下载文档原格式
在海拔5000米以上地区利用单粒子方法探测γ暴实验构想--基于水切伦科夫技术刘茂元;厉海金;扎西桑珠;周毅【摘要】Ground extensive air shower experiment is powerless for detecting cosmic ray particles of tens GeV en⁃ergy renge in the GRBs (Gamma Ray Burst) so far, because of its threshold energy. The experimental altitude needs to be increased in order to achieve more effective observation. In the present paper, setting up a water Che⁃renkov detector array at 5200m altitude in Tibet was proposed and the idea of ground experiments on multi-GRB and tens of GeV photon observing can be achieved by using single-particle technology, and also can supportpre⁃dicting for large-scale experiments.%目前，对于伽玛射线暴（Gamma Ray Burst, GRB）的探测，地面广延大气簇射实验由于阈能原因，对几十GeV能区的宇宙线粒子探测无能为力，只有提高实验海拔才能实现更有效的观测。
文章描述了在海拔5000m以上地区建造水切伦科夫(WCD)探测器阵列，利用单粒子技术，来实现地面实验多GRB几十GeV光子的正观测设想，为大规模实验提供预言支持。
天体物理学中的伽马射线暴：探索伽马射线暴的起源、辐射机制与宇宙学意义摘要伽马射线暴（Gamma-Ray Bursts, GRBs）是宇宙中最剧烈的天体物理现象之一，其起源和辐射机制一直是天体物理学研究的热点。
本文深入探讨了伽马射线暴的分类、观测特征、可能的起源模型以及辐射机制。
同时，本文还讨论了伽马射线暴在宇宙学研究中的重要作用，如探测宇宙早期星系、研究宇宙的化学演化等。
通过对伽马射线暴的全面剖析，本文旨在展示其在天体物理学和宇宙学研究中的重要地位，并展望未来的研究方向。
引言伽马射线暴是来自宇宙深处，在短时间内释放巨大能量的伽马射线辐射现象。
伽马射线暴的持续时间从几毫秒到几千秒不等，其亮度在短时间内可以超过全宇宙其他天体的总和。
伽马射线暴的发现为天体物理学和宇宙学研究提供了新的窗口，有助于我们理解宇宙中极端物理过程和宇宙的演化历史。
伽马射线暴的分类与观测特征根据持续时间的长短，伽马射线暴可以分为两类：1. 长暴（Long GRBs）：持续时间大于2秒，通常伴随着超新星爆发。
2. 短暴（Short GRBs）：持续时间小于2秒，可能起源于双中子星并合或中子星-黑洞并合。
伽马射线暴的观测特征主要包括：1. 瞬时辐射：持续时间短，能量集中在伽马射线波段。
2. 余辉：瞬时辐射结束后，在X射线、光学、射电等波段持续数天至数月的辐射。
3. 宿主星系：长暴通常位于恒星形成活跃的星系中，而短暴的宿主星系类型多样。
4. 红移：伽马射线暴的红移分布广泛，表明它们发生在宇宙的不同时期。
伽马射线暴的起源模型1. 长暴起源模型：目前主流的模型认为，长暴起源于大质量恒星的坍缩。
当大质量恒星耗尽核燃料后，核心坍缩形成黑洞，同时产生强大的喷流，喷流与周围物质相互作用产生伽马射线暴。
2. 短暴起源模型：短暴的起源模型主要有两种：双中子星并合和中子星-黑洞并合。
这两种模型都可以解释短暴的短时标和高能辐射特征。
伽马射线暴的辐射机制伽马射线暴的辐射机制仍然是一个未解之谜。
据国外媒体报道，近日天文学家们注意到在宇宙深处发生了一次强烈的爆发事件。
这是有记录以来探测到的强度最大的伽马射线暴(GRB)事件，这一事件让科学家们重新思考现有的有关这种爆发事件的形成机制理论是否需要修正。
一般认为，伽马射线暴是由大质量恒星突然塌缩后形成的黑洞所驱动的。
黑洞的形成会驱使大量相对论性粒子穿越塌缩物质，形成剧烈的冲击波，并引发伽马射线辐射。
伽马射线暴被认为是相比超新星爆发更加剧烈的一种现象，但在这一起爆发事件中，GRB 130427A爆发时还同时伴随着超新星爆发，这是不同寻常的。
这次事件另外值得一提的便是，此次有空前数量的地面和空间观测设备对其开展了详细的观测。
