现代科技综述知识文库：空间γ射线谱

1、现代科技综述系列空间射线谱科技是人类区别于动物的重要文明之一，是人类对自然规律研究和利用的学科。本文提供对科技基本概念“空间射线谱”的解读，以供大家了解。空间射线谱空间射线谱所包容的生物内容亦称之为射线天体物理学。射线谱是研究宇宙空间的新窗口之一，具有许多天体物理部位所发生的核过程的特征标志，用它来探索宇宙中所存在的潜隐现象，其功效相当于或者超过了原子、分子光谱和X射线谱。由于它不带电荷，不受磁场所偏转，故可由探测方位推溯其源区。由于它的穿透力强，故可用来研究其射线所不能观测到的过程和区域，能直接揭示以前只能间接研究的许多天体物理过程；可提供元素核合成的所在部位及其模式的直接信息。例如：用谱引

2、力红移量来探测中子星和黑洞表面的性质，通过和寿命放射性核的合成射线反其衰变的测量来揭示银河系中超新星爆发的动力学过程；弥散射线谱可给出其他方法所不能观测宇宙线低能成分源的强度和空间分布；射线谱还有助于测定银河系尺寸度上的星际介质的成分而不须预知些物质的电离态和分子态。线宽只有几keV(几MeV的谱线)的非常窄的谱线可用来直接探测星际尘的成分、大小和空间分布。射线的衰减系数小，使人们有可能研究星际云深处的用其他波段的射线所不能观测到的星体形成中的最早星态，总之可以用来研究宇宙空间普遍存在的现今和远古的环境状态。NGahrel等(1988)根据观测提出，宇宙中可见亮物质仅占全宇宙质量的10%，尚有

3、90%的物质为观察不到的暗物质。现有的宇宙学理论和引力观测也确认应有大量暗物质的存在。1991年Gahrel等又提出应用暗物质的正反粒子湮没谱的设想，认为质量为3080GeV的重的中微子可能是暗物质的侯选粒子，其湮没截面相当大，生成的50GeV射线信号明显地高于银河本底，已有理论预估和高能射线的望远镜的设计。在月球和太阳的观测中亦已展示了射线的巨大功效。例如Appollo月轨射线谱仪对月球表面作了全球观测，发现了异常富集的Fe，放射性K，Th和U的区域。OSO7卫星探测器的首次发现了1972年8月4日和8月7日耀斑的射线。由于它不受磁场的影响，带有加速粒子特征及其所作用的环境介质中同位素成分的

4、未经改变的信息，故其强度首次给出了耀斑区含能核的加速时间、能谱和总核数，这些数据对太阳耀斑含能粒子的加速和逸出模型，以及耀斑的全过程给予了新的重要的制约和限定，至今太阳耀斑射线谱的观测仍方兴未艾。总之由于激态核能极的寿命远小于1s(同质异能核除外)，所以研究耀斑或其它宇宙源中退激核所生成的射线谱的强度、能谱以及强度随时间变化的特征，可提供生成这些核激态的核反应的时间历程数据，而这些数据又直接反映了太阳含能粒子与太阳大气互作用时其能谱随时间变化。因此通过瞬间射线谱的观测研究可望对耀斑粒子加速过程有一深入阐析。100keV至几十MeV 射线谱的主要发射过程有：核退激、辐射性俘获和正反粒子湮没。核退

5、激的瞬发射线。核能级的激发方式有：直接来自质子、粒子、中子的非弹性散射，如12C(PP)12C*，12C(，)12C，12C(n，n)12C16；间接来自散裂反应，留下激态散裂核，如O(P，Pa)12*，16O(，2)12C*，或来自放射性衰变到非基态的能级，如12N(+)12C*，这些激态核退激时生成瞬发射线谱。辐射性俘获的射线(以中子的辐射性俘获为主)，若环境密度足够高，例如1016Hcm3或更高，中子在衰变掉以前就有够多的机会被质子俘获，故1H，(n)2H反应的223MeV射线谱最强的，中子亦可被重核俘获，如56Fe(n，)57He的1646，7632MeV射线也很重要，此类射线不包括质

