VHEγ射线天文学的研究可以回溯到20世纪50年代某些先驱者们的工作。当时，在英国哈维尔（Harwell）的基本测量表明，广延空气簇射发射契伦科夫辐射光，在晴朗的无月光夜晚用灵敏的光电倍增管就能比较容易地观测到这种契伦科夫光。这种光紧随簇射粒子几乎在同一时间以短暂的爆炸式闪光抵达地面。每个爆闪只持续10亿分之几秒钟，此刻发出的亮度能大大超过恒星天空的亮度。正在对夜空作监视的单个的光检测光电倍增管对能量为10^15eV附近的宇宙射线簇射非常敏感。发自这种簇射的光脉冲能很容易地被记录下来。如用反射镜把这种光集中到光电倍增管，这段较低的能量就能进行研究。50年代以及稍后的时期，探照灯反射镜已经能广泛提供，用作这一目的也很流行。当前已很难令人相信，但当年在世界最大城市之一的悉尼市靠近市中心就进行过这种观测。显然，最近几十年内光污染才严重起来。实际上是γ射线天文学家在尽可能观测低能量区时才能发挥最大优势。设置在地面上的望远镜所观测的能量范围就在10^12eV以下。观测相对如此之低的能量，必须采用大反射镜尽量汇集大量光能，还必须采取多种手段加强γ射线信号，以防备宇宙射线信号强大背景的干扰。有些装备着巨型反射镜阵列的太阳能发电站，在不能完成原来工作任务时就把一些反射镜用于这一工作。若干年前，阿德莱德大学曾利用了一套典型的太阳能电站系统，它原来是澳大利亚国立大学为新南威尔士内地的蛋白石矿小城怀特克利夫斯（White Cliffs）建造的。该系统具有惊人的汇集契伦科夫光的能力。我们知道这一领域观测的成败在很大程度上取决于仪器设备的精巧与否，而大型反射镜结构在巨大重力的作用下，其建造精度受到限制。
当前，奇妙的光电倍增管照相机已经用在捕捉簇射的观测上，它能用十亿分之几秒钟的曝光时间把簇射的图像拍摄下来，而颇为粗笨的太阳能电站反射镜阵列对于获取高质量图像往往不能胜任。
在美国爱尔兰合作研究组的领导下，利用装置在亚利桑那州南部霍普金斯山的10米口径大型聚光反射镜，目前有许多研究组正采用契伦科夫技术在VHEγ射线天文学领域从事研究工作。关于这个研究组的研究历史，能回溯到20世纪50年代哈维尔先驱者们的研究工作。他们当时成功地发展了一项强有力的技术，能在选取γ射线初级粒子引发的簇射图像时，排除宇宙射线产生的簇射图像。由于μ子的产生使得宇宙图像很粗糙。另一方面，γ射线簇射却有远为干净的泪滴状图像，图像指向所研究的源的方向。通过对图像的仔细选择测量，就能把数据组中大部分粗糙的宇宙射线簇射清除掉，并能大幅度地改善γ射线对背景偶发事件的比率。一定的实验加上里兹大学M·希拉斯（Michael Hillas）教授的天才，这个研究组发现了来自最著名的超新星遗迹蟹状星云的清晰无比的信号。随后他们又进行了更具决定意义的观测。他们从马卡良421（Markarian 421）的方向上接收到一个清楚的信号。马卡良421是包括类星体和活动星系核的高能星系天体这一类之中离我们最近的天体。从两处取得的信号都很清楚，毫无疑问它们是存在的。
对马卡良421的观测，现在有可能跟踪它的γ射线亮度的日常巨大变化。其他研究组（例如澳大利亚、日本联合研究组，CANGAROO是一个富于想像力的首字母缩略词其意思是：内地γ射线天文台澳日合作研究组，基地建在遥远的澳大利亚的伍默拉市区），主要利用与光电倍增管照相机类似的设备，不辞劳苦地从事着增加VHEγ射线源目录表的工作。一个崭新的天文学领现已具备坚实的基础。
