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分光学是现代天体物理学诞生的基石之一，谱信息于天体物理学之重要程度绝对不亚于流量或者时变，因此分光仪是研究者不可缺少的终端装备。对于可见光来说，分光原理是众所周知的，一般借助于棱镜或者光栅。但是高能光子由于粒子性更强，分光技术与低能光子有所不同。

这里说的高能光子指X射线以及伽玛射线，对应能量分别在3×10¹⁶至3×10¹⁹赫兹（相应的光子能量是120 eV至120 keV）以及10¹⁹赫兹以上。X射线以及伽玛射线之间的区别很模糊，标准还一变再变。由于两个波段之间存在大幅度的重叠，现在一般是以来源来分辨：原子核跃迁辐射伽玛射线，而核外电子跃迁辐射的是X射线。但是在天文领域，因为高能辐射背后的起源往往非热而且机制不明，两波段的区分仍旧是以光子能量为依据，而且不同场合下往往会采用不同的标准。

　

X射线分光仪

X射线分光不妨以钱德拉X射线天文台的载荷为例加以说明，其实和可见光分光比较类似。钱德拉望远镜可以进行分光的仪器有先进CCD成像分光仪（Advanced CCD Imaging Spectrometer，ACIS）、高能透射光栅分光仪（High Energy Transmission Grating Spectrometer，HETGS）以及低能透射光栅分光仪（Low Energy Transmission Grating Spectrometer，LETGS）三台，后二者的谱分辨率更高。

其中ACIS是两台焦面仪器之一（另一台是单纯成像观测用的高分辨率照相机HRC），任务以拍照为主，兼可测量入射光子的能量，所以对于单波段成像来说非常实用。ACIS的核心一共有2组10台1024像素见方的CCD，第一组名为ACIS-I，4台CCD排成2乘2的阵列，专用于成像；第二组是ACIS-S，6台编号从0到5的CCD一字排开，与罗兰环相切，成像成谱皆可，其中的1号和3号CCD又特别采用了背照式芯片，可以探测的光子能量比其他CCD更低，且能谱分辨率更高。

钱德拉X射线天文台的ACIS组件，可见10台CCD。（图片提供：ACIS Homepage）

CCD分光测量的原理是，芯片在接受光子照射后会产生电子-空穴对，且电子-空穴的数量与入射光子能量成正比，平均来说，每3.7电子伏的能量就可以产生一对。如果要测量谱分布（其实可以理解为不同能量光子的数目），只要能精确定出每个入射光子产生的相应电子-空穴对（当然实际测量电子数目要更为方便）就可以实现了。整个过程听起来似乎不难，实际操作中却要克服一些技术障碍。不妨回顾一下CCD的工作原理。CCD本身存在本底、暗流等噪声，而在读出过程中也会有电子的损失。不过在工程上的具体解决途径就不是本人熟悉的东西了，所以恕不详谈。

HETGS和LETGS都是透射光栅，使用时方才移动到主掠射镜后方工作。光栅是通过设置大量等间距的狭缝，让光线发生衍射而实现分光的。由于衍射条纹的角位置取决于入射光的波长，光栅也可以象棱镜那样将多色光分解。分解后的衍射光谱投射到焦面上，最后被HRC或者ACIS记录。

LETGS的放大图（左，图片提供：CXO）以及全貌。（右，图片提供：Peter Predehl）。

光学波段使用的透射光栅一般会采用玻璃等对可见光透明的材料，而钱德拉的分光仪则用到了对X射线半透明的黄金。LETGS的工作能段是0.08 - 2 keV，而HETGS是0.4 to 10 keV。LETGS由一系列间距1微米的金质光栅组成，由两组支撑结构固定，安装在按照钱德拉主掠射镜构形设计的同心环组上。同样是金质的HETGS为了能够探测高能光子，光栅更为精细，有0.2微米与0.4微米两种间距，两组光栅彼此成一定夹角安放，可以将入射光分解为“X”状的光谱。由于HETGS的光栅元非常狭窄，窄于可见光的波长，制作也需要特殊工艺才能完成。

HETGS拍摄的五车二光谱，图中红色表示较低的能量，蓝色表示较高的能量。（图片提供：http://space.mit.edu/CSR/hetg_info.html）

类似于衍射，双光束干涉也可以获得X射线光谱。除了这些类似可见光的分光方法以外，另一条X射线分光渠道是布喇格散射，不过似乎没有听说哪个空间天文卫星是用了这种技术。另外印度的月球探测器月船一号装备了碲锌镉晶体作为硬X射线分光仪，这是半导体探测器的一种，其原理已经和下面要介绍的伽玛射线分光很接近了。

　

伽玛射线分光仪

到了伽玛射线，光子的粒子性更强，而波动性进一步减弱，光栅已经无法发挥用场。与光子探测器类似，伽玛射线分光仪同样可以利用闪烁体或者半导体探测器来实现。如果是闪烁体，入射光子能量越大，接收光子后发出闪光的强度也越大；倘或用锗或者其他半导体探测器，高能光子的入射会让材料价带中的电子运动到导带，同时在价带中产生空穴，且电子和空穴的数目与入射光子能量成正比；在电场的作用下，电子会朝向电极移动，在外电路中产生可测量的脉冲信号。这样就可以通过测量闪光或者脉冲信号的强度来还原出入射光子的能量了。

一般地面实验室使用的分光仪以闪烁体居多。而半导体探测器由于产生电子—空穴对所需要的能量较低，能谱分辨率相应较高，空间任务对其的使用也很普遍。后者最大的麻烦是必须要在低温环境下工作，因此如杜瓦瓶一类的附属降温设备是免不掉的。不过对于10 MeV以上的高能伽玛光子来说，由于原子核谱线在此能段已经基本不存在，辐射基本是连续谱形式，中低分辨率的闪烁体也已经够用了。

就个人的研究方向来说，平时接触的自然都是深空源，基本是非热辐射连续谱一统天下，相应的光谱观测设备是闪烁体（如康普顿伽玛射线天文台的BATSE）与半导体（如INTEGRAL的SPI）兼而有之。除了深空观测，伽玛射线分光仪的另一个主要应用是行星探测器载荷，用于行星表面同位素的分析。

行星的伽玛射线辐射就是原子核起源了。行星表面，尤其是大气稀薄或者无大气的行星表面，常年要遭受带电宇宙线粒子的轰击。这样岩石或土壤中的原子核就会因为受到撞击而激发，辐射出伽玛射线特征谱线。通过测量不同元素的原子核特征线，就可以得到这些元素在该行星表面的分布情况，进而推测出特定化学成分的分布（如根据氢元素来推断水份的存在）。

利用伽玛射线分光得到的月球氢元素的分布，氢元素的集中往往意味着水份的存在。（图片提供：Los Alamos National Laboratory）

　

参考资料：

[1] 钱德拉X射线天文台的载荷：ACIS HETGS LETGS
[2] The Chandra Proposers’ Observatory Guide
[3] http://en.wikipedia.org/wiki/Gamma_ray_spectrometer
[4] High Energy X-ray Spectrometer (HEX)