探測，需要較大的望遠鏡，尤其是由於探測器需要長期液氦致冷的技術尚待解決，其發展受到一定限制。1983年1月25日，第一顆“紅外天文衛星”(IRAS)的成功發射，表明在技術上已有了重大突破。

大氣視窗在射電波段的長波端，只打開到10米波長左右，對於來自天體的甚長波電磁輻射的探測，也是空間天文的研究內容。雖則這個波段的探測技術在地面是早已成熟的，同時通過軌道衛星和行星際探測器對太陽、行星、行星際空間也作了一些探測，也取得了一些結果。但是由於星際電離氫的自由-自由吸收，要越過太陽系探索遙遠的宇宙，在技術上還有不少困難。

參考書目

E.L.Chupp，Gamma Ray Astronomy，D.Reidel publ.Co.，Dordrecht，1976.

R.Giacconi and H.Gursky，X-Pay Astronomy，D.Reidel publ.Co.，Dordrecht，1974.

Jean-elaude PeckerSpace Observatories，D.Reidel publ.Co.，Dordrecht，1970.