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X射线天体物理
X射线的光子通常用能量单位KeV来表示。将0.1KeV-10KeV称为软X射线(soft), 10KeV－100KeV称为硬X射线（hard）。1MeV以上就是软伽玛射线了。不过，和近红外远红外的分界一样，这种区分的方法不是那么确定的，和观测仪器有关，也和工作的领域有关。上图中表示的是从伽玛射线到射电所对应的温度(温度计那一栏)和波长。波长与能量之间的换算。估算的时候有一个简单的记忆方法，氢原子的电离能为13.6eV，产生的谱线在912埃(光谱上会表现为lyman limit)。温度与能量。
X射线可以产生于极高温的气体。从温度与能量换算的公式可以看到，近似的说，116e7K的气体产生的黑体辐射峰值基本上在1KeV。X射线同样也可以产生于相对论运动的气体。如果某个粒子发射的1214埃紫外光子(lyman alpha光子，为氢原子中的电子从第一激发态跃迁到基态n=2-->n=1所释放的光子)由于粒子朝向我们运动而多普勒蓝移到X射线，这个发射光子的这个粒子朝向我们的运动速度需要达到0.9998c，即0.9998倍光速。
关于X射线，最著名的照片大概要算这张“伦琴夫人的手指”了。1895年，伦琴发现元素衰变时候产生的X射线，发现其对轻元素(原子序数Z小)有很强的穿透能力，就像这张图片中，手指上的肉无法阻挡X射线。
X射线与气体的作用主要有光电吸收和Compton散射。光电吸收是指一个X射线光子打在原子上，将原子中的一个电子从原子中打出去，从而X射线光子被吸收的过程。光电吸收的截面（相当于光子与原子产生光电吸收作用的概率）反比于光子能量E的三次方，正比于原子序数Z的四次方。
截面与光子能量的关系告诉我们，能量低的X射线光子容易被光电吸收，能量高的X射线光子不容易被光电吸收。由于参与光电吸收过程的光子需要具有足够能量把电子从原子中打出去，因此，光电吸收导致的X射线吸收是吸收边（absorption edge），也就是从某个截断能量开始，能量越高，吸收变弱，低于截断能量没有吸收。这和光学波段常见的对称吸收线（absorption line）是不一样的。
吸收与截面与金属丰度的关系为我们解释了伦琴夫人手指的X射线照片。手指上的肉主要成分是水和有机物，即H、O、C；骨骼中的水比肉中的少，含有更多的C，还有钙Ca和磷P，平均的原子序数Z明显要比肉高出许多；而重金属制造而成的戒指原子序数Z就更高了。因此，在“伦琴夫人的手指”照片上，我们可以清楚的看出骨骼和戒指，却没有看见手指上的肉。
考虑X射线的吸收对于天文研究的影响的时候，经常会表达为氢原子的柱密度N_H（视线上每平方厘米的氢原子个数）的形式。宇宙学丰度的星际介质光深为。这种表达方式假设了元素丰度为宇宙学丰度，这样，知道了氢原子的柱密度也就知道了所有元素的柱密度，就知道介质对X射线的吸收能力。N_H=0.5e22个 cm^{-2}的气体对于能量为1KeV的X射线光子光深为1，即这样的光的强度变为原来的1/e~1/2.7。
天体的光穿过星际介质到达地球的过程中，对X射线产生影响的主要是气体，而对光学波段产生影响的主要是尘埃，即所谓尘埃消光，用A_V（由于尘埃消光导致天体在V波段的星等暗了A_V等）来表示。在宇宙中常见的气体尘埃比例情况下，。也就是说，当V波段的星等下降了1等（相当于V波段光的强度下降为原来的1/2.5~0.4）时，N_H=1.9e21个 cm^{-2}，X射线波段光的强度下降为原来的e^{-0.4}~0.7。当V波段的星等下降了5等（相当于V波段光的强度下降为原来的0.01）时，N_H=1e22个氢原子/cm^2，X射线波段光的强度下降为原来的e^{-2}~0.14，高了约有一个量级。因此，在天文观测中也经常会应用到X射线的穿透能力比光学强的这个特点。探测尘埃消光严重的天体的X射线辐射，可以得到天体很多的信息。
我们地球上空气分子的数密度是2.45e19 cm^{-3}。多厚的空气能对X射线产生显著影响（也就是光深约为1）呢？空气的主要成分是N,O，接近与100%；而宇宙中的主要成分是H,除了H,He之外的“金属”只占了0.2%，因此，1cm厚的空气就相当于2.5e22 cm^{-2}的氢原子柱密度N_H。也就是说，1KeV的光子在穿过1cm厚的空气之后，只剩下原来的0.007了。虽然高能的X射线光子能够穿透更厚的空气，但仍旧改变不了X射线需要高空甚至空间探测的事实（这里暂不讨论能够通过契仑科夫望远镜探测的高能gamma光子）。
图中X轴表示波长，Y轴表示海拔，单位为千米。纵向的彩色线条表示各波段的光子能穿透到海拔为多高的地方。比如，中间使用橙黄绿蓝表示的可见光就能够穿透大气，到达海平面。图中的Satellites, rockets, balloons,aircraft分别表示了卫星，火箭，气球，飞机所能探测的主要海拔，分别为800km，200km，80km，20km附近从图中可以看到，X射线波段，可以使用的探测方法主要是卫星和火箭，能量比较高的硬X射线也可以使用气球来探测。

