费米三周年

2008年6月11日，费米伽玛射线空间望远镜带着探索极端宇宙的使命升空，随后它以空前的灵敏度和精度将MeV和GeV天空系统地展现在世人面前，让研究者得以详查从银河系后院到遥远的活动星系再到伽玛射线暴的一切高能天体现象。三年后的今天，不妨对费米望远镜的成果作一次回顾，同时也来认识一下宇宙狂暴的一面。与普通望远镜不同，费米的基本工作模式是巡天，通常并不针对特定天体，除了少数特殊情况，一般只有在伽玛射线暴或者其他瞬变现象让监视器GBM触发之后才会临时转向。负责巡天的仪器叫做大面积望远镜（LAT），它的基本原理是高能光子与正负电子对的转化，工作能段在20 MeV至300 GeV之间，每三小时（约合两个轨道周期）扫描全天一次。利用费米望远镜巡天数据绘制的伽玛射线全天图。（图片提供：NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration）根据官方的说法，费米采用巡天工作模式的原因是，它由此可以达到所有的预期目标。个人对此的理解是，一是伽玛射线的天空存在很多未知数，与其指向少数几个特定目标观测，不如放开视野，作出发现的机会更大；二是伽玛射线变源多，既然费米望远镜有能力在短时间内巡视全天，巡天模式下更容易监测大批目标的变化，获取更多的有用数据；另一个考虑是，LAT本身的视场相当大，只用来定点观测未免浪费。事实也证明了巡天策略的有效性：仅仅是根据前三个月的观测数据编制的费米伽玛射线亮源表就包括了超过200个天体，现在费米发现的伽玛源已经过千，而这只是起步而已。在回顾之前，先罗列一下费米眼中最著名的（稳定）伽玛源：河内包括太阳（上图中银道面以北的光弧）、大质量X射线双星LSI +61 303、伽玛射线脉冲星PSR J1836+5925、球状星团杜鹃47以及本质未知的0FGL J1813.5-1248；河外包括英仙星系团中央的塞弗特星系NGC 1275、耀发期间亮度创记录的耀变体3C 454.3和PKS 1502+106、类星体PKS 0727-115以及本质未知的0FGL J0614.3-3330。这个名单涉及的天体种类繁多，可以一窥伽玛射线天文学广阔的用武之地。　伽玛射线暴从自己最熟悉的东西入手。说探索极端宇宙，伽玛射线暴算是典型代表。这类大爆炸以来最为猛烈的爆发可以称得上是宇宙中最为极端的现象了，而费米望远镜的研究目标又是极端中的极端——来自伽玛暴的高能辐射，对应能量在几百MeV往上。在费米之前，这一能段基本上是研究最少，不确定性也最大的。LAT眼中总能量最高的爆发GRB 080916C，蓝色表示能量不到100 MeV的光子，红色表示能量超过1 GeV的光子。（图片提供：NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration）当然用于触发的GBM没有那么极端，它工作的低能端只有几个keV，目的是快速提供爆发的位置和低能谱信息。GBM的效率很高，一年可以捕获超过200个爆发。提高探测率之外，它还补足了雨燕卫星探测偏低的缺陷，让研究者可以获知更多伽玛暴的完整能谱。但是GBM只是辅助，真正出彩的是LAT观测过的那区区20几个高能爆发，它们都算是低能段的亮暴之列了。每年10个高能暴的探测率比不上之前的乐观估计，不过也和预期目标大差不差。这其中又以GRB 080916C、GRB 090510以及GRB 090902B几个高能明亮的爆发最为吸引人。暂且不论对伽玛暴理论工作的影响，这些亮暴本身已经各自创下了记录：最高的瞬时辐射光子能量（来自GRB 090902B的高能光子能量高达33.4 GeV）、最快的运动速度（GRB 090510的运动速度达到光速的99.99995%），还有最大的各向同性总能量（GRB 080916C接近10⁵⁵尔格，与9000颗超新星相当）。不同形状的伽玛暴辐射谱，GRB 080916C（红色）、GRB 090510（粉色）与GRB 090902B（浅蓝色）分别是Band谱、Band谱+幂律以及热谱+幂律的典型。