背景介绍


科学问题

大爆炸理论是现代宇宙学的理论基石。它的3个主要预言都已得到观测证实：（1）宇宙膨胀被哈勃的观测验证；（2）原初核元素合成被氢、氦、锂等同位素的原初化学丰度的测量验证；（3）宇宙第一束光的存在被微波背景辐射的测量验证。其中，对原初轻元素测量确定了宇宙中重子（可见）物质的总量，而对微波背景辐射的精密测量则显示在大爆炸后大致38万年时所有的重子物质都被探测到。得益于大型光学望远镜技术的发展，重子物质在可见光波段的普查已经几乎覆盖至星系开始形成时刻。结果表明随着宇宙的演化，可以被探测到的重子物质越来越少：在近邻宇宙中大致只有一半。另外一半重子物质在哪里了？这就是长期困惑领域的宇宙“重子缺失”之谜，不仅涉及大尺度结构的形成与演化，也已经成为理解星系形成与演化的一个瓶颈。星系形成与演化是天体物理前沿热点之一。在国家自然科学基金委2021－2035天文学科发展战略规划中“星系宇宙学”被列为优先发展方向。

宇宙学流体数值模拟为“重子缺失”问题的解决提供了理论指引。尽管不同数值模拟产生的结果在定量层面差异仍然很大，但是在定性层面结果都表明在宇宙大尺度结构及星系形成与演化的过程中，大量的重子物质被加热至百万度，以低密度气体形式存在于宇宙网络结构中（星系际介质IGM）或星系周围（CGM），其辐射信号极弱且处于软X射线波段，现在还没有有效的观测手段能够直接探测，因此造成了“重子缺失”的假象。该理论预言在近几年得到了一些观测的支持。比如，Planck 卫星似乎探测到了热气体对宇宙微波背景辐射的扰动（所谓的Sunyaev-Zeldovic 或SZ 效应），从而间接地验证了IGM中热气体的存在。另外，利用Chandra 及XMM-Newton卫星上的X 射线光栅对选定背景活动星系核（含超大质量黑洞）的开展长时间曝光，在几个视线方向探测到了前景热气体的吸收线，也间接揭示了热气体存在于IGM/CGM中。但是，SZ效应及大部分X射线吸收线观测的信噪比都很低，所以结果争议很大。此外，间接观测无法建立热气体的空间分布或测量其物理及化学性质，而这才是解决“重子缺失”问题的核心所在，并非停留在寻找缺失重子的表层。

近十几年来，我们对星系的理解发生了变革性的变化，认识到CGM中气体的内外循环是其演化历程中一个极其重要的物理过程：回落的冷气体是星系内恒星形成的原料，而超新星爆发或中心黑洞喷流可以加热气体并形成外流。可见，从IGM的吸积过程和星系内的反馈过程构成了星系生态系统，而CGM是研究这些物理过程的理想实验室。刚刚出炉的美国科学院天文十年规划聚焦于三大主题，其中之一即是宇宙生态系统（Cosmic Ecosystem），突出强调了研究多相CGM/IGM的重要性，因为它包含了宇宙85%以上的重子物质。现在的观测还仅限于相对较冷的CGM/IGM气体；热气体的直接探测尚属空白。



解决方案

解开“重子缺失”之谜需要直接探测CGM/IGM中的热气体。理论计算表明低密度热气体的X射线辐射谱完全由发射线主导，因此高分辨率光谱观测可能提供一个有效的手段。但由于预期的CGM/IGM热气体的密度非常低，其发射线非常弱，现有还没有设备具备足够的灵敏度直接探测。而且，信号会受到银河系内或晕中热气体辐射产生的干扰。高分辨率光谱观测可以帮着区分前景，因为源于自银河系外的谱线会受到宇宙膨胀的影响而产生红移。图1展示了这个方法的原理。可见，探测器的光子能量分辨率需要达到至少4eV才可以有效探测 来自银河系外的信号。