6、子、粒子的俘辐射，如2H(p，)3He的5494MeV射线，12C(p，)13N的1944MeV射线。正反粒子湮没的射线。正电子与电子直接湮没，谱自由态湮没为102MeV单个光子，而以两个相距180的0511MeV光子为主。正电子可在形成电子偶素(e+e，PS，变称类H原子)后再进行湮没，称之为束缚态湮滑，束缚态有自旋相反的单态和自旋平等的三态。单态湮没时生成两个相距180的0511MeV的3个光子。三态的形成几率为单态的3倍，而三态湮没速率为单态的11115(两者的寿命值比)，这样三光子湮没发生的几率为二光子湮没的，但束缚态二光子湮没的几率只及直接二光子湮没的。在T106K，和密度1015c

7、m3的环境中，PS湮没为正电子湮滑的主要方式，若T105K，密度105cm3，PS与环境介质碰撞而分解，此时自由态正电子湮没速率正好等于PS形成速率。在一些天体物理环境中，如爆源、黑洞或中子星上的吸积盘和类星体中存在有相对论性热的等离子体，其中粒子平均能量超过了电子的静止质量能。mec2=0511MeV，相当于5109K，于是生成了电子对(e+，e)。射线在此被吸收，也生成(e+e)(+e+，e)，这样就有大量的自由态e+在湮没过程发生。正反质子如能直接湮没，它生成的射线光子能量应有，但实际并无直接湮没的而是互作用生成的介子衰变所产生的射线，其光子能量决定于介子的能量分布，因而又决定于天体物理

8、的环境状态。静态湮没时最低的射线能量约为5MeV，最高能量为919MeV，强度极大值所对应的光子能量为mc22=69MeV。正反粒子湮过程在宇宙的稳态学说中具有的重大意义，为了保持宇宙膨胀时的平均密度不变，假设了宇宙中自发生成正反粒子的速率为1022cm3s。此学说的结论之一就是应有大量的反物质迄今仍然存在，它们会与正物质发生湮没而产生射线，故只有射线可以用来探索字宙中的反物质。因此近年来出现了正电子天体物理学新分支学科。热核分裂反应。WGahrel等(1988)HKebel(1989)提出在有些天体物理相论性等离子体中，由于热能高达1MeV以上(1010K)，热的质子、粒子和光子可以直接分裂

9、其中的轻核和较重核，如：p+2Hp+p+n，p+4He3He+d，p+12C9B+，p+16O13N+，p+24Mg21Na+，这样改变了等离子体中原有元素核丰度，因而会改变核退激的和俘获性的发射，故在大于05MeV的温度等离子体中，必须考虑热核分裂反应的重要性及其与天体物理环境的关系和应用前景，此时应首先考虑这些反应对射线发射谱产生的影响。热核分裂核反应比之散裂反应、俘获核反应以及退激核反应，相形之下重视不够。在70年代，研究星体演化和核合成中的pp链和CNO热核反应时，仅考虑了俘获质子的射线，但未论及热核分裂反应及其对射线发射度的影响。正电子湮没和热核分裂已成为相对性等离子体天体物理中两大

10、重要研究领域。超高能的射线(TCWeekes，1988)。VHE(10101014eV)，UHE(10141017eV)，EHE(10171020eV)的谱的发射过程计有：(1)逆康普顿效应，例如在天鹅座X3X射线源中PeV高能电子与X射线光子的逆康谱顿作用而生成PeV 射线。(2)磁韧致辐射亦称同步辐射。当电子或正电子的运动方向与磁力线成一定角度时，即投掷角不为零时，由于洛仑兹力使之绕磁场方向而螺旋加速，不断辐射出连续的电磁能，与同步加速器中由磁场偏折使加速的电子束不断产生的连续谱辐射生成机理相同，故称为同步辐射。若高能电子磁力线的弯曲，产生电子的角加速度而辐射电磁能，称之为曲率辐射。以上这

