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在 德国著名物理学家伦琴发现X射线之后，天文学家对天体的X射线观测产生浓厚的兴趣，但是遇到两大难题：第一是地球大气对X射线有强烈的吸收，在地面上不可能接收到天体的X射线辐射，必须到地球大气之外去观测；第二是X射线有很强的穿透力，又很容易被介质吸收，很难建造类似光学和射电波段那样的望远镜来观测X射线源。这两个难题成为X射线天文学发展的拦路虎。20世纪60年代，航天技术的发展和掠射式望远镜的发明使得这两大困难得到克服，迎来了X射线天文学的大发展。美国天文学家贾科尼由于对X射线天文学突出的贡献荣获2002年度诺贝尔物理学奖。
1895年，伦琴在实验室发现了X射线，并于1901年获得第一届诺贝尔物理学奖。X射线波段的能量范围为0.1—100 keV，其中0.1—10 keV称为软X射线，10—100 keV称为硬X射线。能量在100 keV以上就是γ射线了。实际上X射线和γ射线的分界是相当不严格的，常常也把γ射线看作是高能X射线。
1949年，美国海军实验室的科学家用V2火箭携带探测器发射到高空，接收到来自太阳的X射线辐射。此后十余年中，天文学家继续用火箭监测太阳的X射线辐射。1960年，该实验室的布莱克（Richard Blake）等人利用“空蜂号”火箭携带一架针孔直径0.0127 cm的针孔照相机成功地拍摄到太阳的X射线照片，这也是人类获得的第一张天体X射线照片。美国对太阳的X射线观测进行了开创性的工作，成为世界上X射线空间探测的开端。
1962年6月，美国麻省理工学院以贾科尼为首的科研组发射了一枚火箭，达到230 km的高度，用于探测月面由太阳辐射产生的X射线荧光。这是美国宇航局为阿波罗载人宇宙飞船计划做的准备工作，没有探测到月球的X射线荧光，但却得到了意外的特大收获。在距离月球大约25°的地方，发现了一个位于天蝎座的强X射线源，取名为天蝎座X-1。天蝎座X-1的流量密度（望远镜在单位时间、单位面积、单位频宽上所接收到的能量）非常大，比太阳的大100倍。天蝎座X-1距离地球大约9000 ly，计算可知，天蝎座X-1的X射线光度（天体单位时间在X射线波段所辐射的总能量）是太阳的3.25×10 19 倍。另外，天蝎座X-1的辐射能量主要集中在X射线波段，比这个天体的可见光波段强约1000倍，是典型的X射线天体。天蝎座X射线源的发现被认为是X射线天文学的第一个里程碑。
在20世纪60年代，使用火箭共发现了约30个X射线源，并得到初步的X射线天图，它们大部分都集中在银道面附近。火箭探测有一个致命的缺点，就是观测时间太短，只能维持几分钟，而且每枚火箭只能使用一次，费用昂贵。直到X射线卫星陆续进入太空，X射线天文学才开始蓬勃发展起来。
1962—1969年美国发射“轨道太阳观测台”（OSO）1至6号，1969年苏联和东欧共同发射“国际宇宙1号”，这些卫星都是用于观测太阳的X射线辐射。到了20世纪70年代，X射线卫星迎来大发展，各个航天大国分别发射了自己的X射线卫星。1970年，美国发射了一颗专门用于X射线探测的“乌呼鲁”卫星（图2-15）。由于发射地点在肯尼亚，发射日期正巧是肯尼亚的独立纪念日，当日该国人民为庆祝独立高呼“乌呼鲁”（Uhuru，斯瓦希里语“自由”的意思），遂以此命名该卫星。“乌呼鲁”上携带的两个探测器，分别能达到0.5°和1°的定位精度，可以探测波长0.06—0.57 nm的X射线辐射。因为是专用卫星，可在地球轨道上进行长期观测，可以发现单个的X射线源，并对它们进行长期监测以发现其辐射强度随时间的变化。在3年内，“乌呼鲁”首次完成了X射线波段的系统巡天，提供了全天X射线源的分布图。乌呼鲁卫星的发射上天被公认为X射线天文学发展的第二个里程碑。
