用更精细的“眼睛”探究宇宙的第四种物态

用更精细的“眼睛”探究宇宙的第四种物态 | 赛先生天文

2022/08/24

导读

展望x射线高分辨能谱的未来

导语：

宇宙中大部分可以被观测的物质并不是以固态、气态和液态存在的，而是以第四种物态存着。这种物态究竟是什么，它们在宇宙中又扮演着什么样的角色？我们又该如何观测并研究它们？本期赛先生天文，让我们以宇宙中的第四种物态为基础，展望x射线高分辨能谱的未来。

撰文 | 毛俊捷（清华大学）

责编 | 王馨心、吕浩然

宇宙的第四种物质状态

也许你还不知道物质的第四种状态是什么，但你一定对物质的其他三种状态非常熟悉。金刚石是自然界中已知最硬的物质（金刚石其实就是天然、未经加工的钻石）。常温下，金刚石是以固态形式存在的。而当我们加热固态的金刚石到3500摄氏度左右，它就会变成液态的金刚石（就好像冰块融化成了水）。如果我们继续加热到4800摄氏度左右，液态的金刚石会变成气态的金刚石（就好像水变成了水蒸气）。到这里，物质的三态——固态、液态、气态一目了然。

那么，如果我们再继续加热气态的金刚石会发生什么呢？在回答这一问题之前，35摄氏度就觉得“热哭了”的你可能已经在想：宇宙会有四五千度这么热吗？事实上，太阳的表面温度就已经达到了5500摄氏度左右！不仅如此，你可能还亲眼见过太阳更热的部分：日全食期间，如果仔细观察，你会发现被完全遮蔽的太阳表面周围有延展的纤维状结构（图1）。这就是温度高达上百万度的日冕！

图1：2017年8月21日在美国观测到的全日食。当太阳表面被完全遮蔽时，其周围的日冕（呈纤维状）更容易被观测到。图片来源：nicolas lefaudeux

在上百万度的极高温环境下，物质（包括金刚石）将呈现出其第四种状态——等离子态[1]。日冕本身就是一种等离子体（即以等离子态存在的物体）。金刚石其实是由一系列碳原子构成的。原子是构成一般物质且保持其化学属性的最小单位。人们常用“细如发丝”来形容物体非常小，一根头发丝的直径大约为几十微米，而单个原子则比头发丝的直径还要小几万倍！原子又是由原子核及若干个围绕着原子核转动的电子构成的。原子核的半径则又是原子半径的几万分之一。对于处于等离子态的物质，原本行动范围被限制在原子核周围的电子获得了自由，可以在等离子体内自由流动（图2）。

图2：物质的4种状态：固态（左上）、液态（右上）、气态（左下）和等离子态（右下）。图片来源：pixabay

用x射线观察宇宙中的等离子体

事实上，宇宙中可以被“看”到的物质绝大多数都是以等离子体的形式存在的。包括日冕在内的诸多形式的高温等离子体在x射线波段最容易被观测到。例如，我们平时体检做胸透或者拍胸片时就有用到x射线。x射线、紫外线、可见光、红外线等其实都是电磁波，我们主要通过波长来区分它们（图3）。x射线的波长大致范围是0.1-100埃（1埃 = 0.1纳米，也是十亿分之一米），也就是和一个原子的大小差不多。

图3：不同波长的电磁波。图片来源：https://hubblesite.org/contents/articles/the-electromagnetic-spectrum

相比可见光天文观测悠长的历史而言，x射线天文学的发展历史其实相对较短。由于地球大气吸收了来自深空的x射线（从而保护了地表的生物），想要研究宇宙中的等离子体，我们必须把x射线望远镜（通过气球、火箭、人造卫星等）放到远离地表的深空。1962年6月18日，搭载第一台x射线望远镜的火箭升空并首次接收到来自于太阳系外的x射线光子。由此，意大利天体物理学家里卡多·贾科尼（riccardo giacconi，1931-2018）及他的团队开启了x射线天文学，贾科尼本人也因此获得了2002年的诺贝尔物理学奖。

图4：x射线天文学的开启者——里卡多·贾科尼。图片来源：参考文献[2]

