【γ射线暴】
拼译：gamma-ray bursts
这是一种短时标、突然的高能γ射线暴发现象。它的发现完全是偶然的。1963年美国和前苏联签署了禁止核试验条约，为了监视这个条约的执行情况，美国研制了能探测突然核爆炸中放出γ射线的探测器，并将它们安装到Vela系列军事卫星上，送入轨道。1967年Vela卫星已经探测到并非来自地球，而是来自宇宙空间的γ射线暴。但直到1973年，Klebesadel等才在美国天体物理杂志上公开发表了观测到16个γ射线暴的事例，宣布这一新的天体现象的发现。70年代末，前苏联将高灵敏度的γ射线探测器安装到Venera卫星系统上，对γ射线暴进行了系统的观测，并取名KONUS实验。前列宁格勒约费技术物理研究所的Mazets小组将KONUS在1978年9月～1980年2月的观测结果汇编成一份详细资料，公布了在这期间所观测到的143个γ射线暴的发生时间、暴的方位、时间特性、能谱和流量及其变化等数据。1973年以来，PVO，HEAO1和3，SMM，ICE，Prognog，Helios2，Hakucko，Hinotori，Ginga，phobos以及GRO等宇宙飞行器上都安装了γ暴探测器，对γ射线暴进行了大量的观测和研究。虽然至今已观测到1000多个γ射线暴，但是还没有一个能完全确定无疑地与已知天体对应起来(1979年3月5日暴的方位与大麦哲伦云中N49超新星遗迹一致，但也不能完全断定这次暴来自那里)，因而无法确定这些暴源的距离。由于γ射线暴持续时间短，来不及搜索和跟踪，又发生在无法预测的位置上，以至无法采用窄视场、高灵敏度的探测器，而必须采用广角探测器。由于大气对高能γ射线的吸收，必须将探测仪器装在卫星上等原因，致使对γ射线暴的起源和形成，以及暴源离我们的距离、能源的产生、辐射机制、能谱的形成等很多问题尚未了解清楚，有待于进一步的观测和研究。
已经观测到的1000多个γ射线暴大体上可以分成两类。一类是所谓经典暴，绝大多数γ射线暴都属于这一类。它的特点是暴的持续时间长，从几百ms到1000s，平均持续期是15s，时间特性中具有多峰结构；能谱较硬并有线特征而且随时间变化；在几年之内没有观察到重新暴发现象。另一类是所谓软暴，至今只观测到3个。这类暴持续时间短(一般小于1s)；时间特性简单；能谱较软又无线特征(除1979年3月5日暴外)，而且不随时间改变。软暴有明显重暴现象，这3个暴已观测到100多次重复暴，其中1979年1月7日暴已经重暴了110次。γ射线暴辐射能量几乎全部都集中在γ射线能量范围内。已经观测到的暴的能量范围从几keV到100MeV。其中10keV以下(属于X射线)能量只占总能量的2%左右。KONUS观测的能谱范围在30keV到1MeV之间。1985年SMM卫星γ射线谱仪观测到大多数γ射线暴能量范围一直延伸到10MeV或者更高。对小于1MeV的连续能谱已采用了热轫致谱、热同步谱和逆康普顿谱进行拟合，它们都能拟合得很好。1MeV以上的谱则可以用幂律谱拟合，幂律指数取为－1．5到－3之间。经典γ射线暴能谱中除连续谱外还有线特征。在KONUS实验中，有20%～30%γ暴在20～60keV能量范围内存在着吸收线。这些吸收线通常被认为是强磁场中第1朗道能级回旋吸收线。由此得出磁场范围在(2～5)×1012G，这大致是中子星表面磁场强度。但多年来对回旋吸收线的真实性一直有争议，认为同时还应观测到更高朗道能级的吸收线。1987年Ginga卫星上γ射线暴探测器观测到了1987年3月3日暴在20keV和40keV处有两条吸收线，而后在1988年2月5日暴上也发现了类似的两条吸收线。它们被认为是第1和第2朗道能级的回旋吸收线。除吸收特征外，约有15%～20%经典暴在350～450keV范围内有发射线特征(1979年3月5日软暴也有发射线特征)。这些发射线被认为是由正负电子对湮灭成两个能量为511keV光子，然后经过中子星表面强引力场红移而形成的。连续谱和线特征都会随时间快速地变化。γ射线暴中没有探测到光学和射电波段的辐射，但在查阅过去光学暴的档案中，发现在确定γ暴方位的误差范围内曾有过光学闪烁。