紫外天文学（ultra-violet astronomy）是指通过电磁波的紫外线波段研究天体的一门学科。紫外线波段介于可见光和X射线之间，在100～4000埃范围内。地球大气对紫外线有吸收作用，对于波长为2000～3000埃的紫外线，尚可用高度达50公里的气球进行观测，如要观测整个紫外波段就必须利用探测火箭和卫星。在地球大气外虽可对太阳及其行星进行整个紫外线波段的研究，但对太阳系外天体的研究还受到星际气体吸收的限制。氢原子的赖曼系限外的连续吸收，即使对非常靠近的星体也是很严重的，所以紫外天文学的研究范围实际上只限于 912～3000埃之间。

通过电磁波的紫外波段对天体进行观测和研究的学科。是空间天文学的一个分支。紫外波段包括波长为0.01-0.4微米的范围．介于可见光与x射线之间。0.01-0.2微米称为远紫外区．0.2-0.4微米称为近紫外区。由于大气的吸收。在地面上无法进行紫外观测。对于波长为0.2-0.3微米的紫外线，尚可用高度50公里的气球进行观测，如果要观测整个紫外波段，则必须用探空火箭和人造卫星。紫外观测的第一个天体是太阳。观测太阳的紫外光谱可为太阳色球与日冕间过渡层和耀斑的研究提供信息。对行星和彗星的紫外光谱观测则可姒确定它们的大气组成。对于太阳系以外的天体，由于受到星际气体吸收的严重影响，紫外波段的可观测范围在实际上只有0.0912-0.3微米。非太阳系紫外天文学主要研究早型星、白矮星和行星状云以及晚型量的恒星色球与星冕过渡层。它对于星际物质的研究也具有特殊意义。星系和类星体则是紫外天文学来来的研究目标．50年代人们开始用火箭携带小型望远镜在高空进行紫外观测。1968年美国发射紫外天文卫星OAO号．1972年发射OAO-3号(哥白尼号)。1978年发射国际紫外探测卫星。1990年发射的哈勃空闻望远镜．可观测更遥远夭体的紫外辐射。

观测波段向紫外区扩展的重要性是显而易见的，因为通常元素的中性和电离态的共振线，在紫外区要比可见光区丰富得多，而共振线对研究天体的物理状态和化学组成是最为敏感的（见共振吸收）。

紫外研究的第一个天体是太阳。太阳紫外光谱中有许多高电离硅、氧、铁等元素的谱线，为太阳色球与日冕间过渡层和耀斑活动的研究提供极有价值的信息（见太阳紫外辐射）。由于许多原子和分子的共振线属于紫外区，又由于在此波长上分子的散射比起固体粒子的散射更为重要，因此通过对太阳系内的行星、彗星等天体的紫外光谱、反照率和散射的观测，有助于确定它们大气组成，从而建立大气模型。

简介

紫外观测对于早型星包括 O、B、A型星（见恒星光谱分类）、白矮星和行星状星云的中心星都是非常重要的，因为它们在紫外区有最强的辐射；对于晚型星包括F、G、K和M等型，其重要性和太阳类似，是研究恒星色球和星冕，尤其是二者之间的过渡层必不可少的手段（见恒星紫外辐射）。