当此次爆发事件发生时，美国宇航局的雨燕伽马射线探测器以及费米伽马射线空间望远镜以及同时探测到了其信号，随后宇航局便立即将预警信号发送给地面观测设备，如光学响应快速望远镜(RAPTOR)系统等，以便随时追踪事件进展。
美国宇航局天体物理学部门主管保罗·赫兹(Paul Hertz)表示：“一般来说大约每100年才会出现1-2次这样的事件，因此当它发生时我们正好拥有完备的设备来开展详尽的观测，这非常幸运。
”由于GRB 130427A相对较近的位置，加上参与此次观测行动的设备数量之多，此次爆发事件将有望提供有关伽马射线暴的大量关键信息。
朱利安·奥斯博恩(Julian Osborne)是莱斯特大学的雨燕探测器小组负责人，他说：“雨燕探测器的快速反应能力让我们得以收集到很多有关GRB意想不到的全新信息，这一最新的爆发事件所提供的有力证据将确保我们此前对这一现象所提出的基本理论是正确的。
”不过，尽管天体物理学家们还需要很长时间才能处理完此次收集的数据，但此次事件已经在我们对GRB现象的理解方面给出了一些不同寻常的线索。
例如：费米空间望远镜的数据显示，当来自GRB爆发的可见光波段信号达到峰值时，高能伽马射线信号也出现了一个尖锐的峰。
伽马射线的检测方法
伽马射线是一种极高能量的电磁辐射，它具有很强的穿透能力和电离能力。
因此，正确检测伽马射线非常重要，特别是对于核辐射的监测和辐射防护。
目前，有几种常见的伽马射线检测方法，包括闪烁体探测器、硅层探测器、半导体探测器和气体探测器。
闪烁体探测器是一种常用的伽马射线探测器。
它由一个闪烁体晶体和一个光电倍增管组成。
当伽马射线通过闪烁体时，它将与闪烁体中的原子发生相互作用，产生光子。
光电倍增管将光子转化为电脉冲，并放大这些脉冲。
通过测量电脉冲的幅度和计数率，可以确定伽马射线的能量和强度。
硅层探测器是另一种常见的伽马射线探测器。
它使用硅衬底和一层敏感的半导体材料。
当伽马射线通过探测器时，它会与半导体材料中的原子相互作用，产生载流子。
这些载流子会在探测器中产生电流信号，通过测量电流信号的强度，可以确定伽马射线的能量和强度。
半导体探测器是一种更为先进的伽马射线探测器。
它由多个层次的半导体探测器组成，可以检测不同能量范围的伽马射线。
半导体探测器具有较高的能量分辨率和探测效率，在核能源、医学诊断和辐射防护等领域得到广泛应用。
气体探测器是一种常见的伽马射线探测器，它使用气体（如氩气或氙气）来探测伽马射线。
当伽马射线通过气体时，它会产生电离，产生正离子和电子。
通过测量正离子和电子的运动和收集电荷，可以确定伽马射线的能量和强度。
总之，伽马射线的检测方法多种多样，包括闪烁体探测器、硅层探测器、半导体探测器和气体探测器。
根据具体的需求和应用场景，我们可以选择适合的伽马射线检测器来实施准确的检测和监测工作。
反物质和暗物质的探测在现代物理学领域中，反物质和暗物质一直是备受研究者们关注的课题。
它们与我们日常生活中所接触到的物质有所不同，但却在宇宙的演化和结构形成中发挥着重要的作用。
因此，科学家们一直在努力寻找方法来探测和研究反物质和暗物质，以更好地理解宇宙的本质和演化过程。
首先，让我们来了解一下反物质的概念。
反物质是指与普通物质相对应，但具有相反电荷的物质。
例如，一个典型的反物质粒子是反质子，它的电荷与质子相反。
物质和反物质可以相互湮灭，产生能量。
因此，对于反物质的探测，科学家们的目标是找到一种方法来捕捉反物质粒子并研究它们的属性。
目前，科学家们使用的一种探测反物质的方法是利用粒子加速器。
粒子加速器可以将带电粒子加速到接近光速，并使相互碰撞。
在这些碰撞中，可以产生反物质粒子，并通过探测器来观察它们的性质。
例如，欧洲核子研究中心（CERN）的大型强子对撞机（LHC）就是一种用于加速高能粒子并产生反物质的强大实验设备。
另一种探测反物质的方法是观察宇宙中的伽马射线暴。
伽马射线暴是宇宙中最强大的爆炸事件之一，能释放出巨大的能量。
当伽马射线暴发生时，会伴随着产生大量的高能粒子，其中可能包含反物质粒子。
由于反物质与物质相互湮灭产生能量，可以通过观察伽马射线暴的能谱和光谱来检测可能存在的反物质信号。
与反物质相比，暗物质的性质更加神秘。
暗物质是一种无法直接观测到的物质，也不与电磁辐射相互作用。
然而，通过研究银河系和宇宙中的其他星系的运动，科学家们得出了暗物质存在的强有力证据。
目前，他们正在使用多种方法来探测和研究暗物质。
一种常用的探测暗物质的方法是利用宇宙微波背景辐射（CMB）。
CMB是宇宙大爆炸后残留下来的微弱辐射，是研究宇宙早期演化的重要来源。
通过对CMB的精密观测，科学家们可以研究宇宙的结构形成和暗物质的分布。
例如，计划中的欧洲空间局的欧洲空间望远镜（Euclid）将在未来几年内对CMB进行高精度的观测，以揭示更多有关暗物质的信息。
