| 单词 | 弥散宇宙γ射线源 |
| 释义 | 【弥散宇宙γ射线源】 拼译：diffuse cosmic γ－ray sources 宇宙γ射线是除太阳以外的宇宙空间产生的γ射线，包括弥散源和点源，其能量在105eV以上。弥散宇宙γ射线弥漫分布于宇宙空间，主要产自银道面里初级宇宙线带电粒子的传播过程。弥散宇宙γ射线是宇宙线天体物理、高能物理和天文学的综合性学科。 弥散宇宙γ射线理论涉及到初级宇宙线的起源、能谱、空间分布、高能相互作用机制和星际空间弥漫物质分布；实验涉及到高能γ光子探测器、探测方法、数据获取、数据的数学处理和物理解释。因此这一学科的研究对于弄清有关的物理现象和物理机制，对于促进新探测器的研制，推出新的探测方法以及数据处理方法均具有重要意义。另外由于γ射线不被星际磁场偏转，它们从产生地点沿直线到达观测仪器，因此可用来探索宇宙空间，帮助解决宇宙线分布和星际物质分布等长期悬而未决的基本问题。弥散宇宙γ射线的通量很低，能量越高通量越低，实验观测越困难。相比之下，低能区的观测容易实现。但对能量低于1012eV的γ射线为避免大气层的吸收，观测必须在大气层之外进行并且需要长时间的观测以便获得足够的统计精度。因此较为理想的是卫星或飞船观测。70年代初由阿波罗16(Apollo 16)飞船实验获得低于2×106eV的观测结果。随后，卫星实验SAS－2在108eV附近获得观测结果。70年代末，γ天文卫星COS－B在7×107eV～2×109eV能区获得重要观测结果。另一方面，70年代里有许多与弥散宇宙γ射线相关的物理成果出现。布卢门撒尔(G．B．Blumenthal)总结了适用于宇宙线传播理论计算的电磁相互作用规律，加速器实验得到了足够精确的高能质子－质子碰撞的π0介子产生截面，射电天文学得到了银河系空间的弥散氢等物质的分布值，宇宙线物理得到了高能初级宇宙线质子谱和电子谱，作弥散宇宙γ射线理论研究的条件成熟。于是人们在80年代围绕γ能谱、γ产生机制、初级宇宙线源和宇宙线分布、星际弥漫物质分布、新的实验观测方法等重要问题，进行了大量的系统的研究，并获得了大量研究结果。在初级宇宙线起源方面，现在一般相信超新星爆发，脉冲星、双星和类星体等高能活动天体是宇宙线的起源。宇宙线带电粒子(核成分和电子成分)在产生之后由某种强大的天然加速机制(如电磁加速、费米(E．Fermi)加速、激波加速等)把它们加速到高能状态，形成所谓初级宇宙线带电成分。在弥散宇宙γ射线的起源机制方面，已经有了比较统一的物理模型和认识。由于银河系空间分布着弥漫物质氢、氦、星光和2．70K背景辐射，当高能宇宙线带电粒子在其中传播时，必然与这些星际物质发生核作用或电磁相互作用，产生弥散宇宙γ射线。根据奈芬(D．A．Kniffen)、萨切尔(W．Sacher)、斯特科尔(F．W．Stecker)和斯蒂芬斯(S．A．Stephens)等人的研究可以得到如下的一些结论：弥散宇宙γ射线主要来自核反应产物π0介子的衰变，电子的韧致辐射和逆康普顿散射。经由π0衰变的过程是宇宙线核成分十星际氢等→核反应→π0→2γ。这一机制产生的γ射线在π°介子静止能量的一半处(～7×107eV)有峰值，峰的两边γ强度下降很快π°衰变过程是能量高于7×107eV的弥散宇宙γ射线的主要来源。韧致辐射过程是宇宙线电子十星际物质的核库仑场→韧致辐射→γ。这一机制产生的γ射线谱随能量单调下降。韧致辐射是能量低于7×107eV的弥散宇宙γ射线的主要来源。逆康普顿散射是高能宇宙线电子把能量交给星际弥漫低能光子的过程，即宇宙线电子十低能光子→逆康普顿散射→γ。这一机制产生的γ射线谱也随能量单调下降，能量低于～3×108eV时，其贡献低于韧致辐射，超过～3×108eV时，贡献高于韧致辐射，在1010eV量级时大大超过韧致辐射成为γ射线的主要贡献之一。关于宇宙线质子、电子能谱和它们在银河系中的强度分布，在不同的作者和不同的模式中有各不相同的值，目的在于给出和观测γ谱相近的理论γ谱。宇宙线分布问题与宇宙线起源问题密切相关。李惕碚、萨切尔、斯特科尔和布洛意门(J．B．G．M．Bloemen)分别提出了有代表性的几种宇宙线分布模式。