“空间γ射线谱”的概念、定义、翻译、参考文献-科学参考

单词

空间γ射线谱

释义

【空间γ射线谱】

空间γ射线谱所包容的生物内容亦称之为γ射线天体物理学。γ射线谱是研究宇宙空间的新窗口之一，具有许多天体物理部位所发生的核过程的特征标志，用它来探索宇宙中所存在的潜隐现象，其功效相当于或者超过了原子、分子光谱和X射线谱。由于它不带电荷，不受磁场所偏转，故可由探测方位推溯其源区。由于它的穿透力强，故可用来研究其射线所不能观测到的过程和区域，能直接揭示以前只能间接研究的许多天体物理过程；可提供元素核合成的所在部位及其模式的直接信息。例如：用γ谱引力红移量来探测中子星和黑洞表面的性质，通过和寿命放射性核的合成γ射线反其衰变的测量来揭示银河系中超新星爆发的动力学过程；弥散γ射线谱可给出其他方法所不能观测宇宙线低能成分源的强度和空间分布；γ射线谱还有助于测定银河系尺寸度上的星际介质的成分而不须预知些物质的电离态和分子态。线宽只有几keV(几MeV的谱线)的非常窄的γ谱线可用来直接探测星际尘的成分、大小和空间分布。γ射线的衰减系数小，使人们有可能研究星际云深处的用其他波段的射线所不能观测到的星体形成中的最早星态，总之可以用来研究宇宙空间普遍存在的现今和远古的环境状态。

N．Gahrel等(1988)根据观测提出，宇宙中可见亮物质仅占全宇宙质量的10%，尚有90%的物质为观察不到的暗物质。现有的宇宙学理论和引力观测也确认应有大量暗物质的存在。1991年Gahrel等又提出应用暗物质的正反粒子湮没γ谱的设想，认为质量为30～80GeV的重的中微子可能是暗物质的侯选粒子，其湮没截面相当大，生成的50GeVγ射线信号明显地高于银河γ本底，已有理论预估和高能γ射线的望远镜的设计。

在月球和太阳的观测中亦已展示了γ射线的巨大功效。例如Appollo月轨γ射线谱仪对月球表面作了全球观测，发现了异常富集的Fe，放射性K，Th和U的区域。OSO－7卫星探测器的首次发现了1972年8月4日和8月7日耀斑的γ射线。由于它不受磁场的影响，带有加速粒子特征及其所作用的环境介质中同位素成分的未经改变的信息，故其强度首次给出了耀斑区含能核的加速时间、能谱和总核数，这些数据对太阳耀斑含能粒子的加速和逸出模型，以及耀斑的全过程给予了新的重要的制约和限定，至今太阳耀斑γ射线谱的观测仍方兴未艾。

总之由于激态核能极的寿命远小于1s(同质异能核除外)，所以研究耀斑或其它宇宙源中退激核所生成的γ射线谱的强度、能谱以及强度随时间变化的特征，可提供生成这些核激态的核反应的时间历程数据，而这些数据又直接反映了太阳含能粒子与太阳大气互作用时其能谱随时间变化。因此通过瞬间γ射线谱的观测研究可望对耀斑粒子加速过程有一深入阐析。

100keV至几十MeV γ射线谱的主要发射过程有：核退激、辐射性俘获和正反粒子湮没。

核退激的瞬发γ射线。核能级的激发方式有：直接来自质子、α粒子、中子的非弹性散射，如12^C(P．P)¹²C^*，¹²C(α，α′)¹²C，¹²C(n，n′)¹²C^．16；间接来自散裂反应，留下激态散裂核，如O(P，Pa)^12*，¹⁶O(α，2α)¹²C^*，或来自放射性衰变到非基态的能级，如12^N(β⁺)¹²C^*，这些激态核退激时生成瞬发γ射线谱。辐射性俘获的γ射线(以中子的辐射性俘获为主)，若环境密度足够高，例如10¹⁶H·cm^－3或更高，中子在衰变掉以前就有够多的机会被质子俘获，故¹H，(nγ)²H反应的2．23MeVγ射线谱最强的，中子亦可被重核俘获，如⁵⁶Fe(n，γ)⁵⁷He的1．646，7．632MeVγ射线也很重要，此类γ射线不包括质子、α粒子的俘辐射，如²H(p，γ)³He的5．494MeVγ射线，¹²C(p，γ)¹³N的1．944MeVγ射线。

