你不知道的宇宙大爆炸
（荷兰）霍弗特·席林 著，乔修峰 译，广西师范大学出版社

为给GLAST发射造势，前些天发了两篇相关的文章。既然有读者留言希望获知一些背景知识，不妨推荐一本现有的科普书籍。

何为伽玛射线暴？它们是宇宙中的随机爆发，在伽玛射线的天空中发出短暂的闪光，在几秒钟的时间里释放出惊人的能量。自从60年代末被偶然发现以来，关于它们的起源一直是众说纷纭，直到最近，随着探测器的进步，研究者才对它们的发生机制有了比较确切的认识，这一现象也成了天体物理学的焦点。

《你不知道的宇宙大爆炸》正是第一本介绍伽玛射线暴的普及著作。正如书中所说，这个领域很难推销给公众：没有图象，看不到又摸不着。但席林这位资深科学作家却做到了推广，因为他抓住的是伽玛暴的另一大特点：极端。媒体对伽玛暴的形容就是“自宇宙大爆炸以来规模最大的爆发”，自然界在此时此刻发泄着惊人的力量。这正是此类现象的引人入胜之处。追寻对它们的解释，从70年代的百家争鸣到现今坍缩星模型的一枝独秀，连带种种背景知识，也就构成了本书的一条线索。

作为主攻高能天体物理的学生，自己对伽玛暴研究的历史自然是耳熟能详。但问题是，这种熟悉只是针对文献而已。至于在文献的平铺直叙背后究竟有什么故事，还有那些隐藏在辉煌成果后方的幕后英雄，只能说是对此一无所知。席林的高明之处是在介绍知识的同时穿插讲述这个领域虽短暂但却波澜起伏的历史，领域内的诸多有血有肉性格鲜明研究者，讲述其中的种种花絮与纷争，还有成功者的意气飞扬与失败者的泪水。在追逐短暂而耀眼的爆发的过程中，这些故事其实更应为人铭记。

说到缺点，个人认为，书名的翻译比较有问题，有误导之嫌。本来英文是Flash! The Hunt for the Biggest Explosions in the Universe，也就是追寻宇宙中最猛烈的爆发之意。译成中文，给人的第一感觉却是介绍宇宙的创世大爆炸本身。当然，这属于瑕不掩瑜之处，无损全书的质量。

还有就是写作时间问题。版权页说明，原书版权是2000年，故事截止到该年秋天HETE-2的发射。由此，之后Swift的众多成果自然是不在本书的介绍范围之内，颇为遗憾。

今天对于伽玛射线暴的研究序幕刚刚揭开，席林笔下的只是个开始，至于将来的发展，还是让时间来说话吧。

如果想对本书先睹为快，这个网站提供了节选。

如果一切顺利，NASA的新一代高能天文卫星GLAST将于6月初发射升空。这颗卫星的一大重点是伽玛射线暴的探测，背负着揭示伽玛暴高能辐射谜团的重任，更有树立新的里程碑的机遇。如今在GLAST发射前夕，不妨再回顾一下过去30年来那些为伽玛暴研究作出里程碑式贡献的卫星们，也重温一遍那激动人心的年代。

说来伽玛暴是天文学的一个异数，首当其冲的就是持续时标，短暴只有零点几秒，长暴也不过是几十秒，且不说与那几乎亘古不变的恒星相比截然不同，就算用超新星这类突发现象的指标来看都是短而又短。当然还有天空中那完全随机的分布，人们永远无法预知下一次爆发出现在何方。正是这两大特点，给研究者竖起了高高的壁垒，也造就了相关探测器发展的主线索——对反应时间与视场的追求。接下来，就从头讲起吧：

Vela：冷战的馈赠

Vela一词在英语中的意思是菌膜，或是南天的船帆座。不过对于Vela卫星来说，却要取其西班牙语含义——看守者。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。

本人初入伽玛暴组时，导师第一批指定阅读的论文就是从Klebesadel, Strong & Olson 1973开始的一系列观测热点报告。这Klebesadel, Strong & Olson 1973总结的就是在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。当年的电气工程师Klebesadel在无意间拣了个大大的便宜，论文被人引用无数不说，他本人还跟着扬名一回，也做到了名垂青史。

