在γ射線波段觀測與研究天體和其他宇宙物質的天文學分支。
γ射線天文學是20世紀60年代後期發展起來的一門新興學科，它研究來自銀河系內外的γ射線波段電磁輻射。在電磁波譜中，γ射線波段的能量最高，覆蓋的波段最寬，攜帶著天體的豐富的信息，成為研究宇宙天體的一個獨特的波段。
基本介紹
- 中文名：γ射線天文學
- 外文名：γ-rayastronomy
起源與發展,起源,發展,研究的難點,研究內容,探測裝置,
起源與發展
起源
眾所周知，放射性現象是英國物理學家盧瑟福首先發現的，他當時用α、β、γ來表示有三種性質不一的射線，其中了射線所帶的能量最大。現在人們已經證明，它也是電磁波之一：宇宙中也有多種天體會有γ射線發出，1958年有人指出，至少如超新星之類的天體會有較強的丫射線輻射，而且，這種輻射本身必然還帶有該天體內部的寶貴信息，從而提出“γ射線天文學”的概念。
儘管了射線天文學的起步並不比α射線天文學晚，但由於觀測上及儀器上的困難，使它的發展目前很難與α射線天文學相提並論。γ射線所攜帶的高能量使它更加無法成像，所以有關衛星上的γ射線探測器，都是那些陌生的“火花室”、“粒子計數器”之類研究基本粒子時所用的儀器，它們只能記錄下了射線的強度，因而所得資料甚少。
雖然，最早的天體γ射線資料出現並不遲，1958年人們已經得到了有關太陽的γ射線資料，可它十分粗糙，只是說明了太陽有γ射線發出而已。13年之後，美國發射了“軌道太陽觀測站-7”衛星，正是靠了它的努力，人們才於1972年8月間，得到了兩次有關太陽活動發出的γ射線。真正讓它登堂入室的，則是1973年發生在太空中的一次偶然事件。
當時世界正處於冷戰時代，兩個超級大國虎視眈眈，軍備競賽有增無減。為了監視前蘇聯是否違約，偷搞地下核試驗，美國從60年代開始，向太空發射了一系列“核爆炸檢測衛星”——這12顆衛星又稱“維拉”( VELA)。這些衛星重136-260千克，運行的高度在9~12萬千米間。1973年，“維拉”意外地收到了一次γ射線爆發，但經測定表明，它遠在太陽系之外，故與前蘇聯無關。雖然爆發的時間很短，但換算下來，其能量高達l032~1033瓦——是太陽總能量的幾十萬至幾百萬倍！如此驚人的能量當然不能等閒視之，於是，γ射線天文學也就應運而生。
發展
γ射線爆發總是那么驚天動地，1979年3月5日，衛星上記錄到了一次歷時只有0.1秒的γ射線爆發，這曾經是當時許多報刊的頭號新聞。因為那時天文學家認為，由於該爆發源遠在大麥哲倫星系內，所以換算下來，它所釋放出來的總能量高達5×1037焦耳——與1700億個太陽相當，或者說，在短短的0.1秒鐘內，它所發出的能量竟然抵得上5000多年間太陽的總能量，豈非要讓人嚇一大跳。
在天文學上，人們常把“γ射線爆”記為GRB再加上爆發的時間，如“GRB 971224”就是發現於1997年12月24日的γ射線爆，那也是了不得的大爆發，同時被兩顆衛星所記下：一是美國1991年發射的“γ射線天文台”(GRO)，另一顆衛星是義大利與荷蘭聯合研製的。而據稱，這次爆發更勝於前次，以致美國天文學家形容它是“宇宙中發生過的最強的爆炸，”他們說，“有那么一二秒鐘，它至少有10億個銀河系那么亮！”甚至還有人說：“在它周圍200千米的範圍內，出現了宇宙大爆炸之後千分之一秒的早期宇宙環境。”——與此相比，1979年的那次爆發(GRB 790305)，只在1/10秒鐘內與一個銀河系相當而已。我們真要額手相慶，多虧它位於120億光年的宇宙邊陲，如果發生在我們的銀河系內，整個太陽系也就可能會從此不復存在了。
正因為了射線天文學發展比較緩慢，那些γ射線天文台或相關衛星就能大有作為，尤其值得一提的是，上述美國的“γ射線天文台”，它與“哈勃太空望遠鏡”(HST)、“高級X射線望遠鏡”( AXAF)及“紅外天文衛星”(WIRF)，合稱為空間探測的“四大天王”。這架重17噸的γ射線天文台耗資達6.2億美元，另外，要維持它正常運行的費用是一天8.2萬美元。代價不菲，但成果是巨大的。它上面的4台主要儀器重達6噸，所有的設備既可各自為戰，又能聯合行動，乃是人類第一台同時具有光譜和定位能力的了射線探測器。正是它這種優越的性能，才使“GRB 971224”能迅速得到確切的結論（而“GRB 790305”當時就有很大爭議）。再說，它上天后，先用了1年多的時間繪出了一幅全天γ射線天圖，使人們所知的γ射線源猛增了幾十倍，新發現至今還時有傳來。