正反粒子湮没的γ射线。正电子与电子直接湮没，谱自由态湮没为1．02MeV单个γ光子，而以两个相距180°的0．511MeVγ光子为主。正电子可在形成电子偶素(e⁺·e^－，PS，变称类H原子)后再进行湮没，称之为束缚态湮滑，束缚态有自旋相反的单态和自旋平等的三态。单态湮没时生成两个相距180°的0．511MeV的3个γ光子。三态的形成几率为单态的3倍，而三态湮没速率为单态的1／1115(两者的寿命值比)，这样三光子湮没发生的几率为二光子湮没的

，但束缚态二光子湮没的几率只及直接二光子湮没的

。在T＜10⁶K，和密度＜10¹⁵cm^－3的环境中，PS湮没为正电子湮滑的主要方式，若T～10⁵K，密度＞105cm^－3，PS与环境介质碰撞而分解，此时自由态正电子湮没速率正好等于PS形成速率。在一些天体物理环境中，如γ爆源、黑洞或中子星上的吸积盘和类星体中存在有相对论性热的等离子体，其中粒子平均能量超过了电子的静止质量能。m_ec²=0．511MeV，相当于5×10⁹K，于是生成了电子对(e⁺，e^－)。γ射线在此被吸收，也生成(e⁺．e^－)(γ+γ→e⁺，e^－)，这样就有大量的自由态e⁺在湮没过程发生。正反质子如能直接湮没，它生成的γ射线光子能量应有，但实际并无直接湮没的而是互作用生成的π^°介子衰变所产生的γ射线，其光子能量决定于π^°介子的能量分布，因而又决定于天体物理的环境状态。

静态湮没时最低的γ射线能量约为5MeV，最高能量为919MeV，强度极大值所对应的光子能量为mπ^°c²／2=69MeV。正反粒子湮过程在宇宙的稳态学说中具有的重大意义，为了保持宇宙膨胀时的平均密度不变，假设了宇宙中自发生成正反粒子的速率为10^－22／cm³．s。此学说的结论之一就是应有大量的反物质迄今仍然存在，它们会与正物质发生湮没而产生γ射线，故只有γ射线可以用来探索字宙中的反物质。因此近年来出现了正电子天体物理学新分支学科。

热核分裂反应。W．Gahrel等(1988)H．Kebel(1989)提出在有些天体物理相论性等离子体中，由于热能高达1MeV以上(＞10¹⁰K)，热的质子、α粒子和光子可以直接分裂其中的轻核和较重核，如：p+²H→p+p+n，p+⁴He→³He+d，p+¹²C→⁹B+α，p+¹⁶O→¹³N+α，p+²⁴Mg→²¹Na+α，这样改变了等离子体中原有元素核丰度，因而会改变核退激的γ和俘获性γ的发射，故在大于0．5MeV的温度等离子体中，必须考虑热核分裂反应的重要性及其与天体物理环境的关系和应用前景，此时应首先考虑这些反应对γ射线发射谱产生的影响。热核分裂核反应比之散裂反应、俘获核反应以及退激核反应，相形之下重视不够。在70年代，研究星体演化和核合成中的p－p链和CNO热核反应时，仅考虑了俘获质子的γ射线，但未论及热核分裂反应及其对γ射线发射度的影响。正电子湮没和热核分裂已成为相对性等离子体天体物理中两大重要研究领域。

