緻密星 超大質量黑洞：我們如何探測宇宙的極端一面？

　　高能天體物理是當代天文學研究的熱點之一。

　　在X射線與伽瑪射線的天空里，從雙緻密星的死亡之舞，到星系中心的特大質量黑洞，最狂暴的天體現象紛紛上演。

　　但是，探查極端宇宙並非易事，一般除了要進入太空來迴避地球大氣的吸收之外，還要準備專門的高能光子探測器。這些高能探測器無論是工作原理還是外觀，都與常人印象中的望遠鏡相去甚遠。

　　光學望遠鏡是通過反射或折射來匯聚光線並成像的，就算波長拓展到紅外或射電波段，相應的儀器也還是利用反射面來聚焦天體輻射。

　　但是在電磁波譜的另一端，一旦跨入波長短於數十納米、單個光子能量超過數十電子伏特的極紫外區域，傳統意義的聚焦就難以為繼了。這些極紫外或X射線輻射可以直接穿透物質或被吸收，從而讓我們熟悉的折射或反射失效。

　　但如同石子在高速掠過水麵時可以彈起一般，近乎平行於反射鏡入射（即掠射）的X射線光子也能被全反射出去。只要選擇X射線吸收率較低的材料來建造反射鏡，併合理組合鏡面形狀，即可製成X射線聚焦望遠鏡。

　　X射線聚焦望遠鏡最經典的布局就是下圖所示的光路，掠射光依次經過拋物面和雙曲面，抵達焦面。如果將多組鏡面組合成套筒，更能在有限的體積內有效提升望遠鏡的集光面積。圖中描繪了4層彼此嵌套的反射鏡，與美國航天局的錢德拉X射線天文台結構相同。

圖/CXO

　　當光子能量繼續增高，達到硬X射線或軟伽瑪射線的範疇時，掠射也無濟於事，我們要換用無聚焦的編碼掩模來開展觀測。

　　簡單說來，掩模本體由對高能光子透明與不透明的金屬掩模元交替排列而成，憑藉接收端儀器上掩模元投影的位置與強度分布，即可推知輻射源的真實影像。因此在設計掩模時，關鍵就是要保證不同角度入射的光子投影結果唯一，以實現源區的準確還原。　

　　左：編碼掩模工作原理示意，紅藍兩輻射源通過掩模在接收儀器上留下的投影形狀一致，但位置有所區別，可以由此還原影像（圖/ESA）；右：國際伽瑪射線天體物理實驗室衛星使用的編碼掩模（圖/GACE）。

　　然而，想要接收的光子能段越高，掩模元就必須做得越厚重，直到超過火箭的運載能力。

　　為了瞥見能量更高的硬伽瑪射線，人們轉而利用光的粒子性。其探測原理包括高能光子激發熒光材料釋放閃光，高能光子在半導體內部生成電子-空穴對，以及高能光子與物質層板相互作用後轉化為正負電子等。

　　這些原理分別對應閃爍體、半導體和粒子對產生探測器，其性能與適用場合各有千秋。但是除了伽瑪光子，帶電的宇宙線同樣會讓這些探測器記錄下類似的信號，因此這時包裹在探測器外部的屏蔽層必不可少。這些屏蔽層只對帶電粒子有反應，只有在其未被觸發的情況下，才能確定探測信號來自光子。

　　到了能量最高的特高能區（單個光子能量可達可見光的數萬億倍），源於天體的光子數量稀少，空間探測並不划算，所以相關觀測更適合在地面進行。

　　這時，就可以利用大氣對高能光子的吸收：入射光子將能量轉移給大氣原子，導致後者破碎，並引發級聯式簇射，湧出大批能量逐級遞減的粒子。如果初期轉移的能量足夠大，讓簇射粒子的飛行速度超過空氣中的光速，粒子就會產生切倫科夫輻射，類似飛行器突破音障時的音暴。

　　這種幽暗的輝光就是大氣成像切倫科夫望遠鏡的目標，根據切倫科夫光的方向和分布即可反推伽瑪源的信息。水切倫科夫望遠鏡則是要捕獲高速簇射粒子穿過專用水池時激起的切倫科夫光，其餘與前者類同。　

大氣成像切倫科夫望遠鏡陣列HESS。（圖/HESS合作組）

　　除以上所述天文探測器外，新型儀器的開發也在陸續進行著，如藉助晶體衍射來聚焦伽瑪射線的勞厄透鏡探測器、視場超大的龍蝦眼式掠射光路、高靈敏度的多層矽片孔隙式掠射鏡，等等。可以預見，隨著探測器技術的日新月異，宇宙最極端的一面將更加清晰地展現在世人面前。

為下一代X射線望遠鏡準備的孔隙硅光學系統，等效於數萬面層疊的掠射鏡。（圖/cosine Research）