x 射线探测器原理
射线探测器原理是利用射线与物质相互作用来检测物质的性质和结构。
通常，射线可以是X射线或伽马射线。
X射线探测器原理是基于射线与物质的跨越性能，即通过物质中的吸收和散射来确定物质的组成和密度。
当X射线通过物
质时，它们会与物质原子中的电子相互作用，导致能量的损失。
这种能量的损失可以通过测量射线通过物质的强度来检测。
通过分析射线的强度变化，我们可以推断出物质的成分和密度。
伽马射线探测器原理是基于射线与物质相互作用产生的电离和激发现象。
当伽马射线穿过物质时，它们与原子核相互作用，导致原子核电离和激发。
这些电离和激发可以产生电荷和光子。
通过测量这些电荷和光子，我们可以确定物质中伽马射线的强度和能量。
射线探测器采用不同的探测技术，如闪烁体探测器、气体探测器和半导体探测器等。
每种探测技术都有其特定的工作原理和应用领域。
综上所述，射线探测器通过测量射线与物质的相互作用来检测物质的性质和结构。
这种技术在医学诊断、材料分析、核物理实验等领域有着广泛的应用。
伽玛辐射仪
伽马辐射仪（Gamma-ray spectrometer）是一种用于检测伽马射线的仪器。
伽马射线是一种高能电磁辐射，具有极短波长和高能量，能够穿透物质并与物质相互作用。
伽马辐射仪通过测量伽马射线的能量和强度，用于分析样品中的放射性元素或其他产生伽马射线的事件。
伽马辐射仪通常由一个探头和一个电子系统组成。
探头负责探测伽马射线，并将信号转换为电信号。
电子系统负责放大和处理电信号，并将结果以能谱图的形式显示出来。
能谱图显示了伽马射线的能量和强度分布，可以通过对能谱进行分析来确定样品中的放射性元素的种类和浓度。
伽马辐射仪在核能、医学、环境监测等领域有广泛应用。
它可以用于核反应堆的监测和安全检查，用于辐射治疗和诊断，用于地质勘探和矿产资源勘探，以及用于环境中的放射性污染监测等。
一、实验背景宇宙，这个浩瀚无垠的宇宙，自古以来就吸引了无数人的目光。
从古代的天文学到现代的宇宙学，人类对宇宙的认识不断深入。
然而，宇宙的奥秘依然深不可测，充满了神秘与未知。
为了进一步揭示宇宙的奥秘，我国科研人员开展了多项宇宙探索实验。
本报告将对其中几个具有代表性的实验进行梳理和分析。
二、实验项目及成果1. 中国锦屏地下实验室项目简介：中国锦屏地下实验室位于四川凉山彝族自治州的锦屏山地下2400米深处，由清华大学牵头建设，是世界最深、最大、最纯净的极深地下实验室。
实验成果：为了探测暗物质，科研工作者们日夜不休地在此开展实验。
经过多年的努力，实验室在《物理评论快报》等物理学顶级期刊发表了120多篇论文，取得多项前沿成果。
实验室不仅用于暗物质研究，还将成为多学科交叉的综合研究平台。
2. 中国科学院高能物理所伽马暴研究项目简介：中国科学院高能物理研究所研究员陈松战团队在《思想大爆炸-对话科学家》栏目中介绍了我国在伽马暴研究方面取得的成果。
实验成果：科学家们最近发现了一次非常特殊的伽马射线暴（伽马暴）GRB221009A，被认为是迄今为止最亮的伽马暴。
此次观测到的伽马暴对于支持伽马暴存在高能辐射的理论模型提供了证据，同时挑战了传统的伽马暴余辉标准模型。
这一成果对于探究宇宙中星系的形成和演化过程有重要意义。
3. 爱因斯坦探针卫星项目简介：爱因斯坦探针卫星是由中国科学院国家天文台牵头，多个国际团队参与研制的一颗专门捕捉宇宙中看不见的焰火”——X射线的卫星。
实验成果：经过多年的努力，项目团队成功突破了一系列关键探测技术，研制出了宽视场X射线望远镜，其观测灵敏度和空间分辨率相比同类型设备提升10倍以上。
自卫星发射以来，团队已探测到新的暂现源17例、恒星耀发168例，并引导国际上多个望远镜开展了跟随观测。
三、实验总结通过以上几个具有代表性的实验，我国在宇宙探索领域取得了显著的成果。
这些实验不仅揭示了宇宙的一些奥秘，还为今后的研究提供了有力的支持。
“不明觉厉”，天宫二号上的实验太空中与地面显著不同的环境条件，使得人类一旦将飞行器发射上天，总要想方设法携带一些仪器、材料进行科学实验。
我国的天宫二号也不例外，并且，它要开展的各类实验达到了史无前例的14项，涉及微重力基础物理、空间材料科学、空间生命科学等多个领域，其中两项由航天员直接参与操作，还有一项国际合作。
这让它成为我国史上实验任务最多的太空飞行器。
这些实验包括哪些内容，能对我们的生活产生什么影响？一起来看看其中的几个代表吧。
“小蜜蜂”探寻伽玛暴首先登场的是“小蜜蜂”，这也是此次天宫二号空间实验室上唯一的一项国际合作实验项目。
它的大名叫“天极”（POLAR），全称“伽玛暴偏振探测仪”。
