雷淼

　　空间科学先导专项最新亮点成果发布会日前召开，集中发布了中国空间科学卫星任务在宇宙暂现天体、宇宙线传播、太阳爆发等领域取得的系列重大科学突破。同时，根据太空探源未来计划，在“十五五”期间，我国将聚焦宇宙起源、空间天气起源、生命起源等重大前沿问题，实施鸿蒙计划、夸父二号、系外地球（ET）巡天、eXTP（增强型X射线时变与偏振天文台）等科学卫星计划，在宇宙黑暗时代、太阳磁活动周、系外类地行星探测等领域实现新突破。那么，这四项国家重大科学计划的具体内容是什么？设定了哪些目标？科研价值有多大呢？

　　鸿蒙计划

　　十星列阵探寻宇宙早期“来信”

　　何谓“鸿蒙”？在古汉语中，鸿蒙指的是天地未分时的“自然元气”。若以此词指代宇宙黑暗时代的状态，再合适不过。宇宙黑暗时代是指从宇宙大爆炸结束、质子与电子结合形成氢原子之时起（此时宇宙38万岁），直至第一代恒星形成（此时宇宙约1亿岁）的宇宙演化阶段。

　　这么古老的时期，为什么现在还有机会观测到呢？原理很简单：电磁波传播需要时间。我们从地球上看到的总是1.2秒前的月亮、500秒前的太阳、102个月前的天狼星、250万年前的仙女星系……视线越远，看到的景象越古老。所以，要想知道宇宙早期的模样，就必须努力往远处看。

　　问题是宇宙黑暗时代还没有恒星，我们该看什么？实际上，可见光只是电磁波大家族的一员，倘若换到微波波段去看，就会发现宇宙黑暗时代并不太黑。这一时期，宇宙已经冷却到质子与电子结合成中性原子，摆脱了等离子“热汤”的不透明状态，以微波为主的电磁波开始传播。中性原子主要以氢原子和氦原子气体形式存在，其中氢原子的超精细结构跃迁会在波长21厘米处吸收微波背景光子能量，在电磁波谱上产生一条暗线。科学家探测这条暗线（吸收谱线），便有机会了解早期宇宙的物质分布。

　　然而，电磁波信号一边走，宇宙一边膨胀。出发时波长21厘米的信号，历经137亿年最终到达地球时，波长已被不断膨胀的宇宙拉伸到2米以上了。按照标准宇宙模型，宇宙黑暗时代的氢原子21厘米吸收谱线到了地球观测者这里，应在波长15米到20米之间产生吸收带，而稍晚的黎明时代（恒星开始形成）则在波长4米左右产生吸收带。对这两个吸收带的测量将获取宝贵的宇宙学信息，其中，黑暗时代吸收带蕴藏着宇宙原初密度扰动与膨胀历史的秘密，而黎明时代吸收带则反映了第一代恒星的形成时间与能量分布特征。

　　可是，从地球表面观测这些信号是非常棘手的。与银河系辐射的前景信号相比，宇宙早期的21厘米信号非常微弱，更何况地球大气电离层对这一波段有显著的折射、反射和吸收，再加上人为作用导致的该波段电磁辐射，这些都会进一步干扰天文信号的观测。

　　因此，鸿蒙计划将目光投向了月球背面，那里可以躲避源自地球的干扰信号，电磁测量环境非常洁净。1颗主星和9颗子星的组合体将由运载火箭整体发射，被月球俘获后进入300公里目标轨道。组合体分离释放子星，形成“1主9从”的卫星编队，卫星编队负责在月球背面执行天文观测，当它们飞到月球正面时，由主星将观测数据发回地球。

　　为什么需要用到的卫星多达10颗呢？这是由信号波长决定的。波长越长，要求望远镜的口径越大。比如，主要在可见光波段工作的哈勃望远镜口径只有2.4米，而观测红外波段的韦布望远镜口径达到了6.5米，“中国天眼”主要观测21厘米氢线，有效口径为300米。同理可知，在波长20米级别展开观测，需要几十公里的口径才行，但做这么大的单体望远镜是不现实的。所以，科学家想出了一个聪明的办法，用相距很远的多座望远镜组成阵列，来等效一座超大口径望远镜，这种方法叫作“甚长基线干涉测量”。鸿蒙计划就是这一思路的落地，其卫星阵列的最短与最长星间距离（基线）分别为100米和100公里，同时拟对卫星阵列采取轨道控制措施，通过调整星间距离，更全面地覆盖观测波段。

　　除了研究宇宙黑暗时代与黎明时代的演化历史之外，鸿蒙计划还将实现首次高分辨率超长波巡天，研究银河系星际介质的三维结构及太阳系的周边环境，观测太阳系内超长波活动，解释空间环境相互作用的规律。