意义

紫外观测对于星际物质的研究有特殊意义。星际物质包括星际尘埃（小固体粒子）和星际气体两部分。星际尘埃对不同波长的星光有不同的消光作用，即产生所谓星际红化。消光曲线对恒星天文和星际尘埃的研究都十分重要。消光曲线向紫外的扩展已经给我们以新的认识。紫外区消光曲线的特点是在1/λ=4.6微米-1（λ为波长）附近有一相当明显的隆起；在1/λ=5.5～7.5微米-1的范围内有相当宽的极小；并且总的说来是向远紫外很快上升的。这个观测表明星际尘埃中含有直径 100埃左右的石墨粒子。关于星际气体，已有的资料主要来自可见光区中性钠和电离钙的共振线的星际吸收测量和中性氢21厘米谱线射电观测。不少星际分子、原子和离子的共振线在紫外区,氢的赖曼系α谱线Lα就是一个例子。通过对早型星的Lα线星际吸收的测量，可确定星际氢原子分布，其精度比21厘米射电观测为高，并且还可以作出氢与其他星际气体成分含量的精确比较。还有许多星际气体的谱线出现在紫外区，如CⅠ、CⅡ、NⅠ、NⅡ、OⅠ、SiⅡ等等。分子氢的赖曼带处在波长短于1108埃的紫外区，它在密的尘埃云中已被观测到。又如一氧化碳也在紫外光谱中被找到，通过紫外观测确定了12C和13C的比值。随着望远镜口径和光谱色散的增大，紫外观测一定会大大扩充我们对星际气体的成分和物态的认识。

总结

根据已有的认识，不论正常星系或特殊星系，在紫外区都会有强的辐射。由于星系的辐射有较大红移，因此它们的紫外线可避开星际氢对Lα线的严重吸收，并打破短于 912埃的禁区而提供重要的信息。星系紫外研究不仅能增进对星系物态的认识，并可以延伸其红移的测量。紫外观测表明,星系在紫外区有较大的紫外色余,可能是存在较多的热星的缘故。星系的研究需要有较大的望远镜，因而星系的紫外研究是紫外天文学下一阶段的任务。

目前紫外天文学在研究对象上和研究课题上都是同传统的光学天文学密切配合的，实质上是波段范围向紫外的自然延伸。紫外天文学在方法和技术上与传统的天文光学也很相似。紫外天文学除了与空间天文学一样对火箭、卫星等技术有共同的要求外，还要求有较大的望远镜(除太阳的低分辨率光度测量外)和望远镜终端设备。当然就所用设备的材料而言，与可见光区是不同的。成像系统和探测器所用的透射材料有氟化锂、氟化镁、蓝宝石和熔石英等。氟化锂的截止波长最短，为1050埃，氟化镁次之，为1130埃，但氟化镁在潮湿空气中的性能远比氟化锂为佳，是波长长于1200埃范围时最常用的材料。反射镜面和光栅涉及反射用的镀膜材料，与可见光区一样，最广泛采用的是铝；但在紫外区要得到好的反射性能必须防止铝形成氧化膜，为此要在光洁的铝面上镀一层极薄的氟化镁作为保护层。这种保护层如厚度恰当，还可以因干涉作用而使反射效率进一步提高。卫星上用的镜面材料须轻而结实，铍较为合适，但其热膨胀不均匀性较严重，不适用于高精度的观测。目前使用的低膨胀系数的材料有微晶玻璃、熔石英等；康定-7971超低膨胀熔石英，在5～35℃温度范围，平均线膨胀系数为 0.2×10-7/℃。紫外观测同可见光波段观测一样，所用的探测器有照相乳胶、光电倍增管和像增强器等光电成像器件;不过在紫外区还可使用与X射线测量中类似的气态电离室和正比计数器，但须采用合适的气体和窗口材料。一般照相乳胶只适用于波长2200埃以上的紫外光，如用于2200埃以下的波段，或者要增加荧光物质，以便把2200埃以下的辐射转化为有反应的波长，或者要减少明胶（即舒曼乳胶）。对于较短波长的探测必须采用无窗式的紫外光电倍增管。适用于可见光区的高灵敏光阴极材料也可用于紫外区。不过既要用于3000埃以下探测，必须对3000埃以上不敏感，因此只好采用Cs2Te和Rb2Te。对于波长范围2000埃以下的探测，可选用卤化碱作光阴极。近年来制成供空间探测用的多通道电子倍增器也可用于远紫外。由这种仪器发展而成的微通道板电子倍增器则已成为图像研究的重要工具。在图像探测方面和可见光区一样，还可利用电子照相机、像增强器、电视摄像管和像光子计数器等。