当我们有了天文望远镜后，就可以收集来自宇宙中各种天体的光子，并通过不同的形式去研究这些“珍贵”的光子。最常见的形式有以下三种：

（1）研究光子数的空间分布（成像），例如对星空拍照（越亮的星星光子数越多）；（2）研究光子数的时间分布（时变），例如全日食期间太阳亮度的演变；（3）研究光子的能量分布（能谱），例如彩虹就是一种表现光子数能量分布的形式。

x射线光子的能量比可见光光子的能量高出成百上千倍，因此，x射线天体物理也常被归类于高能天体物理的范畴。

图5：天文望远镜是收集穿梭于宇宙中的光子的利器（左上）。天文观测中常见的三种模式：成像（右上）、时变（左下）和能谱（右下）。左上图来源于athena/x-ifu的视频，其余三图来源于钱德拉（chandra）空间望远镜的tgcat数据网站。

x射线高分辨能谱

当我们的能谱中有足够多的x射线光子，我们就可以考虑获取高分辨能谱来研究目标天体。在了解什么是高分辨能谱和为什么我们要研究高分辨能谱之前，我们先通过对比来直观感受一下成像观测中高（空间）分辨率的重要性：图6的左图是斯皮策空间望远镜（sst）在红外波段观测到了几个零星可见的亮源，分辨率不甚理想。当“新晋网红”詹姆斯·韦布空间望远镜（jwst）观测同一片天区时，我们看到了更精细的结构，尤其是左图中的几乎每一个亮点源对应着右图中几个亮度不一的点源，甚至展源。

图6：红外波段的低分辨成像观测（左图，斯皮策空间望远镜）和高分辨成像观测（右图，韦布空间望远镜）对比。图片来源：https://www.planetary.org/space-images/spitzer-vs-jwst-in-infrared

与之类似，当且仅当提高能谱的能量分辨率之后，我们才有可能充分了解能谱中发射/吸收特征的细致结构，进而能更全面地了解目标天体的性质。例如下图中红线为日本宇航局（jaxa）于2007年发射的朱雀（suzaku）x射线空间望远镜对英仙座（perseus）星系团进行观测得到的低分辨x射线能谱，一如连绵起伏的山脉。尤其在6.5 kev（千电子伏特）处，低分辨能谱中有一个明显较宽的峰。下图中黑线则是2016年发射的瞳（hitomi）x射线空间望远镜（日美联合卫星计划）对英仙座星系团（同一个观测目标）进行观测得到的高分辨x射线能谱。在6.5 kev处，我们看到了好像手指一样更精细的结构——发射线。

图7：x射线高低分辨率能谱对比。横轴为x射线光子能量（左低右高），纵轴为x射线光子流量。黑色为2016年发射的瞳（hitomi）望远镜的观测能谱（高分辨），红色则为2005年发射的朱雀（suzaku）望远镜的观测能谱（低分辨）。可以看出黑色能谱要比红色能谱更为精细。图片来源：参考文献[3]

除了6.5 kev处最抢眼的几条发射线外，图7中还有不少更弱一些的其他元素的发射线（例如观测谱线能量约为6.1 kev处的锰元素发射线，5.6 kev处的铬元素发射线，7.6 kev处的镍元素发射线）。这些发射线蕴含了目标天体的诸多信息，就好像我们的指纹携带了我们的个人信息一样。

图7的发射线其实是来自于英仙座星系团中温度高达近五千万度的热等离子体（学名叫星系团内介质，intracluster medium）！如果我们把一个星系团中成百上千的成员星系比作大大小小的城市，每个星系（城市）中又有数以百亿计的恒星（人口），星系团内介质则好像无所不在的空气（图8）。事实上，一般认为星系团内介质的质量是大于星系团内恒星质量的总和（地球大气质量的总和也大于人类质量的总和）！

通过x射线高分辨能谱，我们发现星系团内介质含有大量化学元素，并不局限于图7中所展示的铁、镍、铬、锰四种元素。这些元素不但对我们人体健康而言必不可缺，还具有大量工业应用价值（如电池、合金、玻璃等制造）。那么，究竟有多少元素分布在星系团内介质中？这些元素又是从哪里来的呢？事实上，关于星系团内各种元素的空间分布，它们随时间的演化，及其天体物理来源的研究正是天体物理前沿热点之一。

图8：星系团（左图）是由成百上千的成员星系（中图）和以等离子态存在的星系团内介质（右图）所构成的。图片来源：x-ray: nasa/cxc/univ. of chicago, i. zhuravleva et al, optical: sdss https://chandra.harvard.edu/photo/2019/coma/

热宇宙中的元素工厂——超新星

我们一般认为元素周期表中比氮元素重的元素（如氧、氖、硅、铁等）主要来自于超新星，而超新星则是一部分恒星临终前的大爆炸（图9）。超新星可以细分为很多种，其中一种叫ia型超新星（）。尽管天文学家已经利用ia型超新星（发现宇宙正在加速膨胀）获得了1998年的诺贝尔物理学奖，我们对ia型超新星究竟是如何爆炸的仍存有不少疑问。例如，在ia型超新星爆炸之前的绕转双星到底是一颗白矮星（吸积另一个恒星的物质）还是两颗白矮星（最终并合）？爆炸前白矮星的质量是否有超过被称为？

