- 1 紫外线天文学
- 2 紫外线观测天体与光学观测的差异
- 3 太阳系紫外天文学
- 4 非太阳系紫外天文学
- 5 紫外探测设备
- 1 紫外线天文学
- 2 紫外线观测天体与光学观测的差异
- 3 太阳系紫外天文学
- 4 非太阳系紫外天文学
- 5 紫外探测设备
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紫外线天文学是研究天体紫外线辐射的天文学分支学科；观测电磁波波长大约在100到3200埃之间。因为这个范围波长的辐射无法穿透地球大气层，必须以太空望远镜观测。
紫外线天文学 紫外线天文学
紫外线天文学是研究天体紫外线辐射的天文学分支学科；观测电磁波波长大约在100到3200埃之间。因为这个范围波长的辐射无法穿透地球大气层，必须以太空望远镜观测。
除早期的火箭和卫星进行的紫外背景测量外,1968年发射的“轨道天文台”2号卫星首先揭示了紫外天空图像，奠定了紫外天文学基础。根据这项观测结果发表了第一个恒星紫外观测巡天星表。
70年代，“荷兰天文卫星”(ans)和“国际紫外探险者”卫星(iue)进行了紫外光谱的多普勒频移观测,后者还对x射线源和可能是黑洞的天体作了紫外观测。 3号卫星、“特德”1a号卫星(td-1a) 、“天体紫外辐射分析卫星”(aura)等的观测也推动了紫外天文学的发展。 [1]
天体的紫外线光谱可用来了解星际介质的化学成分、密度以及温度；以及高温年轻恒星的温度与组成。星系演化的讯息也可从紫外线观测得知。
紫外线天文学 紫外线观测天体与光学观测的差异
以紫外线观测天体的结果会与光学观测有很大的差异。许多在光学观测上相对温度较低的恒星在紫外线观测时却显示是高温天体，尤其是在演化阶段早期或晚期恒星。如果人眼可看到紫外线，我们所看到的夜空大部分的天体将会比现在黯淡许多。我们将能看到年轻的巨大恒星或年老恒星与星系。且许多银河系中的分子云和尘埃将阻挡许多天体。
紫外线天文学 太阳系紫外天文学
紫外研究的第一个天体是太阳。太阳紫外光谱中有许多高电离硅、氧、铁等元素的谱线，为太阳色球与日冕间过渡层和耀斑活动的研究提供极有价值的信息（见太阳紫外辐射）。由于许多原子和分子的共振线属于紫外区，又由于在此波长上分子的散射比起固体粒子的散射更为重要，因此通过对太阳系内的行星、彗星等天体的紫外光谱、反照率和散射的观测，有助于确定它们大气组成，从而建立大气模型。
紫外线天文学 非太阳系紫外天文学
紫外观测对于早型星包括 o、b、a型星（见恒星光谱分类）、白矮星和行星状星云的中心星都是非常重要的，因为它们在紫外区有最强的辐射；对于晚型星包括f、g、k和m等型，其重要性和太阳类似，是研究恒星色球和星冕，尤其是二者之间的过渡层必不可少的手段（见恒星紫外辐射）。
紫外观测对于星际物质的研究有特殊意义。星际物质包括星际尘埃（小固体粒子）和星际气体两部分。星际尘埃对不同波长的星光有不同的消光作用，即产生所谓星际红化。消光曲线对恒星天文和星际尘埃的研究都十分重要。消光曲线向紫外的扩展已经给我们以新的认识。紫外区消光曲线的特点是在1/λ=4.6微米-1(λ为波长）附近有一相当明显的隆起；在1/λ=5.5～7.5微米-1的范围内有相当宽的极小；并且总的说来是向远紫外很快上升的。这个观测表明星际尘埃中含有直径 100埃左右的石墨粒子。