目前，对紫外天文学贡献最大的探测器是“国际紫外探险者”，它是人类所设计出的一台最多产的望远镜，原计划在太空工作三年，可直到今天它仍在按照地面指令，送回多种天体的紫外分光和紫外测光的资料。是寿命最长的一颗卫星。“国际紫外探险者”是一颗地球同步卫星，由于卫星的轨道离地球相当远，地球遮住的天空仅16°左右，所以卫星与地面联系很方便，一天24小时都能和美国宇航局的地面跟踪站保持联系，还可每天和欧洲空间局的控制中心联络10个小时。自1978年1月26日上天以来，天文学家利用“国际紫外探险者”取得的观测资料，已在冷星星周的热气体、激变变星的质量损失和吸积作用、哈雷彗星、星际物质、类星体的吸收线、星系周围的热气晕和热气冕、大麦哲伦云超新星1987A的爆前天体和爆后演化等方面发表了1000多篇研究论文和一些星表。

在“国际紫外探险者”之前，关于冷星只能用光学方法研究其光谱中的H线和K线，而“国际紫外探险者”上天后，不但可以研究恒星色球层与星冕之间的过渡区，还发现了过渡区分界线，即赫罗图上类太阳恒星与不同于太阳的恒星之间的一条分界线。所谓不同于太阳的恒星，是指那些有强的色球层而星冕却很弱的恒星，它们组成了一类新的恒星叫混杂恒星，这类星的特征只能靠紫外观测来发现。

通过“国际紫外探险者”还测量到用其他手段难以获得的元素丰度。这在研究A型特殊恒星以及汞一锰恒星时尤为突出。

“国际紫外探险者”的另一项杰出贡献是发现了一种前所未知的新星。

在W·赫歇耳发现红外线之后仅一年，1801年德国物理学家里特便证实了紫外线的存在。紫外线波段介于可见光和X射线之间，波长在0.01微米～0.4微米范围内。由于地球大气对紫外线有吸收作用，天体紫外辐射的观测非常困难。对波长0.2微米～0.3微米的紫外线，尚可用高空球载望远镜观测，其余紫外波段的观测只能利用火箭和卫星，但这还仅是对太阳系内天体而言，对太阳系外天体的研究还要受到星际气体吸收的限制，所以紫外天文学的研究范围实际上只限于0.0912微米～0.3微米。尽管如此，由于在紫外波段可以了解到比可见光波段更多的关于天体物理状态和化学组成的信息，所以天文学家还是克服重重困难，从太阳开始，先后探测了行星和行星际空间、银河辐射源，以及河外源，取得了令人兴奋的进展。

太阳的紫外辐射在总辐射中所占比例只有7%，但太阳紫外辐射对地球高层大气和宇宙航行有重要影响，因此受到极大重视。紫外天文学研究的第一个天体就是太阳，并且最先取得观测成果。

早在1920年，天文学家就曾用升高9公里的载人气球进行太阳紫外光谱照相，1930年又用能升高到臭氧层上的无人气球拍摄太阳0．09微米以下的紫外光谱，但均未成功。1946年10月美国海军实验研究室发射了一枚“德国号”高空火箭，升高到80公里，第一次获得了波长0．22微米的太阳紫外光谱。50年代以后，高空火箭探测记录到天空背景的紫外光谱。

进入空间探测时代后，紫外天文学有了较快的发展。1960年和1962年相继发射的太阳辐射监测卫星系列和轨道太阳天文台科学卫星系列，都装备了紫外探测器，对太阳紫外辐射的通量、光谱及其变化进行了系统的探测，并拍摄了太阳紫外单色像。由于不同波长的紫外辐射来自太阳大气的不同高度，所以拍摄到的不同波长的紫外单色像不仅给出太阳大气不同高度、不同温度范围的辐射分布，而且揭示出太阳活动区上空大气的温度、辐射分布与周围非活动区是不同的，为建立太阳色球与日冕间更准确的过渡区理论模型提供了实验数据。