1974年，由贾科尼领导的小组，发表了乌呼鲁卫星的巡天结果，得到了银河系X射线源的分布图。结果表明，绝大多数的银河系X射线源都位于银道面附近，不超过20°范围，处在旋臂之中，表现出向银心聚集的倾向。“乌呼鲁”在首次完成的巡天观测中发现了339个X射线源，为天文学家展示了各种类型的X射线天体。最大的成功是发现和证实了一类新的X射线源的存在——X射线双星，包括半人马座X-3、天鹅座X-1等十分著名的X射线源。
在“乌呼鲁”之后，美国、西欧、日本和苏联共发射了20多颗X射线天文卫星，如1972年3月发射的欧洲第一颗X射线卫星“特德-1A”、1974年8月发射的荷兰第一颗人造地球卫星“荷兰天文卫星1号”、1974年10月发射上天的由英国和美国合作的“羚羊5号”、1975年5月上天的美国“小型天文卫星3号”等。其中美国宇航局于1972年8月发射上天的“哥白尼天文台”在太空工作了九年半，一直到1981年2月，获得了大量X射线观察数据，发现了引人注目的X射线脉冲星。
图2-15 X射线卫星“乌呼鲁”的艺术画
20世纪70年代，最重要的X射线卫星是美国的“高能天文台”系列。1977年8月上天的“高能天文台1号”相继发现了一批暂现X射线源、X射线暴等新X射线源。至70年代末，已发现的X射线源的总数达到1500多个。1978年11月“高能天文台2号”上天，后来改名为爱因斯坦天文台，观测成果显著。
20世纪80年代初，日本的X射线卫星显赫一时。1983年2月，日本“天马号”卫星上天，一直工作到1988年12月。这是一颗比较小的卫星，仅216 kg，可以观测能量0.1—60 keV的X射线，成果颇丰。
早期，天文学家利用实验室中进行粒子物理实验的探测器来接收天体的X射线光子，常用的有正比计数器和闪烁计数器。正比计数器是一个密闭容器，其中充有数个大气压的以惰性气体为主的混合气体。利用稀有金属铍或钛，制成只有0.1 μm厚的薄窗。容器中间有一根或多根阳极丝，并在周围加高压电场。有一根阳极丝的这类探测器称为正比计数器，有多根阳极丝的称为多丝正比室。当有X射线光子通过薄窗进入容器内，入射光子与筒内气体原子碰撞使原子电离，产生电子和正离子。在电场作用下，电子向中心阳极丝运动，正离子以比电子慢得多的速度向阴极漂移。电子在阳极丝的附近受强电场作用加速获得能量可使原子再电离。从阳极丝引出的输出脉冲幅度较大，且与初始电离成正比。
在非太阳X射线源的探测方面，为提高灵敏度，往往需要大面积的薄窗正比计数器。这种仪器的制造技术后来发展较快。美国小型天文卫星“自由号”曾使用面积达840 cm 2 、厚仅50 μm的铍窗正比计数器。随着X射线能量的升高，正比计数器将失去作用，它的探测上限约为60 keV。更高能量的X射线的探测，则需用闪烁计数器，它是一种利用所谓物质荧光现象的粒子探测器。
探测器的灵敏度由面积决定，面积越大，所接收到的光子数目越多，灵敏度越高。但是，空间观测无法携带特大面积的探测器，这是一个限制。还有，计数器本身没有任何成像和定向功能。为了获得一定的空间分辨率，计数器的前面放置一个筒状物作为准直镜，只允许一定方向的X射线光子射入仪器，因此方向性较差，尤其是不能成像。
为什么不能用普通的光学望远镜去观测天体的X射线辐射？第一个原因是X射线的波长太短，大多短于1 nm，而构成镜面的固体材料中两个原子之间的典型间隔约0.1nm，所以入射的X射线遇到的是一个非常“粗糙”的表面，这样在遇到每一个原子时会极其杂乱地向各个方向发生散射。第二个原因是X射线有很强的穿透力，又很容易被介质吸收，在介质中的折射率接近于1，因此类似光学望远镜的折射系统也不可能用于X射线。