超高能的γ射线(T．C．Weekes，1988)。VHE(10¹⁰～10¹⁴eV)，UHE(10¹⁴～10¹⁷eV)，EHE(10¹⁷～10²⁰eV)的γ谱的发射过程计有：(1)逆康普顿效应，例如在天鹅座X－3X射线源中PeV高能电子与X射线光子的逆康谱顿作用而生成PeV γ射线。(2)磁韧致辐射亦称同步辐射。当电子或正电子的运动方向与磁力线成一定角度时，即投掷角不为零时，由于洛仑兹力使之绕磁场方向而螺旋加速，不断辐射出连续的电磁能，与同步加速器中由磁场偏折使加速的电子束不断产生的连续谱辐射生成机理相同，故称为同步辐射。若高能电子磁力线的弯曲，产生电子的角加速度而辐射电磁能，称之为曲率辐射。以上这些过程均属非核的机理，都是由超高能加速的电子所产生的。粒子竟然加速到人类粒子加速器尚不能达到的能量。尽管尚无满意的机理足以从理论上予以合理的阐述，但TeV－PeV观测数据是可信的，TeV－PeV过程是公认存在的。故γ射线天体物理学所论及的问题乃是有关最大能量粒子在宇宙中的发生和传输问题。用无线电、光学或X射线望远镜来观察上述高能过程，我们固然可以得到宇宙中最大能量过程的非同一般的细致观貌，但是这些光子都是远离这些粒子本身而发射(副产物除外)，唯有当我们用γ射线来观察时，才能直接深入到过程的真实核心，开始感觉到它的功效。用低能光子，就如同我们只能看到燃烧的烟雾，因而不可能了解爆燃的本质。近年来在太阳耀斑、超新星、新星、脉冲星、天鹅座X－1和X－3，银河中央、银河外，巨分子云的γ射线谱，γ射线爆，高温相对论性等离子体核裂与γ射线发射，超高能γ射线谱，γ射线受激辐射，γ射线探测技术等方面均有许多新成果、新进展，大大丰富发展了γ射线高能天体物理新学科。

