sec7 电磁波谱的开放与新天文学

7 电磁波谱的开放与新天文学

  7.1 引言

直到 1945 年，天文学还仅限于光学天文学。1949 年帕洛马 200 英寸望远镜的启用，凸显了美国在二战后初期观测天体物理学领域的领先地位。为了探测微弱星系以进行宇宙学研究，对更大集光能力的需求催生了乔治·埃勒里·黑尔关于 200 英寸望远镜的构想（Hale, 1928）。黑尔象征着美国天文学家对私人天文台赞助的企业家精神，如利克、哈佛、耶基斯和威尔逊山天文台，这些始于十九世纪末。 詹姆斯·利克（James Lick，1796–1876）是一位成功的钢琴制造商和销售商，同时也是一位天文学爱好者。1876 年去世时，他留下了一笔$\mathbb{S}700000$的遗产，用于建造“一台强大的望远镜，比以往任何望远镜都更优越、更强大……以及与之配套的合适的天文台”。根据他的遗愿，这座天文台建在了汉密尔顿山上，并于 1888 年随着 36 英寸望远镜的完工正式启用，詹姆斯·利克也按照遗嘱被安葬在望远镜下方。

海尔在建造天文台和望远镜方面的成就，无论从哪个标准衡量，都是非凡的。他说服了企业家查尔斯·T·耶基斯（1837-1905）——这位建造并电气化了芝加哥街道铁路系统、且时常处于法律困境边缘的人物——提供资金，在芝加哥大学内建立并装备了耶基斯天文台。在威尔逊山，海尔先是建造了 60 英寸望远镜，随后在约翰·D·胡克和华盛顿卡内基研究所的资助下，于 1917 年完成了胡克 100 英寸望远镜的建造。当时，这两台望远镜都是各自类型中世界上最大的。然而，海尔最伟大的成就是在南加州帕洛马山上一个优良且黑暗的地点建造了 200 英寸望远镜。从技术上讲，200 英寸望远镜是工程学的杰作，它将镜面和望远镜技术推向了极限。

建设计划因第二次世界大战而推迟，但 200 英寸望远镜最终在 1948 年完成，即海尔去世十年后。与美国大多数其他主要天文台一样，200 英寸望远镜是一台私人望远镜，主要由加州理工学院天体物理系和威尔逊山天文台等主办机构雇用的天文学家使用。

天文台和华盛顿卡内基研究所。因此，在 20 世纪 50 年代初，世界上最重要的望远镜，用于各种天体物理和宇宙学研究，掌握在相对少数特权天文学家手中。毫无疑问，从 200 英寸望远镜投入使用直到 20 世纪 80 年代，它主导了观测天体物理学和宇宙学领域，那时新一代 4 米级望远镜在更优越的地点为天文学家提供了更先进的观测设施。

然而，随着解决天体物理和宇宙学问题的新方法的发展，天文学领域即将发生变革。自 1945 年以来，观测和理论天体物理学家的观念发生重大转变，有多个原因。

(i) 天文观测波段的扩展

最重要的原因是可用于天文观测的波段范围得到了扩展。图 7.1(a)展示了黑体温度与其辐射主要发射频率（或波长）的关系图。在图 7.1(b)的下部面板中，展示了大气对辐射的透明度随频率变化的情况，说明了望远镜需要放置在地球表面多高的位置，才能使大气对不同波长的辐射变得透明。随着射电天文学的发展以及将不同波段望远镜送入太空的能力，可探测电磁波谱的扩展极大地增加了可用于天文研究的温度范围。这进而导致了对我们物理宇宙更为全面的描述，并发现了对基础物理学和天文学都至关重要的新物理现象。

图 7.1(a)显示，光学波段的观测对应于在一个相当窄的波长区间内研究宇宙，$300-800\mathrm{nm}$，因此对应于 3000 至 10000 K 的黑体温度范围。当然，由于温度超出此范围的物体也会在光学波段发射一些辐射，因此可以研究稍宽的温度范围，但这很好地代表了大多数在光学波长下观测到的物体的温度，例如恒星、热气体云及其聚集成星系、星团等。 从地球大气层上方进行观测的能力开启了远红外、紫外、X 射线和$\gamma$射线波段的研究，使得能够研究更热和更冷的天体。随着这些新波段观测能力的发展，发现新的、意想不到的现象并不令人惊讶，这些现象为天体物理和宇宙学研究增添了重要的新维度。

(ii) 非电磁天文学

同样重要的是，非电磁手段在解决天体物理和宇宙学问题方面的发展。其中最古老的是对宇宙射线的研究，这些高能电子、质子和原子核在各种天体物理环境中被加速，包括太阳、超新星和活动星系。此外，还发展了不同的观测天文学方法。中微子天文学已经对天体物理学和基础物理学做出了显著的贡献。此外，还有一些新兴的天文学领域，它们必然对天体物理学具有根本性的意义。引力波天文学完全有望成为高能天体物理学家的主要工具，而天体粒子物理学，即寻找基本粒子理论预测的稳定大质量粒子，在理解暗物质问题以及基础物理学中扮演着关键角色。

图 7.1：(a) 黑体温度与其发射能量最多的频率（或波长）之间的关系。绘制的频率（或波长）对应于温度为$T$的黑体的最大值。这种关系的便捷表达式是 ${\nu }_{\max }={10}^{11}(T/\mathrm{K})\mathrm{Hz}$ 或 ${\lambda }_{\max }T=3\times {10}^6\mathrm{nm}\mathrm{K}$。 不同波段对应的波长范围——无线电、毫米波、红外线、光学、紫外线、$\text{DeltaX}$射线和$\gamma$射线——如图所示。$(b)$ 大气对不同波长辐射的透明度。实线表示大气对不同波长变得透明的高度。 在 R. Giacconi、H. Gursky 和 L. P. van Speybroeck 之后，《天文学与天体物理学年度评论》，第 6 卷，1968 年，第 373 页。两幅图表均来自 M. S. Longair，《新天体物理学》，载于《新物理学》，P. C. W. Davies 编辑（剑桥：剑桥大学出版社，1988 年），第 94 页。

(iii) 技术进步与计算

这些进展的实现，离不开望远镜、仪器和探测器在所有波段设计和建造方面的显著技术进步。在光学天文学中，照相底片已基本被高效的数字探测器所取代。在许多新兴的天文学领域中，技术是从非天文领域引入的，并根据天文观测的特殊需求进行了改造。

与所有科学领域一样，半导体和计算机革命对观测、数据收集与分析、解释及理论的发展至关重要。天文学家是最早利用快速数字计算机所开启的可能性的人群之一。例如，孔径合成射电技术的迅速发展完全依赖于首批向科学界普遍提供的计算机的可用性。计算在天体物理学和宇宙学中的作用彻底改变了这些学科研究的许多方面。一个重要的结果是，理论与观测现在可以以前战时期先驱们难以想象的精度进行比较。

(iv) 天文社区的增长

天文科学领域的活动量有了巨大的增长。至少部分增长与物理学家的涌入有关，他们的研究兴趣和专长引导他们考虑天体物理问题。通过天体物理学与实验室科学之间反复出现的共生过程，天文学吸收了来自物理学和理论物理学的新工具，最明显的是在广义相对论和粒子物理学中，但也来自化学、固态物理、等离子体物理、超导性和生物物理学等领域。

国际天文学联合会的会员数量为这一活动的增加提供了一定的衡量标准，该联合会向所有专业天文学家开放，成立于 1919 年。1922 年在罗马举行的第一次大会上，仅有来自 19 个成员国的 200 多名会员。到 1938 年，会员人数已增至来自 26 个国家的 550 人。第二次世界大战结束后不久，会员人数大致相同。到 2003 年在澳大利亚悉尼举行大会时，会员人数已增至来自 67 个成员国的 9100 人。

天文学、天体物理学和宇宙学已成为“大科学”之一。已有观点认为，天体物理学的研究历来就是“大科学”。在现代初期，第谷·布拉赫需要巨大的资源来推进对太阳、月球和行星运动的研究，而在十九世纪，皮克林的庞大项目，尽管使用的是小型望远镜，也需要相当可观的资源来奠定天体物理学的坚实基础。20 世纪 30 至 40 年代，200 英寸望远镜打破了单个仪器成本的记录。

第二次世界大战后，美国在基础研究方面的投资有了显著增长，这主要得益于顶尖研究科学家在战争期间的巨大贡献，以及人们认识到基础研究成果所能带来的经济增长潜力和战略防御需求。在欧洲，从战争的破坏中恢复所需的时间稍长，但最终这些国家也开始大力投资于纯研究和应用研究。许多顶尖研究人员的态度因他们的战时经历而改变。引用伯纳德·洛弗尔（生于 1913 年）的话，他们采用了一种研究方法，这种方法（洛弗尔，1987 年）……

随着时间的推移，天文学家们乘上了战后基础科学投资的浪潮，但这些举措必须放在国家或国际的背景下看待，而非像美国那样由私人机构赞助。尽管仅天文学家数量的增加就使得建造更多大型望远镜成为优先事项，但无线电、X 射线和$\gamma$射线天文学的重大发现，以及 20 世纪 60 年代和 70 年代高能天体物理学的兴起，对增加大型天文设施投资的需求产生了相当大的影响。 这一历史进程的巅峰之作包括 NASA 与 ESA 合作的哈勃太空望远镜，其最终成本超过了$\mathbb{S}2$亿美元，以及欧洲南方天文台的甚大望远镜，它由位于智利帕拉纳尔山上的四台 8 米光学-红外望远镜组成，耗资约$\mathbb{S}500$百万美元。因此，进行前沿研究所需的望远镜已变得极其复杂且昂贵，国际合作在建造和运营这些望远镜中往往至关重要。

在第三部分中，我们从电磁频谱新区域的开拓以及天文研究方式的变化这一视角，追溯了天文学的发展历程。这一时期伊始，天文研究主要由小群天文学家利用其专用望远镜进行。到了这一时期末，大多数用于全波段的大型望远镜已成为国家或国际设施，由专业团队运营，服务于广大天文学家群体。如今，世界领先的望远镜大多为高度精密的高科技仪器，天文学比以往任何时候都更属于“大科学”之列。然而，从大型设施为众多不同天文领域及大量天文学家提供所需数据的意义上讲，这门科学仍属“小科学”。通常，每个大型设施都会为数百个不同的天文项目提供数据，研究范围从我们的太阳系延伸至宇宙大爆炸的最初阶段。

7.2 亚原子粒子和宇宙射线的发现

宇宙中不仅仅有气体、尘埃和恒星的初步迹象，源于宇宙射线的发现，其历史与对亚原子粒子的理解密切相关。让我们首先回顾一些关键发现，这些发现引领了二战后新天文学的发展。

7.2.1 $\alpha$射线、$\beta$射线和$\gamma$射线以及中子的发现

X 射线与荧光材料的关联促使人们寻找其他 X 射线源。1896 年，亨利·贝克勒尔（1852–1908）在测试了几种已知的荧光物质后，研究了一些硫酸双氧铀钾的样品。照相底片被多层黑纸包裹，磷光材料暴露在阳光下，然后冲洗底片以查看是否因 X 射线而变暗。贝克勒尔的重大发现是，即使磷光材料未暴露在光线下，底片也会变暗。这是天然放射性的发现（贝克勒尔，1896 年）。在同一年进行的进一步实验中，贝克勒尔证明了放射性的量与物质中铀的量成正比，并且放射性辐射通量在时间上是恒定的。另一个重要发现是，铀化合物的辐射会使验电器放电。

其他放射性物质很快被识别出来。钍于 1898 年被发现（Schmidt, 1898），随后皮埃尔·居里（1859–1906）和玛丽·斯克沃多夫斯卡-居里（1867–1934）分离出了钋和镭，这两种物质的放射性都比铀强得多（Curie 和 Sklodowska-Curie, 1898；Curie, Sklodowska-Curie 和 Be´mont, 1898）。在关于放射性的第一篇论文中，卢瑟福确定了放射性物质至少发射两种不同类型的辐射（Rutherford, 1899）。 他称最容易被吸收的成分为$\alpha$辐射（或$\alpha$射线），而穿透力更强的成分为$\beta$辐射（或$\beta$射线）。又过了十年，卢瑟福才最终证明$\alpha$辐射由我们现在所知的氦原子核组成（卢瑟福和罗伊兹，1909 年）。 相比之下，$\beta$射线被沃尔特·考夫曼（1871–1947）令人信服地证明具有与最近发现的电子相同的质荷比（考夫曼，1902 年）。随后，$\gamma$辐射于 1900 年由保罗·维拉德（1860–1934）发现，它是放射性衰变中发射的一种极具穿透性的辐射形式（维拉德，1900a,b）。14 年后，当卢瑟福和爱德华·安德拉德（1887–1971）观察到$\gamma$射线从晶体表面反射时，$\gamma$射线被最终确认为电磁波（卢瑟福和安德拉德，1913 年）。