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，不过荷兰科学作家在G. Schilling在他的一本普及著作中，却引用Klebesadel本人的话否认了这一点，更且又揪出了痛失伽玛暴发现良机的Tom Cline等等的一批人。

Klebesadel的八卦本人是无从考证，不过为什么要说Cline等人是痛失良机呢？因为在Vela的前前后后，有一系列仪器也发现了类似的高能流量突增，如Cline搭载在IMP上的设备。但这些要么是被解释为已知现象，要么直接被计划的参与者忽视。由此看来，大胆假设与数据共享还是很重要的……

其实在Vela发射之前，美国人并不是没有意识到伽玛射线辐射的可能性。Colgate就曾参与过Vela卫星可能目标的讨论，而他在1968年发表的文章里，更是预见了日后红火的坍缩星模型，只是当时没有引起太大的关注而已。而Vela之后，伽玛暴也为其他计划纷纷证实，如前苏联的预报7号卫星与金星号探测器，以及美国的阿波罗登月和先驱者—金星探测器。

轨道上的Vela卫星（图片提供：NASA）

Klebesadel, Strong & Olson 1973发表后的几年间，是伽玛暴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。

不管其他计划的参与者有多么多么的后悔与不平，也不论Vela的记录是如何如何地粗糙，事实却是，Vela成为了伽玛暴研究的奠基者。今天的高能天文软件包HEAsoft仍为Vela保留了一席之地，这也算是冷战留下的遗产之一吧。只是不知道Vela卫星的设计者们面对这样一个无心插柳的重要发现会作何感想。

银河：够水准的搅局者

与其说银河（Ginga）卫星是伽玛暴研究的里程碑，倒不如说它扮演了搅局者的角色。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（要知道至今它也只有不到30年的历史），也让上至大牛下至小研的大批人马误入歧途。事情自然是几十keV回旋共振吸收线问题，还是在不止一次的爆发中发现的。其实之前有Mazets等人得出了类似结论，但其准确性不是太高，银河是将此说“巩固”了下来。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，坚持此说的Bohdan Paczyński还一度被众人孤立，而中子星相关模型却是蜂拥而上。可惜本人没有读过那篇Murakami et al. 1988的全文，更不知道当年的纷乱究竟到了何种程度。

所谓“回旋共振吸收线”的一个例子，GRB 880205。两条吸收线能量分别为19.3以及38.6 keV。

Murakami et al. 1988也许还不算是最好玩的，更好玩的还是随后不久发表的Lamb et al. 1988，虽然现在方便看到的只是发表在Bulletin of the American Astronomical Society上的短短一段。列出的作者也堪称豪华阵容，第一作者Donald Lamb是出了名的脉冲星起源派，而伽玛暴的发现者Klebesadel也被拉了进来。他们根据谱线求算的是磁场、温度和密度，还以此为基础煞有介事地作了一番讨论。由此，可以一瞥银河的观测数据在当年的影响力了吧？

话说这位Murakami是早已改行软伽玛射线再现源之类的现象与朱雀卫星，连他本人的主页都是对银河卫星的事情绝口不提；当年坚持河内起源说的死硬分子Lamb如今也转投伽玛暴宇宙学。可是这回旋线的问题到底有说法没？反正本人是没有考证到……

扯远了，还是来说说卫星本身。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，其中最后一台仪器的工作能段较宽，为1.5-500 keV，可以做到全天观测。从这个配备来看，伽玛暴在当年就已经成为天文界的关注焦点了。

银河卫星（图片提供：ISAS）

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。至于那莫名其妙的伽玛暴回旋吸收线事件，还是不要再提了罢……

康普顿伽玛射线天文台：柳暗花明

说来这康普顿伽玛射线天文台真可以称得上是伽玛暴宇宙学起源之说的大救星。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，比如Tsvi Piran、Re'em Sari、Martin Rees等等高人在此期间发表的大量论文，大致是把源于宇宙学距离上的标准火球模型确立了。