科学家们之所以给它取了这个昵称，是因为这个仪器是由1600根塑料闪烁棒组成一个阵列，犹如1600个小眼组成一只蜜蜂的复眼。
从全名可知，这只“复眼”不是用来看一般的东西，而是用来探测宇宙中最闪耀的爆炸——伽玛暴。
宇航员王亚平在天宫一号内，为地球上的观众们表演了一回太空中的小实验。
伽玛射线是能量最强的电磁波，它的能量比可见光大几十万倍以上。
伽玛射线暴（简称伽玛暴）是来自宇宙空间的伽玛射线短时间突然增强的现象。
虽然伽玛暴的持续时间长者只有数百秒，短者更是不足数十毫秒，但释放的能量几乎抢了整个宇宙的风头，瞬时亮度甚至有可能胜过全宇宙其他天体的总和。
1997年12月14日发生一次伽玛暴，距离地球远达120亿光年，在50秒内所释放出的伽玛射线能量就相当于整个银河系200年的总辐射能量。
这次伽玛暴持续时间在一两秒内，其亮度与除它以外的整个宇宙一样明亮。
因此，人们把这样壮丽的景象，称为恒星最后的“生命之花”。
但这样的“生命之花”对真正的生命却会带来毁灭：伽马射线对生物有极强的杀伤力。
伽玛暴在宇宙中随时随地可能发生，对我们的影响有多大，取决于伽玛暴的距离。
如果发生在100光年内，且正好对准地球，事情就糟糕了。
有人认为，伽玛暴可能是导致地球4.5亿年前的奥陶纪大灭绝事件（第一次生物大灭绝）的原因之一，在那次事件中，85%的海洋生物灭绝。
一种可能观测到伽马射线暴的新技术伽马射线暴（GRBs）是宇宙中最强大的爆炸事件之一，释放出极高能的伽马射线。
对GRBs的研究有助于理解宇宙的演化和宇宙中的高能过程。
目前已有许多技术用于观测GRBs，如X射线望远镜、伽马射线望远镜和中子探测器等。
由于GRBs的特殊性，对其观测仍存在许多挑战。
最近，科学家提出了一种可能观测到GRBs的新技术，该技术基于中微子的探测。
中微子是一种几乎没有质量且几乎不与物质相互作用的基本粒子，其穿透能力极强，可以从遥远的天体传输到地球上，而不受其它粒子和电磁波的干扰。
这使得中微子成为观测GRBs的理想探测器。
中微子的探测可以通过利用中微子与物质相互作用产生的带电粒子进行。
一种常用的探测方法是在地下深处布置探测器，以避免地球的大气中微子干扰。
当中微子与物质相互作用时，会发射出带电粒子，如电子和正电子。
这些带电粒子会沿着该探测器周围的闪烁体运动，释放出光信号。
通过探测光信号，可以确定中微子的能量、方向和种类等信息。
对于GRBs的观测，中微子探测器可以通过寻找与GRBs同时到达的中微子事件来确认其存在。
由于中微子几乎不与物质相互作用，它们比光和伽马射线更容易穿透星际物质，并以其原始形式到达地球。
当伽马射线爆发时，中微子会与地球几乎同时到达。
通过检测与GRBs时间上相关的中微子事件，可以确认GRBs的发生，并进一步研究其性质。
中微子探测器的优势在于其能够观测到高能的伽马射线和中微子，这有助于深入研究GRBs产生的机制。
与传统的观测技术相比，中微子探测器对环境条件的要求较低，能够在更广阔的范围内观测GRBs，并提供更准确的物理参数。
中微子探测器还可以与其它观测设备共同使用，如光学望远镜、X射线望远镜和伽马射线望远镜等，以综合分析GRBs的数据。
中微子探测器是一种可能观测到GRBs的新技术。
通过利用中微子的特殊性质和探测机制，可以更全面地研究GRBs的物理过程和宇宙的演化。
中微子探测器的发展将为我们揭示GRBs背后的秘密提供新的途径。
一、VeLa：VeLa一词取自西班牙语，意思是守护者。
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。
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。
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。
克莱贝萨德尔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。
二、银河（Ginga）卫星银河卫星于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。
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，也让许多研究者误入歧途。
事情源自于几十keV回旋共振吸收线问题，还是在不止一次的爆发中发现的。
之前，Mazets等支持河内起源说的人得出了类似结论，但其准确性不是太高，银河的一些数据“证明”了这一假说。
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，而中子星相关模型却是蜂拥而上。
