γ射线天文学

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。

γ射线天文学是20世纪60年代后期发展起来的一门新兴学科,它研究来自银河系内外的γ射线波段电磁辐射。在电磁波谱中,γ射线波段的能量最高,覆盖的波段最宽,携带着天体的丰富的信息,成为研究宇宙天体的一个独特的波段。

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巩键微的丫射线辐射,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设迁付厚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,向太空发射了询屑迎一系列“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射享嫌朵线爆发,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。

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5×10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寒纸阿寒的。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,院格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”。这察才良架重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。

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·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/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。

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光子/厘米·秒降到0.65X10光子/厘米·秒。从而提供了该发射源的位置和大小的详细情报。

首次在高空上探测到γ射线是由克劳夏等人在1972年做出的。他们利用放在“轨道太阳观测站3号"上的γ射线探测器,测到了来自银盘的能量大于50兆电子伏的γ射线,并发现这一发射在银心方向有一极大值。

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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