（图片来源：Granot 2010）当然创记录不过是锦上添花而已。费米升空之前，伽玛暴研究的一个重要的未决问题是，是否存在额外的高能成分，这是LAT急需解答的。这几个亮暴已经给出了解答：成分存在，但是需要具体问题具体分析。GRB 080916C、GRB 090510和GRB 090902B各有特点，高红移（z=4.3）长暴GRB 080916C的谱形一般认为是一个Band双幂律到底而且并没有明显截断，短暴GRB 090510是高能存在流量增加，可以用Band函数加额外的幂律成分拟合；GRB 090902B的光谱则拥有相对狭窄的峰且在高低能段都有流量增加，一般是用黑体谱加幂律来描述。亮暴之外，其他爆发基本是单纯Band谱的成分。由此就给出了一些线索来限制爆发源区的辐射位置：GRB 090902B的黑体辐射是伽玛暴光球主导的明显证据，而缺乏额外特征的GRB 080916C等更有可能是由磁场的坡印廷流占据主导。除却辐射成分，高能观测对伽玛暴的重要参数——整体洛伦兹因子（整体运动速度的表征）的确定也意义重大，典型如高能谱明显表现出截断的GRB 090926A。在这种情况下，人们可以明确地限制源区的光深进而是爆发的体洛伦兹因子数值，简单说来，原理是可以认为暴源光深在截断能量处大致等于一，光深又与体洛伦兹因子相关。如果没有截断，问题也不难应付，此时观测到的最高能量光深不会大于一，给出体洛伦兹因子下限就是了。GRB 090926A的辐射谱。（图片来源：Ackermann et al. 2011）虽然有不同形态的光谱，LAT探测到的伽玛暴高能辐射也存在很多共性，比如相对低能的延迟、较长的持续时间以及相对平滑的光变。这里的第一条多少有些意外，若将高低能光变曲线比较，亮暴高能光变往往没有表现出与第一个低能峰对应的特征，不过后面的光变倒是相关的。按照最新的综述，倒是名气不那么响的GRB 090217给出了一些线索：这种延迟的成因很可能是能谱在爆发之初从软到硬的演化。但是之前明明听说过该暴不具备所有这些共性来着？看来到底是怎么一回事，非要自己处理一下原始数据才搞得清了？GRB 080916C的光变曲线，最上两行表示BGM的光变，下面三行表示LAT的光变，可以明显看出前期的高能延迟以及后期的相关。（图片来源：Abdo et al. 2009）显然，这些共性为理论模型提出了很多限制。早先关于伽玛暴高能辐射的理论五花八门不确定性很大，其实现在的情况也没有好到哪里去。总的来说理论可以分轻子主导、重子主导和余辉成分几类，各有其优点和缺陷，如轻子辐射（电子的同步辐射以及逆康普顿散射）能够产生高低能相关性，却很难给出延迟以及低能段流量增加，更不要提的是Band谱低能段指数一直是个老大难；重子辐射可以解释延迟但是需要的爆发能量过大；余辉可以应付延迟但是难以产生快速光变。现在并没有一个理想的模型来涵盖一切，也许实际情况比简单一种图象更加复杂。拥有高能辐射的长短暴之间倒是没有太多显著区别，由于一般认为它们起源不同，这样看来反而有些奇怪。但是LAT本身并不是很适合短暴监测，而且现在只有两个高能短暴记录在案，统计上可能无法得出准确结论。　活动星系活动星系中央拥有重至太阳数十亿倍的特大质量黑洞，而且黑洞的吸积格外活跃，因此观测上就可以看到核区强烈的辐射以及快速光变。自从康普顿伽玛射线天文台升空以来，研究者就已经知道它们是河外稳定伽玛射线源的大部头。在费米望远镜入役之后，活动星系核很自然地成了LAT最重要的研究目标，同时也占据了它所有观测对象的一大半。Fanaroff-Riley I与II型星系的射电图象，分别以3C 31（上）与3C 405（下）为代表。（图片提供：NRAO）费米观测的活动星系核主要属于耀变体，一般认为它们是喷流正对地球的活动星系核，但是关于其辐射与光变的起源人们了解得还比较少。从整体上看，耀变体又可以细分为蝎虎BL天体与平谱射电类星体（FSRQ）两类，分别对应射电星系分类中的Fanaroff-Riley I型与II型，前者拥有边缘变暗的射电瓣、接近光速的喷流以及较低的408 MHz流量，后者拥有临边增亮的射电瓣，中等相对论性喷流还有较高的射电流量，红移也普遍比前者偏大。