太阳耀斑的γ射线谱的特性，功用等阐述如下：

γ射线谱的特性。太阳耀斑中被加速的粒子(质子、α粒子)与太阳大气互作用产生中子、正电子、π介子、放射性核及激态核能级，他们相应地产生被俘获、湮没、衰变和退激过程，生成可被观测的γ射线谱。(1)2．223MeV γ射线：它是俘获性γ射线谱中最重要的谱线，又是所有太阳耀斑γ射谱中最强线，是由于中子被H俘获得，¹H(n，γ)²H反应所生成的。中子主要来自He，C，N，O，Ne－Fe核的(p，n)，(α，n)散裂反应(spallation)，如：¹³C(p，n)¹³N……⁵⁶Fe(p，n)⁵⁶Co，¹³C(a，n)¹⁶O，……⁵⁶Fe(a，n)Ni……，有时质子－质子碰撞和质子－α粒子碰撞，生成高能中子和π介子。高能中子可在近地球空间直接探测得到，1982年Chupp教授对此已有报道，但当时并不知道生成这些中子的核反应发生于太阳大气层的何处。根据计算，其起始速度矢量朝着太阳光球层的大部分中子在光球层中慢化，接着被¹H或³He所俘获。前者生成2．223MeV γ射线，后者生成氘(³H)，称为无辐射的俘获，不产生γ光子³He俘获中子在截面为¹H的1．7×10⁴倍。慢化的中子存在和迁移时间依赖于光球层中¹H俘获中子的几率，也以同样程度依赖于光球层中的³He丰度(³He1／H～5×10^－5)，故观测此γ射线谱可测出光球层¹H或³He丰度。由于2．223MeV γ射线较之瞬发γ射线生成于太阳大气中的更深层次，因此对于靠近太阳圆面(即大气高度H=0)的耀斑，其2．223MeV γ射线被太阳大气所衰减比瞬发γ射线多。2．223MeV γ射线谱由于温度引起的增宽极小，在光球层温度为6000K时，其线宽只有100eV(1／2×10⁴)。中子亦可被重核所俘获，如被Fe核俘获，⁵⁶Fe(n．γ)⁵⁷Fe，所生成的7．632MeV γ射线也很重要，其强度视Fe核的丰度而定。(2)瞬发γ射线谱：它们来源于激态核的退激过程。最重要的有：¹⁶O核的6．129MeV，¹²C的4．438MeV，¹⁴N的2．313MeV，²⁸Si的1．779MeV，²⁰Ne的1．634MeV，²⁴Mg的1．369MeV，⁵⁶Fe的1．238MeV和0．8487eV γ射线，主要则由质子和α粒子直接激发核而产生。另外⁷Li^*的0．478MeV Be^*的0．431MeV γ射线谱乃由⁴He(a，p)⁷Li^*和⁴He(a，n)⁷Be^*聚变反应所产生。这些γ射线谱在天体物理中都是很重要的。有两类谱线：一类是窄的谱线，属于加速的质子和α粒子激发耀斑环境重核所退激的γ射线，因激发导致重核的反冲速度小，其多普勒宽度只有约100keV，发射强窄线的核素有⁵⁶Fe．²⁸Si，²⁴Mg等；另一类是宽的γ线，它是耀斑中加速的重核与环境元素丰度最高的H和He相互作用，被激发和退激所生成的因与轻无素相互作用，重核虽被激发，但失去能量较小，仍有相当大的速度，于是出现运动的γ发射体，致使γ射线有较大的多谱勒频移，形成宽的谱线，有的甚至宽化到与连续本底辐射相汇没。大于4MeV的γ射线来自C，N，O核，小于3MeV γ射线来源于更重的核，而且1～2MeV γ带中大部分来自耀斑加速粒子中比环境丰度有所增高的那些反应。由于大多数激态核能极寿命比太阳耀斑的任何特征时间都短，故核退激产生的γ射线是太阳耀斑中含能核(如质子)与环境核相互作用速率的一种特有的跟踪媒体，可供作此速率的直接而又灵敏的测度。通过线性和多普勒频移的方向信息，瞬发γ射线谱还可给出γ射线和核激发粒子的聚束化几何分布形态。(3)0．511MeV γ射线谱：太阳耀斑中的e⁺来源于π⁺介子的衰变(π⁺→μ⁺→e⁺)以及加速质子和核与环境介质相互作用生成的各种放射性核的衰变。太阳C⁺还可来自加速的电子对(e⁺－e^－)。重要的e⁺发散射核的寿命为大于20min到小于1s。生成0．1至几十MeV e⁺与环境太阳大气互作用而减速到几百eV，减速所历时间依赖于湮没的介质密度和磁场强度。0．511MeV γ射线强度不仅依赖于e^－发射核的数密度，而且也依赖于发射核的衰变速率和e⁺湮没速率，故在耀斑粒子加速的早期阶段以及在e⁺发射核生成20min以内，短寿命(1～2min)e⁺发射体¹⁴O和¹⁵O)为主导。在e⁺生成反应明显地停止之后，¹¹C核提供迟发的e⁺。此外e⁺湮没速率依赖于耀斑环境介质的密度、温度和离化度。在低密度中性介质，e⁺总是以PS形式进行湮没，只有当环境密度＞10¹⁵cm^－3时，相互碰撞迅速破坏PS束缚态，致使自由态e⁺湮没超过了PS湮没。实际的观测也证实了这一点，因太阳耀斑的0．511MeV γ观测谱形是对称的，对称线形是自由态湮没的标志，而PS湮没的75%为三态湮没，其γ谱不对称形。若耀斑环境介质完全离化，有相当高的电场存在，使e⁺动能大大超过了PS结合能(6．8ev)，则PS生成速率大大减小。在H等离子介质中，若T＞10⁶K，绝大部分C⁺都不是束缚态湮没。对湮没区来说，假定的这个温度是合理的，0．511MeV γ谱的观测宽度也证明了这一点。从其宽度的上限值来看，湮没区的温度应小于10⁷K。在T=10⁶K，0．511MeV线宽为大于10keV。在低温区，宽度只有几keV。例如在太阳大气的过渡层以下，即＜10⁵K部位，0．511MeV γ线宽应＜3．5keV。相对论性电子与耀斑环境质子碰撞由于带电粒子场的作用而生成的电子对(e⁺－e^－)湮没时产生瞬发0．511MeVγ射线。对19γ2年8月4日耀斑，求得电子对湮没生成的0．511MeVγ光子为8×10^－5～6×10^－4光子cm^－2·s^－1，比观测到的0．06光子cm^－2·s^－1通量小10²～10³之一，故0．511MeV γ线强度观测值中电子对的贡献小于1%。