实际上，X射线的探测是由火箭开始的。
二战结束之后，美国从纳粹德国缴获了一些V2导弹。V2导弹是二战时期冯·布劳恩带领下研制的新型的远程武器。作为第一种弹道导弹，曾对英国造成巨大的灾难。1949年，美国海军实验室的Herbert Friedmann(和Friedmann方程的Friedmann不是一个人)在V2火箭上装上盖格计数器，将V2发射升空。这个工作实验探测到了太阳冕区的X射线辐射。发现，太阳的X射线辐射只有太阳全部辐射的百万分之一。当时的人们认为，恒星就是宇宙的主要发光来源。太阳上的X射线辐射都这么弱，其他恒星的X射线辐射就别想探测到了。因此，认定了X射线天文是一个没有前途的科学。
1962年，Riccardo Giacconi领导的一群科学家又打算来探测一下宇宙中的X射线。太阳已经看过了，这次看什么呢？很自然的想法就是：那我们看一下月球，看一下月球反射的太阳X射线怎么样？这一回，火箭进行了5分钟的飞行。由于在盖格计数器的前面有一个准直器，具有一定的定位能力。下面的这张图中我们看到月球的位置和计数最高的位置并不吻合。那么，这个源是什么呢？此后更近一步的分析证明，这个源属于天蝎座，存在于太阳系之外，被命名为天蝎座X－1(Sco X-1)，这也是人类发现的第一个X射线源。同时，还发现，天空中存在着X射线背景(XRB,X-ray radiation background)。这个工作标志着X射线天文的开端。
从1963－1970年，火箭探测宇宙X射线的工作如火如荼的进行着。发现了一批新的X射线源，包括M87以及一些X射线双星，证实了X射线背景的存在，大家越来越明显的感觉需要一颗X射线卫星了。

1970年12月12日，在Giacconi的倡导下，第一颗X射线卫星Uhuru(Small Astronomical Satellite 1, SAS1)带着背对背两组正比计数器升空了。一组正比计数器的张角为0.5度，可以有比较好的角分辨，另外一组的张角为5度，更加灵敏。由于12月12日正值肯尼亚独立纪念日，故命名为“自由号”（Uhuru为斯瓦希里语自由之意）。Uhuru的探测波段为2－20KeV，有效面积只有0.084平方米。作为第一颗X射线天文卫星，Uhuru还是做出了很多重要的成果。在X射线巡天中，Uhuru发现了339个源，发现了星系团的弥散X射线辐射等。然而，Uhuru还只能被称为探测器，不能够算作“望远镜”。从光学类比来看，Uhuru相当于只是安装了个准直器CCD，还没有具有会聚功能的望远镜。这大大限制了探测的灵敏度和角度分辨能力。

Einstein Observatory(HEAO2)
1978, 爱因斯坦天文台升空。这是第一个真正意义上的X射线望远镜，因为它具有了类比于光学望远镜的物镜那样的光收集装置。由于物质对X射线的吸收比光学要强，X射线望远镜的光收集装置使用的是掠射的方法来进行光的收集。所谓掠射，就是让光的入射方向与反射面接近于平行，类似于中学物理中学过的全反射那样。掠射的光路主要有Wolter I,II,III型，其中最常用的为Wolter I型，如上右图所示。
爱因斯坦天文台发现了超过7000个源，研究了X射线双星和活动星系核的光谱，并且发现，当初认为的X射线背景很大部分是由一个个的点源贡献的。同时，由于使用了编码成像技术，爱因斯坦天文台具有了成像的功能。

