/什麼是星空裡的「魔戒」？
在專業天文望遠鏡的視野中，星空中的天體呈現出豐富多彩、形態各異、變幻莫測的特點。其中，偶爾會有一些天體產生爆發，短時間內急劇變亮，釋放出巨大的能量。這種爆發可以發生在所有的電磁波段，包括X射線。有趣的是，在一些X射線爆發天體的周圍，偶爾可以觀測到一些非常美妙的環狀結構，宛如一顆小石子投入平靜湖面所激起的漣漪。
高能爆發天體GRB 221009A 的「魔戒」，源自銀河系內的塵埃對這個天體產生的X射線的散射。這個動圖由Swift衛星12天的觀測圖像合成，可以明顯看到「魔戒」在快速變大。/ NASA/Swift/A. Beardmore (University of Leicester)
例如，上圖展示了一個發生於2022年的劇烈的高能爆發天體GRB 221009A，其周圍可以看到明顯的多層X射線環。下圖則展示了2015年一個黑洞X射線雙星V404 Cygni的爆發，其周圍也能看到類似的X射線環狀結構。此外，圖中還顯示這些環隨著時間在持續膨脹。這種特殊的X射線環宏大、優美、精巧，神秘感滿滿，令人不覺想起電影《魔戒》中的至尊魔戒，因而被一些天文學家戲稱為星空「魔戒」（Heinz et al. 2015, Beardmore et al. 2016）。
環繞黑洞X射線雙星V404 Cygni的膨脹中的「魔戒」。 / Credits: Andrew Beardmore (Univ. of Leicester) and NASA/Swift
/「魔戒」的成因
正如V404 Cygni所展示的，「魔戒」通常伴隨著遙遠天體的突然爆發而出現。這個天體可能是由一顆緻密星（如中子星、黑洞）與一顆恆星互相繞轉的雙星系統所產生的爆發，由於伴星物質落入緻密星而引發；或是由一顆大質量恆星死亡坍縮所產生的爆發；亦或是其它類型的高能爆發天體。總之，這個爆發天體在短時間內發射了大量的X射線光子。
（左側）顯示一個新爆發的天體產生的X射線光子從不同路徑抵達地球觀測者的過程。路徑2的光子經過了一次塵埃散射，並在圖像上形成了一個環狀結構。（右側）顯示有多個塵埃層存在的時候，爆發天體周圍出現的多層環狀結構，即「魔戒」。/ Heinz et al. 2015
這些X射線光子中，有些沿著上圖左側中的路徑1直線穿越了廣袤的星際空間到達地球，被人類的X射線太空望遠鏡觀測到，成為X射線圖像中心的那個點源。但是，也有一些X射線光子並非直線傳播到地球。比如路徑2，這些光子一開始並不朝著地球方向，但在傳播過程中被星際塵埃顆粒所散射，從而改變方向到達地球。這些光子到達地球時的角度與路徑1的光子不同（圖中的θ角），因而在圖像裡是出現在中心點源的旁邊。由於這種散射過程在方位角上是360度對稱的，因而散射的光子在圖像上形成了一個圍繞中心點源的環狀結構。
同時，星際空間中的塵埃分佈是極其不均勻的，比如分子云區就富集了大量的星際塵埃。因此，從地球到爆發天體中間的塵埃可以大致被認為是一層層地分佈的，正如上圖（右側）所示。這些塵埃粒子如同隱藏在暗處的精靈，散射經過她們身邊的X射線光子，按概率將一部分向其它方向傳播的光子散射到地球方向。X射線光子可能被任何一個塵埃層散射到地球方向，而同一時刻每一層對應的散射角都不同，因而最後就產生了圍繞中心點源的一系列美妙的「散射環」，就是我們看到的「魔戒」。
此外，這個「魔戒」的每一個環都會隨時間膨脹變大。實際上，這是一種簡單的幾何效應。如圖（左）所示，由於X射線光子是以光速傳播的，因此路徑2的光子到達地球的時間會比路徑1更晚，存在一個時間延遲。θ角越大，路徑就越長，延遲時間也越長。因此，隨著時間的推移，地球上的觀測者會不斷看到從更大角度抵達的光子，所以看起來就像是「散射環」在不斷變大。
當然，對於持續產生X射線的天體，其周圍的散射環將被連續的散射「暈」所取代。這一現象在Chandra衛星拍攝的銀河系中心X射線圖像中得到了展示（Wang et al. 2002）。明亮的X射線源被塵埃散射暈所包裹，這些塵埃分佈於銀河系中心和銀盤上。闇弱的源同樣也有自己的散射暈，但由於低於Chandra衛星的探測靈敏度，因此無法在圖中顯現出來。這種效應類似於日常生活中沙塵或霧霾天氣中的燈光，顯得朦朧模糊。
圖4. Chandra衛星拍攝的銀河系中心方向的X射線圖像，可以看到亮源被塵埃散射暈所包裹的景象。/ NASA/UMass/D.Wang et al.