$\alpha$射线、$\beta$射线和$\gamma$射线是唯一已知的能够引起空气电离的辐射。区分它们的特性是它们的穿透能力。在定量方面，它们具有以下特性。

放射性衰变中喷射出的$\alpha$粒子产生密集的离子流，并在空气中大约$0.05\mathrm{m}$的距离内被阻止。这被称为粒子的射程。$\beta$粒子的射程更大，但对于任何特定的放射性衰变，没有一个明确的值。我们现在了解到，射程的分散是由于电子作为三体过程的一部分被发射，同时伴随着中微子的发射。 发现$\gamma$射线的穿透距离远超其他射线，需要几厘米厚的铅才能将其强度降低至原来的十分之一。

1911 年至 1930 年间，原子核本质的探索持续进行。很快便确定，典型原子核的质量大约是仅由质子构成时质量的两倍或更多。对此差异的普遍解释是，原子核由电子和质子组成，其中“内部”电子中和了额外的质子。某些原子核在放射性$\beta$衰变中发射电子的事实支持了这一观点。卢瑟福在 1920 年推测，原子核中的中性质量可能以某种新型粒子的形式存在，这种粒子类似于质子但不带电荷（卢瑟福，1920 年）。在 20 世纪 20 年代，卢瑟福及其同事，特别是詹姆斯·查德威克，多次尝试寻找这些后来被称为中子的粒子的证据，但均未成功。

1930 年，德国的瓦尔特·博特（1891-1957）和赫伯特·贝克尔（生于 1906 年）以及 1932 年法国的伊雷娜·约里奥-居里（1897-1956）和她的丈夫弗雷德里克·约里奥（1900-1958）发现，当轻元素被$\alpha$粒子轰击时，会发射出中性的穿透性辐射。两组科学家都认为这种辐射是某种形式的γ辐射。查德威克猜测这种穿透性辐射是难以捉摸的中子流。他迅速进行了一系列经典实验，其中中性辐射与包括氢和氮在内的不同物质碰撞，然后通过不可见粒子与周围气体碰撞的反冲效应，他能够估算出这些粒子的质量。 这种对中性辐射质量的测量明确表明，它不可能是$\gamma$辐射，而是从原子核中射出的质量大致与质子相同的中性粒子（查德威克，1932 年）。这就是中子的发现。

7.2.2 宇宙射线的发现

宇宙射线的故事始于大约 1900 年，当时发现即使将验电器远离自然放射源并置于黑暗中，它们也会放电。5 验电器是早期许多放射性实验中的关键仪器，因为验电器叶片合拢的速率提供了电离程度的测量。这一现象的起源是一个重大谜团，人们进行了各种巧妙的实验以发现电离辐射的来源。一个很好的例子是 C. T. R. (查尔斯) 威尔逊（1869–1959）的引述（Wilson, 1901）：

使用该仪器进行的实验在皮布尔斯进行。当仪器置于普通房间时，平均泄漏率为每小时 6.6 个千分尺刻度单位。在皮布尔斯附近的喀里多尼亚铁路隧道中（夜间交通停止后）进行的一次实验显示，泄漏率为每小时 7.0 个刻度单位……因此，尽管头顶有多英尺厚的坚固岩石，但并未发现容器内离子生成速率有任何减弱的迹象。

后来，卢瑟福证明，大部分电离现象是由自然放射性引起的，无论是岩石中的放射性还是设备上的放射性污染。重大突破出现在 1912 年和 1913 年，当时先是维克多·赫斯（1883-1964），然后是维尔纳·科尔霍斯特（1887-1946）进行了载人气球升空实验，他们在实验中测量了大气电离随高度增加的变化（赫斯，1912；科尔霍斯特，1913）。到 1912 年底，赫斯已飞行至 $5\mathrm{km}$ ，而到了 1913 年，科尔霍斯特则升至 $9\mathrm{km}$ ，所有这些危险的实验都是在开放式气球中完成的。正是赫斯首次发现了确凿证据，证明电离辐射的来源是地球之外的。

Hess 和 Kolho¨rster 发现了一个令人惊讶的结果，即平均电离相对于海平面的电离在大约$1.5\mathrm{km}$以上有所增加（见表 7.1）。这清楚地表明，电离辐射的来源必须位于地球大气层之上。根据表 7 中的数据，1, 衰减常数，$\alpha$，定义为$n(l)=n_0\exp (-\alpha l)$，被发现具有${10}^{-3}{\mathrm{m}}^{-1}$ 或更少。电离辐射比放射性衰变中发现的 $\gamma$ 射线更具穿透性。赫斯立即做出了推断：

目前观察的结果似乎最容易通过以下假设来解释：一种具有极高穿透力的辐射从上方进入我们的大气层，并且在较低层仍然在封闭容器中产生了一部分观察到的电离。

即使在海拔高度为零的海平面，由于来自地球外的电离辐射，仍存在残余电离，大约产生 $1.4\times {10}^6$ 离子对 ${\mathrm{m}}^{-3}$ 。

假设宇宙辐射，或如 1925 年罗伯特·密立根（1868–1953）所称的宇宙射线，是比在自然放射性中观察到的具有更强穿透力的$\gamma$射线，这一推断并不为过。1929 年，德米特里·斯科别利岑（1892–1992）在其父亲位于列宁格勒的实验室中，建造了一个云室来研究放射性衰变中发射的$\beta$射线的特性。实验将云室置于强磁铁的夹缝中，以便测量其轨迹的曲率。 在这些轨迹中，他注意到一些几乎没有偏转的轨迹，这些轨迹看起来像是能量大于$15\mathrm{MeV}$的电子（图 7.2）。他将这些轨迹与由“Hess 超$\gamma$辐射”产生的次级电子联系起来。这些是宇宙射线轨迹的第一批照片（Skobeltsyn, 1929）。

表 7.1 根据 Kolh¨orster（1913 年）的观测，电离随高度的变化

海拔高度（公里）	观测到的电离与海平面电离之间的差异（xl0° 离子 m-3）
0	0
1	-1.5
2	+1.2
3	+4.2
4	+8.8
5	+16.9
6	+28.7
7	+44.2
8	+61.3
9	+80.4

1928 年，汉斯·盖革（1882-1945）和瓦尔特·穆勒（1905-1979）发明了盖革-穆勒探测器，使得单个宇宙射线能够被探测到，并且其到达时间能够被非常精确地确定（盖革和穆勒，1928，1929）。1929 年，博特和科尔霍斯特进行了宇宙射线物理学中的一项关键实验，并引入了重要的符合计数概念，以消除虚假的背景事件（博特和科尔霍斯特，1929）。这种符合技术现在已成为许多不同类型的宇宙射线、X 射线和$\gamma$射线实验中的标准做法。通过使用两个计数器，一个放在另一个上面，他们发现即使当两个探测器之间放置了强吸收体时，两个探测器同时放电的情况也非常频繁，这表明具有足够穿透力以通过两者的带电粒子非常常见。 在关键实验中，他们将铅板和金板放置于计数器之间，厚度达到$4\mathrm{cm}$，并测量了引入吸收体时符合计数的减少量。质量吸收系数与宇宙辐射的大气衰减系数非常接近。该实验强烈表明宇宙辐射由带电粒子组成。正如他们在经典论文中所写（Bothe 和 Kohlhörster，1929 年）：

或许可以用一个论点来总结整个讨论：在两次电子喷射过程之间，$\gamma$射线的平均自由路径在水中将是$1/\mu =10\mathrm{m}$，$1/\mu =0.9\mathrm{m}$ 在铅中，而 $1/\mu =0.52\mathrm{m}$ 在金中，对于高纬度辐射。因此，可以看出，如果由同一 $\gamma$ 射线产生的两个电子要显示出必要的穿透力和正确的方向以直接击中两个计数器，必须假设发生了一个非常特殊的事故。

使用云室进行的实验表明，经常可以观测到宇宙射线粒子的簇射。事实上，在地球表面观测到的大多数宇宙射线粒子，都是进入大气层顶端的极高能宇宙射线的次级、三级或更高级产物。皮埃尔·奥格（1899–1993）及其同事通过多个分离探测器的观测，确定了其中一些广泛空气簇射的完整范围（奥格等人，1939 年）。令他们惊讶的是，他们发现这些空气簇射在地面上的覆盖面积可以超过 100 米，并且由数百万个电离粒子的到达组成。引发这些簇射的粒子在大气层顶端必须具有超过 ${10}^{15}\mathrm{eV}$ 的能量。这是带电粒子在地外源中被加速到极高能量的直接证据。

7.2.3 宇宙射线与基本粒子的发现

从 20 世纪 30 年代到 50 年代初，宇宙辐射提供了一种天然的高能粒子源，这些粒子能量极高，足以穿透原子核。这一过程是发现新粒子的主要技术手段，直到 50 年代初。1930 年，密立根和安德森使用比斯科别利岑所用强十倍的电磁铁，研究穿过云室的粒子轨迹。安德森观察到与电子轨迹相同但对应带正电粒子的弯曲轨迹（安德森，1932 年）。这一发现于 1933 年由帕特里克·布莱克特和朱塞佩·奥基亚利尼（1907-1993）通过改进技术得到确认，他们仅在确定宇宙射线穿过云室后才触发云室（布莱克特和奥基亚利尼，1933 年）。他们获得了许多正电子的精美照片，多次观察到由宇宙射线与装置主体相互作用产生的、包含等量正负电子的簇射。

然而，还有更多的惊喜等待着。安德森指出，在云室照片中，常常出现更为深入的带正电和带负电粒子轨迹。这些粒子几乎没有显示出与云室内气体相互作用的迹象。到了 1936 年，安德森和塞思·内德迈耶（1907-1988）对他们的结果充满信心，宣布发现了质量介于电子和质子之间的粒子（安德森和内德迈耶，1936 年）。这些介子的质量大约是电子的 50 到 400 倍。这一发现与汤川秀树（1907-1981）关于强力的理论预测相当吻合，该理论解释了中子和质子在原子核中如何结合在一起。根据汤川的理论，强短程力可以通过交换质量约为电子 250 倍的粒子来理解（汤川，1935 年）。实际上，安德森和内德迈耶发现的粒子，现在被称为μ子，并不是将原子核结合在一起的粒子。 这种鉴定有些令人不满意，因为介子在室中与原子核的相互作用非常微弱，而交换粒子预计会与原子核表现出强烈的相互作用。

第二次世界大战结束后，乔治·罗切斯特（1908-2001）和克利福德·巴特勒（1922-1999）立即采用了相同的程序，他们建造了一个新的云室，与布莱克特在战前获得的大型电磁铁一起使用。1947 年，他们报告发现了两个粒子轨迹呈“V”形的案例，且显然没有入射粒子（Rochester and Butler, 1947）。他们正确地提出，这些 V 形轨迹是由未知粒子的自发衰变产生的，其质量可以从衰变产物中估算出来。两者的质量大约都是质子的一半。为了获得更高通量的宇宙辐射，实验在更高的海拔重复进行。两年后，布莱克特团队在比利牛斯山脉的皮克杜米迪天文台以及安德森和他的同事在加利福尼亚的怀特山进行了实验。发现了更多的 V 形轨迹实例，这类粒子被称为奇异粒子。中性奇异粒子和带电奇异粒子都被发现了。 它们中的大多数质量约为质子的一半，现在被称为带电和中性 K 介子$({\mathbf{K}}^{+},{\mathbf{K}}^{-},{\mathbf{K}}^0).$。然而，也有一些中性粒子的质量大于质子的质量——这些现在被称为Λ粒子（ ）。 令物理学家困惑的是它们的长寿命，${10}^{-8}$ 和 ${10}^{-10}\mathrm{s}$，比与强相互作用相关的时间尺度大了许多数量级。

与此同时，布里斯托大学的塞西尔·鲍威尔（Cecil Powell，1903-1969）开发了另一种用于研究粒子碰撞和相互作用的强大工具。19 世纪 90 年代，照相底片在 X 射线和放射性的发现中发挥了关键作用。鲍威尔与伊尔福德照相公司合作，开发了特殊的“核”乳胶，这种乳胶足够敏感，能够记录质子、电子以及所有其他已发现的带电粒子的轨迹。鲍威尔和他的同事们掌握了通过层层叠加乳胶来生产厚层乳胶的技术，从而在乳胶中呈现出相互作用的三维图像。使用这种高精度技术首次发现的粒子之一是 1947 年的π介子$(\pi )$，这是汤川秀树在 1936 年预言的粒子（Lattes, Occhialini 和 Powell, 1947）。

到 1953 年，加速器技术已发展到能够在实验室中产生与宇宙射线相当的能量，并以已知能量精确地定向到选定的目标。大约在 1953 年之后，高能物理学的未来在于加速器实验室，而非宇宙射线的使用。对宇宙射线的兴趣转向了它们的起源问题以及从源头到地球的天体物理环境中的传播问题。

  7.3 射电天文学

可观测电磁波谱的扩展始于卡尔·央斯基（Karl Jansky）于 1933 年 5 月宣布发现银河系的无线电发射。7 央斯基（1905-1950）在新泽西州霍姆德尔的贝尔电话实验室工作，被指派识别自然产生的无线电噪声源，这些噪声会干扰无线电传输。在一系列经典的观测中，他在 14.6 米的长波长 $(20.5\mathrm{MHz})$ 处发现了来自银河系的无线电发射（图 7.3）（Jansky, 1933）。

