伽马 从引力波到伽马暴探测——记在GECAM卫星发射之时( 二 )
引力波的概念源自广义相对论的预言，是指弯曲时空当中的涟漪。根据理论估计，可能的可被现有技术探测的引力波源包括白矮星、中子星、黑洞等致密天体的相互作用。这里所说的致密天体是体积小而密度大的天体，白矮星的质量在0.3-1.2个太阳质量，其半径只有地球大小，则它的平均密度是太阳平均密度的10万倍以上。中子星和黑洞的密度更大，例如，质量比太阳大一倍的中子星，它的直径只有十几公里。当两个致密天体发生并合的时候，会辐射出较为可观的引力波，这些引力波来自两个致密天体并合过程中损失的质量。引力波可以几乎不受阻挡地穿过行进途中的天体，这使引力波可以携带有更多的之前从未被观测过的天文信息。
伽马射线暴是宇宙大爆炸之后宇宙中最强的爆发现象，在很短时间内释放出巨大能量。这种射线暴是恒星在燃烧殆尽时塌缩爆炸或者两颗邻近的致密星体（黑洞或中子星）合并而产生的。伽马射线暴的持续时间从千分之一秒到数小时，它在几分钟内释放的能量相当于万亿年太阳光的总和，所发射的单个光子能量通常是典型太阳光的几十万倍，所以能照亮几乎整个宇宙。
从上面的表述我们可以看出，引力波与伽马射线暴在一些情况下（双致密天体并合事件）是相伴而生的。对于这类伴随了伽马射线暴的引力波事件，如果能综合利用各种观测手段对其进行观测，对研究其内在的物理规律是非常重要的。
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双致密星并合辐射引力波并产生伽马暴（图片来自网络）
前面已经谈到，引力波因其信号非常微弱，探测难度非常大，以至于从预言到实际探测到，天文学家们花了整整一百年！即使现在技术手段使我们能够一睹引力波的“芳容”，但受限于观测条件，对引力波的定位精度很差。目前地面引力波探测器的典型定位精度是几十到上百平方度，这使得其它波段望远镜的后随观测受到了极大影响，即使再对引力波事件发生的距离进行一定程度的限制，在这么大范围内寻找与之对应的电磁信号源，对于以角分乃至角秒精度开展观测的望远镜来说也无异于大海捞针，其中很重要的观测时机往往是在距离引力波事件发生的短短几秒之内。
既然引力波和伽马暴对于双致密天体并合事件来说几乎是同时发生的，对引力波定位不准，我们不妨换个思路，对与引力波同源的伽马暴进行精度较高的定位，这样既能为研究引力波暴发生过程中相伴随的强引力场、强磁场等特殊环境下的高能辐射过程提供第一手观测数据，又能有效引导射电、光学等望远镜对其进行后随观测。在这个背景之下，GECAM卫星被中科院高能物理研究所的科学家团队提出，在中科院空间科学先导专项（二期）的支持下，卫星很快立项。GECAM卫星平台由中科院微小卫星创新研究院抓总研制，卫星有效载荷（即科学探测仪器）由中科院高能物理研究所设计研制。
三、GECAM卫星
GECAM卫星是一对双子星，从外表看几乎区分不开。它们的个子不高，像两个八九岁的小孩子，不过每颗星的体重却差不多相当于两个成年男性的体重。卫星有效载荷采用了创新的探测技术，应用目前探测X/伽马射线综合性能最好的新型闪烁晶体——溴化镧，给卫星打造了最为敏锐的“眼睛”，眼睛后面匹配了新型半导体光电转换器件硅光电倍增管做成的“视网膜”，再加上先进的信号处理技术，可以把进入“眼睛”的伽马射线信息逐个收集起来。
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GECAM卫星的“眼睛”左：爆炸图，右：背面（石英窗）
从原理上来看，使用闪烁晶体进行X/伽马射线探测与人们通常的光学探测有着很大不同。当高能射线入射到闪烁晶体，可以与晶体材料发生相互作用，损失能量并将能量转化成荧光光子，一定能量范围内，荧光光子数与损失沉积的能量成正比。人们熟悉的极光也是来自于同样的物理过程，极光是大量的空间高能带电粒子落入到地球大气，并与大气成分相互作用所产生。将闪烁晶体中产生的荧光收集起来，汇聚到光电敏感器件上，可以通过光电敏感器件转化成电信号，电信号再经过倍增放大等一系列过程，形成数字信号之后就能形成科学数据了，这里的科学数据一般是指电子学道数，数据分析之前，还需要将之重建成能量。
前面说到，荧光光子数与损失沉积的能量存在一定对应关系，那么当入射射线的能量全部沉积到晶体当中，经过收集和信号处理之后的电子学道数就与入射射线的能量存在类似的对应关系。经过探测器和电子学设计，这种对应关系在探测器的探测灵敏能区内一般是线性关系。探测器做出来之后，通过若干已知能量的射线源将其标定，所标定的结果就表征了电子学道数就与入射射线能量的关系，用于重建能量。我们花了大约半年的时间，利用标定束线、标准放射源等对GECAM卫星的所有装机探测器和备份探测器进行了标定。
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