/「魔戒」的作用
就像電影《魔戒》裡的魔戒非常珍貴一樣，在星空中發現「魔戒」也是一件非常幸運的事，因為「魔戒」裡包含了很多重要的資訊。也正因為如此，天文學家們通常會通過天文學家電報ATel的方式第一時間宣佈他們在宇宙中發現的新「魔戒」。
首先，”魔戒”的出現揭示了星際空間中塵埃顆粒的性質和分佈，這些資訊難以通過其它觀測手段獲得。例如，通過分析塵埃散射環和散射暈的大小及形狀，可以提取星際塵埃顆粒的大小及其在空間中的分佈資訊。比如對銀河系中心的爆發中子星X射線雙星AX J1745.6-2901的塵埃散射暈研究，可以分辨出銀心到地球的星際空間中存在至少4層主要的塵埃層（Jin et al. 2017, 2018）。
其次，測量一個爆發天體離地球有多遠通常是非常困難的，但這個絕對距離又非常重要。比如只有知道了絕對距離，才能知道這個天體的爆發真正釋放了多少能量。如果觀測到這個天體被「魔戒」環繞，並且還能夠觀測到「魔戒」在不斷變大的過程，就能夠準確測量從不同角度到達地球的光子及其到達的時間延遲也即光程差，從而能夠很好地計算爆發天體的絕對距離（Xu et al. 1986）。以目前的X射線觀測能力，這種方法對於測量銀河系內新出現的高能爆發天體的絕對距離是非常有效的（例如Heinz et al. 2015, Lamer et al. 2021）。
此外，如果爆發天體足夠亮，那麼通過非常精細的X射線能譜觀測，比如精確測量氧、矽、鐵等元素的X射線吸收邊的精細結構，就能夠了解塵埃顆粒的形狀、元素構成、丰度和化學成分等性質（例如Lee et al. 2009, Hoffman & Draine 2016, Corrales et al. 2016）。
/未來研究展望
目前，國際上X射線波段的星際塵埃研究相對較少。其中一個主要原因是對X射線爆發天體及其前景塵埃散射的探測能力不足。但是，隨著X射線天文學的快速發展，特別是時域天文學和精測天文學的進步，該領域的研究也有望迎來新的發展機遇。
首先，我們對X射線爆發天體的捕捉能力即將迎來一個巨大的提升，這主要得益於我國即將發射的愛因斯坦探針衛星（Einstein Probe，簡稱EP）。
愛因斯坦探針衛星（Einstein Probe）設計圖。 / EP官網https://ep.bao.ac.cn
EP是一顆軟X射線波段的時域天文衛星，將於今年底發射，其主要科學目標為發現並監測全天的各類X射線爆發天體（Yuan et al. 2018）。EP擁有國際上最大的軟X射線瞬時視場（3600平方度），探測靈敏度和定位精度優於國際同類監視設備1-2個數量級。同時，EP在快速響應和後隨觀測方面也具備國際一流的能力。因此，EP可以快速發現和定位一批X射線爆發天體，並能夠在軟X射線波段探測環繞這些源的「魔戒」，持續監測其變化。
其次，觀測塵埃散射環需要很高的X射線成像角解析度和靈敏度。當前國際上適合開展這類觀測的設備包括Chandra、XMM-Newton、Swift等X射線天文衛星。其中Chandra衛星的角解析度達到0.5角秒，顯著優於其它設備。國際上提出的Lynx項目將可能成為Chandra的繼任者。Lynx在保持類似的高角解析度的同時，其探測靈敏度會有量級的提升，從而能夠探測更多、更遙遠、更闇弱的宇宙深處的「魔戒」。這不僅能夠幫助我們在X射線波段重建銀河系的三維塵埃分佈，而且有望對銀河系外的，漂浮在星系與星系之間的塵埃進行探測。