可以利用地球到银心方向和地球到反银心方向的弥散宇宙γ射线观测能谱与理论计算谱之间的比较来判断各种宇宙线分布模式。根据周大庄的计算比较发现李惕碚提出的宇宙线分布值最佳。按此模式，当银道面内的银心距离R＜5kpc时，宇宙线强度分布随R增加，当R～5kpc时达最大值，当R＞5kpc时，随R的增加迅速减小。星际氢分布值也是计算弥散宇宙γ射线谱的重要参量，不同的作者也使用了不同的氢分布值。过去人们曾经广为引用的星际氢分布的戈登(M．A．Gordon)值来源于70年代的射电天文学。通过深入研究弥散宇宙γ射线，人们发现戈登的原子氢密度值是正确的，但是分子氢密度被过高地估计了。如果不加修改地引用戈登的氢分子密度，理论γ谱将大大高于观测谱。根据李惕碚的研究，合理的分子氢密度分布值应当是戈登值除以2(M／M0)n，式中的M0是R=10kpc处的氧氢比值，M是R处的氧氢比值，n=1～2。实验方面，由于宇宙γ射线的能量范围极广，对不同的能区应当使用不同的观测仪器和观测方法。108～1012eV的γ射线只能用卫星仪器观测，可使用火花室测量初始γ光子产生的正负电子对。其主要限制是探测器的面积有限，如COS－B的γ探测器，其灵敏面积是500cm2；1991年春天发射的GRO，其灵敏面积是2000cm2。卫星仪器使用反符合计数法鉴别γ射线和带电粒子强本底。甚高能(1012～1014eV)γ射线可用切仑柯夫(P．A．Cherenkov)望远镜阵列观测。初始高能γ光子与上层大气物质作用产生电磁级联簇射，簇射中的电子成分产生切仑柯夫光，使用地面光学系统收集切仑柯夫光供光电倍增管放大记录。超高能(＞1014eV)γ射线的观测也使用探测器阵列观测，如切仑柯夫探测器、塑料闪烁探测器、μ子探测器。由于这一能区的初始粒子引发的簇射粒子能够到达地面，可在地面直接进行观测。一个重要的问题是如何区分由γ射线和由重带电粒子引发的簇射。常用法是采用μ子产量作判据，这是因为由γ射线引发的电磁簇射的μ子产量至少比质子引发的簇射的μ子产量低一个量级。COS－B卫星实验结果显示，弥散宇宙γ射线直到5×109eV(其γ探测能量上限)仍显示出增强趋势。进一步期待的是GRO卫星观测结果，GRO可把γ射线探测能量上限提高到3×1010eV。在天体物理方面观测更高能量的弥散宇宙γ射线尤其重要。例如观测河外超高能质子(＞1019eV)与2．70K背景辐射光子的相互作用，这种相互作用产生均匀分布的弥散γ射线，其能谱在1014eV附近应当变平坦。为了检测这一物理效应，观测大气簇射的γ／重粒子鉴别能力必须达到104量级。洛仑茨(E．Lorenz)等人最近提出了一种观测广延大气簇射的新方法并正在西班牙的帕尔马(Palma)岛建立观测台站。这种方法联合使用切仑柯夫探测器阵列、塑料闪烁探测器阵列和μ子探测器，其γ／重粒子鉴别能力可超过103，适于观测研究甚高能和超高能弥散宇宙γ射线。随着观测方法的不断更新、观测能量的不断提高，弥散宇宙γ射线的研究将为空间天文学作出新贡献。【参考文献】：1 Stecker F W,et al. Astrophys. J, 1977,217:8432 Kniffen D A.et al. Astrophys. J, 1981,250:3893 Li Tipei,et al. J Phys. G.NuclPhys, 1981,7 :L1574 Stephens S A. trophys. Space Sci, 1981,79,4195 Li Tipei,et al. J Phys.G:Nucl Phys,1982,8 : 11416 Sacher W,et al. Astrophys. J,1984 ,279:8177 Bloemen J BGM,et al. Astrophys, 1986,154:258 周大庄．天体物理学报，1990，10∶1069 周大庄．天体物理学报，1991，11∶22010 Lorenz E，et al．Nucl Instr and Meth，1992，A315∶236(中国科学技术大学周大庄副教授撰；李惕碚审) |
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