关于γ-射线爆问题的讨论——与陆埮先生商榷

γ-射线爆问题诚如陆埮先生所说“γ=射线爆(简称γ爆)是来自宇宙空间的γ-射线的一种突然增强的现象,是1967年美国vela卫星在核爆炸监测过程中由克莱贝莎德尔(Klebesadel)等人无意中发现的。至今人们已经观测到了2000多个γ爆,但爆源是什么天体,至今尚不清楚。这是十分重要而又十分神秘的一种天文现象。今天,它成为非常活跃的     

一个备受天文学家关注的γ射线爆发

至今,有光学对应体的γ射线爆已发现了九例,除本刊1999年第2期报道的1997年发现的三例外,1998年3月26日3月29日、5月19日、6月13日和7月3日又各发现了一例,而使天文学家最感兴趣的则是今年1月23日发现的一个γ爆.     

γ射线爆发源:清教徒与骑士之争

去年年初公布的美国“康普顿γ射线观测站”卫星关于宇宙γ射线爆发源均匀地分布于天空背景的观测结果,在国际天文学界引起了一场关于γ射线爆发机制的争论,如今可说已达白热化程度。宇宙中的高能物理过程一般都伴有γ射线辐射。γ射线的穿透力很强,它携带着丰富的宇宙信息,自由地进入太阳系,为人类所探测     

宇宙γ射线暴

宇宙γ射线暴(以下简称γ暴)是七十年代高能天体物理学中的重大发现。如同六十年代X射线源、射电脉冲星的发现一样,γ暴的发现也是偶然的,然而,又是空间科学发展的必然产物。这种γ射线的爆发短暂、高能、出现又无规则,因而吸引了许多实验和理论工作者。它们来自何方?是什么样的天体在怎样的过程中产生的?至今仍是一个诱人的谜。     

宇宙线粒子的时间相关

1973年宇宙γ射线暴的发现,引起人们猜想:对于宇宙线荷电粒子,是否也存在类似的高能爆发现象?近年来,已开始出现寻找宇宙线粒子暴的实验。例如,寻找关于γ暴起源的尘粒模型所预期的地面μ子暴,寻找超高能区(10~(13)～10~(14)eV)γ射线暴在空气中引起的次级粒子暴。这些实验都是研究在宇宙线粒子计数的泊松分布背景上是否存在异常的高计数事例,它们的结果都是否定的。这些实验都采用不加选择地测量粒子计数分布的办法,因而比较稀少的爆     

强磁化等离子体中的热轫致辐射

自六十年代发现脉冲星以来,在B=10~(12)-10~(13)高斯的强磁场中发生的物理过程就引起了人们的普遍关注。而近年来对宇宙γ射线爆的仔细观测更显示出强磁场效应的重要性。然而,时至今日,这一研究仍远未完成,尤其是对光子辐射过程,现有的理论研究还很不全面。脉冲星的辐射机制至今仍无满意结果,γ爆的谱型特征更是一个难解之谜,要想解决所有     

γ射线暴的一年

2005年的多个γ射线暴（以下简称γ暴）,使得天体物理学家瞄准了银河系内外的中子星以及最为遥远的暴发——[编者按]     

自然信息

γ射线源是一类新天体吗? 由于探测上的困难,γ射线天文学的进展受到了限制。非太阳γ射线天文的成就是在本世纪七十年代以来才取得的。观测γ射线的“小型天文卫星-B”(SAS—B)和宇宙线观测卫星“宇宙号-B”(COS-B)已发现了一些γ射线源。     

迄今观测到的银河系中最剧烈的γ射线暴

据英国Nature，2005，434：1098报道，2004年12月27日，所有太空中的γ射线探测器都记录到了迄今为止最亮的软γ射线再现源(SGR)1806—20的γ射线大爆发。这次爆发蔚为壮观，是人一生难见的事件。Nature发表了多篇文章展示对此次SGR大爆发的研究成果。     

实现γ射线激光之路

分析了形成激光的诸要素,统一地理解了普通(以原子、分子或凝聚态物质为介质的)激光和自由电子激光的运作机制.由此认识了实现γ射线激光的困难和解决办法,即让带电粒子在普通激光中摆动,再配以适当的"共振"和"抽运"机制.为了进行精确可靠的分析我们建立了激光中的量子电动力学.她与真空中的量子电动力学等价,因此是当今最可靠的物理理论.由此明确得出的结论是,一束适当能量的单能直线前进的电子与一束单色平面波普通激光迎面相撞将产生γ射线激光,称为量子自由电子激光.当然,这是理想条件下的理论结论.然而协同学(synergetics)告诉我们,在实际条件逼近理想条件的过程中会有一临界点,越过这一点,诱致辐射的正反馈会导致一雪崩式的过程,电子束与普通激光碰撞产生的γ射线束遂相变为γ射线激光.     

正负电子三光子湮灭中γ射线的角度-能量关联的实验研究

正负电子三光子湮灭是量子电动力学的基本过程之一,按照能量、动量守恒,三光子湮灭放射γ射线的能量和角度是有确定的关联的,在1954年,曾用三重符合方法,对几种角度安排,测量过三光子湮灭放射的γ射线能量,但是并未得到角度-能量关联曲线,且在实验中用了三个NaI(Tl)闪烁计数器,其能量分辨率差(对511 keV的γ射线的半高全宽度FWHM≌200keV),因而严重地影响了实验结果的精确度,具有高分辨率的Ge(Li)探测器的发展和高产额的电子偶素源,使我们可以对正负电子三光子湮灭放射γ射线的角度-能量关联进行     

GRO卫星与宇宙γ射线研究

当光学天文学家注视着从有缺陷的哈勃天文望远镜得到的第一幅有用图像之时,他们那些企图通过γ射线来研究宇宙的同事却正准备发展哈勃望远镜的新伙伴——大型γ射线观测器.耗资55千万美元的γ射线观测器(GRO)目前在佛罗里达卡那维尔角(Cape Canaveral)的肯尼迪空间实验中心,等待着航天飞机将其送入轨道.只是现在航天飞机发射计划一再受阻,从今年4月推迟到11月,又从11月推迟到明年3月.这颗观测卫星的发射,可望使天文学家借助这种宇宙所产生的最强射线之一来全面研究宇宙.     

