天文学在现代科学发展了之后，也有了长足的进步。天文学的发展向来是由观测驱动的，理论的突破往往建立在新的观测基础之上。物理学的发展使得天文学的观测水平得以提高。物理竞赛中考到的光学原理会被用来制作观测仪器，比如望远镜和探测器，是天文学这辆火车的车头。天文学家一方面把望远镜做得更大更灵敏，让火车跑得更快，同时还在思考如何修建新的铁路开凿新的隧道，让火车可以领略不同的风景。X射线偏振观测就是这样一条新铁路，科学家努力了40多年仍未完全成功，但我们已经可以预见在不久的未来，X射线偏振观测将为我们带来一片全新的天空。
假设你站在房间里，窗户上装着竖状的防盗栏杆，如果你想向屋外递出一个大的圆盘，你必须把盘子竖过来顺着栏杆方向递出去，否则会被栏杆卡住。光是电磁波，有一个特定的振动方向，称为偏振。光子就类似这个圆盘，如果你在光路上放一个电磁波的防盗栏杆，比如一副宝丽来（Polaroid）牌的太阳镜，那么只有一个偏振方向的光子才能完全透过这样的栏杆，这个栏杆就是偏振滤镜。别的偏振方向的光子透过去的强度会减少，垂直方向偏振的光子则完全不能透过。利用这个原理，我们可以带上偏振眼镜看3D电影，还可以做成摄影用的旋转偏振滤镜放置在相机镜头前使天空变得更蓝，或滤掉水面的反射光从而清晰地拍摄水中的鱼。同样，可以用来测星光辐射的偏振特性。
如果你向窗外递出一枚硬币，那么无论硬币是横着或者竖着都能轻易地伸出窗外。这是因为硬币相比栏杆的间距太小了。如果光子的波长也极其小，到了X射线波段（可见光的波长约几千埃，而能量为几千电子伏特的X射线光子的波长才几埃），那么我们就无法在自然界中找到合适的“滤镜”，像过滤可见光一样来过滤特定偏振方向的X射线光子。测量X射线偏振成为一个难题。天文学家从上世纪60年代X射线天文起步以来，便开始了一个漫长的探索之旅，在经历了40多年的等待后，终于在今天的实验室里实现了质的飞跃。
漫长而又简短的历史
1962年，探空火箭携带X射线探测器意外地发现了来自天蝎座方向的X射线辐射，开启了X射线天文学。早在1968年，美国科学家便利用Aerobee-150探空火箭装载了汤姆逊偏振仪去探测天蝎座X射线辐射的偏振信息，但由于仪器灵敏度较低，没有探测到有用的结果。直到1971年，在第三次类似的实验中，利用Aerobee-350探空火箭上的布拉格偏振仪，终于探测到了来自蟹状星云的偏振信号。火箭飞行只有几分钟的曝光时间，卫星实验则可以获得长时间曝光。1975年，利用装在OSO-8卫星上的布拉格偏振仪，科学家精确测量了蟹状星云X射线辐射中的偏振信号[1]。回忆起那个年代，NASA马歇尔飞行中心的Martin Weisskopf感叹说，那是一个天文学的黄金年代，在21个月内连续进行了3次火箭飞行实验，最终取得成功，对比现在，科学家要耗费几乎毕生精力才能飞一次卫星，这对人才培养不是太有利。
但是，那次探测也成了绝唱，至今约40年没有第二次观测结果。之后最接近成功的一次案例是欧美合作的Spectrum-X-Gamma卫星，在X射线聚焦望远镜的焦平面上装载了汤姆逊偏振仪。不幸的是，由于项目的主要参与方之一前苏联解体而导致项目流产。
1971年，美国科学家利用探空火箭Aerobee 350进行了一次成功的X射线偏振测量，发现蟹状星云的X射线辐射具有较高的偏振度（照片摄于1970年发射前）。图中最左侧的是哥伦比亚大学的Robert Novick教授，也是当年多次相关实验的领导者。他堪称X射线偏振探测的鼻祖。今天，活跃在世界各地的从事X射线偏振实验研究的科学家们，都直接或间接地和他有关系。（图片来源[2]）.