根据LAT的观测，FSRQ的数量略多，两类耀变体的伽玛射线辐射特征也有所不同，呈现出了双模分布。至于差异的起源，可能是与特大质量黑洞的吸积状态有关，FSRQ的吸积率据信蝎虎BL天体高。随着数据的积累，费米有望提供耀变体活动机制的线索。除了对大批耀变体的持续监测，费米还有一些值得一提的亮点，首先是作为亮度之最的平谱射电类星体3C 454.3。通常情况下，天空中最明亮的伽玛源应该是银河系内的船帆脉冲星。但是在耀发期间，3C 454.3的亮度可以发生突增并胜过其他亮源，从而成为除伽玛暴外已知亮度最高的天体。2008年以来，3C 454.3一直都比较活跃，在2009年和2010年分别发生过一次大规模耀发，LAT还专门对更为明亮的后者进行过定点观测。费米望远镜不仅获得了长时间的耀发监测数据，还第一次记录下了耀变体100 MeV以上能段谱指数的拐折。耀发前后的3C 454.3亮度对比（见左下圆圈）。（图片提供：NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration）与目击明亮耀发相对的是宁静期监测。2008年8月底9月初，费米望远镜与纳米比亚的TeV切伦科夫望远镜HESS以及雨燕卫星和罗西X射线时变探测器联合监测了处在宁静期的耀变体PKS 2155-304。在通常情况下，PKS 2155-304是一个弱伽玛源，但是在2006年的一次耀发事件中，它一跃成为伽玛射线天空中最明亮的天体。2008年的联测发现了一些意料之外的事情：与耀发期间的不同波段辐射同步变化不同，PKS 2155-304在宁静期的TeV伽玛射线辐射与可见光同起同落，X射线以及MeV能段却分头变化，不过X射线的谱指数与高能相关。这是人们第一次观测到这种现象，因此就提出了改善现有活动星系核模型的要求，因为必须借助多个辐射区才能解释多波段光变不同步的事实。PKS 2155-304的光变曲线，从上到下分别为HESS、费米、雨燕卫星/罗西X射线时变探测器以及设在HESS台址的光学望远镜ATOM的观测结果，中间两栏的红色部分表示谱指数。（图片来源：Aharonian et al. 2009）对于耀变体之外的其他活动星系，费米望远镜也贡献良多。比如它曾与甚长基线射电望远镜阵一道系统研究了活动星系核的喷流，发现喷流与地球之间的夹角越小，就越容易有伽玛射线的探测，而射电辐射与伽玛射线也存在关联；还详细研究了半人马A等邻近活动星系的高能辐射分布，第一次确认宇宙低能背景光子可以被活动星系射电瓣中的高速粒子散射成为伽玛光子；另外通过与早年康普顿天文台数据的比较，发现了塞弗特星系NGC 1275的伽玛射线亮度变化，并限制了伽玛射线辐射区的尺度。这些都在为活动星系核理论添砖加瓦，帮助人们得出特大质量黑洞相关的完整的图象。邻近活动星系半人马A的可见光与伽玛射线合成图，其中伽玛光子以紫色表示。（图片提供：NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration, Capella Observatory）　脉冲星如果说活动星系核是高能河外源的主力，脉冲星则占据了河内点源的相当一部分，它们也是伽玛射线天文学最经典的点源之一外带未知辐射源的热门候选对象，自然逃不过费米的视线。这里说的脉冲星当然不是常见的射电脉冲星，而是拥有伽玛射线脉冲的那一类，著名成员包括蟹云脉冲星以及船帆脉冲星，对它们的研究历史可以追溯到射电脉冲星发现之后不久。康普顿伽玛射线天文台早年观测到的若干伽玛射线脉冲星光变。（图片来源：Gamma-Ray Pulsars）伽玛射线脉冲星通常比较年轻，有着快速自转以及强磁场，它们的磁层可以将带电粒子加速到极高的速度。随着时间的推移，脉冲星自转会因为辐射而逐渐减慢，无法再发出高能辐射。因此伽玛射线脉冲星的数量比较稀少，之前是字面意义上的屈指可数，费米入役三年后的今天，这个数字也还没有到100，要远远少于射电脉冲星的1800有余。