这一发现由无线电工程师兼业余天文学家格罗特·雷伯（Grote Reber，1911–2002）所证实。他使用自制的、工作波长为 1.87 米的无线电天线和接收系统 $(160\mathrm{MHz})$ ，沿银河系平面进行了无线电扫描，并于 1940 年在《天体物理学杂志》上发表了相关成果（Reber, 1940）。对比詹斯基与雷伯的观测结果，表明这种辐射不可能是黑体辐射，雷伯提出它可能是轫致辐射或自由-自由辐射。紧接着在《天体物理学杂志》上发表的论文中，路易斯·亨耶（Louis Henyey，1910–1970）和菲利普·基南（Philip Keenan，1908–2000）指出，尽管 $1.87\mathrm{m}$ 处的辐射可能是 10,000 K 气体的轫致辐射，但詹斯基在更长波长处观测到的强度远超过这一辐射机制所能解释的范围（Henyey and Keenan, 1940）。除了这一否定性结论外，这些观测并未引起专业天文学家的太多关注。雷伯工作的巅峰是发布了首张银河系无线电辐射图（图 7）。4) 1944 年发表于《天体物理学杂志》（Reber, 1944）。

图 7.3：卡尔·詹斯基的无线电天线，他在 1933 年用此天线发现了银河系的无线电辐射。（由美国国家射电天文台提供。）

图 7.4：Reber 绘制的银河系射电辐射图，制作于射电频率为 $160\mathrm{MHz}$ $(1.87\mathrm{m})$ 。射电辐射的等值线在天体坐标中绘制，与银河系大致重合（Reber, 1944）。

7.3.1 第一个离散射电源

第二次世界大战期间雷达的发展对射电天文学产生了两个直接后果。首先，必须识别可能干扰雷达定位的无线电干扰源。1942 年，詹姆斯·海伊（1909-2000）及其在英国陆军作战研究小组的同事发现了来自太阳的强烈无线电发射，这与一段异常高的太阳黑子活动期相吻合（海伊，1946 年）。战争接近尾声时，海伊和他的同事们继续提高接收器的灵敏度，以探测来袭的 V2 火箭。令他们惊讶的是，他们发现望远镜系统的噪声性能并未改善。他们很快意识到，银河系本身的背景无线电发射是限制望远镜系统灵敏度的因素，而非接收器。战争结束后，海伊和他的同事们开始在 $5\mathrm{m}$ 波长下绘制天空图，并于 1946 年发现了第一个离散的无线电发射源，位于天鹅座——该源后来被称为天鹅座 A（海伊、帕森斯和菲利普斯，1946 年）。 第二个后果是，为雷达设计强大无线电发射器和灵敏接收器的非凡研究努力催生了新技术，这些技术被新兴科学——射电天文学的先驱们所利用，他们全都来自雷达领域。

战后不久，一些雷达科学家开始系统研究那些或多或少因战争努力而偶然发现的天文现象。三个主要团队分别由剑桥大学的马丁·赖尔（1918–1984）、英国曼彻斯特大学的伯纳德·洛弗尔以及悉尼的约瑟夫·波西（1908–1962）领导。他们发现了更多离散的射电发射源，而射电干涉测量法提供了提高精度测量这些源位置的最佳手段。1948 年，赖尔与弗朗西斯·格雷厄姆·史密斯（生于 1923 年）发现了北半球最强的射电源——仙后座 A（赖尔与格雷厄姆·史密斯，1948 年）；1949 年，澳大利亚射电天文学家约翰·博尔顿（1922–1993）、戈登·斯坦利（1921–2001）和布鲁斯·斯利（生于 1924 年）成功地将三个离散射电源与显著的邻近天体联系起来。其中一个与被称为蟹状星云的超新星遗迹相关联，另外两个——半人马座 A 和室女座 A，则分别与奇特的星系 NGC 5128 和 M87 相关联（博尔顿、斯坦利和斯利，1949 年）。 除了我们银河系的弥散射电辐射外，这些早期调查还确立了一类离散射电源的存在，其中一些集中在银河系的平面附近，但许多位于其外部。关于这些射电源群体中的各向同性成分主要与我们银河系内的近邻射电恒星相关，还是与遥远的河外天体相关，存在一定的不确定性。9

射电天文学家无法仅凭射电数据回答这个问题，因为射电光谱被发现是连续的，没有任何可以估计红移的光谱特征。距离只能通过找到相关的光学天体并测量其距离来确定。1951 年，格雷厄姆·史密斯（Graham Smith）以约 1 角分的精度测量了北天两个最亮射电源——天鹅座 A 和仙后座 A 的位置（Graham Smith, 1951）。这促使沃尔特·巴德（Walter Baade）和鲁道夫·闵可夫斯基（Rudolph Minkowski, 1895–1976）通过帕洛马 200 英寸望远镜的观测进行了光学识别（Baade and Minkowski, 1954）。仙后座 A 与我们银河系中的一个年轻超新星遗迹相关联，而天鹅座 A 则与一个遥远而暗淡的星系相关联。后者的观察立即表明，射电源可以用于宇宙学研究。 到 1960 年，天空中另一个最亮的射电源 3C 295，已被确认与一个星系团中最亮的星系相关联，该星系团的红移值$z=\mathrm{\Delta }\lambda /\lambda =0.461$，是当时测量到的任何星系中最大的（Minkowski, 1960b）。这一记录一直保持到 20 世纪 70 年代中期，成为任何星系的最大红移值。因此，到 20 世纪 50 年代中期，离散源的射电天文观测在宇宙学上的重要性已显而易见——更暗弱的射电源将位于更大的宇宙学距离上，从而能够探测到比现在早得多的宇宙时期。

7.3.2 同步辐射

银河射电辐射的本质，以及类似地，离散射电源的本质，在 20 世纪 40 年代末得到了解决。在 20 世纪 30 年代和 40 年代，人们建造了规模不断增大的粒子加速器，如回旋加速器和电子感应加速器，其中质子或电子在均匀磁场中沿圆形路径运动。人们意识到，随着电子能量的增加，与其在圆形轨道中的向心加速度相关的辐射损失将变得重要。德米特里·伊万年科（1904–1994）和伊萨克·波梅兰丘克（1913–1966）于 1944 年发表了他们的计算结果，表明这些损失将把电子感应加速器的最大能量限制在约 $500\mathrm{MeV}$ （伊万年科和波梅兰丘克，1944 年）。加速的相对论性电子的能量损失率由乔治·肖特（1868–1937）在 1912 年计算得出（肖特，1912 年），损失率公式的现代形式为

$$-\left(\frac{\mathrm{d}E}{\mathrm{d}t}\right)=\frac{e^4{\gamma }^2{B}^2{v}^2{\sin }^2\theta }{6\pi {ϵ}_0{c}^3{m}_{\mathrm{e}}^2},$$

其中$\gamma =E/m{c}^2=(1-v^2/c^2{)}^{-1/2}$ 是电子的洛伦兹因子，$B$ 是磁通密度，$\theta$ 是电子的俯仰角，即其运动方向与磁场方向之间的夹角。 这种能量损失首次在 1946 年由约翰·布勒维特（1910–2000）于纽约州斯克内克塔迪的通用电气研究实验室的$100\mathrm{MeV}$电子感应加速器中观察到，但当时并未观察到电子自身的辐射（布勒维特，1946 年）。 当时认为，大部分辐射会在电子轨道频率的低次谐波处发射，因此使用了在 50 至$1000\mathrm{MHz}$波段敏感的无线电接收器。与此同时，朱利安·施温格（Julian Schwinger，1918–1994）详细计算了在均匀磁场中高速运动的电子所预期的辐射谱，并指出由于极端的像差效应，辐射在$\nu \approx {\gamma }^2{\nu }_{\mathrm{g}}$这一高得多的频率上最为强烈，其中${\nu }_{\mathrm{g}}=eB/2\pi m_{\mathrm{e}}$ 是电子的非相对论性回旋频率（Schwinger, 1946, 1949）。通用电气实验室建造的下一个加速器是一个 $70\mathrm{MeV}$ 同步加速器，带有透明的玻璃真空管。1947 年 4 月首次观察到来自同步加速器的强烈光学辐射，并命名为同步辐射（Elder et al., 1947）。 辐射的特征性质是其光谱为宽带连续谱，且具有高度极化和方向性。

同步辐射在天文学背景下的首次应用由汉尼斯·阿尔文（Hannes Alfvén，1908–1995）和尼古拉·赫洛夫松（Nicolai Herlofson，1916–2004）提出。他们在 1950 年提出，刚刚被发现的“射电星”的发射，可能是高能电子在磁通密度为 ${10}^{-10}–{10}^{-9}$ T 的磁场中回旋产生的同步辐射，这些电子位于恒星周围半径约 0.1 光年的“捕获体积”内（阿尔文和赫洛夫松，1950 年）。随后，卡尔-奥托·基彭豪尔（Karl-Otto Kiepenheuer，1910–1975）和维塔利·金兹堡（Vitali Ginzburg，生于 1916 年）提出了更好的建议，认为由詹斯基和雷伯观测到的银河系射电发射是超相对论电子在星际磁场中回旋产生的同步辐射（基彭豪尔，1950 年；金兹堡，1951 年）。到 20 世纪 50 年代中期，银河系射电发射的幂律谱及其高度偏振使所有人都相信了同步辐射假设的正确性，这一故事将在第 11.1 节中继续讲述。 在银河系盘面各处都观测到了射电辐射，这为银河系盘面各处存在极高能电子的星际通量提供了直接证据。当时，人们认为在高空气球飞行中探测到的宇宙射线质子和原子核可能来自星际空间，但高能电子的通量很难与高层大气中产生的次级电子区分开来。

离散射电源的幂律谱及其射电极化自然被解释为超相对论电子同步辐射的证据，但一些最亮的射电发射体（如天鹅座 A）的能量需求极为巨大。此外，射电发射并非源自星系主体，而是来自巨大的射电瓣，其尺寸往往远超星系本身。射电星系不仅能够将大量电子加速至超相对论能量，还能将其喷射到星系际空间。这些观测及其对相对论等离子体和磁场特性的解释，为高能天体物理学这一新学科提供了强有力的推动。

7.3.3 射电望远镜、孔径合成与 VLBI

更高的角分辨率可以通过射电干涉测量法获得，这种方法作为第二次世界大战期间雷达发展计划的一部分被开发出来，并导致了孔径合成的概念。正如彼得·朔伊尔所言，11

到 1954 年初，孔径合成的原理已在全球范围内被充分理解，但当时的射电天文学界非常小，而我所说的那个由正在学习天文学的无线电工程师掌控的射电天文学世界则更小。在荷兰和美国，射电天文学掌握在真正的天文学家手中，对他们来说，望远镜意味着抛物面镜，别无他物；他们的贡献是另一种类型。因此，理解孔径合成的小世界包括悉尼的 CSIRO 无线电物理部门、剑桥和曼彻斯特的英国射电天文学家，以及法国南赛的团队。

尽管罗纳德·布雷斯韦尔（生于 1921 年）和詹姆斯·罗伯茨（生于 1927 年）在 1954 年已经清晰地阐述了射电波长下孔径合成的基本原理（Bracewell 和 Roberts，1954 年），但在将这些概念转化为现实之前，仍有许多技术问题需要克服。关键的认识在于，通过测量入射信号的幅度和相位，可以完全重建天体源上的射电亮度分布。这些技术问题由马丁·赖尔及其在剑桥的同事们解决。需要克服的主要障碍有两个。第一个障碍源于需要将来自分离望远镜的信号相干地相加。随着各望远镜跟踪同一片天空，必须通过切换电缆中的可变延迟来补偿从射电源到相关器的不同电路径长度。第二个障碍是对高速计算的需求。 孔径合成的本质在于，不同望远镜对之间的相关信号采样了天空中射电亮度分布的傅里叶变换，因此，为了重建图像，必须对相关信号进行二维逆傅里叶变换。到 20 世纪 50 年代末，第一台高速数字计算机的出现，使得这一计算挑战成为可行的任务。地球旋转孔径合成的原理通过 Ryle 和 Ann Neville（Ryle 和 Neville，1962）创建的关于北天极区域的显著图像得到了展示。该项目的成功促成了剑桥一英里望远镜的建造，这是第一个具有全可操纵望远镜的地球旋转孔径合成望远镜系统。使用该望远镜拍摄的射电源首批图像是一项惊人的成就（Ryle、Elsmore 和 Neville，1965），其 23 角秒的角分辨率相当于直径为一英里的完全填充孔径（图 7.5）。

图 7.5：由剑桥一英里望远镜观测到的（a）天鹅座 A 和（b）超新星遗迹仙后座 A 的首批射电图（Ryle 等，1965 年）。观测频率为 $1.4\mathrm{GHz}$ ，在此频率下望远镜的角分辨率为 23 角秒。

