The status and future of EUV astronomy

Abstract

The Extreme Ultraviolet wavelength range was one of the final windows to be opened up to astronomy. Nevertheless, it provides very important diagnostic tools for a range of astronomical objects, although the opacity of the interstellar medium restricts the majority of observations to sources in our own galaxy. This review gives a historical overview of EUV astronomy, describes current instrumental capabilities and examines the prospects for future facilities on small and medium-class satellite platforms.

The Long-term Secular Mass Accretion Rate of the Recurrent Nova T Pyxidis*

“…The consequence of having a strong EUV source is that the radiation is expected to interact strongly with the ISM and hence the EUV luminosity is greatly reduced. EUV sources are mostly detectable out to a distance of only a few hundred parsecs and at the shortest wavelengths (Barstow 2014) 2 .…”

Scientific objectives and preliminary plans for EUV and X-ray observations of late-type stars

“…5.8 -10 6.3 K 范 围的谱线(如文献 [41]) 。进一步的研究表明，这些 极紫外谱线的暗化是区分爆发耀斑(伴随 CME)和束 缚耀斑(不伴随 CME)的最明显特征之一 [42] 。对多个 事件的分析还表明，Fe IX 171 Å谱线强度下降幅度 的平方根与 CME 质量、 下降速率与 CME 速度均具有大 致线性的关系 [43] ， 因此借助观测到的极紫外谱线辐射 下降的比例和速率，有望估算出 CME 的质量和速度。 日冕暗化的研究对恒星 CME 的探测具有重要的 启示。我们完全可以预期，星冕物质抛射发生后，星 冕密度的降低将导致星冕特征谱线辐射强度的下降。 对于星冕温度跟日冕类似的恒星来说， 这些特征谱线 的形成温度大约在 10 5.8 -10 6.3 K，主要在极紫外波段。 而对于那些星冕温度更高的恒星来说， 暗化将出现在 形成温度更高的谱线上， 可以在极紫外或软 X 射线波 段。 即使得到的光谱没有空间分辨 (即点源恒星观测) ， 我们依旧可能根据星冕暗化的观测来大致估计 CME 两个最重要的参数--速度和质量。 最近，基于全球星冕磁流体力学数值模型，Jin 等 [44] 计算出了 CME 爆发期间整个恒星积分的极紫外 谱线辐射， 证实了恒星 CME 确实可以导致星冕特征谱 线的暗化。 而 Veronig 等 [45] 第二种方式是通过星冕谱线的多普勒频移或不 对称性来探测 CME。CME 是从太阳或其他恒星表面往 外抛射的大团高温等离子体，由于多普勒效应，这团 抛射物产生的谱线辐射会发生波长移动(通常是蓝 移)。这一现象在太阳正面的极紫外光谱观测中得到 了证实，利用 Hinode 卫星上极紫外光谱仪 EIS 的观 测，Tian 等 [41] 发现在一次太阳爆发过程中，抛射物 所 在 位 置 的 典 型 日 冕 和 过 渡 区 谱 线 ( 形 成 温 度约 10 5.5 -10 [47,48] 。而近期基于 EVE 观测的一项 研究发现， 爆发耀斑发生期间经常有一些日冕谱线存 在明显的约 10-30 km/s 的蓝移， 而束缚耀斑则无此现 象 [49] 。