在这一能量范围上下的γ射线，几乎确定无疑是由天体物理源产生的。产生过程类似于宇宙射线簇射中的运作过程。使我们回忆起宇宙射线进入大气层并与空气核相互作用的过程。这就导致π介子发射和中性π介子衰变而产生γ射线。假如宇宙射线粒子从包含气体、尘埃和甚至其他辐射的天体物理所研究的区域通过，定会产生同样的相互作用，其结果将是那个天体向外发出γ射线。我们确信UHEγ射线是从中子星双星发出来的，就是因为它的那颗普通恒星的大气是能产生相互作用的靶材料。同样的道理，黑洞处在强大活动星系核的更加剧烈的环境下，也通过这同样的过程发生γ射线。就这样，对马卡良421的观测为我们提供了无可辩驳的证据，它使我们相信自然界存在着一类能量极高的天体，粒子数量庞大的极强高能宇宙射线就是从它们发出来的。
γ射线爆发
宇宙射线从所有方向飞向我们，并无明显的优势方向。在天体物理学中还有另一个现象，也有高能量粒子神秘的从所有方向射向我们。这就是通常在航天器上观测到的一连串强γ射线爆发。这些γ射线的典型能量为1MeV，远低于我们刚才讨论的能量。但据推测，按道理它们可能与宇宙射线有某种联系，尽管这种关系人们至今还不甚了解。
我们在努力寻求对宇宙的了解，宇宙中的事物引导我们发现了许许多多奇特的现象。在认真的观测帮助之下，我们对很多现象有了创新性的理解。随着知识的增加，可能会证明我们的某些浅显的认识只是暂时性的，但起码给人们提供了某种可信的解释。在γ射线爆发的观测研究中，我们对于一个已经熟知有四分之一个世纪之久的现象，至今还没有取得比最初的试用性理论更好的理论解释。事实上，暂时涌现的各种猜测性的理论解释甚至比有待阐明的爆发的个数还要多！或许我们应当想起，科学就假定宇宙多少是以合乎理性的面貌呈现在我们面前这个意义来看，宇宙是可以描述的。
因为我们知道，宇宙中的γ射线往往是宇宙射线在发射源发生的相互作用的结果，所以把γ射线爆发归入了宇宙射线的讨论内容之中。对γ射线爆发的解释可能是揭示宇宙辐射之谜的重要关键。另外，γ射线爆发有一些和宇宙射线类似的纠缠不清的特性。它们都是均匀地来自所有方向，并且它们之间以及与任何其他已知的天体物理过程之间都看不出有什么联系。
对γ射线爆发的观测
原子弹爆炸的特性就是产生短暂而强烈的γ射线爆发。检查是否遵守1963年部分禁试条约的一个有效办法是，由美国军事部门发射维拉（Vela）卫星系列，卫星装备着γ射线检测器构成的检测系统对γ射线的短暂爆发进行监测。令人高兴的是，卫星检测系统对来自空间和来自地球表面的γ射线都同样敏感。可是，又让人遗憾的是，所接收到的爆发分不清是从哪里来的！发现了一些明显具有核爆炸特点的强烈爆发，但是有好些年都没能公诸于众。用比较传统的检测方法在相同时间并没有检测到爆发。
当年在20世纪60年代末期，S·科尔盖特（Stirling Colgate）和他的同事们在新墨西哥州对各种类型超新星爆发的预期的详细过程进行了计算。他们的预言之一是，超新星会产生强烈的γ射线爆发；这似乎是对维拉卫星检测到的现象的可以相信的解释。然而，在卫星检测到的资料中寻找不到任何当时超新星爆发的形迹，即找不到它们之间的相关性。