该项目的成功促成了多台大型合成孔径射电望远镜的建设，包括荷兰的韦斯特博克合成望远镜（1970 年）以及剑桥的下一代 $5.\mathrm{km}$ 望远镜，后者随后被命名为赖尔望远镜（1971 年）。这些努力的巅峰之作是美国新墨西哥州的甚大阵列（1981 年）、澳大利亚望远镜（1988 年）以及印度的巨型米波射电望远镜（1999 年）。在 20 世纪 60 年代，干涉测量技术扩展到了洲际基线，即所谓的甚长基线干涉测量（VLBI）技术，使得角分辨率达到了毫角秒级别。在此技术中，各观测站的接收器配备了非常精确稳定的时钟，这使得无线电信号能够分别记录在磁带上，并在之后进行相关处理。首次成功的 VLBI 观测于 1967 年完成（Broten 等人，1967 年；Moran 等人，1967 年）。

  7.4 X 射线天文学

第二次世界大战结束后不久，那些对紫外线和 X 射线天文学感兴趣的物理学家和天文学家首次从地球大气层之上进行了观测。12 大气层对所有波长小于约$300-310\mathrm{nm}$的辐射都是不透明的，因此紫外、X 射线和$\gamma$射线天文学必须在地球大气层之上进行。 大约在$150\mathrm{km}$以上，地球大气的吸收不再重要（见图 7.1）。德国 V2 火箭计划在战争期间在火箭技术方面取得了巨大进展，而由维尔纳·冯·布劳恩（1912-1977）领导的建造这些火箭的德国科学家，以及 300 辆满载 V2 部件的车厢，被带到了美国，他们成为了美国陆军火箭计划的核心。美国陆军宣布这些火箭将可用于科学研究。13

图 7.7：1962 年 6 月火箭飞行中，贾科尼及其同事发现的 X 射线源 Sco X-1 和 X 射线背景辐射的记录。两个探测器都观测到了这个显著的源，以及弥漫的背景辐射（贾科尼等人，1962 年）。

这些问题随着 1970 年 12 月发射的 UHURU X 射线天文台而得到解决，这是第一颗专门用于 X 射线天文学的卫星，并开启了由 NASA 赞助的成功的 Explorer 卫星系列。该卫星由 Giacconi 及其在 AS&E 的同事建造，设计为一个简单、坚固的巡天望远镜，配备了两个充气比例计数器探测器，角分辨率分别为 ${0.5}^{\circ }\times 5^{\circ }$ 和 $5^{\circ }\times 5^{\circ }$ 。UHURU 天文台进行了首次 X 射线天空巡天，揭示了 X 射线源的真实性质（Giacconi 等，1971b）。这些 X 射线源包括各种非常热的天体——以中子星和黑洞为“隐形”伴星的 X 射线双星、超新星遗迹、年轻的射电脉冲星、活动星系核以及星系团中的星系际气体。从第四版 UHURU 目录中列出的源图（图 7.8）中，可以感受到 X 射线天空中存在的各种源。 这些天体物理学的历史在第四部分中有所描述。

在 UHURU 卫星发射后的七年里，共有七颗搭载 X 射线探测器的卫星升空，其中包括荷兰的 ANS 卫星和英国的 Ariel V 卫星。后者配备了一台 X 射线光谱仪，首次探测到了来自英仙座星系团热气体中 26 次电离铁的 X 射线发射线， ${\mathrm{Fe}}^{+26}$ （Mitchell 等人，1976 年）。接下来于 1977 年 8 月发射的主要巡天仪器是 NASA 的高能天体物理观测站-A（HEAO-A），它可被视为超级 UHURU，其灵敏度大约提高了七倍。

下一步是开发具有成像能力的 X 射线望远镜，这一目标由 NASA 的 HEAO-B 卫星实现，该卫星被命名为爱因斯坦$X\cdot$射线天文台。需要克服的问题是普通镜子不反射 X 射线而是吸收它们。 聚焦能量约为$1\mathrm{keV}$的 X 射线的唯一方法是利用掠入射反射现象，其中 X 射线通过小于$5^{\circ }$的角度偏转。因此，成像 X 射线望远镜非常长，通常由抛物面-双曲面配置组成，以将 X 射线聚焦到远处的探测器上。这些概念在 20 世纪 60 年代中期的火箭飞行中进行了测试，并在 20 世纪 70 年代初的 Skylab 任务中用于太阳 X 射线研究。 此外，还开发了微通道板阵列探测器来记录 X 射线图像。爱因斯坦 X 射线天文台是一个完整的 X 射线天文台，由一套望远镜和仪器组成，用于高角和低角分辨率成像以及 X 射线光谱学。该望远镜于 1978 年 11 月发射，开启了对迄今为止探测到的各类天体物理源的详细研究。其中最引人入胜的发现之一是，几乎所有类别的恒星都可以成为 X 射线发射体。高分辨率相机实现了几个角秒的成像质量，其中最令人印象深刻的图像是那些著名的超新星遗迹（图 7.9）。

图 7.8：X 射线天空地图，展示了第四版 UHURU 目录（Forman 等人，1978 年）中包含的天体。图中标明了与知名天文物体相关的 X 射线源名称。

从爱因斯坦天文台等设施到供广大天文学界使用的大型专用天文台，存在一种自然的发展进程。在美国国家航空航天局（NASA）的天文学计划中，提出了“伟大天文台”系列的概念，这些天文台被设计为在太空中长期运行。该计划涉及的四个天文台分别是哈勃太空望远镜（HST）、伽马射线天文台（GRO）、先进 X 射线天文设施（AXAF）和空间红外望远镜设施（SIRTF）。它们都计划利用 NASA 空间运输系统（更广为人知的名称是航天飞机）提供的发射和服务能力。这些规模庞大且耗资巨大的任务都是极为重要的项目，均经历了漫长的开发和建设阶段。

回到 X 射线能力在太空的发展，AXAF 天文台于 1999 年 7 月由哥伦比亚号航天飞机发射，随后被推入一个椭圆形的高地球轨道，允许长时间不间断地观测 X 射线源。该天文台被命名为钱德拉 X 射线天文台。与此同时，

图 7.9：爱因斯坦 X 射线天文台观测到的四个著名超新星遗迹的 X 射线图像。注意蟹状星云中强烈的中央源，它与一颗快速旋转的中子星相关联。摘自 W. Tucker 和 R. Giacconi 的《X 射线宇宙》（马萨诸塞州剑桥：哈佛大学出版社，1985 年）。

欧洲空间局提出了 XMM 任务的概念，其缩写意为 X 射线多镜面望远镜。该任务的主要目标是实现高灵敏度和高光谱分辨率，这通过一个包含 58 个嵌套的抛物面-双曲面镜和高灵敏度 CCD X 射线探测器的望远镜系统得以实现。此外，望远镜组件还包括一个光学监测器，允许同时进行光学-X 射线观测。这些能力与钱德拉天文台的观测能力相辅相成。XMM 任务于 1999 年 12 月发射，并更名为 XMM-牛顿$X-$射线天文台。这两项任务都非常成功，为天文学家提供了极其高质量的数据，用于研究各种类型的 X 射线源。

同时，人们也认识到，尽管这些强大的 X 射线天文设施能够对个别天体进行细致入微的研究，但仍需对整个天空进行巡天观测，以详细了解 X 射线源群体的性质。这一目标由德国主导的 ROSAT 天文台实现，ROSAT 代表伦琴卫星，于 1990 年 6 月发射升空。在太空运行九年后，编制了一份包含 15 万个天体的全天星表，其中许多源为钱德拉和 XMM-牛顿天文台提供了重要的观测目标。

  7.5 伽马射线天文学

20 世纪 60 年代初，已有军事兴趣将$\gamma$射线探测器送入太空，以监控美苏之间达成的大气层核试验禁令条约。为此，1960 年代发射了 Vela 系列卫星，但当时并未设想它们会承担任何天文观测任务。宇宙中的$\gamma$射线首次在 1965 年由 Explorer II 卫星的观测中被探测到（Kraushaar 等人，1965 年），但该实验仅证明了存在源自地球大气层之外的$\gamma$射线。首次重要的天文观测是由 1967 年 3 月发射的第三颗轨道太阳观测站（OSO-III）完成的。 此次任务的主要发现是探测到了来自银河系中心大致方向的能量$E_{\gamma }>100\mathrm{MeV}$的$\gamma$射线（Clark, Garmire 和 Kraushaar, 1968）。 这个$\gamma$射线通量被令人信服地解释为与相对论性质子与星际气体冷等离子体碰撞中产生的中性π介子衰变相关的$\gamma$射线发射。

这些开创性的观测之后，气球观测也相继展开，但它们因初级宇宙射线与大气中原子核相互作用产生次级$\gamma$射线而遭受严重的污染问题。这些实验为紧凑型火花室积累了宝贵经验，该设备最初是作为高能物理实验中的探测器而开发的。1972 年 11 月，小型天文卫星 SAS-2 发射升空，其上搭载了一组火花室阵列，用于探测当入射的$\gamma$射线在仪器内转化为电子-正电子对时产生的信号。 尽管它仅运行了八个月，并探测到了大约$8000\gamma$条宇宙起源的γ射线，但这些已足以做出多项关键的天文学发现（Fichtel, Simpson 和 Thompson, 1978）。首先，证实了γ射线普遍向银河系平面集中。其次，存在离散的$\gamma$射线源，特别是其中两个源与蟹状星云和船帆座超新星遗迹中的脉冲星相关联。 第三，发现了弥漫性河外$\gamma$射线背景辐射的证据。

SAS-2 任务之后，1975 年由欧洲联盟发射的同样成功的 COS-B 卫星紧随其后。该卫星也配备了对能量大于约$70\mathrm{MeV}.$的$\gamma$射线敏感的火花室阵列。它持续收集数据长达六年半，不仅绘制了银河系的详细地图，还发现了 24 个离散的$\gamma$射线源（Mayer-Hasselwander 等人，1982 年）。

首次关于$\gamma$射线线发射的证据来自 20 世纪 70 年代初由莱斯大学团队（Johnson 和 Haymes，1973 年）使用气球搭载的望远镜。1977 年，气球观测确认该线为电子-正电子湮灭线，位于$511\mathrm{keV}$，源自银河系中心方向（Leventhal, MacCallum 和 Stang，1978 年）。 随后，在 1984 年，HEAO-C 卫星（Mahoney 等人）对放射性${}^{26}\mathrm{Al}$的$1.809\mathrm{MeV}$谱线进行了明确的观测。，1984 年），这条线也从银河系中心的方向被探测到。

令所有人惊讶的是，原本设计用于监测大气核试验的 Vela 卫星，其$\gamma$射线监测功能，却独立促成了一项关键的天文学发现。在监测过程中，发现了源自天文的$\gamma$射线暴，每次$\gamma$射线暴通常持续不到一分钟（Klebesadel, Strong 和 Olson, 1973）。在那段时间里，每次爆发都是天空中最为明亮的$\gamma$射线源。Vela 卫星于 1967 年首次探测到此类爆发，但直到 1973 年，这些爆发才被正式记录在科学文献中。 它们的性质一直是个谜，因为$\gamma$射线望远镜的角分辨率非常低，而且爆发的短暂持续时间使得后续观测成为一项非常严峻的挑战。

美国宇航局的第二座大型天文台——伽马射线天文台，于 1991 年 4 月由航天飞机成功发射，并更名为康普顿伽马射线天文台（CGRO），为$\gamma$射线天文学家提供了四种不同类型的探测器，以探索$\gamma$射线天空的不同方面。这些包括用于检测$\gamma$射线发射线的闪烁体光谱仪（OSSE），用于探索困难能量范围$1-30\mathrm{MeV}$的康普顿望远镜（COMPTEL），以及由对$\gamma$射线敏感的火花室探测器（EGRET）组成的高能$\gamma$射线实验id=66> -射线能量为$E_{\gamma }\ge 100\mathrm{MeV}$，以及八个放置在卫星角落的探测器，用于监测$\gamma$ -射线瞬变和$\gamma$ -射线暴（BATSE）。 对于所有类型的$\gamma$射线研究，这些仪器的灵敏度比上一代$\gamma$射线望远镜高出一个数量级。其结果是一张完整的$\gamma$射线全天图（图 7）。10)，清晰地展示了我们银河系的平面以及各种离散的银河系和河外源——在第三版 EGRET 目录中，列出了超过 250 个光子能量大于$100\mathrm{MeV}$的源。研究发现，$\gamma$射线暴的分布在天球上是各向同性的，这是理解其本质的重要线索。 此外，银河系的平面被映射在${}^{26}\mathrm{Al}$的放射性衰变线上，并且最极端的活动星系核被确定为强烈的、可变的河外$\gamma$射线源的来源。这个 13 吨的空间天文台在轨道上停留了九年，最终在 2000 年 6 月的一次受控大气层燃烧中被摧毁。