许多研究伽马宇宙学的学者转向了河内起源说，直接导致了伽马射线暴相关研究的倒退。
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。
三、康普顿伽玛射线天文台康普顿伽马射线天文台于1991年4月5日由亚特兰蒂斯号航天飞机搭载升空，质量17000千克，轨道高度450公里，周期约90分钟。
探测器上搭载了近7吨重的天文仪器，包括●爆发和瞬变源试验设备（BATSE，由美国宇航局马歇尔空间飞行中心研制），由8台同样的装置组成，分别安装在卫星的8个角上。
观测能段为20-600 keV，目的是探测持续时间很段的伽玛射线暴。
●定向闪烁光谱仪（OSSE，由美国海军研究实验室制造），由4台探测器组成，分为两组，每一组都可以独立观测。
能段范围为0.05-10 MeV，●康普顿成像望远镜（COMPTEL，由德国马克斯·普朗克研究所和美国新罕布什尔大学共同研制），观测能段为1-30 MeV，。
它在工作期间观测了铝的1.809 MeV谱线，发现它们集中在银道面上，并且主要分布在银河系中心和旋臂附近，表明重元素的主要来自于大质量的恒星。
●高能伽玛射线试验望远镜（EGRET），用于观测20 MeV-30 GeV的高能伽玛射线，并具有极高的时间分辨本领。
该仪器由美国宇航局戈达德空间飞行中心、马克斯·普朗克研究所和斯坦福大学共同开发。
在工作期间，它探测了一批蝎虎座BL天体的高能伽玛射线辐射，并使伽玛射线脉冲星的数量增加到8个，还给出了若干个伽玛射线暴的高能辐射。
康普顿伽马射线天文台给伽马宇宙学界带来了全新的气象。
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。
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。
另外值得一提的是EGRET，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。
四、BeppoSAX尽管康普顿的工作令伽马射线暴的研究大大前进了一步，但其过于粗糙的分辨率并不能对爆发余晖和红移做出更精确的测量。
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。
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。
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。
BeppoSAX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。
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。
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。
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。
五、HETE-2相对康普顿、BeppoSAX的光辉，HETE-2就有些命途多舛。
1996年，HETE-1在兴建分离时发生爆炸，导致HETE计划受阻，否则率先发现余辉的荣耀可能就要归于它了。
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。
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。
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。
六、Swift卫星雨燕卫星发射于2004年11月20日，质量1470千克，轨道高度600公里，搭载有●爆发警示望远镜（BAT），使用编码孔成像板，面积为5200平方厘米，工作能段为15-150keV。
●X射线望远镜（XRT），能够对伽玛射线暴的余辉进行成像，精确测定伽玛射线暴的位置，误差大约为3.5角秒，工作能段为0.2-10keV。
同时也能够监测余辉在数日到数周内的光变曲线。
紫外/光学望远镜（UVOT），工作波段为170-650纳米，能够对伽玛射线暴在光学波段的余辉进行成像，也能测定其亮度和光谱、以及长时间光变曲线。
由于伽马射线暴的瞬时性（尤其是爆发时间小于2秒的短暴）和方向上的不确定性，其观测自然对观测器的反应速度有着很大的要求。
雨燕可以说是迄今为止反应速度最快的天文观测器。
雨燕搭载的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。