准备由航天飞机发射的康普顿伽玛射线天文台（图片提供：NASA）

理由自然是因为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功臣是康普顿携带的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。由此结果还引发了1995年第二次天文学大辩论的举办，参与双方正是前面提到过的Paczyński与Lamb。

作为NASA大天文台计划的组成部分，康普顿的仪器自然要代表当年的最佳水准。以BATSE为例，该设备由8台碘化钠探测器组成，一旦有伽玛光子入射，可产生可见光闪光，并给出入射光子的能量。8台探测器占据卫星的8个顶点，覆盖20-600 keV的能段。这样安排的好处显而易见：无论是发生在任何方向上的爆发，都处在4台探测器的视野之内，由此就可以给出暴源的坐标。BATSE携带的分光设备是为了弥补因种种原因被取消的GERSE。也正是它们，否定了银河卫星以及更早的仪器测得的回旋吸收线之说，并让伽玛暴的非热辐射图景深入人心。后来通行的Band双幂律谱函数正是此阶段的成果。

关于BATSE对伽玛暴研究的贡献，还有一个插曲是伽玛暴坐标定位网（GCN，当年的BACODINE）的成立。不过其动机却是不很光彩：BATSE的记录设施损坏，因此无法象预计的那样定期经由跟踪和数据传输卫星系统中转将数据批量传回地面，只好随时解决传输问题。但这一网络却给日后的协同观测提供了极大的便利，应该算是因祸得福吧。

另外值得一提的是EGRET（右图，图片提供：NASA/GSFC），这是康普顿携带的高能探测器，工作能段20 MeV-30 GeV，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。

BeppoSAX：余辉，余辉……

对于伽玛暴宇宙学起源模型来说，康普顿伽玛射线天文台只能算是救星，并非最终的确立者。第二次天文学大辩论后，主持者将问题的最终解决托付给了将来；而康普顿时代发表的那些理论文献现在看来是初学者必读的经典，但在当时尚处未决状态，想必各位理论家都在迫不及待地等待着爆发余辉的发现与红移的测量，这才是验证标准模型的不二法门。但要想做到这一点又谈何容易，毕竟以秒计算的伽玛暴没有给低能段的后续观测仪器留下多少指向定位的时间，康普顿粗至几度的分辨率又不足以完成这一重任。

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。关于这颗卫星，应该如何评价呢？突破？黑马？还是诧异？要知道这是一颗X射线而非伽玛射线卫星，主要研发方也缺乏运营科研卫星的经验。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。书写历史的居然是这样一个名不见经传的家伙，就不由得让某些人大跌眼镜了。

BeppoSAX卫星

BeppoSAX最初的设计目标其实是X射线宽能段，是第一颗从0.1 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。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。

BeppoSAX的星载宽视场照相机，为荷兰研制（图片提供：SRON）

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。期间的事情除了必要的仪器校正，更有种种人事上的纠结。

现在来看BeppoSAX时代，重大的突破接二连三，让人有恨不得时光倒流以参与其中的感觉：首次探测到X射线和光学余辉的GRB 970228，首次探测到宿主星系红移与射电余辉的GRB 970508，首次探测到可能与超新星成协的GRB 980425，首次探测到强光学闪的GRB 990123……还有两度位列《科学》杂志年度十大科技进展这样让人津津乐道的事情。而高能天文大奖——Bruno Rossi奖，也于1998年颁发给了名利双收的BeppoSAX小组。同时在理论界，伽玛暴标准模型的地位被巩固了下来，种种后标准效应也随着观测的深入而粉墨登场。

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。

1997-1998年间BeppoSAX观测到的伽玛暴（图片提供：BeppoSAX SOC team, Telespazio, Rome, Italy）

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。

顺带说一下，Vela的意思是看守者，康普顿伽玛射线天文台是以高能天体物理先驱Arthur Compton命名的，那么这个BeppoSAX是在指什么？小小考证一番，SAX是意大利语“Satellite per Astronomia a raggi X”的缩写，也就是“X射线天文卫星”之意；而Beppo则取自意大利物理学家Giuseppe "Beppo" Occhialini，他曾经在1947年参与了π介子衰变的发现，同时也是伽玛射线天文学的元老之一。

