中外物理學精品書係·引進係列（7）·甚高能宇宙伽馬輻射：研究極端宇宙的關鍵窗口（影印版） [Very High Energy Cosmic Gamma Radiation:A Crucial Wind epub pdf mobi txt 電子書 下載 2025

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內容簡介

　　《中外物理學精品書係·引進係列（7）·甚高能宇宙伽馬輻射：研究極端宇宙的關鍵窗口（影印版）》綜述瞭宇宙伽馬輻射這一現象的實驗觀測結果、起源的解釋和蘊含的信息。其中主要探討瞭宇宙射綫的産生，相對論性射束的物理和天體物理，以及觀測伽馬射綫宇宙學等研究方嚮。具體包括銀河係內和銀河係外的宇宙射綫的起源、極端天體物理條件（比如正在吸積的黑洞附近）下的加速和輻射過程、伽馬射綫暴等瞬態現象，以及與之相關的宇宙學課題等。《中外物理學精品書係·引進係列（7）·甚高能宇宙伽馬輻射：研究極端宇宙的關鍵窗口（影印版）》適閤天文學、宇宙學、粒子物理等領域的研究者和研究生閱讀。

內頁插圖

目錄

Preface
1 Introduction
1.1 "The Last Electromagnetic Window"
1.2 Energy Domains of Gamma Ray Astronomy
1.3 Gamma Ray Astronomy： A Discipline in Its Own Right

2 Status of the Field
2.1 Low Energy Gamma Ray Sources
2.1.1 The COMPTEL source catalog
2.2 High Energy Gamma Ray Sources
2.2.1 GeV blazars
2.2.2 GeV pulsars
2.2.3 Unidentified EGRET sources
2.3 The Status of Ground-Based Gamma Ray Astronomy
2.3.1 Brief historical review
2.3.2 Reported TeV sources
2.3.2.1 The Crab Nebula
2.3.2.2 Other plerions
2.3.2.3 Gamma ray pulsars
2.3.2.4 Gamma rays from supernova remnants
2.3.2.5 Other galactic sources
2.3.2.6 TeV blazars
2.3.2.7 Other extragalactic objects
2.3.3 Next generation of I ACT arrays
2.3.3.1 Atmospheric Cherenkov radiation
2.3.3.2 Stereoscopic detection of Cherenkov images
2.3.3.3 IACT arrays
2.3.3.4 Sub-10 GeV ground based detectors?
2.3.3.5 Large field-of-view detectors
2.3.3.6 IACT arrays for probing PeV y-rays

3.Gamma Ray Production and Absorption Mechanisms
3.1 Interactions with Matter
3.1.1 Electron bremsstrahlung and pair-production
3.1.2 Electron-positron annihilation
3.1.3 Gamma rays produced by relativistic protons
3.1.3.1 7rO-decay gamma rays
3.1.3.2 Nuclear gamma ray line emission
3.2 Interactions with Photon Fields
3.2.1 Inverse Compton scattering
3.2.2 Photon-photon pair production
3.2.3 Interactions of hadrons with radiation fields
3.3 Interactions with Magnetic Fields
3.3.1 Synchrotron radiation and pair-production
3.3.2 Synchrotron radiation of protons Relativistic Electron-Photon Cascades

4.Gamma Rays and Origin of Galactic Cosmic Rays
4.1 0rigin of Galactic Cosmic Rays： General Remarks
4.1.1 What do we know about Cosmic Rays?
4.1.2 What we do not know about Cosmic Rays?
4.1.3 Common beliefs and "nasty" problems
4.1.4 Searching for sites of production of GCR,s
4.2 Giant Molecular Clouds as Tracers of Cosmic Ray
4.2.1 Proton fluxes in the ISM near the accelerator
4.2.1.1 Impulsive source
4.2.1.2 Continuous source
4.2.1.3 The case of dense gas regions
4.2.2 Gamma rays from a cloud near the accelerator
4.2.3 Accelerator inside the cloud
……
5.Gamma Ray Visibility of Supernova Remnants
6.PuLsars, Pulsar Winds, Plerions
7.Gamma Rays Expected from Microquasars
8.Large Scale Jets of Radio Galaxies and Quasars
9.Nonthermal Phenomena in Clusters of Galaxies
10.TeV Blazars and Cosmic Background Radiation
11.High Energy Gamma Rays - Carriers of Unique Cosmological Information
Appendix A Spherically symmetric diffusion from a single source
Appendix B Evolution of relativistic electrons in an expanding magnetised medium
Bibliography
Index