天文学家一直在设法让X射线观测既有高分辨率又能成像。对于波长较长、能量较低的软X射线，20世纪60年代时，美国科学家布莱克等人发明了一种X射线针孔成像仪。他们用这种成像仪首次获得了太阳的软X光图像，并进一步计算出太阳在0.1—6 nm波段的流量强度。后来，布莱克等人又对X射线针孔成像仪进行多次改进，使仪器的分辨能力不断提高，最后拍摄太阳X射线像时的分辨角达到了1'。X射线针孔成像仪的视场很大，但分辨率和灵敏度都不太高。
研究表明，X射线和远紫外线也不是完全没有被介质全反射的可能，当入射角非常小时，如达到1°—2°时，就可能被介质全反射，这就是掠射现象。1952年，天文学家沃尔特（Hans Wolter）首先提出利用X射线的掠射来进行聚焦。20世纪70年代中期，贾科尼等人成功研制成掠射式X射线望远镜，解决了困扰天文学家多年的这个大难题。
图2-16是掠射式X射线望远镜的原理示意图，望远镜由4层套叠的反射镜的环组成，4层环中每层环圈上都有一组特定的抛物面镜和双曲面镜，入射的X射线几乎顺着镜面，被反射到焦平面，最后获得天体的X射线像。掠射式望远镜使大面积X射线光子聚焦成像成为现实，大大提高了X射线观测的分辨率和灵敏度，能够观测遥远、微弱的X射线源。
图2-16 掠射式X射线望远镜的工作原理
1978年，美国爱因斯坦天文台（图2-17）携带历史上首台掠射式X射线望远镜上天，成为X射线天文学发展的第三个里程碑。这台望远镜口径为58 cm，最高分辨率达2″，灵敏度大大高于以前所有的X射线观测仪器，可谓脱胎换骨。在太空工作的两年多时间中，“爱因斯坦”以空前的灵敏度首次记录到银河系内各种恒星发出的X射线。它发现一些恒星在X射线波段发射的能量非常高，竟达到可见光波段能量的百分之一，而太阳在X射线波段发射的能量仅占可见光波段能量的百万分之一。它还发现绝大多数类星体都是X射线源，在它所巡视的70多个球状星团中有16个有X射线辐射，另外还在双子座-麒麟座天区观测到一个直径为300 ly、绝对温度为30万开的X射线气环。这些成果扩大了X射线源的种类，使X射线天文学的内容更加丰富、完整了。
图2-17 爱因斯坦天文台（最初的名字为HEAO-2 或HEAO B）
掠射式望远镜主要适用于软X射线成像。对于能量更高的硬X射线乃至γ射线波段，因为掠射角太小而无法使用，通常使用调制方法，设法把入射X射线光子打上特殊记号，然后通过数学手段重构X射线源的图像。调制技术具有视场大、可测能量高的优点，但是其分辨率和灵敏度不如掠射式望远镜。
回顾X射线天文学发展历程的关键时刻，离不开贾科尼的努力和贡献。贾科尼主持研制的爱因斯坦天文台上天，使X射线天文学发展走上成熟。他发明的掠射式X射线望远镜使软X射线的观测灵敏度和空间分辨率能与光学望远镜比肩，开创了X射线天文学的新纪元。2002年贾科尼获得诺贝尔物理学奖，可谓是众望所归。
贾科尼（图2-18）1931年出生于意大利，1956年获得意大利米兰大学物理学博士学位，论文是关于宇宙线天文学，之后以“富布赖特研究生”身份进入美国印第安纳州大学。1959年，28岁的贾科尼受聘加入美国科学与工程学公司。1973年被聘为哈佛大学教授。1982年，成为空间望远镜研究所首任所长。1982年到1997年期间，在约翰斯·霍普金斯大学担任天文和物理学教授。1990年，成为欧洲南方天文台（ESO）台长，领导了甚大望远镜（VLT）的4台8m口径光学/红外望远镜的成功研制。1999年，他回到美国成为国家射电天文台台长和大学联合体主席，期间负责ALMA的建设。他不仅在X射线天文学方面贡献巨大，也是光学/红外和射电天文领域望远镜建设的领袖人物之一。
图2-18 2002年诺贝尔物理学奖获得者贾科尼