图9：星系ngc 4526附近的一例ia型超新星（sn1994d）爆发事件。超新星的耀眼程度可堪比它所在的整个星系。图片来源: high-z supernova search team, hst, nasa. https://esahubble.org/images/opo9919i/

得益于瞳（hitomi）望远镜上的x射线高分辨能谱仪，我们首次直接探测到英仙座星系团等离子体中铬（cr）和锰（mn）的发射线（图7），并能准确测量这两种元素在其中的含量（学名叫元素丰度，element abundance）。如图10所示，对比几种理论预言（蓝、粉、绿、灰色带），hitomi望远镜的观测结果表明：ia型超新星的前身星（爆炸前的恒星）既有超过钱德拉塞卡质量的，也有未超过钱德拉塞卡质量的；所有ia型超新星的前身星均为未超过钱德拉塞卡质量的一颗白矮星这一假设（灰色）是与观测结果高度不符的。

图10：英仙座星系团等离子体中铬（cr）、锰（mn）、镍（ni）元素和铁（fe）元素的含量（丰度）比值。黑色的数据点为瞳（hitomi）望远镜的观测结果（含测量误差）；玫红色箭头为xmm-牛顿望远镜的观测结果。4条色带分别代表了不同的理论预言。灰色为所有的ia型超新星是由一颗白矮星通过吸积但未超过钱德拉塞卡质量就爆炸的；绿色为所有的ia型超新星是由两颗白矮星并合但未超过钱德拉塞卡质量就爆炸的；红色为是一部分ia型超新星是由一颗白矮星通过吸积且接近钱德拉塞卡质量就爆炸的，另一部分是由两颗白矮星并合但未超过钱德拉塞卡质量就爆炸的。图片来源：参考文献[4]

事实上，x射线高分辨能谱的发射线以及吸收线除了可以研究天体等离子体的元素丰度外，还可以研究其温度、数密度、动力学参数（如视向速度、湍动速度）等关键参数。如果我们无法精确测量这些参数，就无从知晓各种天体等离子体在恒星、黑洞和星系的形成与演化中所扮演的重要角色。

一个坏消息是瞳（hitomi）在2016年发射升空约一个月后爆炸失事（欲知详情，且听下回分解）。天文学家几乎只通过瞳望远镜得到了英仙座星系团内介质的x射线高分辨能谱。一个好消息是2023年，瞳的替代者xrism（x-ray recovery imaging spectroscopy mission）将会发射。我们衷心期待xrism能完成瞳望远镜的未尽使命。

未来展望

在过去的60年里，几乎是西方国家在主导x射线望远镜的研发。直到2016年，我们才有了第一颗自己主导研发的硬x射线调制望远镜——慧眼（insight - hard x-ray modular telescope），在时变和宽波段x射线能谱上取得了一系列重大科学成果。

然而，在x射线高分辨能谱领域上，我们还要继续耐心等待。目前，清华大学正联合其他国内外的高校院所一起推动宇宙热重子探寻计划（hot universe baryon surveyor，简称hubs）[5,6]。该计划将通过数十年的技术研发积累（如超低温绝热去磁制冷技术、低温超导探测器、多像素数据频率空间并行读出、大视场x射线聚焦等）来打破西方国家在x射线高分辨能谱望远镜的垄断地位。科学上，hubs将致力于寻找宇宙中“失散”多年的重子物质（由原子构成的物质），进而深入研究星系的生态环境这一重大前沿课题。除此之外，基于hubs优异的仪器性能，我们也有望在恒星及恒星形成区、致密天体（白矮星、中子星、黑洞等）、超新星遗迹、活动星系核、星际介质、单个星系、星系群、星系团、x射线弥漫背景辐射等诸多天文领域中取得重要科学成果。

图10：由我国主导研发的宇宙热重子探寻计划（hot universe baryon surveyor，简称hubs）。hubs将携带领先世界的x射线高分辨能谱仪。图片来源：http://hubs.phys.tsinghua.edu.cn/cn/

作者简介

毛俊捷，2022年6月加入清华大学天文系担任助理教授。主要研究兴趣是通过x射线高分辨能谱观测并研究宇宙中的多种天体等离子体，如超大质量黑洞等离子体外流，星系热等离子体的元素丰度等。除了天文观测外，他的研究内容还包括原子物理数据的计算和天体等离子体模型的研发。

参考文献

[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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