γ射线暴

波长短于0.2埃的电磁波

γ射线暴，波长短于0.2埃的电磁波。首先由法国科学家P.V.维拉德发现，是继α、β射线后发现的第三种原子核射线

γ射线介绍

基本原理

原子核衰变和核反应均可产生γ射线。γ射线具有比X射线还要强的穿透能力。当γ射线通过物质并与原子相互作用时会产生光电效应、康普顿效应和正负电子对三种效应。原子核释放出的γ光子与核外电子相碰时，会把全部能量交给电子，使电子电离成为光电子，此即光电效应。由于核外电子壳层出现空位，将产生内层电子的跃迁并发射X射线标识谱。高能γ光子（＞2兆电子伏特）的光电效应较弱。γ光子的能量较高时，除上述光电效应外，还可能与核外电子发生弹性碰撞，γ光子的能量和运动方向均有改变，从而产生康普顿效应。当γ光子的能量大于电子静质量的两倍时，由于受原子核的作用而转变成正负电子对，此效应随γ光子能量的增高而增强。γ光子不带电，故不能用磁偏转法测出其能量，通常利用γ光子造成的上述次级效应间接求出，例如通过测量光电子或正负电子对的能量推算出来。此外还可用γ谱仪（利用晶体对γ射线的衍射）直接测量γ光子的能量。由荧光晶体、光电倍增管和电子仪器组成的闪烁计数器是探测γ射线强度的常用仪器。

强大威力

一般来说，核爆炸（比如原子弹、氢弹的爆炸）的杀伤力量由四个因素构成：冲击波、光辐射、放射性污染和贯穿辐射。其中贯穿辐射则主要由强γ射线和中子流组成。由此可见，核爆炸本身就是一个γ射线光源。通过结构的巧妙设计，可以缩小核爆炸的其他硬杀伤因素，使爆炸的能量主要以γ射线的形式释放，并尽可能地延长γ射线的作用时间（可以为普通核爆炸的三倍），这种核弹就是γ射线弹。　与其他核武器相比，γ射线的威力主要表现在以下两个方面：一是γ射线的能量大。由于γ射线的波长非常短，频率高，因此具有非常大的能量。高能量的γ射线对人体的破坏作用相当大，当人体受到γ射线的辐射剂量达到200－600雷姆时，人体造血器官如骨髓将遭到损坏，白血球严重地减少，内出血、头发脱落，在两个月内死亡的概率为0－80%；当辐射剂量为600－1000雷姆时，在两个月内死亡的概率为80－100%；当辐射剂量为1000－1500雷姆时，人体肠胃系统将遭破坏，发生腹泻、发烧、内分泌失调，在两周内死亡概率几乎为100%；当辐射剂量为5000雷姆以上时，可导致中枢神经系统受到破坏，发生痉挛、震颤、失调、嗜眠，在两天内死亡的概率为100%。二是γ射线的穿透本领极强。γ射线是一种杀人武器，它比中子弹的威力大得多。中子弹是以中子流作为攻击的手段，但是中子的产额较少，只占核爆炸放出能量的很小一部分，所以杀伤范围只有500－700米，一般作为战术武器来使用。γ射线的杀伤范围，据说为方圆100万平方公里，这相当于以阿尔卑斯山为中心的整个南欧。因此，它是一种极具威慑力的战略武器。

天文现象

γ射线暴（Gamma Ray Burst, 缩写GRB），又称γ暴，是来自天空中某一方向的伽玛射线强度在短时间内突然增强，随后又迅速减弱的现象，持续时间在0.1-1000秒，辐射主要集中在0.1-100 MeV的能段。γ射线暴发现于1967年，数十年来，人们对其本质了解得还不很清楚，但基本可以确定是发生在宇宙学尺度上的恒星级天体中的爆发过程。γ射线暴是目前天文学中最活跃的研究领域之一，曾在1997年和1999年两度被美国《科学》杂志评为年度十大科技进展之列。

研究历史

20世纪60年代，美国发射了Vela卫星，上面安装有监测伽玛射线的仪器，用于监视苏联和中国进行核试验时产生的大量伽玛射线。1967年，这颗卫星发现了来自宇宙空间的伽玛射线突然增强，随即又快速减弱的现象，这种现象是随机发生的，大约每天发生一到两次，强度可以超过全天γ射线的总和，并且来源不是在地球上，而是宇宙空间。由于保密的原因，关于γ射线暴的首批观测资料直到1973年才发表，并很快得到了苏联Konus卫星的证实。

