X射線偏振天文——半個世紀的等待

（圖片作者：Matipon Tangmatitham）

3D電影、液晶屏和天文學有什麼聯繫？X射線天文學還有什麼新的維度有待挖掘？本文將詳細道來。

馮驊（清華大學工程物理系及天體物理中心）

天文學的發展向來是由觀測驅動的，理論的突破往往建立在新的觀測基礎之上。望遠鏡和探測器，是天文學這輛火車的車頭。天文學家一方面把望遠鏡做得更大更靈敏，讓火車跑得更快，同時還在思考如何修建新的鐵路開鑿新的隧道，讓火車可以領略不同的風景。X射線偏振觀測就是這樣一條新鐵路，科學家努力了40多年仍未完全成功，但我們已經可以預見在不久的未來，X射線偏振觀測將為我們帶來一片全新的天空。

假設你站在房間里，窗戶上裝著豎狀的防盜欄杆，如果你想向屋外遞出一個大的圓盤，你必須把盤子豎過來順著欄杆方向遞出去，否則會被欄杆卡住。光是電磁波，有一個特定的振動方向，稱為偏振。光子就類似這個圓盤，如果你在光路上放一個電磁波的防盜欄杆，比如一副寶麗來（Polaroid）牌的太陽鏡，那麼只有一個偏振方向的光子才能完全透過這樣的欄杆，這個欄杆就是偏振濾鏡。別的偏振方向的光子透過去的強度會減少，垂直方向偏振的光子則完全不能透過。利用這個原理，我們可以帶上偏振眼鏡看3D電影，還可以做成攝影用的旋轉偏振濾鏡放置在相機鏡頭前使天空變得更藍，或濾掉水面的反射光從而清晰地拍攝水中的魚。同樣，可以用來測星光輻射的偏振特性。

圖1 天空呈現藍色是因為藍光比紅光更容易發生散射。散射光具有一定的偏振度，因此佩戴偏振太陽鏡可以使得天空看上去更藍，或可以濾掉一些眩光。（圖片來源：商業廣告）

如果你向窗外遞出一枚硬幣，那麼無論硬幣是橫著或者豎著都能輕易地伸出窗外。這是因為硬幣相比欄杆的間距太小了。如果光子的波長也極其小，到了X射線波段（可見光的波長約幾千埃，而能量為幾千電子伏特的X射線光子的波長才幾埃），那麼我們就無法在自然界中找到合適的「濾鏡」，像過濾可見光一樣來過濾特定偏振方向的X射線光子。測量X射線偏振成為一個難題。天文學家從上世紀60年代X射線天文起步以來，便開始了一個漫長的探索之旅，在經歷了40多年的等待後，終於在今天的實驗室里實現了質的飛躍。

漫長而又簡短的歷史

1962年，探空火箭攜帶X射線探測器意外地發現了來自天蠍座方向的X射線輻射，開啟了X射線天文學。早在1968年，美國科學家便利用Aerobee-150探空火箭裝載了湯姆遜偏振儀去探測天蠍座X射線輻射的偏振信息，但由於儀器靈敏度較低，沒有探測到有用的結果。直到1971年，在第三次類似的實驗中，利用Aerobee-350探空火箭上的布拉格偏振儀，終於探測到了來自蟹狀星雲的偏振信號。火箭飛行只有幾分鐘的曝光時間，衛星實驗則可以獲得長時間曝光。1975年，利用裝在OSO-8衛星上的布拉格偏振儀，科學家精確測量了蟹狀星雲X射線輻射中的偏振信號[1]。回憶起那個年代，NASA馬歇爾飛行中心的Martin Weisskopf感嘆說，那是一個天文學的黃金年代，在21個月內連續進行了3次火箭飛行實驗，最終取得成功，對比現在，科學家要耗費幾乎畢生精力才能飛一次衛星，這對人才培養不是太有利。

