γ射线天文学

γ射线波段观测与研究天体和其他宇宙物质的天文学分支

在γ射线波段观测与研究天体和其他宇宙物质的天文学分支。

起源与发展

起源

众所周知，放射性现象是英国物理学家卢瑟福首先发现的，他当时用α、β、γ来表示有三种性质不一的射线，其中了射线所带的能量最大。现在人们已经证明，它也是电磁波之一：宇宙中也有多种天体会有γ射线发出，1958年有人指出，至少如超新星之类的天体会有较强的丫射线辐射，而且，这种辐射本身必然还带有该天体内部的宝贵信息，从而提出“γ射线天文学”的概念。

尽管了射线天文学的起步并不比α射线天文学晚，但由于观测上及仪器上的困难，使它的发展目前很难与α射线天文学相提并论。γ射线所携带的高能量使它更加无法成像，所以有关卫星上的γ射线探测器，都是那些陌生的“火花室”、“粒子计数器”之类研究基本粒子时所用的仪器，它们只能记录下了射线的强度，因而所得资料甚少。

虽然，最早的天体γ射线资料出现并不迟，1958年人们已经得到了有关太阳的γ射线资料，可它十分粗糙，只是说明了太阳有γ射线发出而已。13年之后，美国发射了“轨道太阳观测站-7”卫星，正是靠了它的努力，人们才于1972年8月间，得到了两次有关太阳活动发出的γ射线。真正让它登堂入室的，则是1973年发生在太空中的一次偶然事件。

当时世界正处于冷战时代，两个超级大国虎视眈眈，军备竞赛有增无减。为了监视前苏联是否违约，偷搞地下核试验，美国从60年代开始，向太空发射了一系列“核爆炸检测卫星”——这12颗卫星又称“维拉”( VELA)。这些卫星重136-260千克，运行的高度在9~12万千米间。1973年，“维拉”意外地收到了一次γ射线爆发，但经测定表明，它远在太阳系之外，故与前苏联无关。虽然爆发的时间很短，但换算下来，其能量高达l032~1033瓦——是太阳总能量的几十万至几百万倍！如此惊人的能量当然不能等闲视之，于是，γ射线天文学也就应运而生。

发展

γ射线爆发总是那么惊天动地，1979年3月5日，卫星上记录到了一次历时只有0.1秒的γ射线爆发，这曾经是当时许多报刊的头号新闻。因为那时天文学家认为，由于该爆发源远在大麦哲伦星系内，所以换算下来，它所释放出来的总能量高达5×1037焦耳——与1700亿个太阳相当，或者说，在短短的0.1秒钟内，它所发出的能量竟然抵得上5000多年间太阳的总能量，岂非要让人吓一大跳。

在天文学上，人们常把“γ射线爆”记为GRB再加上爆发的时间，如“GRB 971224”就是发现于1997年12月24日的γ射线爆，那也是了不得的大爆发，同时被两颗卫星所记下：一是美国1991年发射的“γ射线天文台”(GRO)，另一颗卫星是意大利与荷兰联合研制的。而据称，这次爆发更胜于前次，以致美国天文学家形容它是“宇宙中发生过的最强的爆炸，”他们说，“有那么一二秒钟，它至少有10亿个银河系那么亮！”甚至还有人说：“在它周围200千米的范围内，出现了宇宙大爆炸之后千分之一秒的早期宇宙环境。”——与此相比，1979年的那次爆发(GRB 790305)，只在1/10秒钟内与一个银河系相当而已。我们真要额手相庆，多亏它位于120亿光年的宇宙边陲，如果发生在我们的银河系内，整个太阳系也就可能会从此不复存在了。

正因为了射线天文学发展比较缓慢，那些γ射线天文台或相关卫星就能大有作为，尤其值得一提的是，上述美国的“γ射线天文台”，它与“哈勃太空望远镜”(HST)、“高级X射线望远镜”( AXAF)及“红外天文卫星”(WIRF)，合称为空间探测的“四大天王”。这架重17吨的γ射线天文台耗资达6.2亿美元，另外，要维持它正常运行的费用是一天8.2万美元。代价不菲，但成果是巨大的。它上面的4台主要仪器重达6吨，所有的设备既可各自为战，又能联合行动，乃是人类第一台同时具有光谱和定位能力的了射线探测器。正是它这种优越的性能，才使“GRB 971224”能迅速得到确切的结论（而“GRB 790305”当时就有很大争议）。再说，它上天后，先用了1年多的时间绘出了一幅全天γ射线天图，使人们所知的γ射线源猛增了几十倍，新发现至今还时有传来。

它的成功也使美国航天局雄心勃勃，他们准备马上着手把一台更高级的“高能瞬态实验装置-2”（HFTE -2）送上太空，在2005年则有发射“γ射线大范围太空镜”( GLAST)的计划……让人见到了它那光辉灿烂的前景。

