伽马射线暴探测器

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1、 一、一、VeLa： VeLa 一词取自西班牙语，意思是守护者。这一系列的卫星共计 6组 12 颗，于 1959 年开始研制，1963 至 1965 年间陆续发射。它们纯粹是冷战时代的产物， 用于监视东方国家尤其是前苏联可能进行的外太空核试验，而这样的试验是被国际条约禁止的。 Vela 卫星外观呈 20 面体，发射时两星彼此相对（如右图，图片提供：NASA） ，在远地点推进引擎处连接，入轨后分开。每颗卫星带有 12 架外置 X 射线探测器以及 18 架内置伽玛射线探测器，稍晚的Vela 5 与 Vela 6 两对卫星还携带了光学探测器，用于探测大气层以内的核爆炸。 卫星轨道高度在范艾伦辐射带之

2、外， 设计寿命只有 6 个月，但实际上，每颗卫星的工作时间都超过了 5 年。 在 1969 年 7 月至 1972 年 7 月这 3 年的时间里，Vela 5 与 Vela 6探测到的 16 次爆发，持续时间从 0.1 秒到 30 秒不等，来自天空的各个方向，开创了伽玛暴这样一个新的研究领域。再往前追溯，Vela 4在 1967 年就已经探测到了伽玛射线流量的突增，更早的时候，Vela 3似乎也发现了类似现象。一般的说法都是认为，由于 Vela 的观测涉及军事机密，因此直到积累了足够多的数据，确认这些现象来自地球之外的深空以后，结论才得以发表。 克莱贝萨德尔 1973 发表后的几年间，是伽玛暴

3、理论研究的第一个黄金时代。各式模型纷纷出笼，总数居然比探测到的爆发数目还要多，其中就衍生出了日后的两大派系宇宙学距离上的坍缩星起源说以及银河系脉冲星起源说。 在众多天文爱好者中似乎颇为流行的黑洞蒸发模型也是此时提出的，虽说对伽玛暴圈子的影响并不算很大。截止到 1979 年，Vela 5/6 探测到的爆发总数是 73 个。这是对该现象的最早一批数据积累。 二、银河（二、银河（Ginga）卫星）卫星 银河卫星于 1987 年在鹿儿岛发射，1991 年退役。卫星在发射前原名 ASTRO-C，是日本的第 3 颗 X 射线天文卫星。其上搭载的设备包括大视场计数器、全天监视器以及伽玛暴探测器，其中最后一台

4、仪器的工作能段较宽，为 1.5-500 keV，可以做到全天观测。 有人说银河是让伽玛暴这样一个年轻的领域倒退十年不止， 也让许多研究者误入歧途。事情源自于几十 keV 回旋共振吸收线问题，还是在不止一次的爆发中发现的。之前，Mazets 等支持河内起源说的人得出了类似结论，但其准确性不是太高，银河的一些数据“证明”了这一假说。因此在银河之后，宇宙学起源理论几乎沦落到了无人问津的地步，而中子星相关模型却是蜂拥而上。许多研究伽马宇宙学的学者转向了河内起源说，直接导致了伽马射线暴相关研究的倒退。 其实银河卫星的主要贡献还是在其他方面， 比如发现了瞬变黑洞的候选天体、在 X 射线脉冲星中发现了回旋辐

5、射的谱线、在塞佛特星系中发现铁的吸收与发射线、在银心区域探测到了 6-7 keV 的铁线，等等。 三、三、康普顿伽玛射线天文台康普顿伽玛射线天文台 康普顿伽马射线天文台于 1991 年 4 月 5 日由亚特兰蒂斯号航天飞机搭载升空，质量 17000 千克，轨道高度 450 公里，周期约 90 分钟。探测器上搭载了近 7 吨重的天文仪器，包括 爆发和瞬变源试验设备（BATSE，由美国宇航局马歇尔空间飞行中心研制） ，由 8 台同样的装置组成，分别安装在卫星的 8个角上。观测能段为 20-600 keV，目的是探测持续时间很段的伽玛射线暴。 定向闪烁光谱仪（OSSE，由美国海军研究实验室制造） ，