　　夸父二号

　　观测最高难度的太阳极区

　　夸父二号也叫作“太阳极轨天文台”，是一项针对太阳南北极区开展正面观测的空间探测计划。从极区观测太阳是因为平时从地球公转轨道上只能围着太阳看侧面，难以看清它的“头顶”和“足底”的情况。从地球公转轨道上斜视太阳极区，投影效应会表现得很严重：主要呈径向分布的极地磁场会呈现为横向分量，从而使其测量变得复杂。此外，倾斜的视角导致极地地区的寥寥几个像素对应着很大的空间尺度，降低了空间分辨率，从而造成了小尺度观测的困难。

　　然而，观测难度最高、了解最少的太阳极区，又具有很高的科学意义。太阳磁场及其磁活动主导了从近地空间到行星际空间，再到星际边界的整个日球层环境。作为太阳整体磁场的重要组成部分，极区的磁活动是主导11年太阳活动周起源的要素之一，也是高速太阳风的主要来源。但由于缺乏对太阳极区磁场、速度场的正面观测数据，科学家对极区的磁场结构和动力学过程了解还不够，不能详细阐明极区在这些科学问题中的具体驱动机制。

　　实施夸父二号任务，可弥补这方面的缺失。此外，对极区进行正面观测，并结合地球轨道方向的观测，可创建数据驱动的全日球磁流体力学模型，理解日球层整体结构，为研究日球空间天气奠定基础。这不仅对认识恒星的结构和演化具有普遍意义，还对认识地外行星宜居性具有重要价值。

　　夸父二号任务与公众最直接相关的，应该就是对日冕物质抛射的观测研究了。日冕物质抛射就像“太阳打喷嚏”，喷出的物质如果击中地球磁场，就会产生磁暴现象，最近一两年北京频频看到的极光就是磁暴的外在表现之一。尽管极光很美丽，磁暴却是不折不扣的灾害性空间天气。有了夸父二号，就可以从太阳极区“俯瞰”日冕物质抛射的初发、传播、演化，以及和周围磁结构的相互作用，简而言之，就是换个视角看清楚地球挨的这个“喷嚏”是如何打出来的，从而有助于实现灾害性空间天气的精准预报。

　　夸父二号将配置6台遥感载荷，测量太阳全日面尤其是极区的磁场和速度场，对太阳进行极紫外波段、X射线波段、射电波段的观测，并结合日冕仪和日球成像仪进行观测。此外，它还携带了一个原位探测载荷包，包含4台设备，对太阳风等离子体、行星际磁场和高能粒子开展原位探测。

　　夸父二号发射后会先前往木星，在那里借助木星重力助推，把轨道翻成与地球公转轨道面近乎垂直（夹角80°）的太阳极地轨道，再借助几次地球重力助推渐渐缩小轨道，最终形成大约1.5年的公转周期。在任务开始后的头8年，夸父二号将飞越太阳南北极各1次，接下来的7年里飞越南北极各4次，总共15年的设计任务时长，可以覆盖一个完整的11年太阳活动周。

　　夸父二号任务的实施，将在人类历史上首次实现对太阳极区的正面成像观测，使我国在太阳物理、空间物理、日球物理等领域，尤其是在类太阳恒星和生命宜居性的理解及空间天气物理预报等方面，站在国际前沿。

　　ET巡天

　　寻找名副其实的“地球2.0”

　　“地球2.0”的正式名字是系外地球（ET）巡天任务，其目标是寻找真正与地球相似的系外行星：质量在0.5个到2个地球之间，所围绕的恒星要与太阳类似。

　　自从1995年发现飞马座51b以来，人类在寻找系外行星的道路上高歌猛进，截至2025年10月30日，已确认6042颗系外行星，分属4501个行星系。然而，浏览这个系外行星目录会发现，它们个个稀奇古怪：有的离主星非常近，几天就能绕行一周；有的体积或质量超级巨大，抵得过好几个木星；有的表面温度炽热，大气中横飞着熔融的玻璃雨。总之，没有一颗能够称得上是名副其实的“地球2.0”。

　　这是为什么呢？如果我们反过来审视探测方法，就会发现这一现象不奇怪。视向速度法探测行星围绕恒星运行时造成的引力摇晃；凌星法探测行星从恒星面前通过时对星光的遮挡；微引力透镜法探测行星造成的时空弯曲对遥远星光的聚焦增亮；直接成像法探测巨大年轻行星发出的明亮红外线……这些因素决定了那些最能撼动恒星、遮挡星光、形成引力透镜、炽热巨大的行星最先“落网”，而平凡如地球的小个子天体，则淹没在观测对象本身和观测设备的噪声中了。

　　因此，要想发现“地球2.0”，就要提高观测设备的灵敏度，让不那么显眼的系外行星获得展现自己的机会，这正是ET巡天任务的主旨。

　　ET巡天任务并不是从零起步，而是将接过开普勒望远镜的接力棒。开普勒望远镜是系外行星探测史上的传奇，在已确认的6000多颗系外行星中，超过半数源自开普勒观测数据，此外还有成千上万的候选者有待检视。但是，就发现“地球2.0”来说，开普勒望远镜有些“力不从心”。因为它使用的CCD成像阵列有较大的读出噪声，并且在它上天后第4年，两个控制姿态的反作用轮发生故障，使其无法继续长期观测，从而不能提高凌星信号的置信度。