贾科尼获奖后，我国科技日报记者有幸得到机会，在华盛顿中心第16街的“大学联合公司”总部对他进行采访。贾科尼兴奋地说：“X射线天文学是一项基础科学研究。搞基础研究要有好奇心，就是有将工作深入进行下去的决心。我认识到，从宇宙X射线源入手，会打开宇宙的奥秘。”当谈到中国科学家获得诺贝尔奖的前景时，贾科尼很认真地说：“诺贝尔奖奖励的都是基础性的研究成果，因此抓基础研究、抓青年人的教育十分重要。中国近几年发展很快，中国有才华的青年人很多，我相信不会太久，中国人会获得诺贝尔奖。但获诺贝尔奖不是目的，很多有成就的科学家并没有获诺贝尔奖。”2008年，贾科尼应中国科技大学邀请访问中国，10月21日下午做了题为“X射线天文学的兴起”的精彩报告，向中国物理和天文界的学者和同学们介绍了X射线天文学的发展历程和他本人在其中的参与经历。
银河系内的X射线源有太阳、彗星、超新星遗迹、部分射电脉冲星、脉冲星风云、X射线脉冲双星、X射线暂现源和X射线爆发源。实际上，所有恒星都有X射线辐射，太阳是它们的代表。银河系外则有正常星系、活动星系、类星体、星系团和弥漫的X射线背景辐射。所有这些X射线源中，X射线双星的发现是最为耀眼的成果。
1960年发射上天的美国“先驱者5号”成为人类第一艘对太阳进行X射线观测的设备。这之后，太阳成为空间X射线观测最频繁、最全面、观测资料最多的一个天体。日冕具有比太阳光球高得多的温度，达到百万开。这样高的温度所产生的X射线和远紫外波段辐射远比光球发射的相应波段辐射强得多，因此无须遮挡光球就可以很好地观测日冕。
1991年发射上天的由日本、美国和英国合作的“阳光号”太阳观测卫星，携带的软X射线望远镜的分辨率很高，能给出清晰的太阳X射线图像。在太空工作了十年，几乎是一个太阳活动周期，取得了极其丰富的观测资料，共获得6亿张太阳图像的照片（图2-19）。
图2-19 “阳光号”卫星1991—1995年期间观测太阳的软X射线图像集合，X射线辐射强度随时间逐渐变化，与太阳黑子的活动周期相对应
发现X射线双星是X射线天文学早期探测最重大的成就。发现了一种新型的天体品种，又发展了一种新的吸积理论来解释这种双星系统的辐射和演化机制。
1964年，由火箭携带的盖革计数器记录下8个X射线源，其中的天鹅座X-1是地球上观测到的最强的X射线源之一，也是人类历史上由观测找到的第一个黑洞候选者。乌呼鲁卫星对它进行了长期观测，发现其X射线强度有波动，辐射具有1ms（毫秒）的变化时标，由此可以推断辐射源的最大尺度为300 km。后来的观测证实，天鹅座X-1是由一颗蓝巨星和一颗发射X射线的子星组成的双星系统，蓝巨星质量在25—40
之间，轨道周期为5.6天，根据双星运动的参数估计这个X射线源的质量超过7
M
☉
，远远超过了中子星质量的上限，因而被认为可能是黑洞。图2-20是天鹅座X-1黑洞的示意图，伴星物质源源不断地流向黑洞形成吸积盘，吸积盘内侧的物质不断被黑洞吸食，发出X射线辐射。
图2-20 天鹅座X-1 双星中的黑洞吸积示意图
此外，X射线双星系统还可以由一个中子星和一个光学伴星组成，光学伴星质量的大小决定了这个双星系统的性质。若X射线双星中的光学子星的质量大于10 M ⊙ 称为大质量X射线双星。双星中的中子星比较年轻，磁场较强，表现为X射线脉冲星。1970年，乌呼鲁卫星首先发现半人马座X-3（Cen X-3）和武仙座X-1（Her X-1），它们的脉冲周期分别为4.84 s和1.24 s。它们均有周期性的掩食现象，表明是双星系统，轨道周期分别是2.087天和1.70天。这是X射线天文观测发现的第一种重要的新天体。一般而言，射电脉冲星的自转越来越慢，其辐射是靠自转能提供的。但X射线脉冲星不同，它是靠不断吸积伴星的物质和角动量获得能量的，自转频率往往表现为越来越快或飘忽不定。X射线脉冲星的自转周期范围为0.069—835 s，而射电脉冲星的周期范围一般是1.4ms—8.5 s。2018年，低频射电望远镜阵列发现了周期为23.5 s的脉冲星PSR J0250+5854，打破了纪录。