但是，那次探測也成了絕唱，至今約40年沒有第二次觀測結果。之後最接近成功的一次案例是歐美合作的Spectrum-X-Gamma衛星，在X射線聚焦望遠鏡的焦平面上裝載了湯姆遜偏振儀。不幸的是，由於項目的主要參與方之一前蘇聯解體而導致項目流產。

圖2 1971年，美國科學家利用探空火箭Aerobee 350進行了一次成功的X射線偏振測量，發現蟹狀星雲的X射線輻射具有較高的偏振度（照片攝於1970年發射前）。圖中最左側的是哥倫比亞大學的Robert Novick教授，也是當年多次相關實驗的領導者。他堪稱X射線偏振探測的鼻祖。今天，活躍在世界各地的從事X射線偏振實驗研究的科學家們，都直接或間接地和他有關係。（圖片來源[2]）.

是天文學家對偏振測量不感興趣么？完全不是，天文學家在這40年里寫了大量文章預言了各類天體X射線輻射的偏振信號，討論如何用這些信號來理解天體的物理過程，非常渴望獲得這方面的測量結果和實驗驗證。其實答案很簡單，是因為X射線偏振太難測量了。

X射線偏振測量方法

之前使用的X射線偏振測量方法是基於湯姆遜/康普頓散射或布拉格衍射的，效率非常低。對於能量是幾千電子伏特的X射線，它們與物質的主要作用機制是光電效應，光子被吸收，能量把原子核外一個束縛電子激發出來成為自由電子。電子被加速的方向和入射光子的電場振動方向即偏振方向有關。就像你踢一腳皮球，皮球最可能沿著你腳踢的方向飛出去，電子有最大的概率沿著入射光子偏振方向出射，有最小的概率垂直於偏振方向出射，方位角呈cos2分布。如果我們能測量電子在探測器中的徑跡並計算出電子出射方向，就可以有效地測量X射線偏振。

這個原理很簡單，但實驗做起來並非易事，關鍵原因有兩重，一是電子在探測器中的徑跡太短非常難測，第二是電子質量非常小，在探測器中運動時很容易發生散射改變方向，因此只有徑跡的初始部分才包含有用信息。如果用CCD作為探測器，電子在裡面跑1微米左右距離就停了，憑藉現在的CCD像素大小，沒有辦法獲得徑跡的圖像。如果在氣體中，電子徑跡的初始部分也就幾百微米，只有高位置分辨能力的氣體探測器才能完成探測。雖然氣體探測器作為高能粒子和X射線的探測工具已經歷史悠久，但過去的技術只能實現毫米級的解析度，直到上世紀90年代末，隨著地面實驗粒子物理的發展，歐洲科學家才發明了解析度好於100微米的二維位置靈敏氣體探測器（見圖3）。2001年，利用高解析度氣體探測器，義大利科學家第一次在實驗室完成了利用光電效應測量X射線偏振的原理實驗[3]。隨著這次期待已久的成功實驗，各國紛紛提出了下一代X射線偏振望遠鏡。

過去，X射線天文能測量三個維度的信息：光子的方向信息，即成像；光子的波長或能量信息，即能譜；光子的到達時間，即光變。如今，偏振作為第四維信息，期望可以打開X射線天文觀測的新窗口。

圖3 利用光電效應探測X射線偏振的原理示意圖（上左）。利用二維位置靈敏氣體探測器測量電子徑跡（上右），從徑跡分析出電子出射方向，通過統計出射方向的角分布即可測量偏振。如果入射光具有偏振，電子方位角呈cos2分布（下左），如果入射光是無偏的，方位角是均勻分布（下右）。（圖片來源[4])

偏振測量的天體物理意義

打開這個新窗口對高能天體物理而言意義重大[5]。高能電子在磁場中運動會產生X射線同步輻射，具有高度的線偏振，偏振方向垂直於當地磁場方向。因此，偏振測量可以獲得輻射區域的磁場方位。這幾乎是除了偏振之外很難用其他方法獲得的測量結果。另外，偏振可以用來測量天體的幾何對稱性。基於這些原理，X射線偏振可以對黑洞、中子星等緻密星體，以及跟這些緻密星體密切相關的伽馬射線暴、超新星遺迹、相對論噴流等天文現象的物理機制提出強有力的約束（見圖4）。

