基本介紹
- 中文名：γ射線暴
- 外文名：Gamma Ray Burst
- 又 稱：伽瑪暴
- 縮 寫：G.R.B.
- 類 別：光學射線，天文學強爆炸
- 學 科：天文學
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γ射線介紹
基本原理
原子核衰變和核反應均可產生γ射線 。γ射線具有比X射線還要強的穿透能力。當γ射線通過物質並與原子相互作用時會產生光電效應、康普頓效應和正負電子對三種效應。原子核釋放出的γ光子與核外電子相碰時，會把全部能量交給電子，使電子電離成為光電子，此即光電效應。由於核外電子殼層出現空位，將產生內層電子的躍遷並發射X射線標識譜。高能γ光子（>2兆電子伏特）的光電效應較弱。γ光子的能量較高時，除上述光電效應外，還可能與核外電子發生彈性碰撞，γ光子的能量和運動方向均有改變，從而產生康普頓效應。當γ光子的能量大於電子靜質量的兩倍時，由於受原子核的作用而轉變成正負電子對，此效應隨γ光子能量的增高而增強。γ光子不帶電，故不能用磁偏轉法測出其能量，通常利用γ光子造成的上述次級效應間接求出，例如通過測量光電子或正負電子對的能量推算出來。此外還可用γ譜儀（利用晶體對γ射線的衍射）直接測量γ光子的能量。由螢光晶體、光電倍增管和電子儀器組成的閃爍計數器是探測γ射線強度的常用儀器。
強大威力
一般來說，核爆炸（比如核子彈、氫彈的爆炸）的殺傷力量由四個因素構成：衝擊波、光輻射、放射性污染和貫穿輻射。其中貫穿輻射則主要由強γ射線和中子流組成。由此可見，核爆炸本身就是一個γ射線光源。通過結構的巧妙設計，可以縮小核爆炸的其他硬殺傷因素，使爆炸的能量主要以γ射線的形式釋放，並儘可能地延長γ射線的作用時間（可以為普通核爆炸的三倍），這種核彈就是γ射線彈。 與其他核武器相比，γ射線的威力主要表現在以下兩個方面：一是γ射線的能量大。由於γ射線的波長非常短，頻率高，因此具有非常大的能量。高能量的γ射線對人體的破壞作用相當大，當人體受到γ射線的輻射劑量達到200－600雷姆時，人體造血器官如骨髓將遭到損壞，白血球嚴重地減少，內出血、頭髮脫落，在兩個月內死亡的機率為0－80%；當輻射劑量為600－1000雷姆時，在兩個月內死亡的機率為80－100%；當輻射劑量為1000－1500雷姆時，人體腸胃系統將遭破壞，發生腹瀉、發燒、內分泌失調，在兩周內死亡機率幾乎為100%；當輻射劑量為5000雷姆以上時，可導致中樞神經系統受到破壞，發生痙攣、震顫、失調、嗜眠，在兩天內死亡的機率為100%。二是γ射線的穿透本領極強。γ射線是一種殺人武器，它比中子彈的威力大得多。中子彈是以中子流作為攻擊的手段，但是中子的產額較少，只占核爆炸放出能量的很小一部分，所以殺傷範圍只有500－700米，一般作為戰術武器來使用。γ射線的殺傷範圍，據說為方圓100萬平方公里，這相當於以阿爾卑斯山為中心的整個南歐。因此，它是一種極具威懾力的戰略武器。
天文現象
研究歷史
20世紀60年代，美國發射了Vela衛星，上面安裝有監測伽瑪射線的儀器，用於監視蘇聯和中國進行核試驗時產生的大量伽瑪射線。1967年，這顆衛星發現了來自宇宙空間的伽瑪射線突然增強，隨即又快速減弱的現象，這種現象是隨機發生的，大約每天發生一到兩次，強度可以超過全天γ射線的總和，並且來源不是在地球上，而是宇宙空間。由於保密的原因，關於γ射線暴的首批觀測資料直到1973年才發表，並很快得到了蘇聯Konus衛星的證實。