如第 7.2.2 节所述，广延大气簇射是由极高能宇宙射线进入大气层引发的，这些粒子与氮和氧原子核碰撞的产物中包括中性π介子，随后这些π介子衰变为电子-正电子对。接着，电子和正电子通过轫致辐射产生高能$\gamma$射线，这些γ射线在与原子核的相互作用中再次转化为电子-正电子对，如此循环往复。 1948 年，布莱克特意识到超相对论电子和正电子的速度如此接近光速，以至于它们在大气中的速度超过了当地的$v=c/n$，其中$n$是大气的折射率。因此，超相对论电子和正电子应该会发射光学切伦科夫辐射（布莱克特，1948 年）。这一预测在几年后由威廉·加尔布雷斯（生于 1925 年）和约翰·杰利（1918-1997 年）所证实（加尔布雷斯和杰利，1953 年）。 完全相同的方法可用于检测入射到大气层顶端的超高能$\gamma$射线。17

图 7.10：这张$\gamma$射线天空地图，能量在$E\ge 100\mathrm{MeV}$以上，是由康普顿伽马射线天文台的 EGRET 望远镜制作的。 银河平面的辐射主要由$\gamma$射线组成，这些射线是由中性π介子${\pi }^0$衰变产生的，这些π介子是在宇宙射线质子与原子核以及星际气体之间的碰撞中生成的。此外，还探测到了各种银河系内和银河系外的离散$\gamma$射线源，包括蟹状星云和船帆座超新星遗迹中的脉冲星、奇异天体 Geminga 以及明亮的活跃星系核，如类星体 3C 273。（由 NASA 和 CGRO 科学团队提供。）)

该技术可用于检测能量通常在$300\mathrm{GeV}$到$30\mathrm{TeV},$范围内的γ射线，但由于$\gamma$射线的强度非常低，必须与由宇宙射线激发的大气簇射相关的更为常见的光学脉冲区分开来。切伦科夫光分布在一个类似于大气簇射的区域内，因此使用大型光收集器或小型光收集器阵列来检测这一微弱信号。多年来，诸如美国霍普金斯山上的 10 米弗雷德·劳伦斯·惠普尔望远镜、印度乌塔卡蒙德塔塔基础研究所的 18 镜阵列以及位于美国犹他州杜格韦的达勒姆大学的四单元$\gamma$射线望远镜等仪器，在几个西格玛显著性水平上取得了成果，但这些发现是否真正显著仍不完全令人信服。

突破性进展来自于光收集器成像相机的发展，这使得弱$\gamma$射线源能够高效地从宇宙射线引发的大气簇射背景中区分出来。1989 年，弗雷德·劳伦斯·惠普尔天文台的团队使用了一台 37 像素的相机，在$9\sigma$水平上检测到了来自蟹状星云的$\gamma$射线（Weekes 等人，1989 年）。相机的角分辨率越高，对背景事件的区分能力就越强。 两年后，使用升级后的 109 像素相机，信号在$20\sigma$水平被检测到（Vacanti 等，1991 年）。从蟹状星云检测到的光子率约为每分钟两个光子。这些被称为大气切伦科夫成像望远镜的探测器，由多个团队成功开发，并且都检测到了来自蟹状星云的信号。蟹状星云的重要性在于，超高能$\gamma$射线的通量是恒定的，与整个弥漫星云内高能电子的同步-康普顿辐射相关，因此该源可用作校准器。 在随后的几年里，从极端的 BL Lac 天体 Markarian 421 和 501 中检测到了超高能$\gamma$射线。与蟹状星云不同，这些源具有高度可变性，但它们发射的大部分能量发生在$E\ge 300\mathrm{GeV}$能带（图 7.11）。这些观测的成功推动了下一代大气切伦科夫成像望远镜的发展。18

图 7.11：从射电到超高能$\gamma$射线波段观测到的极端 BL Lac 天体 Markarian 421 的能谱$\nu F_{\nu }$。该$\gamma$射线源具有高度变异性。 较低能量的$\gamma$射线观测由康普顿伽马射线天文台进行，而高能$\gamma$射线数据则来自大气切伦科夫成像望远镜的观测。引自 M. Catanese 和 T. C. Weekes 的《极高能伽马射线天文学》，发表于《太平洋天文学会出版物》，111 卷，1999 年，1193–1222 页。

7.6 紫外天文学与哈勃太空望远镜

在开放空间用于天文学的最早受益者中，紫外天文学家占据了重要位置。这一故事的核心人物是莱曼·斯皮策（1914–1997），他于 1946 年受美国空军 RAND 项目之邀，撰写了一份关于利用空间进行天文目的的报告。19 尽管这些想法中的许多要多年后才能成为现实，但种子早已播下。空间紫外天文学的发展遵循了与 X 射线天文学相同的模式。首先，进行了火箭实验，这些实验初步展示了新波段的科学潜力。随后，在 1957 年，苏联的空间成就激励美国空间计划迅速行动，斯皮策及其同事规划了一系列三个空间天文台，即轨道天体物理观测站（OAO），它们将专注于 90 至 $330\mathrm{nm}$ 纳米之间的紫外波段光谱学研究。

图 7.12：在哥白尼卫星观测到的$\beta$ Cen 的远紫外光谱中，星际介质中氘的 Lyman-$\gamma$吸收线的发现（Rogerson 和 York，1973 年）。宽吸收特征是星际氢的 Lyman-$\gamma$线，中心位于$97.2537\mathrm{nm}$。氘线是波长$97.2272\mathrm{nm}$

与其他新的天文波段不同，紫外天文学的天体物理目标已经明确界定。几乎所有常见元素的共振跃迁都位于紫外波段而非光学波段，因此在这一波段中研究星际物质的不同阶段和化学成分非常有效。OAO-3 被命名为哥白尼卫星，是该系列中的巨大成功。其光谱仪具有极高的光谱分辨率，能够探索莱曼-$\alpha$线短波长侧的波段，波长达到$121.6\mathrm{nm}$（Rogerson 等人，1973a）。这一能力具有特殊意义，因为在众多共振线中，氘的谱线对宇宙学极为重要——该任务的关键发现之一是在明亮蓝星（如$\beta$ Cen，见图 7.12）的光谱中检测到了星际 Lyman-$\cdot \beta$至 Lyman-$ϵ$的氘吸收线（Rogerson 和 York，1973）。 此外，对这些氘跃迁朝向不同恒星的观测表明，无论观察本地星际介质的哪个位置，其星际丰度都异常恒定，对应于相对于氢的质量丰度约为$1.5\times {10}^{-5}$，这是天体物理宇宙学的一个关键结果。

该计划在获批后的几年内遭遇了重大的技术和财务困难。最初的发射日期定于 1983 年最后一个季度，但很快证明这一预期过于乐观。1981 年危机来临，当时计划几乎耗尽资金。管理层进行了调整，并为该计划设定了一个新的、更为现实的预算。1986 年挑战者号航天飞机的悲剧性损失进一步推迟了计划，导致航天飞机发射暂停了几年。最终，望远镜于 1990 年 4 月发射升空。几周内，发现主镜形状错误——望远镜系统存在不可接受的球面像差，导致图像模糊，若不通过计算机增强数据，其效果几乎不比地面观测好。通过反卷积过程，虽然灵敏度大幅降低，但成功恢复了望远镜成像的完整角分辨率能力。

NASA 和空间望远镜科学研究所立即着手寻找解决球面像差问题的方法，并提出了在科学仪器的光路中引入校正光学的概念，这将恢复哈勃太空望远镜（HST）在天文成像和光谱学方面的全部能力。在 1993 年的首次维修任务中，校正光学系统成功安装，同时配备了一台内置校正光学设计的新型广角相机。HST 的全部功能得以恢复，结果非常壮观。天文成果远远超出了天文学家最乐观的预期，其发现影响了天文学的每一个领域。NASA 做出了明智的决定，大力投资于 HST 获取的科学数据和图像的公众传播，结果国际公众立即接触到了一些由天文望远镜拍摄的最重要、最壮观的图像。 没有比哈勃超深空场更引人注目的图像了，这是使用最新相机——高级巡天相机（ACS）和近红外相机与多目标光谱仪（NICMOS）进行三个月曝光的结果（图 7.13）。

哈勃太空望远镜的显著成功激励了美国国家航空航天局（NASA）计划通过开发一台 6 至 8 米的空间望远镜，在天文成像和光谱学领域实现下一次飞跃，该望远镜专为近红外波段观测优化， $1-5\text{upmu}\mathrm{m}$ ，其能力可覆盖至波长短至 $0.5\mathrm{nm}$ 的范围。这台被命名为詹姆斯·韦伯太空望远镜的设备，计划于 2011 年发射，并将安置在距离地球约 150 万公里的第二拉格朗日点（L2），位于月球轨道之外。L2 区域是一个引力鞍点，通过一系列小型航天器机动，望远镜将全年保持与地球大致恒定的距离。

  7.7 红外天文学

太阳的红外辐射首次由威廉·赫歇尔在 1800 年通过其著名实验检测到，他在实验中使用了涂黑球部的玻璃水银温度计，将其置于太阳光谱红端之外。他发现，相较于光谱的红色区域，他称之为“超红”的区域温度上升更为显著，并注意到这些射线的折射程度低于可见光（赫歇尔，1800a-d）。用他的话来说，

来自太阳的光线中，有一些比任何影响视觉的光线更难折射。它们具有加热物体的强大能力，但没有照亮物体的能力；这解释了为什么它们至今未被注意到。

图 7.13：这张哈勃超深空场（HUDF）的图像是通过哈勃太空望远镜的高级巡天相机（ACS）和近红外相机及多目标光谱仪（NICMOS）进行为期三个月的观测获得的。在一个角大小为 3 弧分的方形区域内，已探测到约 10,000 个非常遥远的星系。（由 NASA、ESA、Steve Beckwith 博士、HUDF 团队及空间望远镜科学研究所提供。）

请注意，这项工作是在托马斯·杨关于“光的理论”的开创性论文发表前两年进行的。由于红外辐射的“不可见性”，这类天文学完全依赖于“热”探测器的发展，其中入射辐射导致探测器温度升高，或依赖于“非热”设备的发展，其中红外辐射激发化学或电子跃迁。22

19 世纪红外天文学发展的亮点包括克劳德-塞维斯·普耶（Claude-Servais Pouillet，1790–1868）使用他的日射强度计（一种在黑色外壳内装有温度计的小型水浴装置，用于测量温度上升）对太阳总热通量的测量（Pouillet, 1838）。通过包括对地球大气吸收的修正，他得出了太阳常数的值，即大气层顶部的入射太阳能量通量，为 $1.44\mathrm{kW}{\mathrm{m}}^{-2},$ ，与当前值 $1.37\mathrm{kW}{\mathrm{m}}^{-2}$ 非常吻合。不久之后，约翰·赫歇尔（John Herschel）发现了太阳光谱中的宽吸收带，这是由于地球大气中的分子吸收所致，现在称为地球吸收带（Herschel, 1840）。赫歇尔的实验是使用一张被烟灰熏黑的纸进行的，这张纸事先浸泡在酒精中。太阳的分散光谱在光谱强度强的区域使酒精干燥，而在发现四个深吸收槽的区域则保持湿润。 1847 年，菲佐（1819–1896）和福柯使用带有微型球泡的灵敏酒精温度计证实了这一显著观察（菲佐和福柯，1847 年）。在同一篇论文中，他们还展示了红外线与光具有相同的特性，即干涉、偏振和衍射。

热电现象由托马斯·塞贝克（1770–1831）于 1822 年在耶拿发现，并促成了热电偶的发明。热电偶由不同金属条（如铋和铜）组成，相比赫歇尔的温度计，它提供了更精确测量微小温差的方法。热电偶可被组装成阵列，称为热电堆。威廉·哈金斯在 1868 至 1869 年间首次利用热电堆对恒星进行了红外波段的观测（哈金斯，1869 年）。哈金斯采用了现今称为“点头”的技术进行恒星观测，即先观测恒星附近的空白区域，待检流计指针稳定后，将望远镜移至恒星上进行观测，随后再次观测同一空白区域。用他的话来说，

随后观察指针五分钟或更长时间；几乎每次当星像落在指针上时，指针就开始移动。然后移动望远镜，使其再次指向星星附近的天空。通常在一两分钟内，指针开始回到原来的位置。以类似的方式对同一颗星进行了十二到二十次观测。

通过这种方法，哈金斯成功观测到了轩辕十四、大角星、天狼星和北河三，后来这些观测结果得到了爱德华·斯通（1831–1897）的证实。

或许，在 19 世纪发展红外天文技术方面最重要的人物是塞缪尔·皮尔庞特·兰利（Samuel Pierpoint Langley，1834–1906），他完善了用于光谱红外区域的天文光谱学的辐射热测量计的使用。兰利的辐射热测量计利用了铂电阻高度依赖温度的特性。可以使用几微米宽的铂条，并通过精密的惠斯通电桥测量微小的电阻变化，从而能够测量小至 ${10}^{-4}\mathrm{K}.$ 的温度变化。兰利将其大部分精力投入到太阳的辐射热测量观测中，并从惠特尼山顶进行的观测中，将太阳光谱的测量扩展到了 $5.3\text{upmu}\mathrm{m}$ （兰利，1886 年）。在随后的观测中，他将太阳光谱中的吸收线映射到了 $5.3\text{upmu}\mathrm{m}$ ，观测到了大约 700 条吸收线，并测量了其中 222 条的精确波长（兰利，1900 年）。