1975年开始，卫星观测陆续发现X射线暴，被认为是20世纪70年代天文学上的重大发现。爆发源大部分在银河系内，大多数在银道面附近，有少数在球状星团中。X射线暴的辐射在1 s左右时间内会突然增强几十倍，衰减时间约为3—100 s，总辐射能量约为10 39 erg（尔格，能量单位，1 erg=10 -7 J），峰值光度达10 38 erg/s量级。X射线暴具有重复出现的特性，但却没有准确的周期。两次爆发间隔约为几小时到几天，甚至更短。观测和理论研究认为X射线暴来自低质量X射线双星中的中子星。光学伴星的质量约为1 M ⊙ ，中子星的年龄比较老，磁场较弱，对吸积物质的控制作用不大，因此由伴星来的物质可以落到整个中子星表面，当吸积物质聚集到一定程度以后，就有可能导致核聚变，先有氢核的聚变，再有氦核的聚变，从而产生一次爆发。
超新星爆发中产生了致密的中子星和弥散的超新星遗迹。超新星的发现和观测主要是光学波段，而超新星遗迹则主要是射电观测。但是，X射线观测也成为超新星和超新星遗迹观测研究不可或缺的手段。
蟹状星云是1054年7月4日发生的超新星的遗迹，当时在我国的古书上有详细的记载，后来被国际天文学界称为“中国新星”。1968年在这个超新星遗迹中发现了脉冲星。它在从射电到γ射线的波段都有很强的辐射，已成为天文学家研究恒星演化的一个非常理想的样品。射电脉冲星已发现近3000个，只有极少数在光学、X射线和γ射电波段上有脉冲辐射。至今只发现100多颗射电脉冲星具有X射线辐射。
钱德拉X射线天文台的观测首先发现蟹状星云内的脉冲星风云是X射线观测的特有贡献。蟹状星云中的脉冲星风云如彩图4b所示，可以清晰地看出脉冲星风云的结构：喷流、节点、内环和环状小束。位于中心的X射线点源，是蟹状星云脉冲星，内环的内径约10 ly，比太阳系要大20倍，喷流垂直于圆环面。辐射显示非热辐射特性，属于高能带电粒子的同步辐射。在风云中没有热辐射的结构。脉冲星风云只是超新星遗迹中脉冲星附近很小的区域。
脉冲星风云是由脉冲星的星风与周围介质相互作用形成的。所谓星风，就是高能带电粒子流，它们因为中子星的快速自转和表面超强磁场而被加速。脉冲星星风与周围介质作用产生冲击波，磁化的粒子流发出X射线波段的同步辐射。目前已经有43个由X射线观测发现的脉冲星风云。
X射线观测发现的众多X射线辐射源都是双星系统。太阳和恒星，射电脉冲星和超新星遗迹这些单个的星体也有X射线辐射，但它们在光学波段或射电波段的辐射都很强。近20年来，空间X射线观测发现了多种孤立的X射线源，比较特殊，成为X射线源的新品种。
第一种是反常X射线脉冲星。说它反常，一是因为它们是孤立的天体，二是因为它们的光度远远超过转动提供的能量。与由自转提供能源的射电脉冲星不同，它们的磁场特别强，其辐射可能由磁能提供，故又称磁星。
第二种是软γ射线重复暴。本已归属于γ射线暴，后来发现，它们的能量比较低，接近X射线，特别是它们的很多特性与反常X射线脉冲星很相似，因此可看成是一种X射线源。它们都是孤立源，脉动周期都在2—12 s的范围内，且周期变化率的范围也相近，磁场都非常强，达到10 13 —10 15 G（高斯，磁场单位，1 G=10 -4 T）。它们都属于由磁能提供辐射的单个中子星。