由於γ射線暴的持續時間非常短暫，而且方向不好確定，起初對伽瑪暴的研究進展十分緩慢，連距離這樣的基本物理量都難以測定。1980年代，基於Ginga衛星的觀測結果，許多人相信伽瑪射線暴是發生銀河系中的一種現象，成因與中子星有關，並圍繞中子星建立起數百個模型。20世紀80年代中期，美籍波蘭裔天文學家帕欽斯基提出，γ射線暴發生在銀河系外，是位於宇宙學距離上的遙遠天體，然而這種觀點並沒有得到普遍認可。
1991年美國發射了康普頓伽瑪射線天文台（CGRO），這顆衛星的八個角上安裝了八台同樣的儀器BASTE，能夠定出γ射線暴的方向，精度大約為幾度。幾年時間裡，對3000餘個γ暴的系統巡天發現，γ射線暴在天空中的分布是各向同性的，支持了γ射線暴是發生在遙遠的宇宙學尺度上的觀點，並且引發了帕欽斯基與另一位持相反觀點的科學家拉姆的大辯論。
如果γ射線暴確實位於宇宙學尺度上，那么由它的亮度可以推斷，γ暴必定具有非常巨大的能量，往往在幾秒時間裡釋放出的能量就相當於幾百個太陽一生中所釋放出的能量總和，是人們已知的宇宙中最猛烈的爆發。例如1997年12月14日發生的一次γ暴，距地球120億光年，在爆發後一兩秒內，其亮度就與除它以外的整個宇宙一樣明亮，它在50秒內釋放出的能量相當於銀河系200年的總輻射能量，比超新星爆發還要大幾百倍。在它附近的幾百千米範圍內，再現了宇宙大爆炸後千分之一秒時的高溫高密情形。而1999年1月23日發生的一次γ暴比這還要猛烈十倍。2005年，γ射線暴GRB050904被發現了，它的紅移達到z=6.3,與目前觀測到的最大紅移的類星體差不多。
1996年，義大利和荷蘭合作發射了BeppoSAX衛星，這顆衛星能夠準確地測定γ射線暴的方位，定位精度約為50角秒，這就為地面上的望遠鏡在γ暴未消逝之前尋找其光學對應體提供了強有力的支持。在它的幫助下，天文學家們率先發現了1997年2月28日爆發的一個γ暴的光學對應體，稱為γ暴的“光學餘輝”。後來又陸陸續續地發現了數個類似的餘輝，不僅有可見光波段的，也有射電波段，X射線波段，並且還證認出了γ暴的宿主星系。對宿主星系紅移的觀測證實，γ暴遠在銀河系以外，是宇宙學距離上的天體。餘輝的發現使人們能夠在伽瑪暴發生後數月甚至數年的時間裡對其進行持續觀測，大大推動了γ暴的研究。
觀測特徵
γ射線暴的持續時間一般在0.1秒到1000秒左右，以2秒為界，大致可以分為長暴和短暴兩類，典型的持續時間分別為30秒和0.3秒，前者γ光子具有較低能量，而後者γ光子的能量較高。時變的輪廓比較複雜，往往具有多峰的結構。伽瑪射線暴在天空中的分布是各向同性的，但遠距離的γ射線暴明顯少於近距離的，顯示出非均勻各向同性，可以被膨脹宇宙學模型所支持，表明γ射線暴是發生在宇宙學距離上的。現一般認為，長暴與超新星爆發密切相關，而短暴產生於中子星與中子星或中子星與黑洞的併合。
γ射線暴爆發過後會在其它波段觀測到輻射，稱為γ射線暴的餘輝。根據波段不同可分為X射線餘輝、光學餘輝、射電餘輝等。餘輝通常是隨時間而指數式衰減的，X射線餘輝能夠持續幾個星期，光學餘輝和射電餘輝能夠持續幾個月到一年。
長暴原因
一種看法認為，當超新星的前身星質量足夠大時，星核坍縮的結果將形成黑洞。相對論性的噴流遇到回落的超新星碎片時，產生強烈的γ射線暴。第二種看法認為，核坍縮時首先形成中子星，它的強磁場與周圍物質作用，會使轉速變慢，發生進一步的引力坍縮形成黑洞。這個理論的好處是，由於黑洞是在超新星爆發之後一段時間才形成的，超新星爆發把外層絕大部分重子物質拋射了出去，因此噴流不會馬上減速，而能夠在相當一段時間內保持為相對性。