ROSAT
ROSAT的工作时间是1990年到1999年。工作波段为0.1-2.5KeV, 使用了位置灵敏的正比计数器，角分辨达到了2角秒，能够进行高分辨成像。进行了软X射线的全天巡天，发现了超过150,000个源，将70%的X射线背景分辨成了点源。
ROSAT也给出了它的月球X射线图像。右边明亮的月牙是月球反射太阳光的X射线，而左边没有被阳光照射的部分，月球的X射线发射(也许主要的只是反射而已)甚至比X射线背景还要低。

ASCA（Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics）
ASCA是日本的第四个天文探测器，又称为Astro-D，日本的天文探测器以Astro-字母排序。工作时间是1993－2000。工作波段为0.4-10KeV，空间分辨为3角分。安装了四个相互嵌套的Wolter I型望远镜。两个气体荧光正比计数器和两个420*422的CCD阵列。
ASCA最重要的发现之一就是活动星系核MCG-6-30-15的铁Ka线，这条线的展宽达到1/3光速，并且具有明显的蓝端增强，红端减弱现象，而这样的展宽是无法使用一般的多普勒红移来解释的。由于铁Ka线的产生区域一般被认为极其靠近中心黑洞，这样的展宽很可能是黑洞的引力红移造成的。也被认为是活动星系核中心存在黑洞的一个重要证据。
接下来就是现在还在天上的Chandra，XMM-Newton和Suzaku了。

Chandra
Chandra是NASA1999年发射的。这个名字是为了钱德拉塞卡极限的那个钱德拉塞卡的。实际上，1976的时候，Giacconi他们想要建造的就是Chandra这样的一个望远镜了。由于经费技术的原因，才先只是建了爱因斯坦天文台那样的。Chandra具有四层，口径0.6m-1.2m的的X射线望远镜，空间分辨小于0.5角秒，视场为17角分*17角分，工作波段0.1-10KeV, 能谱分辨E/dE可以达到1000。Chandra的项目总成本需要28亿美元。

XMM-Newton
XMM是欧洲航空航天局1999年发射的。具有三个X射线望远镜，每个望远镜包含58层的Wolter 望远镜，因此有效面积远大于Chandra。工作波段为0.1-15KeV。

Suzaku(Astro-E2)
Suzaku在日语中是朱雀的意思，是日本的第5颗天文卫星。但是Astro-E在2000年发射的时候火箭出了事故，项目组只好使用备用器件重新建造了一颗卫星，也就是Astro-E2。并于2005年成功发射。它具有五个X射线望远镜：一个X射线光谱仪(XRS)，工作波段为0.3-10KeV; 四个X射线成像光谱仪(XIS), 工作波段为0.2-12KeV; 一个硬X射线探测器(HXD), 工作波段为10-700KeV，没有使用望远镜。Suzaku上的微测热计原本可以将能谱分辨降了7eV的，可以上天一个月后，微测热计就停止了工作。
还在预想中的X射线望远镜有XEUS，Constellation-X等。但是，分辨率更好的望远镜，焦距就要更长，要控制好镜面和焦面之间的距离就成为了一个很大的挑战，也就需要更多的资金，一个国家的项目组都显得无法负担。大家都越来越倾向国际合作。因此，将XEUS和Con-X一组合，提出了IXO项目

IXO
黄色段为可拉伸，像手风琴那样。望远镜在火箭中的时候，这一段收起来，升到太空中之后再展开。
IXO的有效面积可以达到XMM的10倍；IXO的能谱分辨E/dE~3000，比XMM以及Chandra都要好很多。