第三种是暗X射线辐射孤立中子星，到2010年共发现了8个。它们的光度很低，自转周期在3—12 s之间，磁场不强，光度比其他X射线源低很多。频谱呈现热谱特征，光学对应体很暗，没有观测到射电辐射。它们的辐射既不是吸积供能或磁场供能，也没有足够的转动能提供，被认为是靠残余的热能苟延残喘。
第四种是超新星遗迹中心致密天体。在某些超新星遗迹中心附近观测到令人费解的X射线致密源，没有射电、光学和γ射线波段的辐射。X射线谱是温度几百万开的热谱，没有观测到非热成分。现在已知有8个这样的源，其中有3个源的X射线光度大于自转能损率，这一特点与磁星很像。但是，它们的磁场很弱，不可能由磁能供能，因此称为反磁星，估计是由中子星的冷却或者由残留的吸积盘吸积供能。
20世纪80年代之后一直到21世纪的今天，各种X射线天文望远镜陆续发射上天。X射线空间观测持续地发展。
EXOSAT是为了提高分辨率，利用月球遮掩X射线源的观测来确定明亮的X射线源的准确位置，专门研制的一个“月掩星”观测卫星，1983年5月26日发射上天。这个X射线卫星有直接指向天体和月掩X射线源观测两种模式。为了使月球能够掩食比较多的X射线源，其运行轨道不同于以往任何X射线天文卫星，选择了一个高度偏心轨道，偏心率达到0.93，轨道周期是90.6小时。轨道倾角为73°。远地点为191 709 km，近地点为347 km。3年中共进行了1780次观测。除了对X射线源定位外，还系统地观测研究了活动星系核、恒星冕、激变变星、白矮星、X射线双星、星系团和超新星遗迹等天体的X射线辐射特征。
ROSAT（图2-21）是德国、美国和英国合作项目，1990年6月发射上天。它装备有两架口径为84 cm和57 cm的掠射式X射线望远镜，分别观测0.1—2.0 keV的软X射线和0.06—0.2 keV的极紫外线。ROSAT的第一项大任务就是进行全天巡天观测，在为时半年的巡天观测中共发现了大约8万个X射线源和约500个紫外源，数目达到了此前X射线源总数的20倍。这个卫星给予我们极大的回报，从最近的月球到最远的类星体，从微小的中子星到最大的星系团，它给几乎所有天文学领域都带来了新的发现。
图2-21 伦琴X射线天文卫星
钱德拉X射线天文台（图2-22）1999年7月由哥伦比亚号航天飞机送入太空，为纪念世界著名美籍印度天体物理学家钱德拉塞卡而得名。其特点是兼具高空间分辨率和高能谱分辨率，标志着X射线天文学从测光时代正式进入了光谱时代。它的主体是一台大型的掠射式X射线望远镜。此外还携带多部观测设备：一台CCD成像光谱仪，可观测能量0.2—10 keV的X射线；一台高分辨率相机，可观测能量为0.1—10 keV，时间分辨率达到0.016 s；一台高能透射光栅光谱仪，可观测能量为0.4—10 keV；一台低能透射光栅光谱仪，可观测能量为0.09—3 keV。
图2-22 钱德拉X射线天文台探测时的艺术家想象图
鉴于“钱德拉”具有很高的灵敏度、较宽的频谱范围、很高的谱分辨率，还有很高的空间分辨率和时间分辨率等众多的优点，科学家们把许多艰难的观测任务交给它来完成。“钱德拉”不辱使命，成果辉煌，涉及黑洞、脉冲星风云、超新星、超新星遗迹、年轻的类太阳恒星、星云、星系碰撞、星系团中的暗物质和暗能量，以及生命必需元素起源等研究领域。“钱德拉”改变了我们进行天文研究的方式。这说明，对宇宙X射线源进行精确观测是了解天体及天体活动的关键。未来还需要观测能力更强大的X射线望远镜来推进我们对恒星、星系、黑洞、暗能量等的研究。
XMM-牛顿（图2-23）1999年12月发射上天，是可以与“钱德拉”媲美的大型X射线观测设备。XMM-牛顿装备了三台掠射式X射线望远镜，每个望远镜由58个套筒组成，最大的一层直径为70 cm，焦距为7.5m，总接收面积达到4300 cm 2 。在焦平面上放置了三台欧洲光子成像照相机，能观测能量在0.2—12 keV范围的X射线辐射，可以进行X射线成像、X射线测光和中等分辨率分光观测。两台反射式光栅分光仪，可以获得高分辨率的X射线光谱。一台光学监视器则是一架口径30 cm的光学/紫外望远镜。