圖4 脈衝星是快速自旋的強磁場中子星，偏振測量能有效地測量脈衝星磁場結構，限制輻射機制。黑洞是廣義相對論預言的產物，物質在落入黑洞的過程中會產生劇烈的輻射，有時候還會產生高度準直的相對論噴流，偏振觀測有助於理解這些物理過程的發生機制。

這裡特別介紹一個有趣的現象。量子電動力學（QED）預言了強磁場的一個特性，它可以讓真空產生類似液晶一樣的雙折射效應，使得偏振方向與磁場平行和垂直的光子的速度不一樣。這個效應導致的結果就是在中子星附近X射線的偏振方向會隨著磁場方位的改變而改變，直到距離中子星表面較遠的距離，磁場不足夠強了，偏振方向才會固定下來向前傳播[6]。這個效應，可以在未來的偏振測量中獲得驗證。

天文X射線偏振的未來應用

隨著技術的突破與成熟，我們有可能在未來的空間衛星上開展高靈敏度X射線偏振觀測。2016年，歐空局支持X射線成像偏振望遠鏡（XIPE）開展第一階段研究。同年，美國NASA也選擇了兩個X射線偏振衛星項目PRAXyS和IXPE進入初步研究。這些項目都將在2017年進行競爭性遴選。我國中科院提出了X射線時變與偏振探測衛星（XTP）項目（圖5），正在開展先期關鍵技術攻關，力圖聯合偏振與大面積時變探測，對緻密天體開展物理研究。這麼多國家或空間局同時支持天文X射線偏振的研究，表明了一個重大決心，就是一定要打開這一關閉了接近半個世紀的新窗口。

圖5 左圖是中國科學院提出的X射線時變與偏振探測衛星（XTP），右圖是歐空局的X射線成像偏振望遠鏡（XIPE）。此外，美國NASA還有PRAXyS和IXPE兩個專門X射線偏振探測項目。目前這些衛星項目都在先期研究中，期待在不久的未來能夠打開X射線偏振觀測這一新窗口。

結語

天文是以發現為基礎的學科，產生新發現的根本原因是有新的發現能力，這也是天文學家不遺餘力發展觀測技術的原因。我們希望幾代科學家們50年來的努力能夠使X射線偏振測量變成現實，更希望中國能抓住這一機遇，在該新興領域做出屬於自己的新發現。

參考文獻

Weisskopf, M. C., Silver, E.H., Kestenbaum, H. L., Long, K. S., and Novick, R., 「A precision measurement of the X-ray polarization of the Crab Nebula without pulsar contamination,」 The Astrophysical Journal Letters 220, L117–L121 (1978).

Martin C. Weisskopf, 「High Energy Polarization and the Crab: Historical Remarks」, Proc. of Science, PoS(CRAB2008)002,(2008)

Costa, E., Soffitta, P.,Bellazzini, R., Brez, A., Lumb, N., and Spandre, G., 「An efficient photoelectric X-ray polarimeter for the study of black holes and neutronstars,」 Nature 411, 662–665 (2001).

Li, H., Feng, H., Muleri, F.,et al., 「Assembly and test of the gas pixel detector for X-ray polarimetry,」 Nuclear Inst. and Methods in Physics Research, A 804, 155–162 (2015)

Soffitta, P., Barcons, X.,Bellazzini, R., Braga, J., and et al., 「XIPE: the X-ray imaging polarimetry explorer,」 Experimental Astronomy 36, 523–567 (2013).

Heyl, J. S. and Shaviv, N. J.,「Polarization evolution in strong magnetic fields,」 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 311, 555–564 (2000).

作者簡介

馮驊：在清華大學獲學士學位（2001）和博士學位（2004），其後在美國愛荷華大學物理與天文系從事博士後研究，現為清華大學教授。主要研究領域：高能天體物理、天文儀器、空間天文。

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