费米望远镜的功劳首先当然是成批发现新的伽玛射线脉冲星，仅仅在正式运转一个月之后，它就作出了16个新发现，其中13个与先前康普顿天文台辨认出的未知辐射源相关，让研究者大吃一惊。更值得一提的是，这批新脉冲星是仅仅依靠伽玛射线辐射辨认出来的，并没有射电观测的参与，这也算是研究史上的头一遭了。如此高效的原因与费米望远镜的灵敏度分不开，要知道这批脉冲星里，最暗淡的每天LAT只能记录下两个光子。在这种情况下，以往的仪器能探测到辐射已属不易，分辨出脉冲信号那就是几乎不可能的事情了。更进一步，费米还发现了一种全新的脉冲星，只具有伽玛射线辐射，第一个例子是在仙王座的超新星遗迹CTA 1内发现的那颗，年龄大约在一万年左右，脉冲周期316.86毫秒。由于不对称超新星爆发的反弹，脉冲星并非位于遗迹正中，而是明显偏离中心。超新星遗迹CTA 1以及遗迹中的伽玛射线脉冲星（见右上插图），插图中蓝色表示脉冲星的磁力线，粉色表示伽玛射线辐射区。（图片提供：NASA/S. Pineault, DRAO）仅有伽玛射线脉冲，不存在射电辐射的脉冲星要如何解释？可能的原因是，脉冲星不同波段的辐射区宽度不同，伽玛射线要比射电来得更宽，因此观测到的概率更大。脉冲星若想发出高能辐射，年轻并不是必需条件，还有另一条渠道：处在双星系统中的年老脉冲星可以通过吸积伴星的物质加快自转，成为毫秒脉冲星。费米望远镜同样研究了一批毫秒脉冲星样本，并发现它们的高能辐射特性与年轻脉冲星别无二致。而毫秒脉冲星不仅可以用于研究辐射机制，还有更重要的意义：测量引力波。这类天体的自转速度极其稳定，好过了最精密的时钟。如果可以测量若干毫秒脉冲星之间的时变，有可能揭示出引力波背景。虽然现在相关的搜索尚未得到定论，这一方法却不失为寻找时空涟漪的有力手段。工作能段较低GBM也为中子星相关研究出了一把力，这次不是伽玛射线脉冲星，而是与雨燕以及其他卫星一起探索了新的软伽玛射线复现源SGR J1550-5418，帮助人们进一步探讨了强磁场天体爆发释能的方式。　陌生的银河景观费米望远镜很多意料之外的发现其实出现在我们的银河系后院，比如2010年公布的伽玛射线泡。这一庞大的结构相对银盘对称，宽5万光年，从银心方向向南北银极各延伸超过50度，表面亮度均匀且有着清晰的边缘，能谱上比周围更硬。由于银河系内高速粒子与星际介质相互作用会产生河内弥漫的背景辐射，掩盖了大尺度结构，直到有了更好的弥漫辐射模型之后，研究者才得以有效扣除干扰，让伽玛射线泡浮出水面。银河系的伽玛射线泡结构示意。（图片提供：NASA’s Goddard Space Flight Center）费米发现的伽玛射线泡并非独一份，早年伦琴卫星以及WMAP分别在0.5-2 keV的X射线以及几十GeV的微波波段上发现了类似的双极结构，在低银纬区域的位置与伽玛射线泡相同。这二者后来分别被解释为超级星系风泡以及拥有硬谱的宇宙线电子发出的同步辐射。三个波段的结构位置的同一性很可能意味着起源的同一，伽玛射线泡可能正是产生WMAP所见“微波雾霾”的同一批电子康普顿散射而来。WMAP发现的“微波雾霾”，位置与费米发现的伽玛射线泡相同。（图片提供：WMAP）那么究竟是什么东西造就了伽玛射线泡？最重要的线索是，它需要一种生成硬谱宇宙线的机制，同时还可以产生全波段辐射以及激波（用以解释清晰的边缘），这就要涉及银心大规模的能量注入活动了，单纯凭借超新星遗迹加速等传统理论并不足以应付需要。当下对于伽玛射线泡的形成只有一些猜测，如银心黑洞的粒子喷流与星际环境的相互作用（因此伽玛射线泡可能是往昔银心活动的反映），或者是银河系核球剧烈恒星形成活动产生的星系风的驱使，还有的理论将其归结为磁场的不稳定性。无论如何，这些都还只是猜测，为了得到确切的结论，还需要更多的观测数据。另一个值得一提的河内意外发现是蟹状星云的耀发。从2009年起，作为LAT巡天的一部分，费米望远镜陆续监测了蟹状星云伽玛射线的亮度变化，并发现了多次能量高于100 MeV的伽玛射线亮度突增，变化最剧烈的一次出现在今年4月中旬，耀发期间星云的亮度是通常的几十倍。在费米升空之前，无人注意到这一现象。