由于γ射线暴的持续时间非常短暂，而且方向不好确定，起初对伽玛暴的研究进展十分缓慢，连距离这样的基本物理量都难以测定。1980年代，基于Ginga卫星的观测结果，许多人相信伽玛射线暴是发生银河系中的一种现象，成因与中子星有关，并围绕中子星建立起数百个模型。20世纪80年代中期，美籍波兰裔天文学家帕钦斯基提出，γ射线暴发生在银河系外，是位于宇宙学距离上的遥远天体，然而这种观点并没有得到普遍认可。

1991年美国发射了康普顿伽玛射线天文台（CGRO），这颗卫星的八个角上安装了八台同样的仪器BASTE，能够定出γ射线暴的方向，精度大约为几度。几年时间里，对3000余个γ暴的系统巡天发现，γ射线暴在天空中的分布是各向同性的，支持了γ射线暴是发生在遥远的宇宙学尺度上的观点，并且引发了帕钦斯基与另一位持相反观点的科学家拉姆的大辩论。

如果γ射线暴确实位于宇宙学尺度上，那么由它的亮度可以推断，γ暴必定具有非常巨大的能量，往往在几秒时间里释放出的能量就相当于几百个太阳一生中所释放出的能量总和，是人们已知的宇宙中最猛烈的爆发。例如1997年12月14日发生的一次γ暴，距地球120亿光年，在爆发后一两秒内，其亮度就与除它以外的整个宇宙一样明亮，它在50秒内释放出的能量相当于银河系200年的总辐射能量，比超新星爆发还要大几百倍。在它附近的几百千米范围内，再现了宇宙大爆炸后千分之一秒时的高温高密情形。而1999年1月23日发生的一次γ暴比这还要猛烈十倍。2005年，γ射线暴GRB050904被发现了，它的红移达到z=6.3,与目前观测到的最大红移的类星体差不多。

1996年，意大利和荷兰合作发射了BeppoSAX卫星，这颗卫星能够准确地测定γ射线暴的方位，定位精度约为50角秒，这就为地面上的望远镜在γ暴未消逝之前寻找其光学对应体提供了强有力的支持。在它的帮助下，天文学家们率先发现了1997年2月28日爆发的一个γ暴的光学对应体，称为γ暴的“光学余辉”。后来又陆陆续续地发现了数个类似的余辉，不仅有可见光波段的，也有射电波段，X射线波段，并且还证认出了γ暴的宿主星系。对宿主星系红移的观测证实，γ暴远在银河系以外，是宇宙学距离上的天体。余辉的发现使人们能够在伽玛暴发生后数月甚至数年的时间里对其进行持续观测，大大推动了γ暴的研究。

观测特征

γ射线暴的持续时间一般在0.1秒到1000秒左右，以2秒为界，大致可以分为长暴和短暴两类，典型的持续时间分别为30秒和0.3秒，前者γ光子具有较低能量，而后者γ光子的能量较高。时变的轮廓比较复杂，往往具有多峰的结构。伽玛射线暴在天空中的分布是各向同性的，但远距离的γ射线暴明显少于近距离的，显示出非均匀各向同性，可以被膨胀宇宙学模型所支持，表明γ射线暴是发生在宇宙学距离上的。现一般认为，长暴与超新星爆发密切相关，而短暴产生于中子星与中子星或中子星与黑洞的并合。

γ射线暴爆发过后会在其它波段观测到辐射，称为γ射线暴的余辉。根据波段不同可分为X射线余辉、光学余辉、射电余辉等。余辉通常是随时间而指数式衰减的，X射线余辉能够持续几个星期，光学余辉和射电余辉能够持续几个月到一年。

长暴原因

一种看法认为，当超新星的前身星质量足够大时，星核坍缩的结果将形成黑洞。相对论性的喷流遇到回落的超新星碎片时，产生强烈的γ射线暴。第二种看法认为，核坍缩时首先形成中子星，它的强磁场与周围物质作用，会使转速变慢，发生进一步的引力坍缩形成黑洞。这个理论的好处是，由于黑洞是在超新星爆发之后一段时间才形成的，超新星爆发把外层绝大部分重子物质抛射了出去，因此喷流不会马上减速，而能够在相当一段时间内保持为相对性。

短暴原因

一般认为，γ射线短暴是由一对致密双星的碰撞并合而产生的。如果这样的并合发生在距地球几亿光年的距离内，则它发出的引力波辐射就可以被LIGO这样的引力波探测器探测到。

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