11、些过程均属非核的机理，都是由超高能加速的电子所产生的。粒子竟然加速到人类粒子加速器尚不能达到的能量。尽管尚无满意的机理足以从理论上予以合理的阐述，但TeVPeV观测数据是可信的，TeVPeV过程是公认存在的。故射线天体物理学所论及的问题乃是有关最大能量粒子在宇宙中的发生和传输问题。用无线电、光学或X射线望远镜来观察上述高能过程，我们固然可以得到宇宙中最大能量过程的非同一般的细致观貌，但是这些光子都是远离这些粒子本身而发射(副产物除外)，唯有当我们用射线来观察时，才能直接深入到过程的真实核心，开始感觉到它的功效。用低能光子，就如同我们只能看到燃烧的烟雾，因而不可能了解爆燃的本质。近年来在太阳耀斑

12、、超新星、新星、脉冲星、天鹅座X1和X3，银河中央、银河外，巨分子云的射线谱，射线爆，高温相对论性等离子体核裂与射线发射，超高能射线谱，射线受激辐射，射线探测技术等方面均有许多新成果、新进展，大大丰富发展了射线高能天体物理新学科。太阳耀斑的射线谱的特性，功用等阐述如下： 射线谱的特性。太阳耀斑中被加速的粒子(质子、粒子)与太阳大气互作用产生中子、正电子、介子、放射性核及激态核能级，他们相应地产生被俘获、湮没、衰变和退激过程，生成可被观测的射线谱。(1)2223MeV 射线：它是俘获性射线谱中最重要的谱线，又是所有太阳耀斑射谱中最强线，是由于中子被H俘获得，1H(n，)2H反应所生成的。中子主要

13、来自He，C，N，O，NeFe核的(p，n)，(，n)散裂反应(spallation)，如：13C(p，n)13N 56Fe(p，n)56Co，13C(a，n)16O，56Fe(a，n)Ni，有时质子质子碰撞和质子粒子碰撞，生成高能中子和介子。高能中子可在近地球空间直接探测得到，1982年Chupp教授对此已有报道，但当时并不知道生成这些中子的核反应发生于太阳大气层的何处。根据计算，其起始速度矢量朝着太阳光球层的大部分中子在光球层中慢化，接着被1H或3He所俘获。前者生成2223MeV 射线，后者生成氘(3H)，称为无辐射的俘获，不产生光子3He俘获中子在截面为1H的17104倍。慢化的中子存

14、在和迁移时间依赖于光球层中1H俘获中子的几率，也以同样程度依赖于光球层中的3He丰度(3He1H5105)，故观测此射线谱可测出光球层1H或3He丰度。由于2223MeV 射线较之瞬发射线生成于太阳大气中的更深层次，因此对于靠近太阳圆面(即大气高度H=0)的耀斑，其2223MeV 射线被太阳大气所衰减比瞬发射线多。2223MeV 射线谱由于温度引起的增宽极小，在光球层温度为6000K时，其线宽只有100eV(12104)。中子亦可被重核所俘获，如被Fe核俘获，56Fe(n)57Fe，所生成的7632MeV 射线也很重要，其强度视Fe核的丰度而定。(2)瞬发射线谱：它们来源于激态核的退激过程。最

15、重要的有：16O核的6129MeV，12C的4438MeV，14N的2313MeV，28Si的1779MeV，20Ne的1634MeV，24Mg的1369MeV，56Fe的1238MeV和08487eV 射线，主要则由质子和粒子直接激发核而产生。另外7Li*的0478MeV Be*的0431MeV 射线谱乃由4He(a，p)7Li*和4He(a，n)7Be*聚变反应所产生。这些射线谱在天体物理中都是很重要的。有两类谱线：一类是窄的谱线，属于加速的质子和粒子激发耀斑环境重核所退激的射线，因激发导致重核的反冲速度小，其多普勒宽度只有约100keV，发射强窄线的核素有56Fe28Si，24Mg等；另