6、由 4台探测器组成，分为两组，每一组都可以独立观测。能段范围为 0.05-10 MeV， 康普顿成像望远镜（COMPTEL，由德国马克斯普朗克研究所和美国新罕布什尔大学共同研制） ， 观测能段为1-30 MeV ， 。它在工作期间观测了铝的 1.809 MeV 谱线，发现它们集中在银道面上，并且主要分布在银河系中心和旋臂附近，表明重元素的主要来自于大质量的恒星。 高能伽玛射线试验望远镜 （EGRET） ，用于观测 20 MeV-30 GeV的高能伽玛射线，并具有极高的时间分辨本领。该仪器由美国宇航局戈达德空间飞行中心、马克斯普朗克研究所和斯坦福大学共同开发。在工作期间，它探测了一批蝎虎座 BL

7、 天体的高能伽玛射线辐射，并使伽玛射线脉冲星的数量增加到8 个，还给出了若干个伽玛射线暴的高能辐射。 康普顿伽马射线天文台给伽马宇宙学界带来了全新的气象。 现在所用的伽玛暴基本理论，大多还是在康普顿时代发展起来的。康普顿所发现的伽玛暴各向同性分布，让河内起源说大势尽失。作出这一重要发现的是康普顿携带的 BATSE，也就是爆发和瞬现源实验设备，正是为了伽玛暴的探测而设计，并可以从事谱分析。另外值得一提的是EGRET， 利用对产生原理进行高能伽玛源的全天监控。 在将近 10 年的工作期间，EGRET 发现了 30 余个高能伽玛暴，其中 GRB 940217 的最高能量更是高达 18 GeV。这些发

8、现可以认为是 GLAST 的一大研发动力。 康普顿天文台还配备有成象设备 COMPTEL 以及光谱仪 OSSE，它们在太阳耀斑高能辐射、超新星遗迹、银心正反物质湮灭等方面作了奠基性的观测。 2000 年，星上搭载的一台陀螺仪失灵。如果第 2 台陀螺仪再发生故障，星体姿态将失控，有可能坠入人口密集区域。为避免事故的发生，6 月 4 日，NASA 决定人工控制让仍可正常工作的康普顿天文台脱轨，返回大气层，落入太平洋。自 1991 年发射以来，康普顿共探测到了 2700 余个伽玛暴，发现了爆发时间的双模分布以及一系列统计关系，大大促进了理论研究。此外，康普顿还进行了完整的铝26 巡天以及高能巡天，发

9、现了软伽玛射线再现源，等等，也让天文学家第一次系统准确地一窥高能宇宙。 现在对伽玛暴的观测早已进入迅速准确定位多波段后续观测的时代，但康普顿的数据仍没有完全退出历史舞台。如伽玛暴的时延仍是沿袭了康普顿时代的能段定义，而 Tsutsui et al. 2007 仍是用康普顿观测到的 500 余次爆发寻找统计关系。 四、四、BeppoSAX 尽管康普顿的工作令伽马射线暴的研究大大前进了一步， 但其过于粗糙的分辨率并不能对爆发余晖和红移做出更精确的测量。 最终发现余辉从而让标准模型发扬光大的，是意大利与荷兰合作的BeppoSAX。BeppoSAX 最初的设计目标其实是 X 射线宽能段，是第一颗从 0

10、.1 keV 覆盖到几百 keV 的天文卫星，适宜观测具有宽频辐射的目标。 据说是 BeppoSAX 在设计之初甚至根本没有考虑伽玛暴的探测，后来才添加了专门的监测设备；其研制过程更是一拖再拖，拖延了10 年之久，还险些中途搁浅。BeppoSAX 卫星的另一特点是可以以角分级的精度监测大视场。这两大优势结合在一起，对于伽玛暴研究关键突破的完成发挥了主要作用。 BeppoSAX 的设备包括宽视场照相机与窄视场设备，前者为两台编码板照相机，有 40 度乘 40 度的宽视场，对 2 至 30 keV 的能段敏感，可以进行伽玛暴的早期定位；后者包括中低能光谱仪、气体火花正比计数器等，还有兼作伽玛暴触发

11、设备的极硬 X 射线探测器 PDS。不过在实际操作中， 因为 PDS 的杂乱信号较多， 往往还是宽视场照相机与康普顿天文台的 BATSE 协调观测，互相认证。 自从1996年4月发射以来， BeppoSAX接连记录下了多次伽玛暴，但想确切地探测到 X 射线乃至更低能量的余辉，还需要等到 1997 年2 月 28 日那次里程碑式的爆发。 对于伽玛暴观测来说，BeppoSAX 一大不足是探测率。康普顿基本是每天探测到一次爆发，但 BeppoSAX 每年的探测总数却只有两位数，因此无法对更多的伽玛暴进行细致研究。而其窄视场设备在触发后几小时的定位延迟也是个问题， 至少这对持续时间短于 2 秒的短暴探