最後，在X射線的精測方面，日本的XRISM衛星將於今年9月發射。由於採用了先進的X射線微量能器技術，XRISM將能夠以7電子伏的超高能譜解析度來觀測各種天體，分辨其軟X射線能譜中的發射和吸收線特徵。與此同時，我國科學家也提出了「宇宙熱重子探尋計劃」-HUBS項目（Cui et al. 2020），有望以更高的能譜解析度、更好的訊雜比和更大的視場開展對大量天體的軟X射線能譜精測。因此，未來我們將能夠更好地測量星際塵埃的物理化學成分，甚至有望系統性地發展出「凝聚態天體物理」這一新的研究領域（Lee et al. 2009）。
讓我們一起憧憬X射線天文的未來，期待有更多深藏在宇宙寶庫中的「魔戒」被發現。
作者簡介/
金馳川，博士，中國科學院BR計劃研究員，國家天文臺研究員，國科大崗位教師。目前擔任愛因斯坦探針衛星首席科學家助理，科學應用系統副總師，第一科學領域工作組（活動星系核與黑洞潮汐瓦解事件組）負責人。主要致力於超大質量黑洞的吸積與輻射、X射線暫現源、星際塵埃散射等方面的科學研究，並從事於空間項目的設計和研製工作。曾數十次設計並領導XMM-Newton、Chandra、NuSTAR、Swift等國際X射線衛星的科學觀測項目。
參考文獻 /
1)Beardmore A. P., Willingale R., Kuulkers E., Altamirano D., Motta S. E., Osborne J. P., Page K. L., Sivakoff G. R., 2016, MNRAS, 462, 1847
2)Corrales L. R., Garc ́ıa J., Wilms J., Baganoff F., 2016, MNRAS, 458, 1345
3)Cui W., Chen L.-B., Gao B., Guo F.-L., Jin H., Wang G.-L., Wang L., et al., 2020, JLTP, 199, 502
4)Heinz S. et al., 2015, ApJ, 806, 265
5)Hoffman J., Draine B. T., 2016, ApJ, 817, 139
6)Jin C., Ponti G., Haberl F., Smith R., 2017, MNRAS, 468, 2532
7)Jin C., Ponti G., Haberl F., Smith R., Valencic L., 2018, MNRAS, 477, 3480
8) Lamer G., Schwope A. D., Predehl P., Traulsen I., Wilms J., Freyberg M., 2021, A&A, 647, A7
9)Lee J. C., Xiang J., Ravel B., Kortright J., Flanagan K., 2009, ApJ, 702, 970
10)Wang Q. D., Gotthelf E. V., Lang C. C., 2002, Nature, 415, 148
11)Xu Y., McCray R., Kelley R., 1986, Nature, 319, 652
12)Yuan W., Zhang C., Chen Y., Sun S., Zhang Y., Cui W., Ling Z., et al., 2018, SSPMA, 48, 039502
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