它的成功也使美國航天局雄心勃勃，他們準備馬上著手把一台更高級的“高能瞬態實驗裝置-2”（HFTE -2）送上太空，在2005年則有發射“γ射線大範圍太空鏡”( GLAST)的計畫……讓人見到了它那光輝燦爛的前景。
研究的難點
γ射線的高能量、低吸收曾使天體物理學家發生極大的興趣，但也正是山於它的這一特性，使實驗探測遇到了許多困難。與X射線天文學相比，γ射線天文學的實驗發展是緩慢的。所遇到的困難主要是：天體中的輻射過程，通常隨能量的上升流強下降得很快。這就使丁射線通量比X射線小得多。這一點幾乎就排除了火箭探測的可能性。因為火箭的工作時間是幾分鐘，在這樣短的時間內是不可能記錄到足夠統計量的光子的，而宇宙線的存在，使我們必須在大本底下探測極弱的γ射線。例如在近地空間，能量大於1千電子伏的X射線的強度是15個/厘米2·秒·立體角，這比中緯度的荷電粒子強一百倍。但能量大於50兆電子伏的光子強度是4X10-6/厘米·秒·立體角，這比荷電粒子弱四百倍。這就要求我們的了射線探測器要有足夠高的探測效率，足夠大的幾何因子和夠長的工作時間。但是，衛星上的儀器在重量和大小上都很受限制，而火箭、氣球觀測常因大氣次級丁射線及探測器本底γ射線的混入而不成功。加之，γ射線的高穿透性，使γ探測器準直系統難以設計。這一切，使得早期γ射線實驗不能取得有意義的結果。
研究內容
太陽系γ射線
人們已觀測到太陽和月亮上的γ射線，並且認為太陽γ射線是太陽耀斑中被加速的高能粒子產生的，而月亮的γ射線則來自銀河系宇宙線與月面的相互作用，以及長壽命的天然放射性同位素的蛻變。
皮特森和溫克勒早在1959年就利用氣球首次觀測到太陽耀斑的γ射線。1969年奈蓋斯小組也報導了他們在1967年4月29日的IN耀斑出現後十分鐘，記錄到3—10兆電子伏的甲射線有八倍的增長，期間還伴以小的射電爆發。此後類似的事件時有報導。
對太陽γ譜線的首次成功觀測是庫帕組做出的，他們利用軌道太陽觀測站7號衛星上的碘化鈉譜儀，探測到1972年8月的二次大太陽耀斑期間發射的0.511兆電子伏、2.22兆電子伏、4.44兆電子伏以及6.13兆電子伏譜線，這些譜線以及另外的核退激譜線，後來也被高能天文觀測站1號和3號，以及太陽活動最大年探測衛星上的探測器在太陽耀斑期間觀測到。這說明，那裡有正、負電子湮滅過程以及中子俘獲等過程發生。
裝在阿波羅15、16號衛星上的碘化鈉譜儀，已測到月面上矽、氧、鐵、鎂、鋁和鉀等元素的譜線，顯示出這些元素的相對豐度及區域性變化。從這些資料，人們可以推知月面上的成分及其熱演化歷史，其結果與月岩樣品分析相一致。用類似的方法，應該也能測出具有稀薄大氣的行星表面的成分，像水星、火星的表面成分。
銀面及銀心方向的瀰漫γ射線
一般認為這裡的高能了射線是宇宙線粒子與介質作用的產物，而低能γ射線，則是宇宙線電子作用的結果。這也許能提供探測宇宙線粒子在銀河系中分布的方法。譬如探測10-30兆電子伏的γ射線分布，可以導出電子的分布，而探測高能γ射線可以推測出宇宙線粒子的銀河系分布。當然，在對核子和電子分布做出確切估計時，必須知道銀河系的物質分布。這就需要射電、光學和X射線等幾個波段的聯合觀測。
自1970年以來，銀心區域的0.511兆電子伏譜線被一系列的氣球實驗觀測到，後來又被高能天文台3號所證實並進行了詳細研究。最近發表高能天文台3號觀測結果表明，該譜線的半高度的全寬度小於2，5千電子伏，在半年之內它的強度由1．8X10-8光子/厘米2·秒降到0.65X10-8光子/厘米2·秒。從而提供了該發射源的位置和大小的詳細情報。
探測裝置
首次在高空上探測到γ射線是由克勞夏等人在1972年做出的。他們利用放在“軌道太陽觀測站3號"上的γ射線探測器，測到了來自銀盤的能量大於50兆電子伏的γ射線，並發現這一發射在銀心方向有一極大值。
在γ射線天文學觀測起過重要作用的衛星有：宇宙號208和264，軌道地球物理觀測台5號，太陽軌道觀測站3號和7號，而小天文衛星2號上的γ望遠鏡達到了幾度的角分辨，它對銀面、銀心區域的丫射線發射進行了更加詳細的觀測。1975年8月8日進入軌道的歐洲宇宙衛星B，發現了25個分立的γ射線源，並發現了長周期的只有γ射線發射的脈衝天體。而後來的高能天文觀測站1號和3號，對γ射線源進行了更為詳細的觀測，太陽活動最大年探測衛星則對太陽耀斑的γ譜線進行了詳細研究。其它的非專用於γ射線探測衛星及大量的氣球實驗，都對γ射線天文學的發展起了積極的推動作用。現在，我們已觀測到若干γ譜線，分立的γ射線源，確認了瀰漫γ射線背景的存在，積累了近百個γ射線暴事例，這一切，使γ射線天文學從開發階段進入了蓬勃發展階段。