因此，低分辨率的极紫外光谱仪在判断 CME 是否发生这一方面具有一定潜力，但难以测得 CME 真实的视向速度。 要确切地探测到抛射物的视向速度， 需要提高光谱分辨率。如 2021 年 10 月 28 日的一个 晕状 CME 爆发期间，EVE 的 O V 629 Å (该波长附 近光谱分辨本领约为 700)谱线轮廓呈现比较明显的 两分量，其中蓝移分量对应的多普勒速度高达 450 km/s 左右，从而首次利用全日面积分极紫外光谱仪 测量到 CME 的视向速度 [50] 。但由于 629 Å附近的恒 18.97 Å谱线 在耀斑的衰减相出现较大蓝移(~100 km/s，远大于自 转速度)，被解释为可能的 CME 信号 [51] 。该巨星的星 冕温度远高于日冕温度， 因此抛射物在软 X 射线波段 也有较强辐射。 2.6 探测行星大气和电离层、磁层 行星的大气和空间环境 (主要包括电离层和磁层) 是类地生命能够存在的重要条件。但由于距离遥远， 现有手段难以直接通过成像观测分辨出它们。 而行星 "凌星" 提供了一种可以探测系外行星大气和电离层、 磁层性质和特征的方式。在观测恒星时，如果碰上行 星"凌星" ，由于行星大气对星光的选择吸收等作用， 人们往往能通过观测到的光谱变化来推测该行星大 气的性质。 这已经成为刻画系外行星大气特征的主要 方式之一。近年来，在红外和可见光等波段，这一方 式得到了广泛的应用。 由于观测数据的缺乏， 关于极紫外和 X 射线波段 的"凌星"研究极少。一般认为，恒星的极紫外和 X 射线辐射进入系外行星大气后， 在电离层峰值电子密 度对应的高度附近就已经被吸收得所剩无几了 [52] 。 而 恒星的可见光辐射则几乎不受行星大气的吸收。 因此， 当一颗系外行星"凌星"时，极紫外/X 射线波段辐 射的下降程度应该比可见光波段的更大。 根据这一差 异，我们可以得到系外行星电离层的高度信息。这在 CHANDRA 卫星对一次"凌星"事件的观测中得到了证 实 [53] 。当然，极紫外/X 射线辐射的下降有些可能是 由星冕结构和活动造成的，但通过分析多次"凌星" 的数据，可以将此因素的影响降到较低水平 [54] 。 此外， "凌星"期间的极紫外/X 射线辐射可能还 能用来探测一些系外行星上的大气逃逸。 在一颗海王 星质量的系外行星"凌星"期间，哈勃望远镜观测到 氢原子 Ly 谱线蓝翼强度的下降程度远超可见光波 段的下降程度，并且持续时间是可见光波段的六倍， 该观测被解释为大量氢原子正从该行星上往外逃逸 [55] 由于存在相似的物理过程和效应， 系外空间天气 和"空间天气宜居带"的研究将可以借鉴日地空间天 气研究的很多方法和思路。一些重要的模型，如太阳 风/日冕物质抛射与地球磁层相互作用的模型、地球 大气对耀斑响应的模型等，将能在系外恒星-行星系 统的研究中得到进一步的发展和应用(如图 8) 。 由于目前已知的系外行星很多都位于 M 型恒星 的周围， 而 M 型恒星的传统意义上的宜居带通常离恒 星较近， 与太阳系中宜居世界的情形有所不同。 因此， 研究 M 型恒星系统的空间天气及其对行星宜居性的 影响可能是未来的一个重点方向。 由于 M 型恒星的对 流层较深，发电机效率高，因此星冕活动通常比较剧 烈 [34] ， 这是否意味着其对行星宜居性的负面影响比正 面影响要大？目前还不得而知。有学者提出，也许 F、 G、K 型恒星周围更容易形成宜居世界 [4] 。然而所有这 些都尚无定论， 因为星冕活动影响行星宜居性的过程 非常复杂，需要在对星冕进行充分观测的前提下，来 开展进一步的深入研究。 [60] ，它采 用掠入射光学系统，于上世纪 90 年代在 60-200 Å的 波段开展了极紫外巡天观测， 发现了 400 多个极紫外 源 [61] 。而 EUVE 卫星是在较宽的极紫外波段对系外天 体进行过系统观测的唯一卫星 [62] 。 EUVE 1992 年发射， 200...…”

星系紫外深场巡天观测进展

“…Skylab [12] 16 [13] Spacelab FAUST [14] UIT [15] FOCA [16] FUV [17] GALEX [18,19] Swift [20] (HST) Astrosat [21,22] HUT [23] , FUSE [24,25] , GALEX, HST/COS [26,27] YSO X X [28][29][30] 912Å ∼3000Å (90-912Å EUV) EUV EX-OSAT [31,32] , ROSAT-EUV [34] ,EUVE [35] EUV Bowyer (2000) Barstow (2014) EUV [33,36] 25 2 3…”