图1(右图)：HUBS星系群模拟观测光谱。基于Illustris-TNG数据，上图显示视线方向的整体光谱（包括光锥中的目标源target、前景fg和背景agn）。下图中从上至下显示在不同谱分辨率下类氢和类氦氧离子发射线附近波段的放大图：红移了的目标源光谱（橙色）和银河系前景+背景源的光谱（蓝色）。只有当能量分辨率至少达到4 eV才能很好地区分前景和背景谱线。摘自 Cui, W. et al. 2020, "HUBS: Hot Universe Baryon Explorer", J. Low Temp. Phys. 199, 502




mock_spectra

技术手段

X射线光栅可以达到所需的光谱分辨率，但是这类色散光谱仪不仅效率低，而且无法用于获取弥漫源的光谱或图像。常用的CCD是非常好的X射线成像仪，但谱分辨率离需求还差近两个数量级。要在“重子缺失”问题上取得显著进展，研发高分辨率非色散X射线光谱仪是必经之路，而X射线微量能器是针对该应用国际公认的变革性光谱技术。微量能器阵列可以同时成像，推动CGM/IGM中热气体空间分布的研究。在近期举办的香山科学会议上，跨学科的与会专家围绕着“宇宙缺失重子探寻的关键科学和技术问题”开展了深入讨论，一致认为解开“重子缺失”之谜为我国引领国际前沿研究提供了一个很好的机遇，但也同时认识到HUBS项目存在的技术挑战，因为X射线微量能器技术的研发在国内刚刚起步。

X射线微量能器由三个主要部分组成：吸收体、测温仪及热连接。当一个X射线光子的能量被吸收了，吸收体的温度升高。 通过迅速且精确地测量温度的改变，测温仪可以精确地获得入射光子的能量。随着热量漏至热沉，探测器的温度复原，为探测下一个光子做好准备。单光子能量的测量精度（即谱分辨率）由系统噪声决定。为了实现几个eV的分辨率，微量能器需要工作在100 mK以下的极低温环境，以压抑热涨落噪声。


HUBS科学有效载荷

HUBS卫星拟以自主研发尖端技术为依托，吸引国内外相关单位参与，在国际上首次实现对宇宙热重子物质的普查。经过国内外专家多轮论证，围绕着核心科学目标开展了高度优化，已形成HUBS卫星初步设计方案，主要指标/参数如下：

以探测高电离态（类氢或类氦）氧元素的发射线为例，下表显示HUBS与国际上已有及计划中的相关科学卫星的探测性能比较。可见，得益于大视场，HUBS探测热气体的弥漫辐射能力比未来小视场X射线空间观测设施高至少一个量级。但是，由于其有效面积很大，Athena对点源或类点源（如活动星系核、高红移星系等）观测的灵敏度比HUBS高得多，所以两者在科学目标上形成高度互补，非常有利于开展国际合作。比如，作为HUBS主要国际合作伙伴之一，荷兰空间研究所是Athena X-IFU载荷的CO-PI单位，在微量能器及相关超导电子学技术研发方面具备丰富的经验。在科学研究方面，HUBS科学工作组包括来自欧洲、美国、日本等多个高校及研究所的研究人员。

missions


HUBS技术研发

HUBS科学有效载荷的研制依赖于以下四大关键技术在国内实现从无到有的突破：超导X射线微量能器、复用读出超导电子学、极低温干式制冷及宽视场X射线聚焦光学。焦平面探测器基于TES微量能器技术，采用大小像元混合阵列设计：中心 12×12 小像元（子）阵列被 60×60 大像元（主）阵列环绕。大像元的面积大致为 1 mm²,是小像元的 16 倍，因此中心子阵列等价于 3×3 一个大像元阵列，主要希望增强吸收线观测能力。大像元的能量分辨率指标为 2 eV，而小像元为 0.6 eV。探测器阵列的像元总数主要受限于复用读出电子学技术，现设计已权衡各成熟复用读出方案。

X射线望远镜采用嵌套式 Wolter-I 结构设计，由多层热成型薄玻璃镜片组成。该设计具有低质量优点，但对镜片的温度稳定性要求较高，比较适合于对角分辨率要求不太高的观测设施。HUBS的光学系统设计要求集光面积大于 1000 cm² (@1 keV), 视场大致1平方度，角分辨率优于1角分。

为了实现能量分辨率指标，TES微量能器阵列需要工作在 100 mK 以下的极低温环境，因此对制冷系统有很高的要求。HUBS拟采用机械制冷技术实现从常温度至4 K的制冷，采用绝热去磁制冷技术实现从4 K 至 50 mK 的制冷。

此外，HUBS卫星将采用平台-载荷一体化设计，关键技术包括近零形变机械支撑结构、高精度温控及高效率散热等。卫星方案研究已经完成，主要指标如下：

HUBS关键技术深化研究成果也将为许多非天文领域的潜在应用提供支持，并通过产业化带动相关企业技术能力的提高。


时间表

概念研究

概念进展

未来规划