十九世纪末，基于威廉·克鲁克斯（1832–1919）发明的辐射计，又发展出了一种红外光度测量的新方法。该装置由一面涂黑、安装在支架上的叶片组成，当辐射照射到叶片上时，叶片会旋转。在扭力辐射计中，叶片同一侧被涂黑，如果两侧辐射强度存在差异，叶片将产生净偏转。

该设备由查尔斯·阿博特（Charles Abbot，1872–1973）使用，用于对恒星进行首次恒星光谱辐射测量。阿博特在威尔逊山 100 英寸胡克望远镜的库德焦点处使用该设备，测量了 9 颗恒星在 0.437 到$2.224\text{upmu}\mathrm{m}$，其中包括四个波长超过$1\text{upmu}\mathrm{m}$的波段。这是首次能够在广泛的波长范围内获得恒星光度能量分布，并使得黑体曲线能够拟合到它们的光谱中（Abbot, 1924）。 他发现温度范围从$2500\mathrm{K}$的$\alpha$ Herculis 到$16000\mathrm{K}$的 Rigel。 假设恒星的行为类似于黑体，它们的角大小可以通过斯特藩-玻尔兹曼定律计算出来，然后，在知道恒星距离的情况下，可以估算出它们的物理大小。像南河三这样的恒星直径与太阳相似，而参宿七和$\alpha$武仙座的半径则是太阳的数百倍。这些结果与迈克尔逊和皮斯的恒星干涉观测（迈克尔逊和皮斯，1921 年）所发现的大小总体上非常吻合。

第二次世界大战前故事的最后一部分源于佩约特·列别杰夫（1866-1912）发明的真空热电偶，由于传导和对流导致的热损失大幅减少，其性能显著优于标准热电偶。这些探测器由赫尔曼·普丰德（1878-1949）在阿勒格尼天文台和威廉·科布伦茨（1873-1962）在美国标准局进行了优化，主要用于天文学。最重要的观测工作由爱迪生·佩蒂特（1889-1962）和塞思·尼科尔森（1891-1963）完成，他们利用威尔逊山上的胡克 100 英寸望远镜克服了这些探测器固有的低效率问题（佩蒂特和尼科尔森，1928 年）。在 20 世纪 20 年代，他们对 124 颗明亮恒星进行了观测计划，得出了与阿博特相似的结论，但统计数据更为精确。通过光度技术测定的恒星直径与皮斯通过光学干涉测量法得出的结果进行了比较，发现两者相当吻合，差异归因于光度技术假设光谱为黑体这一事实。

与许多天文学学科一样，红外天文学受益于军事需求推动的技术发展，特别是开发热寻导弹的需求。新一代红外天文学探测器的先驱是硫化铅电池（PbS），由查尔斯·奥克斯利和罗伯特·卡什曼（1906–1988）率先开发，其工作波长可达 $3.6\text{upmu}\mathrm{m}$ 。这类新型半导体探测器的巨大优势在于，其灵敏度比热电堆高出约 1000 倍。1947 年，杰拉德·柯伊伯（1905–1973）及其同事首次对明亮恒星和行星进行了红外光谱分析（柯伊伯、威尔逊和卡什曼，1947 年），他们采用了快速斩波技术，以克服在探测器上同时接收到的明亮红外背景下探测微弱光源的问题。

在红外波段观测的一个主要天文优势是，遮蔽气体云和星系中许多最有趣区域的星际尘埃变得透明。星际消光对波长的依赖关系在 20 世纪 30 年代初由 Trumpler 在光学波段确定（Trumpler, 1930），并在 1940 年由 Stebbins、Hufford 和 Whitford 使用光电技术进行了更详细的研究（见第 5.6 节）。 星际消光可以用消光系数$\alpha$来描述，使得$I=I_0{\mathtt{e}}^{-\alpha r}$，其中$r$是距离。 乔尔·斯特宾斯及其同事发现，在光波波段中，$\alpha$与波长成反比（斯特宾斯、赫福德和惠特福德，1940 年）。惠特福德扩展了这项工作，他观测了遥远的超巨星，并得出结论认为这种幂律消光定律在$2\text{upmu}\mathrm{m}$范围内是一个合理的近似（惠特福德，1948 年）（见图 7.14）。

图 7.14：Johnson 于 1965 年推导出的星际消光曲线形式的一个示例（Johnson, 1965）。频率以${\lambda }^{-1}$为单位绘制在横坐标上，其中波长$\lambda$以微米为单位测量。消光以相对于$\mathrm{V}$波段中 0 星等的星等值进行测量。 在无限波长处，消光为零，对应于$\mathrm{\Delta }m=-3.5$。

探测器及其外壳中的背景辐射可以通过冷却显著减少，Harold Johnson（1921–1980）首次对多种光谱类型的恒星进行了系统性的调查，最初使用冷却的 PbS 探测器，然后在 1961 年后使用冷却的锑化铟探测器，其优势在于能够在波长长达$5\text{upmu}\mathrm{m}$的情况下工作。 1962 年，他定义了已成为标准宽带 J $(1.2\text{upmu}\mathrm{m})$ ，$\mathrm{K}\left(2.2\text{upmu}\mathrm{m}\right)$，$\mathsf{L}(3.6\text{upmu}\mathrm{m})$和 M $[\,(5.0\,\upmu\mathrm{m})$红外波段通过干涉滤光片（Johnson, 1962）进行测量。

同样在 1961 年，弗兰克·洛（生于 1933 年）通过开发在液氦温度下工作的掺镓锗测辐射热计（Low, 1961），开创了在更长波长下的观测。这些进展促成了 N $(10\text{upmu}\mathrm{m})$ 和 Q $(22.2\text{upmu}\mathrm{m})$ 波段的定义，在这些波段，大气具有足够的透明度，使得观测可以在良好的高海拔地面站点进行（Low 和 Johnson, 1964; Low, 1966）。在 1950 年代末和 1960 年代初，约翰逊及其同事在 UBVRIJKLMN 测光计划中测量了数千颗恒星的星等（Johnson 等人, 1966）。这些细致的研究证实了星际消光对波长直至 $2.2\text{upmu}\mathrm{m}$ 的强烈依赖性（图 7.14）。此外，它们还使得能够确定广泛光谱类型恒星的有效温度和测光修正值。

大约在同一时间，加州理工学院的格里·纽格鲍尔（生于 1932 年）和罗伯特·莱顿（1919–1997）开始了一项对赤纬$\delta =-{33}^{\circ }$以北天空的重大调查，在$2.2\text{upmu}\mathrm{m}$ 使用一台 62 英寸的望远镜，或者说光收集器，这是他们自己建造的（Neugebauer 和 Leighton，1969 年）。图像大小约为 4 角分，但通过使用与望远镜光束匹配的八个硫化铅探测器阵列，他们发现了 5612 个比 $\mathrm{K}=3$ 更亮的红外源。两微米天空巡天因其可靠性和完整性对天文学尤为重要。在许多情况下，红外发射代表了恒星光谱向红外波段的延伸，但此外，还发现了比预期更多的强红外发射源。大约 50 颗恒星被发现具有仅约$1000\mathrm{K}$的（I–K）色温，而其他恒星则被证明是远红外波段的强烈发射源，包括晚型 M 超巨星 NML Cygni 和严重红化的碳星$\mathrm{IRC}$等天体e>。

在更长的波长下，4、10 和 $20\text{upmu}\mathrm{m}$ ，红外天空通过一系列火箭飞行使用氦冷却的锗测辐射热计进行了调查，这些飞行由空军剑桥研究实验室（AFCRL）的 Russell Walker（生于 1931 年）和 Stephan Price（生于 1941 年）完成（Walker 和 Price，1975 年）。AFCRL 调查的一个重要结果是，许多最亮的 $20\text{upmu}\mathrm{m}$ 源是电离氢的扩展区域，如猎户座星云，其温度仅为约 $250\mathrm{K}$ ，与电离云内的热尘埃颗粒相关。

1966 年，埃里克·贝克林（生于 1940 年）和诺伊格鲍尔取得了一项关键发现，他们利用帕洛马 200 英寸望远镜首次绘制了猎户座星云在 1.65、2.2、3.5 和 $10\text{upmu}\mathrm{m}$ 微米波段的精细地图（贝克林和诺伊格鲍尔，1967 年）。令他们惊讶的是，探测到了一个非常强烈的红外“恒星”，它并非来自显著的光学星云，而是源自于四颗梯形星以北的一个被遮蔽区域，这些梯形星负责照亮可见星云（图 7.15(a)）。该光源与显著的梯形星亮度相当，但却检测不到其光学辐射。他们倾向于认为，这个天体是一个巨大的原恒星，仍被尘埃包层所包围，这些尘埃吸收了原恒星发出的能量，并在远红外波长重新辐射。在 1968 年另一篇具有里程碑意义的论文中，贝克林和诺伊格鲍尔首次绘制了银河系中心在 H、K 和 L 波段的红外地图（贝克林和诺伊格鲍尔，1968 年）。 发现银河系中心的光学消光约为 25 个星等，但由于消光随波长增加而迅速减少，银河系中心区域本身首次可被观测到（图 7.15(b)）。他们发现了恒星密度向中心增加的证据，以及一个与紧凑射电源人马座 A 重合的紧凑区域，该射电源与我们银河系的动力学中心相关联。

红外波段在这类研究中的巨大潜力促使了专门为光谱红外区域观测优化的望远镜的建造。英国红外望远镜（UKIRT）和美国宇航局红外望远镜设施（IRTF），均位于莫纳克亚山顶，于 20 世纪 70 年代末开始运行，并在使红外观测成为观测天体物理学不可或缺的一部分方面发挥了重要作用。20 世纪 70 年代中期，硫化铅探测器被更灵敏的锑化铟探测器所取代，到了 70 年代末，探测器技术和观测技术已经发展到能够探测到像 $\mathrm{K}=18$ 这样微弱的星系。

图 7.15：(a) 猎户座星云中明亮红外星的光谱，该星后来被称为贝克林-诺伊格鲍尔天体。虚线显示了温度为 $700\mathrm{K}$ 的黑体光谱（贝克林和诺伊格鲍尔，1967 年）。(b) 以 0.25 角分的角分辨率在 $2.2\text{upmu}\mathrm{m}$ 波长下绘制的银河中心区域的第一幅红外地图。中心源与明亮的射电源人马座 A 重合，该射电源位于银河系的动力学中心（贝克林和诺伊格鲍尔，1968 年）。虚线显示了为构建红外地图而进行的扫描方向。

20 世纪 80 年代中期，红外阵列技术被美国军事机构解密，这些机构曾大量投资于该技术，用于巡航导弹的制导装置。这些阵列必须经过特殊改造才能用于天文观测，特别是在均匀性和将探测器中的暗电流降至极低值方面。随着这些技术的发展，最终得以制造出红外阵列相机和光谱仪，用于在红外波段拍摄图像和光谱。23

光谱的远红外区域由于大气吸收而无法从地球表面观测到（参见图 7.1）。在 20 世纪 70 年代，先驱性的实验是通过高空飞行的飞机和气球搭载的平台进行的。Low 在一架经过改装的行政型 Learjet 上进行了多项探索性项目（Low 和 Aumann，1970；Low、Aumann 和 Gillespie，1970），这些项目最终促使 NASA 开发了柯伊伯机载天文台。该设施由一架洛克希德 C-141 运输机组成，机身侧面开有一个洞，以便使用直径 91 厘米的望远镜进行观测。通常，飞机飞行高度约为 $13\mathrm{km}$ ，在高空可以进行约八小时的观测。

接下来的自然步骤是构建一颗专用卫星，以系统性地勘测远红外天空。红外天文卫星（IRAS）是一项由荷兰、美国和英国共同参与的国际项目，于 1983 年 1 月发射升空，任务在太空中持续了十个月，直至冷却剂耗尽。该卫星对地面无法观测到的红外波段进行了全天空测绘，这些波段中心分别位于 12、25、60 和 $100\text{upmu}\mathrm{m}$ 微米。大约发现了 25 万个红外源，并对其中许多进行了宽带颜色测量。这些观测对天文学的几乎所有分支都产生了重大影响，但最为突出的贡献在于对恒星形成区域的研究，以及认识到许多星系在远红外波段的辐射量与它们在光学波段的辐射量相当。