　　ET巡天任务将配备6台广角凌星望远镜，搭载大面阵CMOS探测器，读出噪声远远低于开普勒望远镜。此外，ET巡天任务的设备温度起伏控制在0.5℃以内，比起开普勒望远镜10℃的温控指标，可以更好地防止图像漂移。种种改进都是为了提高灵敏度，降低噪声，让更多系外行星脱颖而出，寻找“地球2.0”的身影。

　　ET巡天任务将部署在距离地球150万公里的日地拉格朗日L2晕轮轨道上，与地球保持相同的公转周期围绕太阳运行。它的6台广角凌星望远镜持续凝望开普勒望远镜指向的同一片天区，同样使用凌星法对系外行星进行探索。除此之外，它还配备一台微引力透镜望远镜，指向银河系核球方向的3000万颗恒星。那里是恒星密集区，行星可能在恒星狂暴纷乱的引力斗争中被甩离，成为在星际空间流浪的自由飘荡行星。模拟结果显示，在预计4年的主任务期间，ET巡天任务有望首次探测到约17颗“系外地球”和约25颗“流浪地球”，并发现超过4000颗类地行星及数万颗其他类型的系外行星。

　　eXTP

　　为探测极端物理环境而生

　　eXTP的全称是增强型X射线时变与偏振天文台，它将搭载一组功能强大的X射线望远镜，前所未有地具备同时进行X射线能谱、时变与偏振测量的能力，用以观测宇宙中的黑洞、中子星和极端爆发现象，从而探索在常规天体物理环境中或地球实验室里无法企及的极端物理条件下的天体物理过程和基本物理规律。

　　近年来，我国已成功发射并运行了包括慧眼-HXMT（中国首颗X射线天文卫星）在内的多个空间天文项目，开启了探索极端宇宙的征程。然而，关于极端宇宙的诸多关键科学问题仍有待解决，eXTP的主要目标即在于此。概括来说，就是“一奇、二星、三极端”：通过观测黑洞（一奇）、中子星和夸克星（二星），在极端的引力、磁场和密度（三极端）条件下，检验和发展宇宙基本物理规律。

　　下面来介绍一下什么是“三极端”条件。

　　极端引力 黑洞是广义相对论预言的天体，它从科学家的笔下被计算出来，奇异到爱因斯坦本人都认为这种天体不会形成。今天，黑洞已经被多方面观测证实广泛存在于宇宙中，几乎每个星系中心都有一个超大质量黑洞。黑洞具有极端强大的引力，能够显著扭曲和拖曳周围的时空，在其附近的部分区域内，连光线都无法逃逸。当物质坠入黑洞之前，会被黑洞撕裂解体，形成围绕黑洞高速旋转的吸积盘，并辐射出X射线。eXTP通过观测X射线，可以测量黑洞的基本参数，验证广义相对论，研究极端引力下的物理过程。例如，广义相对论预测时空拖曳效应会使黑洞附近的冕产生进动，冕在吸积盘上反射的偏振特性也会随之改变。

　　极端磁场 有一类具有极强磁场的中子星叫作磁陀星，磁感应强度可达一千亿特斯拉（人类目前只能制备10特斯拉），能够辐射出X射线与γ射线，利用eXTP可以对其磁场进行测量。基本原理是：在极端磁场中，带电粒子的绕转轨道能级会被量子化，在电磁谱中形成吸收结构，研究吸收结构可以测量磁陀星的磁场强度，了解其表面的磁场结构。此外，磁陀星也为检验量子电动力学准备了天然实验室。理论预言，磁场会影响光线的传播，使不同偏振态的光的折射系数产生差异，引起真空双折射现象。这一效应极其微弱，从常规实验室中无法找到观测证据，而在极端磁场中就有机会进行验证。

　　极端密度 在中子星中，物质会被强大的引力压缩到极高密度，每立方厘米的质量可达数亿吨，此时强相互作用开始生效，产生地球上无法制备的（相对）低温、高密度的物态。在超高密度下，中子星的核心可能会出现夸克态（由夸克组成的亚原子粒子状态）的奇异物质。所以，通过eXTP精确测量中子星的半径与质量，与理论模型做对比，可以确定它们的物态方程，进而理解低温、高密度状态下的强相互作用。

　　eXTP的科学载荷包括X射线准直望远镜、能谱测量X射线望远镜、偏振测量X射线望远镜与广角监视器，同时具备大面积聚焦和准直探测能力。相比国际上其他的卫星，eXTP的综合性能将有一个数量级的提高。作为综合天文台，它也将观测各类高能天体，探测γ射线暴与引力波电磁对应体，带来海量的科学产出。eXTP任务的实施，将使我国占据重要前沿科学研究的主阵地。

　　正如中国科学院院士、中国科学院国家空间科学中心主任王赤所说，随着这些空间科学卫星任务的扎实推进，我国将持续产出更多关键性、原创性、引领性的重大科技成果，实现空间科学、技术、应用的全面发展，为航天强国和科技强国建设作出标志性贡献。

　　（作者为中国科普作家协会委员）

　　本版供图：视觉中国