除γ射线和中子之外，太阳大气中的核反应还生成许多含能核：²H，³H，³He，Li，Be，B而且也观测到太阳大气中³He丰度异常。由于有许多复杂因素混在其中，以致不能用³He的观测数据来说明耀斑中核反应问题。目前只有γ射线谱和中子观测结果才是太阳中核反应特性的唯一可以令人置信的例证，因所测两方面数据与几MeV以上的含能粒子所产生的核反应充分一致。因此2．223MeV中俘获γ射线谱，0．511MeV e⁺湮没γ射线谱FeK系统等离体X射线谱和H复合微波谱属于有名的四大特征线，构成了太阳的作用神奇的射线谱。

γ射线谱的功用。太阳耀斑中粒子相互作用模型有厚靶模型和薄靶模型两种。这里的厚靶和薄靶与核物理、粒子碰撞物理中的厚、薄靶的含义有相似之处，这就是厚靶粒子经相互作用后全被吸收，而薄靶则有部分粒子逸出。在耀斑模型中，就含能粒子的情况来说，薄靶模型是指加速粒子由于碰撞核互作用造成的能量损失正好为连续加速机理带来的能量输入所平衡，即在相互作用区有含能粒子逸出，厚靶模型则是指粒子在太阳大气中被阱获和慢化，并且全部粒子都经历相互作用而无逸出。就电磁辐射的情况来说(X射线、γ射线)，厚靶的辐射产额高于薄靶的辐射产额。根据γ射线观测数据推断耀斑中核相互作用为厚靶模型，其依据如下(表1)：

表1 γ射线耀斑

对照分析1980年6月7日耀斑的γ射线测量和行星际粒子测量的数据，发现生成γ射线的物理状态，这些问题均可¹²C的4．438MeV瞬发γ射线和延发的2．223MeV及0．511MeVγ射线的并行观测而得到很好的剖析。前者可肯定无疑地阐明加速核的历程，而后二者可对耀斑中子物理和正电子物理以及γ射线生成区的物理环境提供有价值的信息。