关于星际气体，已有的资料主要来自可见光区中性钠和电离钙的共振线的星际吸收测量和中性氢21厘米谱线射电观测。不少星际分子、原子和离子的共振线在紫外区,氢的赖曼系α谱线lα就是一个例子。通过对早型星的lα线星际吸收的测量，可确定星际氢原子分布，其精度比21厘米射电观测为高，并且还可以作出氢与其他星际气体成分含量的精确比较。还有许多星际气体的谱线出现在紫外区，如cⅰ、cⅱ、nⅰ、nⅱ、oⅰ、siⅱ等等。分子氢的赖曼带处在波长短于1108埃的紫外区，它在密的尘埃云中已被观测到。又如一氧化碳也在紫外光谱中被找到，通过紫外观测确定了12c和13c的比值。随着望远镜口径和光谱色散的增大，紫外观测一定会大大扩充我们对星际气体的成分和物态的认识。
根据已有的认识，不论正常星系或特殊星系，在紫外区都会有强的辐射。由于星系的辐射有较大红移，因此它们的紫外线可避开星际氢对lα线的严重吸收，并打破短于 912埃的禁区而提供重要的信息。星系紫外研究不仅能增进对星系物态的认识，并可以延伸其红移的测量。紫外观测表明,星系在紫外区有较大的紫外色余,可能是存在较多的热星的缘故。星系的研究需要有较大的望远镜，因而星系的紫外研究是紫外天文学下一阶段的任务。
紫外线天文学 紫外探测设备
目前紫外天文学在研究对象上和研究课题上都是同传统的光学天文学密切配合的，实质上是波段范围向紫外的自然延伸。紫外天文学在方法和技术上与传统的天文光学也很相似。紫外天文学除了与空间天文学一样对火箭、卫星等技术有共同的要求外，还要求有较大的望远镜(除太阳的低分辨率光度测量外)和望远镜终端设备。当然就所用设备的材料而言，与可见光区是不同的。成像系统和探测器所用的透射材料有氟化锂、氟化镁、蓝宝石和熔石英等。氟化锂的截止波长最短，为1050埃，氟化镁次之，为1130埃，但氟化镁在潮湿空气中的性能远比氟化锂为佳，是波长长于1200埃范围时最常用的材料。反射镜面和光栅涉及反射用的镀膜材料，与可见光区一样，最广泛采用的是铝；但在紫外区要得到好的反射性能必须防止铝形成氧化膜，为此要在光洁的铝面上镀一层极薄的氟化镁作为保护层。这种保护层如厚度恰当，还可以因干涉作用而使反射效率进一步提高。卫星上用的镜面材料须轻而结实，铍较为合适，但其热膨胀不均匀性较严重，不适用于高精度的观测。目前使用的低膨胀系数的材料有微晶玻璃、熔石英等；康定-7971超低膨胀熔石英，在5～35℃温度范围，平均线膨胀系数为 0.2×10-7/℃。紫外观测同可见光波段观测一样，所用的探测器有照相乳胶、光电倍增管和像增强器等光电成像器件;不过在紫外区还可使用与x射线测量中类似的气态电离室和正比计数器，但须采用合适的气体和窗口材料。一般照相乳胶只适用于波长2200埃以上的紫外光，如用于2200埃以下的波段，或者要增加荧光物质，以便把2200埃以下的辐射转化为有反应的波长，或者要减少明胶（即舒曼乳胶）。对于较短波长的探测必须采用无窗式的紫外光电倍增管。适用于可见光区的高灵敏光阴极材料也可用于紫外区。不过既要用于3000埃以下探测，必须对3000埃以上不敏感，因此只好采用cs2te和rb2te。对于波长范围2000埃以下的探测，可选用卤化碱作光阴极。近年来制成供空间探测用的多通道电子倍增器也可用于远紫外。由这种仪器发展而成的微通道板电子倍增器则已成为图像研究的重要工具。在图像探测方面和可见光区一样，还可利用电子照相机、像增强器、电视摄像管和像光子计数器等。[2]