图2-23 欧洲XMM-牛顿卫星艺术家想象图
XMM-牛顿服役10多年，观测对象包括双星、火星、星系核、星系团、暗物质、宇宙纤维、黑洞，成果累累，获得了诸多突破。头10年用它的观测数据写成的论文多达2200篇。为了研究宇宙大尺度的结构和演化，XMM-牛顿针对星系团进行了一个空前的巡天计划，其宏伟任务是要反映宇宙一半年龄时星系团的分布，跟踪观测宇宙大尺度结构的演变。巡天覆盖了两个巨大的天区，其面积相当于100倍满月面积，共观测到450个星系团。观测结果表明，宇宙中物质的大尺度分布是不均匀的，纤维状的物质结构把星系团中的星系联结在一起，其中还有大小不同的空洞。
“贝波”是意大利研制的X射线卫星，后来荷兰加入合作。原计划于1986年发射，拖到1996年才借助美国火箭发射上天。由于研制过程比较拖拉又一再追加经费，备受指责，曾被意大利人认为是一个“面子工程”。国际同行也认为它即使上天也将失去先进性，不会有什么大作为。“贝波”以观测天体的X射线为主，兼顾γ射线暴的发现和监测。可以同时对一个天体在很广的能谱（0.1—300 keV）上进行观测，携带的照相机视场为20°×20°，比其他X射线望远镜的视场大很多。
不被世人看好的“贝波”一上天就解决了一个困惑天文学家30多年的难题，丑小鸭顿时变成了白天鹅。γ射线暴是1967年首次发现的，特征是γ射线辐射变化剧烈而迅速，持续时间在0.1—1000 s之间，主要集中在0.1—100 MeV的能段。从1967年到1997年的30年间，天文学家下足了功夫，共发现3000多个γ射线暴，但是无法确定它们的距离。因此，一直不知道这些γ射线暴的能量究竟有多大。距离之所以难确定，在于仅靠γ射线的观测无法确定其位置，必须配合其他波段特别是光学波段的观测。如果γ射线暴有光学余晖的话，光学望远镜可以测出红移，也就能估计出距离来。但由于发现γ射线暴的时候并不能给出准确的方位，地面大型光学望远镜无法去寻找光学余晖。
“贝波”的大视场照相机立了大功。“贝波”上天不久，就发现几个γ射线暴，大视场照相机随即抓获X射线余晖，得到了比较准确的位置。地面大型光学望远镜接着发现了光学余晖，测出其谱线红移，得到了这些γ射线暴的距离。研究发现，γ射线暴都是距离遥远的天体，其中有一个γ射线暴所释放出的能量是太阳在100亿年中释放的能量的200倍。
“慧眼”是我国发射上天的第一个X射线探测卫星，于2017年顺利上天，虽然姗姗来迟，丧失了一些先机，但依然具有鲜明的特点和优势。其一是观测频段宽，携带高能、中能和低能三台X射线望远镜，覆盖了整个X射线波段，还拓展到软γ射线波段。既可进行X射线观测还可以进行γ射线暴的观测。其二是三个X射线望远镜可以在不同能段同时观测一个天体。其三是应用我国首创的调制技术能够实现特定天体和特定天区的成像，在国际上是独一无二的。由于硬X射线波段无法研制掠射式望远镜，因此国际上硬X射线观测的分辨率都不高，“慧眼”的硬X射线分辨率鹤立鸡群，具有优势。虽然“慧眼”的观测能谱范围很宽，但却取名为硬X射线调制望远镜，就是为了突出优势和重点所在。关于“慧眼”的更多信息将在第八章进行介绍。
从1962年到1999年，X射线探测的灵敏度提高了100亿倍左右，人类能观测到更多、更深、更远的天体。在X射线波段上观测技术的迅速进步，以及所取得的许多前所未见的重大发现，使X射线天文学成为堪与光学天文学和射电天文学并驾齐驱的、新兴的天文学分支，展现出光辉的发展前景。