1．γ射线出现时间与粒子加速阶段。在一阶段加速的简单模型中，粒子由环境能量升至最后能量的全部加速过程很快完成，其机理为费米加速，即荷电粒子被迎面来的、与击波阵面相联系的运动着的磁化区所反射，并在此获得能量而加速。在二阶段加速理论中，首先有第1次适度加速，使粒子能量平均达到10⁵～10⁶eV，第1阶段加速时间在某些理论中有长达几天之久，在其他理论中可短至几分之一分钟。所有的第2阶段加速理论都推论加速粒子最终达到的能量一般要增加1～2个量级，而且为时很短，二阶段加速理论优点主是粒子平均每增高一次能量不需要像一阶加速那样大。根据瞬发γ射线的发射时间相对于硬X射线发射时间的滞后，来区分耀斑粒子加速的第1阶段和第2阶段。例如，最早的耀斑γ射线观测表明，硬X射线比瞬发γ射线早出现1min，对此可解释正离子(质子、α粒子及重核等)的加速晚于电子加速1min。这样耀斑粒子分阶段加速理论似乎已经有了观测数据的支持。然而较近的多次耀斑观测(1980～1981)发现耀斑瞬发γ射线比硬X射线仅迟后2～20s。这种大大缩短的滞后可以解释为不同的加速机理，也可能来源于质子的传播过程。这是致使粒子加速问题复杂化的γ射线观测事实之一。1984年，有人将耀斑γ射线观测所得的与加速粒子发生作用的离子数和同一耀斑的行星际观测所得的离子数进行比较，发现所有已经进行γ射线观测的大多数耀斑中经受相互作用的离子比逸出的太阳的离子多得多。这说明生成γ射线的离子与质子、α粒子等一道先被加速，接着又捕获(阱陷)于封闭的磁结构中，耀斑磁环最易具有此种作用，它是粒子加速接着阱聊并传输到低层大气而产生γ射线合适结构部位。这些观测事实有助于加深人们对耀斑粒子加速、传输、相互作用模型的认识，这是其二。2．223MeV γ射线与149～203KeV硬X射线的时间滞后达30s～3min。这较清楚表明，这个滞后时间就是中子在光球层中传播和阱获的时间，此时间的长短决定于中子的能量和传输所经历了介质密度的大小。实际上耀斑中产生的大于30MeV的质子与产生的硬X射线可能同时被加速。这是促使人们重新考虑原有粒子加速模型和传输模型的γ射线，这是观测事实之三。这样，原来认为较清楚简单的粒子分阶段加速问题变得复杂起来，成为专攻的焦点。新近有人试图将γ射线的生成模型(如前述的厚靶、薄靶)，与发射γ射线的相互作用粒子的加速机理和传输过程同太阳低层大气中磁场几何结构联系起来，进行综合考虑，以完善耀斑动力学模型。

2．γ，X射线时间差与磁场通道粒子传输模型。在耀斑的日冕区中，磁场强度只有50～100Gs。而在光球层中，磁场强度却高达1～2kGs，即开放磁场随太阳大气深度而逐渐全聚，构成磁道能量管。在管亦即磁环的根部，由于磁镜力的作用可使其中的含能粒子(电子和质子)在磁镜点来回跳跃而得到加速，并由于它与太阳大气介质相互作用而不断改变与磁力线所成的投掷角，这样使耀斑加速的粒子从冕区落入损失锥内，流入低层大气(光球和色球)，与高密度的介质相互作用生成γ射线和硬X射线，而粒子本身逐渐消失。故可根据磁镜力和损失锥分布来研究粒子(离子)的传输问题。例如，1980年6月7日耀斑的SMM观测显示4～6MeV γ峰比硬X射线峰滞后2s，这可能来自含能质和电子由磁环顶部运动到磁环根部的传输时间差，因为能量约10MeV的质子相对于100keV电子流过10¹⁰cm长的磁环能量管所应有的滞后的正好为2s。

3．γ，X射线时间差与中性束缚模型。1986年，Simentt提出了中性束的假说，即耀斑磁能为质子束所传递，大部分能量贮存于0．1～1MeV质子束中，以此作为主导的传输磁能的机理，而电子流则伴随质子以同方向运动而构成中性化粒子散射。质子则继续下沉，于是形成碰撞而使电子散射，质子则继续下沉，于是形成双层，产生电场。在电场作用下，电子得到加速，产生轫致辐射式的硬X射线，其源位置处于色球层中，而γ射线的源位置按厚靶模型应位于光球层。光球层位于太阳圆面，厚约500km，其上即为色球层，厚约2000km。两相邻层次的源位置与γ射线相对硬X射线的秒级滞后这一观测事实相吻合。这也说明生成更X射线的中性束模型与γ射线的厚靶模型互相一致。若能有更高的时间分辨观测数据，也许可以获得更为精细的信息。

(南京大学物理系固体微结构物理国家重点实验室王广厚撰)

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