在太阳紫外辐射中，波长0.1216微米的氢莱曼Ⅱ线最强，它对地球大气中电离层的形成和变化有重要影响，因此很多天文学家热衷于对它的研究。

在0.01微米～0.17微米的远紫外区的一些单色辐射中，经常观测到太阳局部区域辐射在短时间突然增强，这就是太阳的远紫外爆发。1966年天文学家首先在0.1225微米～0.135微米的波段上发现这种现象。以后通过卫星和电离层效应不断探测到太阳的远紫外爆发。爆发过程大致分为两类：

1．脉冲型爆发。表现出强度迅速上升与缓慢下降；

2．缓慢爆发。强度缓慢上升到峰值后又缓慢下降到起始水平。太阳远紫外爆发一般发生在耀斑闪相期问，远紫外爆发的资料是研究太阳耀斑等离子体结构及耀斑时间发展的重要依据。

1962年，美国“水手2号”飞掠金星，实现了人类首次就近观察另一颗行星的壮举。30年来，人类先后成功地探测了水星、金星、火星、木星、天王星、海王星，以及哈雷彗星，对这些天体的紫外光谱、反照率及散射的观测，成为确定它们大气组成，建立大气模型的重要手段。

1974年，“水手10号”探测金星时，飞船上的紫外光度计发现金星高层大气中氢含量丰富，氙却很少，说明这颗素与地球有姐妹之称的行星有着完全不同于地球的演化过程。天文学家推测，金星的磁场较弱，太阳风中的质子进入金星大气，中和后变成了氢；而地球磁场较强，太阳风中的质子无法进入地球大气，地球上的氢来自岩石和海洋。从“水手10号”发回地球的金星紫外照片上可以分辨出一个呈螺旋形结构的巨大对流穴。

太阳系外紫外观测最早的恒星紫外观测是从1964年“宇宙51号”空间探测开始的。1968年美国发射紫外天文卫星“OAO-2号”，在0.1微米～0.3微米波段巡天。根据可见光波段观测建立的大气模型理论，早型星在紫外波段有很强的连续谱，并叠加许多共振吸收线。大气外紫外观测证实了这一理论。紫外观测对于白矮星和行星状星云的中心星也是很重要的，因为它们在紫外区有最强的辐射。紫外观测对于晚型星，重要性和太阳类似，是研究恒星色球和星冕，特别是它们之间的过渡层必不可少的手段。观测结果表明，高温星冕是恒星所普遍具有的。对变星也进行了紫外观测，发现猎犬 ，对应不同波长，5.5天周期的光变曲线有不同的光变形式，另外造父变星的紫外观测除了同可见光波段的观测结果有相同之处外，还具有一些新特点。

近年，天文学家还对一些恒星进行了远紫外观测。1975年美苏“阿波罗～联盟”飞行中发现了太阳系外第一个远紫外辐射源。该源是位于后发座里的一颗白矮星——HZ43。白矮星是一种烧尽核燃料而暴露的星核，具有大量的远紫外辐射，根据它的紫外谱线，可以测出其温度和化学成分。此后，“阿波罗一联盟”又探测到另外三个远紫外辐射源：一颗白矮星、一颗耀星和一颗激变变星。这次成功的实验，直接证明了开展太阳系外远紫外天文观测的可行性。

在“阿波罗一联盟”之后，欧美研制的“X射线空间天文望远镜”(Exosat)在远紫外波段上，也证认了三颗冷星：五车二、南河三和北冕 -2，它们的星冕谱线揭示了其表面磁场活动，这对决定星冕气体的温度非常关键。

紫外观测对于星际介质的研究具有特殊意义。星际介质包括星际气体和星际尘埃两部分。星际尘埃对不同波长的电磁辐射有不同的消光作用。已获得的紫外波段的消光特点表明，星际尘埃中含有半径为0.01微米的石墨尘粒。另外，星际气体中的一些元素的共振谱线在紫外区，因此紫外观测对于研究星际气体的成分和物态也是必不可少的。