由于没有现成的解释，就需要从最初的原理出发系统地对爆发现象进行检验。有个更简单的问题是，爆发不一定来自超新星，但是它是否能由一个以上的航天器用符合方法在同一时间测量呢？在科尔盖特和E·泰勒（Edward Teller）［或许人们更熟悉他在作为γ射线源的原子弹中的工作］的鼓舞下，从1969年到1972年，利用从4颗维拉卫星取得的资料进行了这方面的探索。任何一个航天器所检测到的可能爆发率都很低。在整个观测期间，有16次爆发两个航天器同时检测到，有两次爆发四个航天器都检测到了。作为统计性的偶发事件来看符合的机会也太少了。结论必须是，γ射线爆发是宇宙间不断发生的事件，爆发源尚且不能确定，似乎不是超新星。
当前对γ射线爆发的观测研究主要集中在一个实验（爆发和暂现源实验，BATSE）。这个实验是专门为观测研究γ射线爆发设计的。另外，1991年由航天飞机发送的NASA空间飞行器载着康普顿γ射线天文台也对此进行部分的观测研究。这个实验的灵敏度很高，比维拉卫星系统检测到高得多的爆发发生率。爆发完全由γ射线和高能X射线组成。也就是，大多数粒子携带着1MeV左右的能量，很少有能量低于0。05MeV的粒子。尽管在天文台的观测资料中进行了努力搜寻，至今尚未发现爆发的光学对应体。
所检测到的爆发平均发生率粗略地说是每天一次。正像我们说过的那样，爆发是短暂的，一般只持续几秒钟的时间；不过也曾观测到短到3％秒和长到100秒的爆发。引起人们兴趣的一点是，似乎很少有持续2秒钟左右的爆发。可能存在着两种不同类型的爆发，时间短的一种持续时间为1秒钟左右（平均为0。3秒），时间长的一种持续时间长于3秒钟（平均为20秒）。在这里我们必须得仔细一点，因为如果我们的仪器更灵敏的话很有可能检测到持续时间更长的信号。这是受到1994年2月17日的一次十分强烈的爆发的启发而想到的。那次爆发首次出现持续的时间为180秒钟，但后来发现它的某些效应一直持续显示到10小时后。天文学家往往试图知道观测到的这种现象的精细时间结构。因为我们知道，现象的时间结构可以提供有关源的大小的线索。在爆发持续时间中，曾经见到过时间结构短于0。1％秒的爆发，它提示我们会存在着比300千米还小的发射源。
我们很快就会知道，探测爆发方向的一个精密的方法是，测量信号通过若干颗卫星上检测器的时间。在这个功能上，BATSE和以往的爆发实验大不一样，它只用系统自身的检测器就能把每次爆发的方向以适合要求的精确度确定下来。它是潜在能力很强的设备装置，因为如果当爆发出现时地面各天文台能得到爆发方向的信息的话，就有可能调动光学的、射电的和各种其他的望远镜立即指向天空那个区域进行搜寻，进行对发射源的联合认证。利用BATSE就几乎有可能实现这一过程，但是由于在方向确定上还有相当大的不确定性以及处理数据资料仍需要时间，所以仍然有很大的局限性。在这一目标完全到达之前，可能还需要进行下一阶段的完善化爆发实验，美国正在开发的称做HETE（高能暂现实验）的小型卫星实验，将很快使这个多望远镜实验第一次变得切实可行。
从最早期起，所观测到的爆发就是突然出现的。爆发到达各个特定空间飞行器的时间之间一般保持在1/20秒钟以内。这段保持时间使得我们能用与地面检测器阵列再现大气中宇宙射线簇射方向大体相同的方法找到爆发到达方向。维拉卫星的轨道半径比100000千米（十万公里）稍大些。当爆发出现时，两颗维拉卫星如果恰好位于相距最远的轨道两端，两卫星之间的距离间隔最大，是轨道半径的两倍。γ射线是光线的高能形式，行进的速度是光速�
小提示：按 回车 [Enter] 键 返回书目，按 ← 键 返回上一页， 按 → 键 进入下一页。
赞一下
添加书签加入书架