超高分辨率γ射线穿透特性的测量

我们利用由无反冲原子核γ射线源和共振吸收体组成的γ射线谱仪,测量γ射线穿透介质的特性。实验时,用处于相对运动的~(57)Co源,使~(57)Fe的14.4千电子伏γ射线穿透碳、铝、铜等不同材料的     

计算无规聚丙烯~(13)C-核磁共振谱甲基碳的化学位移

如果在原子核裂变时形成密度高于正常原子核的超密核,将会放出高能γ射线。我们用铅玻璃全吸收γ谱仪测量~(252)Cf自发裂变时放出的γ射线,着重搜索能量大于50兆电子伏的高能γ射线。实验用ZF_1型铅玻璃(大小为12×12×20厘米~3)的谱仪记录γ射线。强度约200裂变/秒的~(252)Cf     

神秘的γ射线爆源

神秘的γ射线爆源Ｊ．ＤｏｎａｌｄＦｅｒｎｉｅ著梁海浪，卢兆基译读者也许还记得，一年前我写了一篇专栏文章，以庆祝２０世纪天文学上享有盛名的大辩论７５周年。当时参与辩论的双方代表人物是哈罗·沙伯利（ＨａｒｌｏｗＳｈｏｐｌｅｙ），他是华盛顿卡内基学院威尔逊...     

为γ射线暴降能

一天数次γ射线暴 (简称γ暴 )会从外太空抵达地球 ,γ暴仅持续几秒钟。由于持续时间短 ,γ暴的位置一直无法精确的测定 ,直到 1997年ＢｅｐｐｏＳＡＸ卫星发现了γ暴之后持续数天的余辉。由卫星提供的精确位置使光学和射电天文学家能探测到持续几天至几个月的光学、射电余辉。在余辉退去之后 ,寄主星系就能被识别出来。通过对寄主星系红移值的测量 ,发现γ暴释放出巨大的能量。在极端情况下 ,γ暴ＧＲＢ990 12 3释放了超过 10 54 尔格的能量 ,相当于一颗恒星的静止质能。现有的理论模型无法解释如此大规模的能量释放 ,导致了所谓的γ暴能源…     

1979·3·5γ射线“超爆”

1973年人们第一次发现宇宙γ射线爆发,对此,尽管有着各种各样的解释、模型和猜测,但人们对其神秘的特性的了解还很肤浅。关键就在于,其爆发前后处于稳定态时究竟是什么天体我们还不清楚。最初由于不能精确确定爆发的方向,所以无法进行证认。1976年后可以确定爆发的方向,却始终未从爆发方向找到过任何光学或者X射线、γ射线的稳定源。1979年3月5日这一天,在宇宙γ射线爆发观     

追踪γ射线暴

机器人虽然还无法从事世俗的工作———如修剪草坪或者洗袜子———但它们却可以向你展现宇宙中的壮观景象。天文学家已经把程控望远镜用于巡天 ,借此来寻找来自深空的、短暂而巨大的高能爆发———γ射线暴 (以下简称γ暴 )。在经历了几年的努力之后 ,现在这些程控望远镜带来了惊人的结果。去年晚些时候 ,一颗X射线卫星向互联网预警系统发布了两个γ暴的位置。在几分钟内 ,地面上的程控望远镜就对准了这两个目标 ,并且拍摄到了低能光学波段的余辉照片。这两次观测向我们展示了惊人的结果 ,一个不同寻常的长时间爆发和一个极为短暂的爆发。…     

用γ散射法分析样品成分的实验研究

一、引言 1924年,吴有训在研究康普顿效应时发现,γ射线和物质的弹性散射截面与非弹性散射截面之比,随着元素的原子序数而变化。近年来,利用这个现象,发展了一种新的核分析技术——γ散射分析技术。这种分析方法是用一定能量的γ射线入射到待测样品上,然后在     

耀斑高能辐射延迟的一个特例

耀斑中高能辐射延迟包含两个方面的含义,一是与能量有关的硬X射线峰值延迟,二是γ射线(这里指即时γ射线谱线)峰值相对硬X射线峰值的延迟.这两类延迟具有不同的物理意义,前者反映的是不同能量的高能电子在加速或传播上的差异,而后者反映的却是高能电子与高能质子在加速或传播上的差异.一般说来,延迟时间随能量增高而增加,但也有一类情况,时延仅仅在一定能量之上才体现出来.具有高能辐射峰值时延特性的耀斑仅占耀斑总数的很少一部分.Bai等基于SMM早期的观测结果,统计研究了耀斑高能辐射延迟事件的特征,发现高能延迟事件主要发生在渐变型γ射线谱线耀斑(GRL)中,310～521 keV相对59～135 keV的延迟时间在10s左右,仅有一个耀斑延迟时间长达100s;4～8 MeV辐射相对40～80keV辐射的峰值延迟在2～60s;而在脉冲型GRL、中间型GRL,以及非GRL耀斑中,一般无时延或仅有很小的时延.