HETE-2：长暴——尘埃落定

说起HETE-2（High Energy Transient Explorer 2，高能暂现源探测器2号），那真是可以用命途多舛来形容。没办法，谁让前身——HETE-1在1996年发射的时候那么不走运，直接来了个星箭分离失败呢？否则率先发现余辉的荣耀可能就要归于它了，毕竟它在当年承载着最大的希望。所幸HETE计划并没有因这次失利而终结，零件备份转而用于后续卫星的建造。最终HETE-2于2000年10月发射。

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，而是选择了机载发射的飞马XL。实际上飞马（Pegasus）火箭的这种改型早年也是故障率颇高的，其首飞就是失利，而HETE-1也是毁于其中。好在HETE-2的发射还算顺利，虽说已是错过了开创新纪元的黄金时期。

已完成星箭对接的HETE-2（图片提供：Massachusetts Institute of Technology）</p

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。

HETE-2卫星（图片提供：Massachusetts Institute of Technology）

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。

无论如何，HETE-2很好地发挥了桥梁的作用，至少是将BeppoSAX退役后Swift发射前的空白填补了。现在仍旧在轨的HETE-2尽管在观测效率上无法与后起之秀比肩，却仍旧在发挥着余热。

Swift：更快更宽更强

提到Swift（雨燕），不由得联想到的却是雨燕飞行表演队宣传册上的一段话：“自孩提时代，我们就倾慕于那些敏捷的鸟儿……它们那绝妙的斤斗令人屏息……”于是，雨燕的图案就骄傲地出现在了表演队的座机上，在苍穹之中翱翔翻飞。

右图：Swift卫星的徽章（图片提供：NASA E/PO, Sonoma State University, Aurore Simonnet）

其实伽玛暴的研究者何尝不是羡慕雨燕。如果探测器能拥有此般敏捷的反应，那么精准的定位与及时的后续观测也就不是问题了，大量的谜团，尤其是持续时标短于2秒的短暴相关也都会迎刃而解。于是以反应速度标榜的Swift并没有遵循NASA以知名人物命名航天器的一贯传统，而是将最灵活的鸟类作为自己的名称与标识。正因为如此，《天空和望远镜》杂志曾将这颗卫星形容为“名字轻狂”，而它也应该算是迄今反应最为迅速的卫星了：

Swift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。这样的性能与配置实在是让前辈相形见绌。由此，Swift注定要树立新的里程碑。

Swift的紫外/光学望远镜眼中的旋涡星系M33，这是迄今像质最好的紫外照片之一，由此可以一瞥星载仪器的质量（图片提供：NASA/Swift/Stefan Immler）

2004年11月20日，Swift搭乘德尔他火箭升空。同年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。

其实GRB 050509B只是让Swift小试牛刀，证明它达到了要求。与短暴相关的一系列研究也随之兴起，如宿主星系的证认、相关参数的统计，以及理论模型计算。长暴研究自然是不甘落后，不过Swift的快速反应可以用于早期余辉的探测，所见的光变曲线却与标准模型不那么相符，着实给理论家提出了严峻的挑战。

短暴GRB 050509B的宿主星系，为红移0.225的椭圆星系，支持致密星并合的理论（图片来源：Gehrels et al. 2005）

不妨来看看NASA给Swift安排的预定目标究竟完成得如何：

- 确定伽玛暴的起源：长暴已经不是问题，短暴起源模型基本上是倾向于双致密星并合模型；
- 为伽玛暴分类，并寻找新的类别：发现了兼有长短暴性质的GRB 060614等，并促使人们从前身天体的物理本质而非单纯的时间角度考虑爆发的分类；
- 确定激波的演化及其与周围介质的作用：得出了余辉的正统光变曲线模型，根据Swift的观测对余辉演化的一系列理论工作；
- 利用伽玛暴探测早期宇宙：用伽玛暴限制宇宙学参数并一窥早期宇宙中的恒星形成，红移达6.29的GRB 050904……