当这些进展在近红外、中红外和远红外波段发生时，毫米波天文学家正将他们的技术推向越来越高的频率。分子谱线的发现及其在理解星际介质物理中的作用的故事将在第 9 章中讲述。工作在厘米和毫米波段的射电望远镜被建造出来，例如基特峰 12 米望远镜，但要在亚毫米波段进行观测，需要更高的表面精度。因此，许多早期的亚毫米波天文学观测是在光学或红外望远镜上进行的。必须开发新型的外差接收器，以便在波长小于$1\mathrm{mm}$的波长上进行谱线观测。 肖特基势垒二极管被 SIS 探测器所取代，后者在 1980 年至 2000 年间在灵敏度方面取得了巨大进步。这些探测器使得光谱线观测能够在所有亚毫米“窗口”中进行，这些窗口从高海拔、干燥的观测地点对地面望远镜是可访问的（图 7.16）。在这些波段进行观测的一大优势是，光谱线比毫米波长更强，并且能够更深入地探测在较长波长下光学厚度较大的区域。此外，可以观察到分子的更高旋转跃迁，例如 CO 在$346\mathrm{GHz}$处的$j=3\to 2$旋转跃迁，以及$j=6\to 5$的旋转跃迁$691\mathrm{GHz}$ 处的转变。在亚毫米波段存在大量的分子谱线，在高分辨率、高灵敏度的光谱扫描中，噪声信号与该频谱区域中的大量弱谱线相关。

为了在亚毫米波段进行连续的天文观测，需要开发在液氦温度 $(4\mathrm{K})$ 或更低温度下工作的灵敏测辐射热计探测器，以最小化探测器中的热噪声影响。德国测辐射热计探测器在 20 世纪 60 年代初由 Low 成功开发，并被 Low 和 Hartmut Aumann（生于 1940 年）用于进行观测。

$50-300\text{upmu}\mathrm{m}$ 来自 Learjet 天文台的波段（Low 和 Aumann，1970 年）。重要的突破在于复合测辐射热计的构建，其中一小块锗晶体作为非常灵敏的温度计，用于检测由沉积在电介质基底上的导电金属膜组成的吸收膜的小幅温升。这些单元素探测器在 20 世纪 70 年代得到开发，并成功应用于夏威夷的 UKIRT 和 IRTF 望远镜，这两者都拥有具有斩波副镜的巨大优势。首个用于亚毫米波段的通用用户测辐射热计 UKT14，于 20 世纪 80 年代初为 UKIRT 建造。使用该仪器进行的英勇观测确立了这样一个事实：来自恒星形成区域和恒星形成星系的尘埃发射可以在亚毫米波段成功观测到。这些谱线和连续谱观测的潜力促成了专用亚毫米望远镜的建设，例如 15 米的詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜和 10 米的……4 米加州理工学院亚毫米波天文台（CSO）位于夏威夷的莫纳克亚山，以及 15 米瑞典-欧洲南方天文台望远镜（SEST）位于智利。

7.8 新时代天文学中的光学天文学

在技术进步极大地扩展了可用于天文观测的波段的同时，光学天文学在同一时期也发展得面目全非。20 世纪 60 年代，开始建造多台 4 米级光学望远镜，旨在为更多天文学家提供更好的世界级观测设施使用机会。

7.8.1 天文望远镜的电子探测器

与大型望远镜对整个天文学界的可用性同样重要的是电子探测器的发展，到二十世纪末，电子探测器已基本取代了照相底片，成为记录天文图像和光谱的首选手段。28 光电效应是由海因里希·赫兹（Heinrich Hertz，1857–1894）在 1885 年至 1887 年间进行的一系列卓越实验中发现的，这些实验证明了电磁波具有光的所有特性。然而，直到 20 世纪 20 年代，随着电子真空管的发展，光电测光才开始对天文学产生影响。这些设备的优点在于在宽动态范围内具有线性响应，因此能够更有效地校准恒星和星系的星等。对天文学产生重大影响的第一批光电倍增管是由弗拉基米尔·兹沃里金（Vladimir Zworykin，1889–1953）在 RCA 实验室制造的。 这些设备的原理是，入射光子通过一系列倍增极引发次级电子级联，使得每个检测到的光子在阳极产生非常短暂的电子爆发。光子检测的效率仅受限于光子检测第一阶段的量子效率。事实上，这些光电倍增管最初主要用于电影工业中的电影音轨。阿尔伯特·惠特福德和杰拉尔德·克朗（生于 1913 年）首次将这些设备用作威尔逊山 60 英寸望远镜的自动导星装置，但在第二次世界大战后，它们成为了校准星等尺度的首选方法。

将先进电子技术应用于光学天文学的下一步是图像增强器的发展。这些设备源自电视工业，特别是 20 世纪 60 年代和 70 年代为军事目的开发的低光级应用。这些设备的原理是，每个被光电阴极探测到的光子都会引发电子级联，如同光电倍增管，但现在电子束被聚焦到一个发光屏幕上，该屏幕由电视摄像机扫描。每个被探测到的光子的到达都会被记录，并通过光子计数重建图像。这类系统，包括西屋公司开发的 Vidicon 系统和亚历山大·博克森伯格（生于 1936 年）开发的图像光子计数系统，在 20 世纪 70 年代彻底改变了微弱天体的光谱学。它们非常适合观测微弱天体，因为在电视系统记录光子到达的时间内，计数率被限制在每个像素大约一个光子。 哈勃空间望远镜的微弱天体相机利用这项技术对光谱紫外区域的微弱天体进行成像。

图 7.17：威拉德·S·博伊尔（左）和乔治·E·史密斯，电荷耦合器件（CCD）的发明者，在 1974 年展示他们专利 CCD 相机的成像能力。（由 AT&T 实验室提供。）

1969 年，电荷耦合器件（CCD）由威拉德·博伊尔（生于 1924 年）和乔治·史密斯（生于 1936 年）发明，他们当时在新泽西州默里山的贝尔电话实验室工作（博伊尔和史密斯，1970 年）。他们的目标是开发“可视电话”技术，使电话通话者能够看到对方（图 7.17）。检测光子的半导体材料可以具有非常高的量子效率，然后被激发的电子存储在半导体材料内的势阱中。问题是如何在不造成过多损失的情况下提取信号。这就是电荷耦合过程发挥关键作用的地方。一旦信号在芯片上积累，电子就会沿着探测器阵列的行移动，并由行末端的单个放大器读出。第一个 $100\times 100$ 阵列于 1973 年推出，该设备的专利于 1974 年获得。 天文学家意识到了这些设备在天文学中的潜力，并在喷气推进实验室的合同下由德州仪器公司开发，该公司于 1976 年制造了首批专门用于天文学的设备。这些设备在天文学中的应用因 1977 年被选为哈勃太空望远镜广角相机的首选探测器而得到了极大的推动。自那时起，CCD 在提供具有极高量子效率的直接数字图像方面主导了光学天文学。与摄影底片所能达到的 $1\mathrm{\%}$ 相比，CCD 的量子效率可高达约 $80\mathrm{\%}$ ，相当于将望远镜的集光面积增加了 80 倍。与此同时，CCD 探测器在家用相机市场中也占据了主导地位，如今数码相机中包含了数百万像素的 CCD 芯片。 同样地，天文级 CCD 芯片的尺寸变得非常大，因此，除了超广角成像外，照相底片的时代已经成为了历史。

7.8.2 大型望远镜的新技术

帕洛马 200 英寸望远镜是传统望远镜建造的巅峰之作。正如一位作家所言，“海尔望远镜在所有望远镜中犹如无畏舰设计的巅峰”，代表了二战前望远镜建造的“蛮力”方法。自那时以来，大型望远镜的设计理念发生了许多变化。例如，在 20 世纪 70 年代，望远镜被建造得短而粗，这种设计在给定钢材量的情况下使结构更加坚固，同时也意味着容纳望远镜的建筑可以小得多。这些变化都带来了巨大的成本优势。

1987 年，欧洲南方天文台获得了建造甚大望远镜（VLT）项目的批准，该项目由四台 8.2 米望远镜组成，位于智利北部阿塔卡马沙漠的帕拉纳尔山。它们的组合收集孔径相当于一台 16 米的光学-红外望远镜。每块 8 米镜面的厚度小于 $20\mathrm{cm}$ ，其形状由镜室中的计算机控制执行器维持。日本位于莫纳克亚山的 8 米斯巴鲁望远镜和国际双子天文台的两台 8 米望远镜也采用了类似的方法，其中一台位于莫纳克亚山，另一台位于智利靠近托洛洛山的帕琼山。后一个项目涉及美国、英国、加拿大、巴西、澳大利亚、阿根廷和智利。其他几个 8 米望远镜项目目前也接近完成。这些望远镜是非常复杂的系统，涉及大量的计算机控制。 同样，天文仪器非常庞大且复杂，因此由望远镜专家进行观测比传统模式更为有效，传统模式中天文学家需前往望远镜进行观测。观测时间的高昂成本使得以“队列模式”执行观测计划更具成本效益，这意味着观测计划被安排以最大化望远镜为大量获批项目收集天文数据的时间，而非为每个项目分配特定的观测时段。

另一个重大进展是对天文视宁度现象的深入理解，以及如何在地面望远镜观测中将其最小化的方法。在设计新一代 8 至 10 米望远镜时，采取了许多预防措施来消除由望远镜位于圆顶内引起的局部视宁度影响。例如，镜面温度被严格控制，以避免成为热对流单元的来源，并且望远镜圆顶设有巨大的热通风口，使得在观测时，望远镜基本上处于露天状态（图 7.18）。所有这些预防措施的最终结果是，新一代大型望远镜的固有视宁度约为 0.4 角秒，这一残余值是由大气上层折射率波动引起的。

天文技术的另一个重要发展是光学和红外波长的孔径合成技术的开发。光学干涉测量的原理由迈克尔逊奠定，并在他对红巨星角直径的开创性测量中得以实施（迈克尔逊和皮斯，1921 年）。在这些观测中，目标星在不同基线下的可见性被用来估计恒星的角大小。迈克尔逊建造了一个基线为 50 英尺的更大干涉仪 $(15.2\mathrm{m}),$ ，但这达到了机械稳定性的极限（皮斯，1931 年）。

图 7.18：日落时分双子座北望远镜外壳内部的视图，展示了完全开放的热通风口和完全开放的观测缝隙。（由国际双子座天文台提供。）

在安托万·拉贝里（Antoine Labeyrie，生于 1943 年）发表其开创性论文时，射电波长的孔径合成技术已被充分理解。他在论文中描述了一对相距 12 米的小型望远镜观测到明亮恒星织女星的干涉条纹（Labeyrie, 1975）。这些观测揭示了光学干涉测量如何能产生极高角分辨率的图像，但仍有众多技术难题待攻克。导致星星闪烁的天空波动需以千赫兹频率记录，这要求开发出灵敏的光子计数探测器。为了将来自分离望远镜的光相干结合，必须构建微米级精度的可变光学延迟线测量系统，而这只有在稳定激光器问世后才成为可能。最后，为了生成图像，不仅需要测量相关信号的幅度，还需测量其相位。这一问题已被参与甚长基线干涉测量（VLBI）的射电天文学家通过闭合相位技术解决，该技术能在拥有多条独立基线时确定相位（Rogers 等，1974）。 该程序现已成为射电干涉测量中的标准方法，被称为自校准（Pearson 和 Readhead，1984 年）。这些技术挑战需要先进的控制系统工程、最先进的探测器和高速计算。

图 7.19：由 COAST 干涉仪的三台望远镜在波长为 $830\mathrm{nm}\mathrm{t}$ （Baldwin 等人，1996 年）下制作的光学孔径合成阵列的首批图像。这些双星系统 Capella 的图像拍摄于(a) 1995 年 9 月 13 日和(b) 1995 年 9 月 28 日。每幅图像的左下角显示了 20 角秒的恢复波束。

自 20 世纪 80 年代中期以来，约翰·鲍德温（生于 1931 年）及其在剑桥的同事们利用他们在射电波长孔径合成方面的经验，构建了一个光学孔径合成阵列——COAST，从而克服了这些技术难题。他们于 1996 年发表了首批角分辨率约为 20 毫角秒的星图，展示了双星系统 Capella 在 15 天内的毫角秒级运动（图 7.19）（Baldwin 等人，1996 年）。自那时起，多个成像光学-红外孔径合成阵列相继开发，并取得了重要的科学成果。这些成果包括恒星直径的精确测量、近距离双星的轨道研究以确定精确质量、恒星盘面的亮度分布，为恒星大气理论提供了检验，以及脉动星的角直径变化，验证了恒星脉动理论。下一代光学干涉仪将成为观测站级别的设施，具备测量活动星系核中毫角秒尺度特征的灵敏度。29

  7.8.3 巡天天文学

对整个天空的天文调查是许多重要研究的核心，因为它们提供了关于不同类别恒星和星系相对重要性的统计信息，同时也是发现诸如类星体等稀有天文类别的手段。在前面章节描述的所有新波段中，天空调查是开启科学探索的最重要优先事项之一。

在光学波段，大规模的天文巡天最初是通过使用超广角望远镜进行的，这种望远镜能够单次曝光观测到广阔的天空区域。用于全天巡天的最广角望远镜是施密特望远镜，它采用了伯恩哈德·施密特（Bernhard Schmidt，1879–1935）于 1929 年发明的一种创新光学设计（Schmidt, 1931）。这类望远镜的观测工作由兹威基在 20 世纪 30 年代率先开展（参见第 8.10 节）。第二次世界大战结束后不久，一台有效口径为 1.2 米（48 英寸）的大型施密特望远镜被建造出来，以支持帕洛马山 200 英寸望远镜的观测工作。每块底片的尺寸为 14 英寸，对应天空中的约 $6^{\circ }$ ，在八年的时间里，这台望远镜完成了对赤纬 $-{20}^{\circ }$ 以北整个天空的蓝光和红光波段的摄影巡天。 勘测底片的摄影副本被提供给全球天文学家社区，由此产生的帕洛玛星图被证明是所有波段天文学家的重要研究工具。