16、一类是宽的线，它是耀斑中加速的重核与环境元素丰度最高的H和He相互作用，被激发和退激所生成的因与轻无素相互作用，重核虽被激发，但失去能量较小，仍有相当大的速度，于是出现运动的发射体，致使射线有较大的多谱勒频移，形成宽的谱线，有的甚至宽化到与连续本底辐射相汇没。大于4MeV的射线来自C，N，O核，小于3MeV 射线来源于更重的核，而且12MeV 带中大部分来自耀斑加速粒子中比环境丰度有所增高的那些反应。由于大多数激态核能极寿命比太阳耀斑的任何特征时间都短，故核退激产生的射线是太阳耀斑中含能核(如质子)与环境核相互作用速率的一种特有的跟踪媒体，可供作此速率的直接而又灵敏的测度。通过线性和多普勒频移

17、的方向信息，瞬发射线谱还可给出射线和核激发粒子的聚束化几何分布形态。(3)0511MeV 射线谱：太阳耀斑中的e+来源于+介子的衰变(+e+)以及加速质子和核与环境介质相互作用生成的各种放射性核的衰变。太阳C+还可来自加速的电子对(e+e)。重要的e+发散射核的寿命为大于20min到小于1s。生成01至几十MeV e+与环境太阳大气互作用而减速到几百eV，减速所历时间依赖于湮没的介质密度和磁场强度。0511MeV 射线强度不仅依赖于e发射核的数密度，而且也依赖于发射核的衰变速率和e+湮没速率，故在耀斑粒子加速的早期阶段以及在e+发射核生成20min以内，短寿命(12min)e+发射体14O和1

18、5O)为主导。在e+生成反应明显地停止之后，11C核提供迟发的e+。此外e+湮没速率依赖于耀斑环境介质的密度、温度和离化度。在低密度中性介质，e+总是以PS形式进行湮没，只有当环境密度1015cm3时，相互碰撞迅速破坏PS束缚态，致使自由态e+湮没超过了PS湮没。实际的观测也证实了这一点，因太阳耀斑的0 511MeV 观测谱形是对称的，对称线形是自由态湮没的标志，而PS湮没的75%为三态湮没，其谱不对称形。若耀斑环境介质完全离化，有相当高的电场存在，使e+动能大大超过了PS结合能(68ev)，则PS生成速率大大减小。在H等离子介质中，若T106K，绝大部分C+都不是束缚态湮没。对湮没区来说，假

19、定的这个温度是合理的，0 511MeV 谱的观测宽度也证明了这一点。从其宽度的上限值来看，湮没区的温度应小于107K。在T=106K，0511MeV线宽为大于10keV。在低温区，宽度只有几keV。例如在太阳大气的过渡层以下，即105K部位，0 511MeV 线宽应35keV。相对论性电子与耀斑环境质子碰撞由于带电粒子场的作用而生成的电子对(e+e)湮没时产生瞬发0511MeV射线。对192年8月4日耀斑，求得电子对湮没生成的0511MeV光子为81056104光子cm2s1，比观测到的006光子cm2s1通量小102103之一，故0511MeV 线强度观测值中电子对的贡献小于1%。除射线和中

20、子之外，太阳大气中的核反应还生成许多含能核：2H，3H，3He，Li，Be，B而且也观测到太阳大气中3He丰度异常。由于有许多复杂因素混在其中，以致不能用3He的观测数据来说明耀斑中核反应问题。目前只有射线谱和中子观测结果才是太阳中核反应特性的唯一可以令人置信的例证，因所测两方面数据与几MeV以上的含能粒子所产生的核反应充分一致。因此2223MeV中俘获射线谱，0511MeV e+湮没射线谱FeK系统等离体X射线谱和H复合微波谱属于有名的四大特征线，构成了太阳的作用神奇的射线谱。射线谱的功用。太阳耀斑中粒子相互作用模型有厚靶模型和薄靶模型两种。这里的厚靶和薄靶与核物理、粒子碰撞物理中的厚、薄靶