羊八井宇宙线观测站以及与费米工作能段相近的意大利卫星AGILE也记录下了类似的事件，这可以作为费米观测的佐证。蟹状星云耀发前（左）与2011年4月12日耀发期间（右）的亮度对比。（图片提供：NASA/DOE/Fermi LAT/R. Buehler）幸运的是，在耀发期间有从红外到X射线的多波段数据，但是研究者没能在其中发现任何与伽玛射线相关的变化，连钱德拉X射线天文台这样的高精度设备都没能找到丝毫的线索，这样看来耀发事件可能是单纯发生在伽玛射线能段上的。根据光谱可以推测，耀发的光变应该是起源于同步辐射的；再考虑耀发持续时间很短，辐射区本身不应很大，对应结构存在于蟹状星云内区。根据能谱可以推知，粒子会在星云内部被加速到超过1 PeV的能量，它们也成了天体环境下迄今已知的能量最高的粒子。当然，具体的加速机制还有待探讨，现在谁也不清楚星云核心究竟发生了什么样的过程。抛开耀发的理论解释不谈，这一发现本身也对高能天体物理有着重要的意义：蟹状星云一直被当成高能辐射的定义天体，通常认为星云本身的流量基本保持恒定，因此很多仪器都以之为定标基准。伽玛射线之外，近年雨燕和罗西X射线时变探测器等高能天文卫星还发现了星云的X射线亮度长期变化。如果耀发事件是家常便饭，恐怕高能天文的定标标准会发生变化。　粒子天体物理学费米望远镜的两台仪器LAT和GBM从工作原理上看都非常接近粒子探测器，筛选光子所用的反符合屏蔽系统记录下的宇宙线信号要比高能光子本身还多，没有理由不将其充分利用，因此宇宙线相关研究是顺理成章的事情。LAT对高能宇宙线的测量证实了之前PAMELA探测器以及HESS的结论：能量大于100 GeV的粒子比传统理论的预期更多。但是它却没有证实ATIC的气球观测在300 GeV至600 GeV之间发现的流量增加，使本来就众说纷纭的高能粒子谱变得更加扑朔迷离。费米望远镜（黑色）与ATIC（红色）对宇宙线中高能电子流量的观测比较。（图片来源：Cirelli and Strumia 2009）而GBM在监视伽玛暴之余，还将目光转移到了脚下，顺便关注了来自地球大气雷暴的正反粒子对，在此一并一说。这些粒子起源于雷暴内的地面伽玛射线闪（Terrestrial Gamma-Ray Flash），与闪电的形成相联系，全球每天都会发生几百次。GBM率先发现了起源于地球的0.511 MeV伽玛光子，这是正负电子湮灭的明确信号，也是人们了解地面伽玛射线闪的重要依据。费米不仅记录了宇宙线信号，还进一步探察了这些粒子的源头，其一是超新星遗迹。LAT第一次拍下了数个不同年龄的超新星遗迹的GeV影象，确认这一能段的辐射来自遗迹本身与低温致密云团的相互作用区，这与超新星遗迹加速粒子的理论相符。在这一点上，望远镜也算是没有辜负自己的名字，因为当初以研究宇宙线加速的先驱恩里科·费米为之命名的重要原因之一就是希望它能深入探查加速机制，解决宇宙线起源的难题。4个超新星遗迹的GeV影象，从左到右分别为仙后A、W51C、W44以及IC 443。（图片提供：NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration）为超新星遗迹成象的同时，LAT的粒子观测结合PAMELA的数据还显示，脉冲星是宇宙线又一个可能的源头，并且可能在太阳近邻附近就存在这样一个天体，朝地球持续发射宇宙线。至于这颗可能的脉冲星究竟位于何方，那就是有待未来探究的事情了。　未知疆域及其他任何一项新的观测计划总有对未知事物的期待，费米望远镜也不例外。在最初三年的观测中，它已经发现了一些前所未知的新源，比如辐射伽玛射线的产星星系。人们对这些星系本身并不陌生，大麦哲伦云、M82以及NGC 253都是熟悉得不能再熟悉的天体了，但费米是第一次将它们的伽玛射线面貌展现在世人面前：大麦哲伦云中剑鱼30产星区的伽玛射线影象，色彩越明亮的区域对应光子数也就越多。（图片提供：NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration）其实在银河系中也存在类似的弥漫伽玛光，它们是来自星光与宇宙线粒子的相互作用。