目前普遍认为γ暴起源于中子星，主要理由是：(1)由吸收线确定的磁场强度≥1012G，和中子星表面的磁场强度符合；(2)由发射线红移确定的引力场势和中子星表面的引力势一致；(3)γ暴上升时标可以短到毫秒量级，由此得到源的线度应在几十km左右，与中子星的大小相当；(4)1979年3月5日暴有明显的8s周期，这是迄今发现的最强一次γ射线暴，它的方位与大麦哲伦云中超新星遗迹N49一致，8s周期认为是遗迹中中子星转动周期；(5)如果认为暴源在银河系内，则暴的总能量应在1038erg左右，中子星是完全可以提供这些能量的。γ暴的能源问题已经提出了很多的理论模型，主要有热核暴炸、星振、偶然吸积和中子星转动等模型。热核暴炸(或闪耀)模型通过强磁化中子星(磁场≥1012G)，以较低的吸积率(1017～1018g／a)吸积星际物质或伴星物质。当吸积物质超过某一临界值时就会引起氢的燃烧，使吸积物质温度升高，产生3α过程，即氦燃烧，又可产生氢，同时提供γ暴的能源。热核燃烧可以提供的γ射线暴能量大约在1038～1040erg。星震模型可以是星体表层震动，中子星转速突然加快(glitches现象)，或者星体核心震动三种情况。表层震动类似于地震，若这种震动引起中子星磁场改变，由此释放能量大约是1034erg；如果震动引起星体半径改变，释放的结合能可达到1046erg。glitches现象是中子星超流核心和固体表层间角动量的突然转换，由此释放的能量大约在1042～1043erg。核心震动是中子星核心物态的相变(π凝聚，夸克相变等)引起的。释放的结合能可以达到1042～1045erg。彗星或者小行星与中子星的偶然碰撞或者中子星偶然吸积彗星或小行星，也可作为γ暴产生的能源。如果要产生1038erg的γ暴能量，要求彗星的质量～1017g。中子星转动变慢，将能量转换成γ暴而辐射出去也是可能的。对于磁场～1012G，转动周期～0．1s中子星将会提供γ暴1035～1036erg的能量。上述各种能源模型各有特点，由于还不知道任何一个γ暴源的确切距离，因此还不能确定哪些模型更合理些，哪些是应该放弃的。为了进一步研究γ射线暴的性质，探索暴源的位置和空间分布，1991年4月美国Atlantis号航天飞机将Comptonγ射线天文台(GRO)送入太空。其中安装了探测γ暴的仪器，它的灵敏度比以往的提高了一个量级，因而能探测到更多的弱暴，这个实验取名为BATSE。该小组主任Fishman在1992年1月美国天文学会会议上宣布，到1991年12月31日，BASTE已经探测到210个γ射线暴。这些暴在空间的角分布是各向同性的，即不论沿银道面或银心方向都没有明显的集中分布倾向。他们测得cosθ平均值〈cosθ〉=0．002±0．006
其中θ是暴源和银心间夹角。这显示γ暴的角分布有极好的各向同性，而同时又发现暴源沿径向分布却是不均匀的。他们用V／Vmax的平均值表示沿径向分布均匀性。其中V是以地球为中心延伸到暴所在处的体积，Vmax是同一个暴延伸到仍可被探测器探测到的最大体积。对于均匀径向分布的情况，平均值〈
〉应是0．5。但BASTE观测结果是
表明暴源沿径向分布很不均匀，而且弱暴明显减少。BATSE这一重要观测结果使对γ暴分布成为明显有争议问题，因为在已知银河系的天体中没有这种分布。银盘模型明显不行，它既不是角分布各向同性，又不符合径向观察结果。银河系晕模型，由于地球并不位于银心处，因此至少要求晕的半径应大于50kpc。由于γ暴事例几乎每天可以观测到一个，因此这个模型要求的中子星数目比通常知道的要多得多。宇宙模型自然可解释暴源各向同性分布，由宇宙学红移也可说明径向分布不均匀性，但这个模型要求暴源离我们距离达几十亿光年，这就要求每次暴必须释放出大约1051erg的能量。什么样过程能在突然暴发中释放出如此巨大能量是一个未解决的问题。宇宙模型的另一个问题是存在于能谱中线特征在如此遥远天体的情况下根本不可能观测到。
总之，γ射线暴研究从观测到理论都有待于进一步深入和发展，这一新的天体现象之谜终究将为人类所揭开。【参考文献】：1 Klebesadel R W，et al．Astrophys J(Letters)，1973，182∶852 Mazets E P，et al．Nature，1981，290∶3783 史天一．天文学进展，1991，9(2)∶964 Meegan C A．Nature，1992，355∶143(北京师范大学史天一教授撰)