前言/序言

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20世紀90年代中期，使用2個或者多個10米級望遠鏡從不同角度同時觀測的立體陣列概念被認為是最有希望提高靈敏度並且把探測閾值降到100GeV的方法。盡管立體探測方法的威力在由小口徑望遠鏡組成的HEGRA上得到瞭淋灕盡緻地體現，但是真正把它提升到成為一門觀測（天文學）學科的還是法德聯閤的高能立體係統（HESS）。HESS是一個由4架直徑13米的IACT組成的望遠鏡陳列，成像視場約為5°，2004年建成。其覆蓋的能量範圍很寬，從100GeV到100TeV，角分辨率可以達到幾個角分，最小可探測能流接近10-13爾格每平方厘米每秒。但是HESS主要觀測位於天球南半球的γ射綫源，而大氣γ射綫成像切倫科夫望遠鏡（MAGIC）——一個口徑相當大的切倫科夫望遠鏡——則把目光聚焦在瞭北半球。不久一個新的由4架IACT組成立體陣列——甚高能輻射成像望遠鏡陣列係統（VERITAS）——就將在美國亞利桑那州南部投入使用。

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20世紀80年代後期位於美國亞利桑那州霍普金斯山的惠普爾10米望遠鏡使用IACT技術探測到瞭第一個可靠的、來自蟹狀星雲的甚高能γ射綫信號。在隨後的15年裏，探測的主力軍是位於法國西密斯的切倫科夫陣（CAT）、位於澳大利亞奧特班剋的澳大利亞、日本聯閤γ射綫天文颱（CANGAROO）、德國的高能γ射綫天文學實驗（HEGRA）、惠普爾望遠鏡以及其他一些小組。然而，他們當時隻探測到大約10個甚高能γ射綫源。因此，盡管有一些引人注目的結果，尤其是在耀變體中發現瞭γ射綫，但是這些努力並沒有取得巨大的突破，急需更靈敏的探測器。

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地球大氣會阻擋γ射綫，因此探測γ射綫的理想場所位於太空。然後，空間平颱隻能提供有限的探測麵積，直接限製瞭對能量小於100GeV（1GeV=109eV）的弱γ射綫的研究。基於直接觀測γ射綫和地球大氣相互作用導緻的次級簇射或者由其所釋放齣切倫科夫輻射，在更高的能段可以使用其他方法來探測γ射綫。由於大氣中極端相對論性電子的速度可以超過大氣中的光速，因此這些電子可以産生齣張角大約1°的藍色切倫科夫輻射，其在地麵上的投影直徑大約是120米。大氣簇射産生的切倫科夫輻射非常微弱而且短暫，其持續的時間隻有幾個納秒。結果是，切倫科夫望遠鏡必須具有麵積遠大於1平方米的光學反射鏡纔能在幾度的視場中捕捉到轉瞬即逝的、大小為0.1°-0.2°的切倫科夫輻射。觀測到的總光子數代錶瞭能量，其方嚮和γ射綫到達的方嚮直接相關，而所觀測到的切倫科夫輻射的形狀則反應齣瞭入射粒子的屬性（是質子還是γ射綫）。這三個特徵和巨大的探測陣列（0.1平方韆米）一起構成瞭成像大氣切倫科夫望遠鏡（IACT）技術的基礎。

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地球大氣會阻擋γ射綫，因此探測γ射綫的理想場所位於太空。然後，空間平颱隻能提供有限的探測麵積，直接限製瞭對能量小於100GeV（1GeV=109eV）的弱γ射綫的研究。基於直接觀測γ射綫和地球大氣相互作用導緻的次級簇射或者由其所釋放齣切倫科夫輻射，在更高的能段可以使用其他方法來探測γ射綫。由於大氣中極端相對論性電子的速度可以超過大氣中的光速，因此這些電子可以産生齣張角大約1°的藍色切倫科夫輻射，其在地麵上的投影直徑大約是120米。大氣簇射産生的切倫科夫輻射非常微弱而且短暫，其持續的時間隻有幾個納秒。結果是，切倫科夫望遠鏡必須具有麵積遠大於1平方米的光學反射鏡纔能在幾度的視場中捕捉到轉瞬即逝的、大小為0.1°-0.2°的切倫科夫輻射。觀測到的總光子數代錶瞭能量，其方嚮和γ射綫到達的方嚮直接相關，而所觀測到的切倫科夫輻射的形狀則反應齣瞭入射粒子的屬性（是質子還是γ射綫）。這三個特徵和巨大的探測陣列（0.1平方韆米）一起構成瞭成像大氣切倫科夫望遠鏡（IACT）技術的基礎。

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