上图是第一次在河外星系中发现类似的辐射，而且其强度与对应恒星形成区的可见光亮度正相关。在大质量恒星形成区里，带电的宇宙线可能因为混乱磁场的束缚而难以离开，让散射更容易发生，所以能够以强伽玛源的面目示人。这样看来，通过分析产星星系的高能辐射，人们可以进一步了解宇宙线的加速。费米望远镜还第一次发现了来自一种特殊的X射线双星——微类星体的高能辐射。微类星体拥有相对论性喷流，其结构非常类似于星系级的类星体，只是将后者的特大质量黑洞换成了恒星级黑洞。发射伽玛射线的微类星体是天鹅X-3，由大质量沃尔夫—拉叶星与黑洞组成。这里的高能光子也是起源于星光的散射，不过散射电子并非来自宇宙线，而是黑洞吸积盘的产物。因为来自宇宙线以及其他来源的高能带电粒子还是比较普遍的，也许很多天体都可以作为伽玛源存在，只是之前人们不知道而已。在今后几年的观测中，费米有可能发现更多的第一，进一步拓宽高能天体的范围，而产星星系和微类星体只是其中的几个例子而已。第三个第一次来自新星。传统观点认为新星的能量不足以发出伽玛射线辐射，但是费米却探测到了天鹅V407这个例外。新星爆发可以产生炽热而致密的激波，激波中的磁场也会加速束缚其中的粒子，不过在伽玛射线能段目击新星爆发还是头一遭。更奇特的未知疆域涉及时空的本质，也就是所谓的洛伦兹不变性破缺。许多量子引力相关的理论都认为，时空具有泡沫状的结构，对于来自同样距离上的光子来说，波长足够小的高能光子可以感知泡沫结构的存在，实际传播的路程要比低能光子更远，因此耗时更长，看上去光速不变的假设不再成立。不过根据理论预言，这一效应非常不显著，需要足够远的距离才能测量出显著的高能光子延迟。洛伦兹不变性破缺示意。（图片提供：NASA/Sonoma State University/Aurore Simonnet）费米利用的检验工具就是来自宇宙学距离的伽玛射线暴，其中短暴因为持续时间短，更适合这项工作。研究者利用最明亮的短暴——GRB 090510一对能量相差百万倍的光子来为现有理论提出限制。由于这两对光子在穿过73亿光年的距离之后，到达时间只相差0.9秒（这里还没有考虑光子在暴源的辐射时间差，只假设它们是同时发出的），这样就排除了一批给出长时间延迟的理论，同时也说明光速不变的假设在相当高的精度上依旧适用。与限制时空本质同样吸引眼球的是暗物质搜索，这里利用的原理是理论预言中的暗物质粒子自我湮灭并发出伽玛射线辐射。有人将银河系的弥漫辐射归结为暗物质的功劳，但是其中不确定因素相当多，仅此一提。　三年来，费米望远镜一直充当了高能天文学的尖兵角色。未来它还能作出多少新发现？又会提出多少新的问题？谁也不知道这个问题的答案，很可能有更多的意外等着所有人去见证。巡视完高能宇宙的发现，最后以费米望远镜观测的2009年7月22日日全食作为本文了结。不过图中的曲线反映的并非伽玛光子的变化，而是日食期间因为望远镜反复出入地影而导致的太阳能电池帆板的电压起伏：图片提供：Fermi Gamma-ray Space Telescope Collaboration　参考资料：[1] Symmetry Breaking的相关在线报道
[2] 关于伽玛射线暴，可以参考Granot, J., 2010以及Piron, F. and Connaughton, C., 2011
[3] 关于PKS 2155-304的联测，可以参考Aharonian, F. et al., 2009, ApJ, 696, L150
[4] GLAST: Gamma-Ray Pulsars
[5] 关于银河系的伽玛射线泡，可以参考Su, M., et al., 2010, ApJ, 724, 1044
[6] 关于蟹状星云的耀发事件，可以参考Abdo, A. A. et al., 2011, Science, 331, 739内容来自 Bo Zhang's Homepage

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