12、测力不从心，也不利于地面与空间的台站及时安排后续观测。 BeppoSAX 在其他领域也作出了不少工作，主要是对大量 X 射线源所作的宽波段光谱观测。 2002 年 4 月， BeppoSAX 结束了科研任务，并于次年坠入大气层。 五、五、HETE-2 相对康普顿、BeppoSAX 的光辉，HETE-2 就有些命途多舛。1996年，HETE-1 在兴建分离时发生爆炸，导致 HETE 计划受阻，否则率先发现余辉的荣耀可能就要归于它了。 出于发射成本和卫星本体重量（273 磅）的考虑，HETE-2 并非象康普顿那样由航天飞机运送，也没有采用德尔他火箭或是 BeppoSAX所用过的 Atlas，而是选

13、择了机载发射的飞马 XL。 HETE-2 的历史可以追溯到 1983 年。与 BeppoSAX 近乎混乱的设计过程不同，HETE 一开始的定位就是探测伽玛暴，配备有宽视场的伽玛射线探测器以及 X 射线成象设备。由于在 BeppoSAX 工作的最初几年内并未探测到太多有较强光学/紫外辐射的爆发，HETE-2 在建造过程中把原先安置的紫外照相机替换成了软 X 射线照相机（SXC）以及光学 CCD，后者主要充任导星仪器。为避免太阳的干扰，同时充分利用太阳能为帆板供电， HETE-2 的 2 立体角视场中心始终指向太阳对侧。由于控制人员很清楚地知道卫星的指向，就为安排后续观测带来了极大的便利。但这样一

14、来，巡天视场却是有所限制：只能沿黄道观测全天的 60%。 HETE-2 最大的亮点是确认了超新星与伽玛暴长暴的成协性， 也就是 GRB 030329 与 SN 2003dh 的成协。大质量坍缩星作为长暴中心能源的地位此时被正式确立，跟随 GRB 980425 而来的超超新星（Hypernova）模型也由此得到了发扬。当然，此时已不是纯粹回归于 60 年代 Colgate 的假说，而是有了更深入的探讨。 这颗卫星另一大功绩是解决了 BeppoSAX 时代的光学暗暴之谜。这其实是 BeppoSAX 反应速度过慢， 无法及时安排地面后续观测所致。由于 HETE-2 的 SXC 可以在爆发后几分钟内完

15、成暴源的角分级定位，大多数（80%）的伽玛暴都有光学/红外余辉观测到。对能谱较软的 X射线闪（X-ray Flash）也在此时期被大量发现。这些与确认同超新星的成协性一道让伽玛暴相关话题又一次列入了当年的十大科技进展之一。 六、六、Swift 卫星卫星 雨燕卫星发射于 2004 年 11 月 20 日， 质量 1470 千克， 轨道高度600 公里，搭载有 爆发警示望远镜（BAT） ，使用编码孔成像板，面积为 5200平方厘米，工作能段为 15-150keV。 X 射线望远镜（XRT） ，能够对伽玛射线暴的余辉进行成像，精确测定伽玛射线暴的位置，误差大约为 3.5 角秒，工作能段为 0.2-1

16、0keV。同时也能够监测余辉在数日到数周内的光变曲线。 紫外/光学望远镜（UVOT） ，工作波段为 170-650 纳米，能够对伽玛射线暴在光学波段的余辉进行成像，也能测定其亮度和光谱、以及长时间光变曲线。 由于伽马射线暴的瞬时性（尤其是爆发时间小于 2 秒的短暴）和方向上的不确定性， 其观测自然对观测器的反应速度有着很大的要求。雨燕可以说是迄今为止反应速度最快的天文观测器。 雨燕搭载的 3 台科研仪器覆盖了从软伽玛射线到光学的空前宽波段， 其中能覆盖全天1/7 面积的爆发预警望远镜（BAT）可以在触发 12 秒内完成爆发的初步探测与定位；X 射线望远镜（XRT）可以在 100 秒内转向并为爆发进行角秒级精确定位；紫外/光学望远镜（UVOT）可以在 30 秒内作出反应， 同时在 300 秒内请求地基台站的协助观测。 2004 年 12 月 17日， 尚处调试期的BAT就探测到了第一次爆发。 次年5月， GRB 050509B成了第一个有余辉探测到的短暴， 并成了当年十大科技进展之中子星相关的主角。Swift 也就此完成了一大设计目标。 由于雨燕的突