总的来看，任务完成得不错。此外Swift还对活动星系核、软伽玛射线再现源以及X射线巡天也作了不少贡献。Swift的设计寿命虽然只有两年，却有望工作到2010年之后。凭借空前的反应速度、较宽的工作波段（从BAT成象模式下的150 KeV上限到UVOT的6000埃下限）以及每年100次爆发的探测率，它很有希望在未来与GLAST一道作出更多的发现。

说来虽然Swift的工作波段很宽，其不足之处也是与此相关的：BAT的150 keV上限在实际使用中往往显得过低。作为比较，康普顿的BATSE能量上限达1000 keV，更携有负责GeV天空的EGRET；HETE-2是400 keV；早年的Vela和银河分别达到了750 keV与500 keV；就连以X射线为主的BeppoSAX也有着300 keV的最高探测能量。个人猜测，这一缺点与仪器的设计相关，因为所有这些探测器中，只有BAT是采用了编码板成象原理制造，一味提高其能量上限的代价就是探测器本体的过重过厚，直接给设计和发射造成困难。不论如何，这150 keV还是带来了不小的麻烦，如已有文献讨论过由此引起的爆发峰值时刻相关参数的不可靠。而高能敏感的GLAST倒有希望补充这一点，期待……

群星榜：For Those Unsung Heroes

以下这些卫星或星际探测器，虽说没有在研究伽玛暴的过程中作出过里程碑式的贡献，但也不容忽略，于是在文末一一列举：

上排左起：哈勃太空望远镜、尤利西斯、ASCA、GGS-Wind；中排左起：RXTE、钱德拉X射线天文台、XMM-牛顿、NEAR-苏梅克；下排左起：INTEGRAL、斯必泽太空望远镜、朱雀X射线卫星、AGILE

哈勃太空望远镜：大名鼎鼎，无须过多介绍。它进行了大量的光学后续观测以及对伽玛暴宿主星系的研究。

尤利西斯：1990年由航天飞机发射，曾多次飞越太阳极区，其上携带有可以监测伽玛暴的设备。

ASCA：日本的第4颗X射线卫星，1993年发射，进行了多次伽玛暴余辉的观测。

GGS-Wind：1994年发射的NASA太阳风探测器，位于日地之间，载有俄罗斯制造的伽玛暴探测器Konus。

RXTE：1995年发射的X射线时变探测器，为GCN数据源的组成部分。

钱德拉X射线天文台：NASA的X射线望远镜，延续了BeppoSAX对余辉的观测工作。

XMM-牛顿：欧洲空间局的X射线望远镜，1999年发射，主要贡献同钱德拉。

NEAR-苏梅克：主要身份是飞往433号小行星爱神星的探测器，其上搭载的X射线/伽玛射线光谱仪于2001年1月至2月间探测到了10余次伽玛暴。

INTEGRAL：欧空局的伽玛射线卫星，2002年发射，能谱分辨率较高，不过空间分辨率稍逊，亦是GCN数据源的组成部分。值得一提的是，它探测到了与SN 2003lw成协的低能暴GRB 031203。

斯必泽太空望远镜：NASA大天文台计划的最后一台设备，2003年发射，进行过伽玛暴的红外波段后续观测。

朱雀X射线卫星：日美合作的X射线卫星，进行过伽玛暴的X射线后续观测。

AGILE：意大利牵头的项目，2007年4月由印度的PSLV-C8火箭发射，可以观测几十GeV的伽玛光子，目前已探测到多次爆发。

另外值得一提的还有行星际观测网（IPN），成立于1976年，由携带有伽玛暴探测仪器的多架航天器组成，能够依照各航天器信号到达的时间差来为暴源进行定位，由加州大学伯克利分校的Kevin Hurley整体负责。IPN的早期成员包括美国的先驱者—金星、前苏联的金星11号和12号、宇宙卫星、德国的太阳神2号等。上面提到的部分卫星亦属于IPN，此外尚有RHESSI、火星观察者、2001火星奥德赛等计划加盟。

GLAST的使命也许过于沉重，不知道有多少研究论文在末尾的展望部分会将未决的问题交付于它。虽然说GLAST的任务其实是补充多于代替，因为它并不能完成高分辨率的低能成象与成谱工作，但却可以延续康普顿天文台的EGRET所进行过的MeV至GeV的爆发监测，开拓这片人们所知甚少的能段沃土，同时衔接太空软伽玛射线与地基TeV伽玛射线的数据，借以回答一系列的根本问题。

So nothing to say but good luck, GLAST! We have been expecting you for so long...