研究的难点

γ射线的高能量、低吸收曾使天体物理学家发生极大的兴趣，但也正是山于它的这一特性，使实验探测遇到了许多困难。与X射线天文学相比，γ射线天文学的实验发展是缓慢的。所遇到的困难主要是：天体中的辐射过程，通常随能量的上升流强下降得很快。这就使丁射线通量比X射线小得多。这一点几乎就排除了火箭探测的可能性。因为火箭的工作时间是几分钟，在这样短的时间内是不可能记录到足够统计量的光子的，而宇宙线的存在，使我们必须在大本底下探测极弱的γ射线。例如在近地空间，能量大于1千电子伏的X射线的强度是15个/厘米2·秒·立体角，这比中纬度的荷电粒子强一百倍。但能量大于50兆电子伏的光子强度是4X10-6/厘米·秒·立体角，这比荷电粒子弱四百倍。这就要求我们的了射线探测器要有足够高的探测效率，足够大的几何因子和够长的工作时间。但是，卫星上的仪器在重量和大小上都很受限制，而火箭、气球观测常因大气次级丁射线及探测器本底γ射线的混入而不成功。加之，γ射线的高穿透性，使γ探测器准直系统难以设计。这一切，使得早期γ射线实验不能取得有意义的结果。

研究内容

太阳系γ射线

人们已观测到太阳和月亮上的γ射线，并且认为太阳γ射线是太阳耀斑中被加速的高能粒子产生的，而月亮的γ射线则来自银河系宇宙线与月面的相互作用，以及长寿命的天然放射性同位素的蜕变。

皮特森和温克勒早在1959年就利用气球首次观测到太阳耀斑的γ射线。1969年奈盖斯小组也报道了他们在1967年4月29日的IN耀斑出现后十分钟，记录到3—10兆电子伏的甲射线有八倍的增长，期间还伴以小的射电爆发。此后类似的事件时有报道。

对太阳γ谱线的首次成功观测是库帕组做出的，他们利用轨道太阳观测站7号卫星上的碘化钠谱仪，探测到1972年8月的二次大太阳耀斑期间发射的0.511兆电子伏、2.22兆电子伏、4.44兆电子伏以及6.13兆电子伏谱线，这些谱线以及另外的核退激谱线，后来也被高能天文观测站1号和3号，以及太阳活动最大年探测卫星上的探测器在太阳耀斑期间观测到。这说明，那里有正、负电子湮灭过程以及中子俘获等过程发生。

装在阿波罗15、16号卫星上的碘化钠谱仪，已测到月面上硅、氧、铁、镁、铝和钾等元素的谱线，显示出这些元素的相对丰度及区域性变化。从这些资料，人们可以推知月面上的成分及其热演化历史，其结果与月岩样品分析相一致。用类似的方法，应该也能测出具有稀薄大气的行星表面的成分，像水星、火星的表面成分。

银面及银心方向的弥漫γ射线

这方向的γ射线已先后被太阳轨道观测站3号和小天文卫星2号所观测到．观测结果所表明大于100兆电子伏的γ射线来自银盘和银心。

一般认为这里的高能了射线是宇宙线粒子与介质作用的产物，而低能γ射线，则是宇宙线电子作用的结果。这也许能提供探测宇宙线粒子在银河系中分布的方法。譬如探测10-30兆电子伏的γ射线分布，可以导出电子的分布，而探测高能γ射线可以推测出宇宙线粒子的银河系分布。当然，在对核子和电子分布做出确切估计时，必须知道银河系的物质分布。这就需要射电、光学和X射线等几个波段的联合观测。

自1970年以来，银心区域的0.511兆电子伏谱线被一系列的气球实验观测到，后来又被高能天文台3号所证实并进行了详细研究。最近发表高能天文台3号观测结果表明，该谱线的半高度的全宽度小于2，5千电子伏，在半年之内它的强度由1．8X10-8光子/厘米2·秒降到0.65X10-8光子/厘米2·秒。从而提供了该发射源的位置和大小的详细情报。

探测装置

在γ射线天文学观测起过重要作用的卫星有：宇宙号208和264，轨道地球物理观测台5号，太阳轨道观测站3号和7号，而小天文卫星2号上的γ望远镜达到了几度的角分辨，它对银面、银心区域的丫射线发射进行了更加详细的观测。1975年8月8日进入轨道的欧洲宇宙卫星B，发现了25个分立的γ射线源，并发现了长周期的只有γ射线发射的脉冲天体。而后来的高能天文观测站1号和3号，对γ射线源进行了更为详细的观测，太阳活动最大年探测卫星则对太阳耀斑的γ谱线进行了详细研究。其它的非专用于γ射线探测卫星及大量的气球实验，都对γ射线天文学的发展起了积极的推动作用。现在，我们已观测到若干γ谱线，分立的γ射线源，确认了弥漫γ射线背景的存在，积累了近百个γ射线暴事例，这一切，使γ射线天文学从开发阶段进入了蓬勃发展阶段。

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