是天文学家对偏振测量不感兴趣么？完全不是，天文学家在这40年里写了大量文章预言了各类天体X射线辐射的偏振信号，讨论如何用这些信号来理解天体的物理过程，非常渴望获得这方面的测量结果和实验验证。其实答案很简单，是因为X射线偏振太难测量了。
X射线偏振测量方法
之前使用的X射线偏振测量方法是基于汤姆逊/康普顿散射或布拉格衍射的，效率非常低。对于能量是几千电子伏特的X射线，它们与物质的主要作用机制是光电效应，光子被吸收，能量把原子核外一个束缚电子激发出来成为自由电子。电子被加速的方向和入射光子的电场振动方向即偏振方向有关。就像你踢一脚皮球，皮球最可能沿着你脚踢的方向飞出去，电子有最大的概率沿着入射光子偏振方向出射，有最小的概率垂直于偏振方向出射，方位角呈cos2分布。如果我们能测量电子在探测器中的径迹并计算出电子出射方向，就可以有效地测量X射线偏振。
这个原理很简单，但实验做起来并非易事，关键原因有两重，一是电子在探测器中的径迹太短非常难测，第二是电子质量非常小，在探测器中运动时很容易发生散射改变方向，因此只有径迹的初始部分才包含有用信息。如果用CCD作为探测器，电子在里面跑1微米左右距离就停了，凭借现在的CCD像素大小，没有办法获得径迹的图像。如果在气体中，电子径迹的初始部分也就几百微米，只有高位置分辨能力的气体探测器才能完成探测。虽然气体探测器作为高能粒子和X射线的探测工具已经历史悠久，但过去的技术只能实现毫米级的分辨率，直到上世纪90年代末，随着地面实验粒子物理的发展，欧洲科学家才发明了分辨率好于100微米的二维位置灵敏气体探测器（见图3）。2001年，利用高分辨率气体探测器，意大利科学家第一次在实验室完成了利用光电效应测量X射线偏振的原理实验[3]。随着这次期待已久的成功实验，各国纷纷提出了下一代X射线偏振望远镜。
过去，X射线天文能测量三个维度的信息：光子的方向信息，即成像；光子的波长或能量信息，即能谱；光子的到达时间，即光变。如今，偏振作为第四维信息，期望可以打开X射线天文观测的新窗口。
图3 利用光电效应探测X射线偏振的原理示意图（上左）。利用二维位置灵敏气体探测器测量电子径迹（上右），从径迹分析出电子出射方向，通过统计出射方向的角分布即可测量偏振。如果入射光具有偏振，电子方位角呈cos2分布（下左），如果入射光是无偏的，方位角是均匀分布（下右）。（图片来源[4])
偏振测量的天体物理意义
打开这个新窗口对高能天体物理而言意义重大[5]。高能电子在磁场中运动会产生X射线同步辐射，具有高度的线偏振，偏振方向垂直于当地磁场方向。因此，偏振测量可以获得辐射区域的磁场方位。这几乎是除了偏振之外很难用其他方法获得的测量结果。另外，偏振可以用来测量天体的几何对称性。基于这些原理，X射线偏振可以对黑洞、中子星等致密星体，以及跟这些致密星体密切相关的伽马射线暴、超新星遗迹、相对论喷流等天文现象的物理机制提出强有力的约束（见图4）。
图4 脉冲星是快速自旋的强磁场中子星，偏振测量能有效地测量脉冲星磁场结构，限制辐射机制。黑洞是广义相对论预言的产物，物质在落入黑洞的过程中会产生剧烈的辐射，有时候还会产生高度准直的相对论喷流，偏振观测有助于理解这些物理过程的发生机制。
这里特别介绍一个有趣的现象。量子电动力学（QED）预言了强磁场的一个特性，它可以让真空产生类似液晶一样的双折射效应，使得偏振方向与磁场平行和垂直的光子的速度不一样。这个效应导致的结果就是在中子星附近X射线的偏振方向会随着磁场方位的改变而改变，直到距离中子星表面较远的距离，磁场不足够强了，偏振方向才会固定下来向前传播[6]。这个效应，可以在未来的偏振测量中获得验证。
天文X射线偏振的未来应用
随着技术的突破与成熟，我们有可能在未来的空间卫星上开展高灵敏度X射线偏振观测。2016年，欧空局支持X射线成像偏振望远镜（XIPE）开展第一阶段研究。同年，美国NASA也选择了两个X射线偏振卫星项目PRAXyS和IXPE进入初步研究。这些项目都将在2017年进行竞争性遴选。我国中科院提出了X射线时变与偏振探测卫星（XTP）项目（图5），正在开展先期关键技术攻关，力图联合偏振与大面积时变探测，对致密天体开展物理研究。这么多国家或空间局同时支持天文X射线偏振的研究，表明了一个重大决心，就是一定要打开这一关闭了接近半个世纪的新窗口。
图5 左图是中国科学院提出的X射线时变与偏振探测卫星（XTP），右图是欧空局的X射线成像偏振望远镜（XIPE）。此外，美国NASA还有PRAXyS和IXPE两个专门X射线偏振探测项目。目前这些卫星项目都在先期研究中，期待在不久的未来能够打开X射线偏振观测这一新窗口。
结语
天文是以发现为基础的学科，产生新发现的根本原因是有新的发现能力，这也是天文学家不遗余力发展观测技术的原因。我们希望几代科学家们50年来的努力能够使X射线偏振测量变成现实，更希望中国能抓住这一机遇，在该新兴领域做出属于自己的新发现。
参考文献
1. 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).
2. Martin C. Weisskopf, “High Energy Polarization and the Crab: Historical Remarks”, Proc. of Science, PoS(CRAB2008)002,(2008)
3. 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).
4. 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)
5. Soffitta, P., Barcons, X.,Bellazzini, R., Braga, J., and et al., “XIPE: the X-ray imaging polarimetry explorer,” Experimental Astronomy 36, 523–567 (2013).
6. Heyl, J. S. and Shaviv, N. J.,“Polarization evolution in strong magnetic fields,” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 311, 555–564 (2000).
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