注：第一次在松鼠会群博发文，先讲一些本行相关。本文写成于去年年底，如今高能天文卫星GLAST发射在即，于是搬贴，题目干脆也不作修改了。关于伽玛暴的简介，可以参考本人翻译的一篇旧文。

既然在NASA的介绍里，GLAST被比喻成了美国海军实验室收到的节日厚礼，本人也不妨再用一下这个比喻。今年万圣节前后，当GLAST初到该实验室准备做整体测试的时候，确实是象礼物一般包装得漂漂亮亮的，也确实是象礼物一样让众人充满希望并且迫不及待。不过于我来说，这份礼物意味着：要抓紧时间突击伽玛暴高能辐射的理论了，最好能赶在它发射之前做些东西……

初到美国海军实验室的GLAST（图片提供：NRL）

自从大四定下研究生的学习方向以来，GLAST这个名字就开始不绝于耳，无数次小组讨论和报告都会提到它，更不要说那林林总总的长短文献。在伽玛暴研究的圈子里，对GLAST的期待并不亚于早年的BeppoSAX、HETE-2与Swift。于是自己也就如法炮制，在本科毕业论文中煞有介事地作了番GLAST时代的展望。

GLAST是伽玛射线天文卫星，作为康普顿天文台的后续设备，计划肇始于1993年。GLAST原名大视场硅片伽玛望远镜（Gamma Large Area Silicon Telescope），现在的全称是伽玛射线大视场太空望远镜（Gamma-ray Large Area Space Telescope）。它的亮点在于高能段伽玛射线波段的全天域连续成象观测：主力设备大视场望远镜（LAT）的能谱范围20 MeV至300 GeV。当年康普顿天文台的高能探测器EGRET探测上限不过是30 GeV，灵敏度也只有LAT的1/30不足。

单听名字，GLAST就很有爆发的感觉。事实上，它相当一部分的研究对象正是爆发现象，伽玛暴自然是当仁不让地打头炮了。GLAST专门为伽玛暴的观测准备了闪烁晶体制成的爆发监视器（GBM），主要在能谱较软（低至8-10 keV，高端与LAT重叠）的波段上工作，用作卫星的触发设备，兼以提供爆发位置和谱信息，并实时将这些数据传回地面。预计GBM每年可探测200余次爆发。

GLAST的口号号称“探索极端宇宙”。NASA为它定下的科学目标是：

1、探测宇宙的终极前沿，自然界在这里驾御着远远超越地球的力量与能量；
2、探索最深刻的科学问题，如宇宙的成分，并搜寻新的物理定律；
3、解释黑洞将喷流物质加速到接近光速的机制；
4、协助破译惊天爆发即伽玛暴的谜团；
5、回答大量领域中持久存在的问题，如太阳耀斑、脉冲星和宇宙线的起源。

本人对其他方面的了解并不很多，伽玛暴现今的极高能段探测倒是少而又少，除了EGRET记录的几十个爆发和地面切伦科夫望远镜的少量工作，但前者疑问重重，后者又只能对TeV光子进行探测。关于高能辐射的行为，倒是有颇多的理论来讨论，有重子主导，也有轻子主导，辐射的起源位置几乎是内外正反激波的排列组合，换句话说那是相当的不确定，由此又牵涉到了大质量恒星的死亡过程、组分、中心引擎等诸多问题。好在不同的理论对高能余辉有着不同的预言，GLAST解决理论难题的能力也就被众多业内人士寄予厚望。不过针对伽玛暴的观测，GLAST有一点不足：由于其能量阈值是以积分形式给出的，对于短暴来说，虽然其瞬间辐射能量不小，但由于时标较短，积分流量并不大，很可能不会被探测到。