21、的含义有相似之处，这就是厚靶粒子经相互作用后全被吸收，而薄靶则有部分粒子逸出。在耀斑模型中，就含能粒子的情况来说，薄靶模型是指加速粒子由于碰撞核互作用造成的能量损失正好为连续加速机理带来的能量输入所平衡，即在相互作用区有含能粒子逸出，厚靶模型则是指粒子在太阳大气中被阱获和慢化，并且全部粒子都经历相互作用而无逸出。就电磁辐射的情况来说(X射线、射线)，厚靶的辐射产额高于薄靶的辐射产额。根据射线观测数据推断耀斑中核相互作用为厚靶模型，其依据如下(表1)： 表1 射线耀斑 对照分析1980年6月7日耀斑的射线测量和行星际粒子测量的数据，发现生成射线的物理状态，这些问题均可12C的4438MeV瞬发射

22、线和延发的2223MeV及0511MeV射线的并行观测而得到很好的剖析。前者可肯定无疑地阐明加速核的历程，而后二者可对耀斑中子物理和正电子物理以及射线生成区的物理环境提供有价值的信息。1射线出现时间与粒子加速阶段。在一阶段加速的简单模型中，粒子由环境能量升至最后能量的全部加速过程很快完成，其机理为费米加速，即荷电粒子被迎面来的、与击波阵面相联系的运动着的磁化区所反射，并在此获得能量而加速。在二阶段加速理论中，首先有第1次适度加速，使粒子能量平均达到105106eV，第1阶段加速时间在某些理论中有长达几天之久，在其他理论中可短至几分之一分钟。所有的第2阶段加速理论都推论加速粒子最终达到的能量一般

23、要增加12个量级，而且为时很短，二阶段加速理论优点主是粒子平均每增高一次能量不需要像一阶加速那样大。根据瞬发射线的发射时间相对于硬X射线发射时间的滞后，来区分耀斑粒子加速的第1阶段和第2阶段。例如，最早的耀斑射线观测表明，硬X射线比瞬发射线早出现1min，对此可解释正离子(质子、粒子及重核等)的加速晚于电子加速1min。这样耀斑粒子分阶段加速理论似乎已经有了观测数据的支持。然而较近的多次耀斑观测(19801981)发现耀斑瞬发射线比硬X射线仅迟后220s。这种大大缩短的滞后可以解释为不同的加速机理，也可能来源于质子的传播过程。这是致使粒子加速问题复杂化的射线观测事实之一。1984年，有人将耀斑

24、射线观测所得的与加速粒子发生作用的离子数和同一耀斑的行星际观测所得的离子数进行比较，发现所有已经进行射线观测的大多数耀斑中经受相互作用的离子比逸出的太阳的离子多得多。这说明生成射线的离子与质子、粒子等一道先被加速，接着又捕获(阱陷)于封闭的磁结构中，耀斑磁环最易具有此种作用，它是粒子加速接着阱聊并传输到低层大气而产生射线合适结构部位。这些观测事实有助于加深人们对耀斑粒子加速、传输、相互作用模型的认识，这是其二。2223MeV 射线与149203KeV硬X射线的时间滞后达30s3min。这较清楚表明，这个滞后时间就是中子在光球层中传播和阱获的时间，此时间的长短决定于中子的能量和传输所经历了介质密度的大小。实际上耀斑中产生的大于30MeV的质子与产生的硬X射线可能同时被加速。这是促使人们重新考虑原有粒子加速模型和传输模型的射线，这是观测事实之三。这样，原来认为较清楚简单的粒子分阶段加速问题变得复杂起来，成为专攻的焦点。新近有人试图将射线的生成模型(如前