北半球曾垄断了大型望远镜，直到 20 世纪 60 年代，这种不平衡才开始得到纠正。欧洲南方天文台和英国在南半球建造了类似于帕洛马望远镜的施密特望远镜，以进行与北天已完成相同类型的巡天观测。通过使用新的感光乳剂，特别是 IIIaJ 乳剂，这些施密特望远镜能够探测到比北天巡天更暗的星等。这些巡天观测也花费了大约七年时间完成，并为整个天文学提供了关键数据库，包括为哈勃太空望远镜观测准备的天体测量数据库。这些大规模巡天包含了大量对天文学至关重要的统计数据，但只有为此目的建造合适的高速测量机器，才能提取定量数据。英国天文学家在这些发展中处于领先地位，他们在爱丁堡皇家天文台建造了 COSMOS 高速测量机，并在剑桥建造了自动底片测量机（APM）。 这些研究为 4 米级望远镜提供了许多最重要的观测目标，例如在发现大量完整的无线电静默类星体样本方面。

尽管这些调查为大型望远镜提供了目标，但它们提供的光谱信息很少。特别是，在这些调查中发现的星系和类星体的红移必须单独确定。为了克服这个问题，开发了多目标光谱仪，以便在一次曝光中获取大量微弱天体的光谱。这种方法的一个优秀例子是为英澳望远镜设计的 $2^{\circ }$ 场（2dF）多目标光谱仪。望远镜的顶部经过重新设计，以提供 $2^{\circ }$ 的视场，并且在该区域内可以同时测量 400 个微弱星系和类星体的光谱。由此产生的 2dF 星系红移调查（2dFGRS）和 2dF 类星体调查是充分利用这些独特能力的主要光谱调查。2dF 调查获取了近 25 万个天体的光谱，主要是星系，包括约 2.5 万个类星体。这些数据使得能够解决非常广泛的天文学和宇宙学问题。

更为雄心勃勃的是斯隆数字巡天计划，该计划由位于新墨西哥州太阳黑子镇的阿帕奇点天文台的一台专用 2.5 米望远镜执行，其视场为 $3^{\circ }$ 。与之前的光学波段巡天不同，该巡天完全使用数字 CCD 探测器来绘制大约四分之一的全天图。巡天采用了一种技术，即随着天空在望远镜上移动，以恒星速率电子方式在探测器上移动图像，这种技术被称为时间延迟积分（TDI）模式。该技术最初由唐纳德·施耐德（1955 年出生）、马滕·施密特和詹姆斯·冈恩（施密特，

Schneider 和 Gunn，1986 年；Schneider、Schmidt 和 Gunn，1994 年）。斯隆巡天探测器阵列由 $302048\times 2048$ 个 CCD 探测器组成，这些探测器能够在五个不同的波段同时进行观测。该望远镜还可以在光谱模式下运行，单次曝光即可获取 600 条光谱。计划中，将测定超过一亿个天体的位置和星等。此外，望远镜还将测量多达一百万个星系的红移，以构建宇宙的三维地图，并测量大约十万个类星体的红移。巡天结果以图像和目录的形式，通过电子方式向科学界公开。

7.9 其他类型的天文学

除了利用电磁辐射的独特性质进行天体物理研究外，其他学科也已在天体物理学和宇宙学领域做出了重要贡献。宇宙射线物理学的发展已在第 7.2 节中讨论，这些观测为宇宙环境中加速的高能粒子提供了直接证据。此外，对太阳的中微子研究为粒子物理学和天体物理学提供了重要信息，并已成为一个重要的增长领域。1987A 超新星中微子的显著发现进一步强化了中微子天体物理学的重要性。通过实验室物理学家尝试探测可能构成我们银河系暗物质的粒子，天体粒子物理学已成为一个主要的增长领域。引力波已被推断为由双星脉冲星 PSR $1913+16$ 发射，但引力波本身尚未被直接探测到。 新一代大型引力波探测器目前正在达到在不久的将来可以合理预期获得积极结果的灵敏度。

这些发展的历史将在第四和第五部分中以天体物理学的背景进行叙述。

  第 7 章注释

1 有关黑尔杰出贡献的更多详情，请参阅 H. Wright、J. N. Warnow 和 C. Weiner 编辑的《乔治·埃勒里·黑尔的遗产》（马萨诸塞州剑桥：麻省理工学院出版社，1972 年）。 从历史的角度来看，200 英寸望远镜包含了许多重大进步，这些进步被融入到了后续几代大型望远镜中。 主镜由康宁玻璃厂公司使用 Pyrex$\text{textsuperscript}\text{textregistered}$制成，因其低膨胀系数。通过在 Pyrex r⃝内部创建六边形蜂窝结构，镜子的质量得以减轻。 望远镜的$f$比被降低到$f/3.3$，以减少望远镜镜筒的长度，从而减小外壳的尺寸。望远镜的重量由油垫支撑，而不是漂浮在水银中。Serrurier 桁架用于保持主镜和副镜的分离。结果是，即使望远镜镜筒在重力作用下弯曲，主镜和副镜仍保持平行和对齐。镜面涂有铝而不是银，因此镜面需要重新镀膜的频率较低。 3 关于国际天文学发展的信息可以从国际天文学联合会大会的会议录中获取，该大会自 1922 年起每三年定期举行一次，除了第二次世界大战期间。4 伦琴的论文发表于 1895 年 12 月。它也在 1896 年以英文形式发表在《自然》杂志上，第 53 卷，274-276 页。5 关于宇宙射线研究的优秀文献历史由 A. Michael Hillas 提供，《宇宙射线》（牛津：Pergamon 出版社，1972 年）。6 在狄拉克 1928 年的两篇伟大论文中，他使用了相对论性波动方程，即以其名字命名的狄拉克方程，证明了电子的内禀角动量或自旋的大小由$\hslash s(s+1)$给出，其中$s=1/2$，其磁矩为l id=128>$e\hslash /m$ 并且存在负能量解。在理解负解的物理性质之前，曾有过相当多的争论。起初，它们被认为对应于质子，但它们必须具有与电子相同的质量。直到 1931 年，狄拉克才明确支持负解对应于带正电的电子，即正电子（狄拉克，1931 年）的解释。安德森在次年发现了这些粒子。7 射电天文学的早期历史已在 W. T. Sullivan III 编辑的《射电天文学的早期岁月》（剑桥：剑桥大学出版社，1984 年）中进行了调查。Sullivan 还编辑了一本关于射电天文学的重要早期论文汇编：W. T. Sullivan III，《射电天文学经典》（多德雷赫特：D. Reidel 出版公司，1982 年）。关于射电天文学历史中涉及的一些人物的有趣描述包含在会议卷中：K. Kellermann 和 B. 希茨（Sheets）等人编，《射电天文学中的意外发现》（弗吉尼亚州格林班克：国家射电天文台出版物，1983 年）。8 这篇论文报告了与 1942 年 2 月 27 日和 28 日发生的一次大型太阳耀斑相关的强烈射电辐射的观测。该信息在战后被解密。詹姆斯·海伊（James Hey）在《射电天文学的演变》（纽约：科学史出版物，1973 年）中撰写了关于射电天文学早期历史的个人记述。他还在其短篇著作《秘密之人》（东伯恩：凯尔出版社，1992 年）中深情地自述了这些发现。9 参见 1951 年在伦敦大学学院举行的电离介质动力学会议上关于“宇宙射电噪声起源”的讨论。 10 原先的 300 英尺望远镜以过境模式运行，于 1988 年倒塌，现已被一台全新的、完全可操控的 100 米望远镜所取代，该望远镜能在高达$100\mathrm{GHz}$（3 毫米波长）的频率下工作。11 马丁·赖尔发现地球旋转孔径合成的历史，由彼得·朔伊尔在其文章《剑桥孔径合成的发展》中愉快地讲述，该文收录于 W. T. 沙利文三世编辑的《射电天文学的早期岁月》（剑桥：剑桥大学出版社，1984 年），第 249-265 页。12 X 射线天文学的历史由 W. 塔克和 G. 贾科尼在《X 射线宇宙》（马萨诸塞州剑桥：哈佛大学出版社，1985 年）中讲述。 13 空间探索的历史在 M. Rycroft 编辑的《剑桥空间百科全书》（剑桥：剑桥大学出版社，1990 年）中有所描述。14 关于太阳紫外线观测的早期历史，参见 H. Friedman 的《太阳与地球》（纽约：科学美国人图书馆，1986 年）。15 事实上，这种荧光发射在 1991 年 ROSAT 发射后不久就被观测到了（见图 14.5(a)）。16 $\gamma$射线天文学的发展在 P. Ramana Murthy 和 A. A. Wolfendale 的《伽马射线天文学》（剑桥：剑桥大学出版社，1993 年）中有所描述。17 关于超高能$\gamma$射线天文学的最新历史综述，参见 F. A. Aharonian 和 C. W. Akerlof 的《使用成像大气切伦科夫望远镜的伽马射线天文学》，《核科学年度评论》，47 卷，1997 年，273-314 页，以及 M. Catanese 和 T. C. Weekes, 极高能伽马射线天文学, 《太平洋天文学会出版物》, 111, 1999, 1193–1222。18 关于计划中的大气切伦科夫成像望远镜的调查，其中许多现已投入运行，由 B. L. Dingus 在《第 26 届国际宇宙射线会议》会议论文集 516（纽约梅尔维尔：美国物理学会，2000 年）中给出，第 351–364 页。19 参见 R. W. Smith, 《太空望远镜：NASA、科学与技术及政治研究》（剑桥：剑桥大学出版社，1989 年），第 30 页。20 IUE 卫星在天文学多个领域做出重大贡献的全面调查包含在 Y. Kondo 编辑的《利用 IUE 卫星探索宇宙》（多德雷赫特：D. Reidel 出版公司，1987 年）中。21 哈勃太空望远镜项目的历史由 Smith 在《太空望远镜》中精彩讲述。第二版（1994 年）包括了对主镜球面像差问题及其使用校正光学解决方案的讨论。 22 红外天文学先驱者们所经历的考验与磨难的辉煌历史，详见约翰·赫恩肖（John Hearnshaw）所著《星光测量：两个世纪的天文测光》（剑桥：剑桥大学出版社，1996 年）第 6 章。战后红外天文学历史的介绍，可参考 D.A.艾伦（D.A. Allen）的《红外：新天文学》（沙尔顿，德文郡：基思·里德有限公司，1975 年）。23 一些最早使用红外阵列相机在红外波段拍摄的天文图像，收录于 C.G.温-威廉姆斯（C.G. Wynn-Williams）和 E.E.贝克林（E.E. Becklin）主编的《红外天文学与阵列》（檀香山：夏威夷大学天文研究所，1987 年）。该卷中的论文揭示了为将这些阵列技术应用于天文目的而必须克服的技术挑战。24 首次专门讨论 IRAS 任务成果的研讨会论文集，由 F.P.以色列（F.P. Israel）主编，题为《暗物质之光》（多德雷赫特：D.雷德尔出版公司，1985 年）。25 ISO 任务所取得科学成果质量的优秀范例，可在 R.根泽尔（R. Genzel）和 C. Cesarsky，《红外空间天文台的河外结果》，《天文学与天体物理学年度评论》，38 卷，2000 年，761–814 页。26 AURA 参与这些望远镜项目的历史由 F. K. Edmondson 在《AURA 及其美国国家天文台》（剑桥：剑桥大学出版社，1997 年）中叙述。27 英澳望远镜的历史在 S. C. B. Gascoigne、K. M. Proust 和 M. O. Robins 的优秀著作《英澳天文台的创建》（剑桥：剑桥大学出版社，1990 年）中有详细描述。28 关于所有类型的电子成像探测器的优秀介绍由 I. S. McLean 在《天文学中的电子成像：探测器与仪器》（奇切斯特：Wiley-Praxis 天文学与天体物理学系列，1997 年）中提供。29 关于光学孔径合成原理和现状的优秀综述由 J. E. Baldwin 和 C. A. Haniff 在《干涉测量在光学天文成像中的应用》，《伦敦皇家学会哲学学报》，A360 卷，2002 年，969–986 页中给出。

  第四部分

1945 年以来恒星与星系的天体物理学

许多天体物理学家和宇宙学家将 1945 年以来的岁月称为天体物理学和宇宙学的“黄金时代”。第二次世界大战前开创的领域开始蓬勃发展，由于天文观测可及波段的扩展以及基础物理学中的发现，全新的视野得以开启。这些发展的背景在第三部分概述，而第四部分则讨论了恒星、星际气体、星系、星系团以及高能天体物理现象的天体物理学。第五部分专门介绍天体物理宇宙学的成就。