还有物理学家期待着GLAST能凭借伽玛暴探测到不同波段光子到达的时间差，这是量子引力的预言，关乎普朗克长度下的时空结构，只是效应针对极高能的光子才会明显。虽然不论是理论还是观测方法上都存在不少的疑问与难点，相关文献却是已经有了不少。至于X射线乃至更低能段的爆发余辉，那是Swift与地面望远镜的天下，GLAST并不过问。凭借伽玛暴坐标定位网，联测还是颇有可能的。

就个人来说，还有一个颇感意外的地方：太阳耀斑，因为之前本人对此的了解少而又少。GLAST算是通用的天文卫星，而由于亮度和视面积等原因，一般情况下，对太阳的观测是用专门的卫星专用的探测器完成的，倘或把哈勃之类的空间望远镜对准太阳，等待它的基本就是严重受损甚至相机报废了。GLAST计划研究耀斑的背景是，EGRET曾经观测过来自太阳的GeV辐射，RHESSI也在能量更低的波段上探测到了耀斑辐射。这样的现象有望追溯耀斑电子的加速机理。同时，第24个太阳活动周即将开始，到时候也只有GLAST有能力探测GeV的辐射。估计是因为太阳的甚高能辐射与其他天体相比也不算太强吧，否则GLAST如何能禁受得住呢……

其他的观测对象可以算是康普顿的延续，有活动星系核、超新星遗迹、中子星、伽玛射线背景辐射和点源等等，外加早期宇宙和暗物质湮灭的探测。

主力探测器LAT的本体很重，足足有2吨半还多，是利用的是对产生原理设计的，与其说它是伽玛射线望远镜，倒不如说是粒子探测器。16组钨制探测器按4*4排列成方阵，一旦有高能伽玛光子射入，会产生对应能量的正反基本粒子对。与钨层交替排列的多层硅探测器可以通过追踪粒子的轨迹来确定光子的源头，光子能量则用碘化铯热量计测出的粒子对能量来反推。LAT之外，另设有用于隔离宇宙线粒子的反同时探测器（Anticoincidence Detector），可以过滤99.9%以上的干扰信号。结合热量计的筛选以及星载计算机系统的分析，基本可以排除带电宇宙线粒子的干扰。

LAT的16组探测器，每组包括钨探测器、追踪器和热量计，下方另有数据采集系统（图片提供：SLAC）</p

LAT的视场超过2立体角，相当于全天4π立体角的1/5。巡天工作时，只消两个轨道周期就可以扫过整个天空，精度优于1角分。对于高能伽玛射线来说，这一数字已是相当不易了。由此，GLAST也可以为康普顿时代发现的伽玛射线源进行重新定位，更好地揭示其本质。

左图是测试中的GBM（图片提供：NASA/MSFC/D. Higginbotham），由朝向不同的12个盘状碘化钠晶体（8 keV至1 MeV）与2个锗化铋晶体（150 keV至30 MeV）组成，覆盖视场更大（约8立体角），几乎是没有被地球遮挡的全部天区。GBM对准的天区位于LAT视场的背面，只要有4个低能探测器记下信号，源区即可被定位，精度虽然逊于Swift的触发器BAT，但也有3度左右。对于大视场的LAT来说，这一数字也够用了。除了伽玛暴，其他瞬变源包括耀斑的探测也要依靠GBM，卫星本体会在接到触发信号之后自动转向。LAT也可以触发自身，不过GBM可以起到很好的补充作用，也让GLAST的工作波段大大扩展。

GLAST的发射算是2008年本人最期待的事情了，只是具体时间经过一再拖延，现在是排到了春末夏初的时候，运载火箭为德尔他II型，轨道与Swift类似，是高度500余公里的近圆轨道，可以尽量避开带电粒子的影响。升空后先经过2个月的测试与调整，预计3个月后正式公布第一批结果。当下NASA的计划是，GLAST触发十秒之内，伽玛暴坐标定位网就可以接收到坐标信息，以便及时安排后续观测。

同时GLAST并不意味着地基切伦科夫望远镜的终点，毕竟只有后者才能探测GLAST的能量上限之上的光子。而GLAST又可以作为桥梁，衔接更低能段的Swift等卫星和高能切伦科夫镜的数据，完善天体的全波段信息。

GLAST一年巡天的模拟图（图片提供：LAT Team）