MAXIM
同样在计划中的X射线望远镜还有MAXIM，将探测器拖在望远镜的后面进行飞行。

X射线的探测器
X射线的探测器主要有:气体正比计数器，微通道板，闪烁计，CCD和单光子测热计
最初使用的气体正比计数器只是在一边加上电压，另一边读出，来一个光子，就能够读出一个脉冲，这是无法分辨位置的。改进之后，在两边都可以读出，通过对比两边读出的脉冲强度，可以判断光子的位置。
现在使用得比较多的还是CCD。硅对不同能量的光子的吸收强度如下图所示。纵轴代表某个能量的光子在穿过多厚的硅时会被吸收掉。可以看到，低能的X射线光子容易被吸收，而高能的吸收得没有那么强。图中还说明了，X射线CCD所适用的范围是0.6-9KeV.(不过，那两条绿线之间所示的active region是指什么嘞？
X射线与光学的不同之处在于，能量高，流量小。由于能量高，在X射线的观测中，一个光子能够产生大量的电子，自由电子的数目就代表了光子的能量。由于流量小，每一个X射线光子都能够被清楚的分辨出来，因此，进行X射线探测的时候，能够同时得到每一个光子到达的时间，位置，和能量信息(虽然这个能量分辨E/dE经常只有10-50)。想到，可以同时得到视场内任何位置的能谱，光变，能谱的光变，就觉得很好玩：）
既然使用的是CCD，一个很容易出现的问题就是，如果观测的源比较亮，在一次读出的过程中，有两个光子落入到了一个像元中怎么办？这确实是在观测亮源的时候经常遇到的问题，被称为光子堆积(photo pileup)。产生光子堆积现象的时候，会有两个明显的问题，一是对一个点源做的点扩展函数(PSF)中心会有一个空白，这是因为中心部分光子堆积之后被当作宇宙射线扔掉了；另一个问题是，光谱会产生变化。这个很好理解，如果某个源的能谱只是固定在某一能量的delta函数，由于光子堆积，它的光谱就会由某个能量的delta函数，变成此能量整数倍的多个delta函数的叠加。同样，光子堆积效应会使一个低能端很强的源会在高能端变强，低能端变弱。
Chandra的读出时间为3.3s(这个具体数值我不大确定)，比较长，因此Chandra不适合看银河系内的亮源。要看亮源的时候怎么办？一个方法自然是加快CCD的读出时间，不过这个是最不容易办到的；第二个方法就是进行分光，分光之后，一个像素上所分到的光子没有那么多；第三个方法就是调差空间分辨率，把点源中心太多的光子分到边上一些，因此在看亮源的时候Chandra的空间分辨不太好。
X射线望远镜的能谱分辨率依赖于CCD的读出噪声和光子电离硅原子的电离噪声，其中，N_e为X射线光子从硅原子电离出的电子数目。此外，X设想的能谱再分布也会影响能谱的测量。所谓能谱再分布(spectral redistribution)是Si荧光发射，产生的电子跑到了隔壁的CCD像素去等过程导致的。图中现实的是能谱再分布之后的能谱。输入的能谱只有Mn-Ka(5.9KeV),Mn-Kbeta(6.4KeV),Mn-L(0.67KeV)，三个峰，但是再分布之后出现了Si的荧光线，escape peak和一些低能的特点。使用CCD时，要提高能谱分辨率，就要提高光子到电子的转换效率和读出效率，降低读出噪声和暗流噪声。
出了改善CCD的性能之外，还有一些其他的提高能谱分辨率的方法。一是使用光栅，但是，使用光栅之后，源的位置就不那么好确定了，而且，使用光栅的时候要求源比较亮。另外一个方法是，不使用CCD，而是使用X射线光子的热效应(CCD是量子效应)。将一块超导体冷却到它的临界温度，当它接收到一个X射线光子时，温度的微小上升就会导致超导体的电阻急剧上升。测量通过这块超导体的电流大小，就可以测量超导体接收到的光子的能量。Suzaku上的XRS使用的就是这种方法。因此，XRS需要被冷却到70mK。可惜，Suzaku上天一个月后，XRS就因为液氦泄漏而不能工作了。
1996年获中国科学技术大学理学学士学位,2001年获中国科学技术大学天体物理博士学位,2004年入选中科院百人计划,2008年获国家杰出青年科学基金资助.2000.3-2001.5,2001.7-2004.6美国约翰.霍普金斯大学访问学生,博士后,参加Chandra南天深场项目组.2004.7被聘为中国科技大学教授.曾短期访问美国空间望远镜研究所和Arizona州立大学,多次前往智利,夏威夷天文观测.主要研究方向为活动星系,高红移发射线星系,X射线背景辐射.已在ApJ,AJ,MNRAS上发表论文50余篇,引用2300余次。目前主持研究项目包括国家杰出青年科学基金，中科院百人计划择优支持,自然科学基金面上项目,科学院优秀博士学位论文专项资金,国家重点基础研究规划项目(973)等.主讲研究生课程《活动星系核》,《天文文献阅读》,《天体物理前沿讲座》.
王俊贤教授在利用紫外、光学、近红外和X射线波段对高红移星系和活动星系核进行的观测研究中取得了突出的成绩。他通过国际合作，使用国外的中大型望远镜，巧妙地采用窄波段测光方法，探测到了大批高红移星系，并发现了红移为5.7的发射线星系的大尺度结构分布，这一结果对我们了解宇宙早期的形成与演化有重要帮助。他作为项目科学家（PI）利用欧洲空间局XMM- NEWTON卫星对极向外流宽吸收线类星体的观测发现在X射线波段没有强的吸收，这一结果改变了人们对这类宽吸收线类星体的认识，丰富了我们对类星体外流本质的理解，研究成果被欧洲空间局专门撰文报道。