伽瑪射線爆發源

伽瑪射線爆發源(Gamma Ray Bursts)

"伽瑪射線爆發源,物理雙月刊", 二十卷四期, 第449頁

1.國立台灣師範大學地球科學系
2.中央研究院天文及天文物理研究所

黃慧春1 何明芳1 管一政1,2

　　你聽過伽瑪射線爆發源(GRB)嗎？自1968年天文學家在天空中意外發現GRB後， GRB一直是天文學家觀注的焦點。

　　GRB爆發時能量高達50KeV以上，且均勻分佈在天空中的四面八方。當天文學家面對GRB這個令人困惑的謎團時，不禁要問，是什麼樣的物理機制才能夠產生如此高的能量？而這些謎樣的天體又位於宇宙的何處呢？是近或是遠呢？BASTE每年可偵測到300個左右的GRB，但由於其爆發持續的時間太短，以及儀器缺乏較佳的解析度，所以天文學家無法精確的定出GRB在天空中的位置，多年以來，天文學家不斷的試圖利用衛星及地面望遠鏡觀測GRB的對應天體，卻都徒勞無功。

　　終於，在1997年有了歷史性的突破發展，這得歸功於BeppoSAX衛星在X光波段的餘暉觀測，而BeppoSAX將GRB精確定位的能力更是一大貢獻，GRB 970228 即是第一個被觀測到其對應天體的爆發源，除此之外，尚發現了GRB 970508 、GRB 971214等的對應天體。這些發現大大增進了我們對GRB的認識，目前天文學家一致同意GRB應位於遙遠的宇宙邊緣，但是僅僅知道距離，離我們解開 GRB最後的謎團仍相當遙遠。1968年美國Vela衛星發現了第一個伽瑪射線爆發源[1]。

　　之後，於1991年發射了康普頓伽瑪射線偵測衛星(Compton Gamma Ray Observatory)；其所載之 BATSE (Burst & Transient Source Experiment)偵測器，記錄了超過1900個伽瑪射線爆發源。GRB於短時間內爆發出極高能量的光子 (1 KeV~18 GeV) [2] ，且均勻分佈在天空中。然而，這些發現並不足以解答我們心中的疑問，這些爆發源到底離我們有多遠，而且在哪邊？又是何種機制造成如此高能量的爆發呢？在探討這些問題之前，我們先回顧75年前重要而精彩的Shapley-Curtis大辯論。

Shapley-Curtis大辯論(Great Debate, 1920)

　　當時光回溯到七十多年前時，美國天文學家Shapley和Curtis為了宇宙尺度的大小而進行了一場有名的大辯論；而在75年後，又於華盛頓同一座大禮堂中， Lamb和Paczynski為了伽瑪射線爆發源(GRB)的形成原因及其空間分佈，舉行了一場鑽石週年紀念辯論(Diamond Debate)。為何稱之為75週年紀念辯論呢？那是因為這兩個精彩的辯論都是為了”距離”而戰。

　　1920年代，天文學家為了銀河系到底有多大，形狀為何而爭辯不休。在大辯論中，Shapley 及Curtis利用已有之觀測資料試圖解釋銀河系的距離分佈模式。 Shapley [3]認為銀河系的大小應為60 Kpc ( K=103；1pc=3.26光年)，我們應位於距銀河中心20 Kpc處；而Curtis的銀河系模式只有10 Kpc大，太陽位於離銀河中心3 Kpc遠。我們現在已經知道，Shapley的銀河模式較大，而Curtis的模式則太小。

　　然而，在此次大辯論中，最引人注意的成就並不在於天文學家對銀河系結構的解釋，而在於我們對距離尺度的意外發現。在Shapley與Curtis對星系結構模式的辯證過程中，Shapley利用大麥哲倫星雲中造父變星的觀測結果，提出了光度變化週期和光度大小之關係可做為距離指標的看法；而Curtis則認為我們需要更多的觀測資料證實上述Shapley之論點；除此之外，Curtis並認為漩渦狀星雲(spiral nebulae)應環繞於銀河系之外。這些辯證的結果在在暗示了銀河外物質的存在；這些結果也是此次大辯論中，最重要且令人意外的收穫。而 Hubble於1924年果真觀測到漩渦狀星雲中的造父變星，從而推算出其距離應位於銀河系外，至此證明了銀河外物質的存在。

　　在Shapley及Curtis探討星系距離分佈的研究上，我們看到了科學家常為了證明觀測結果支持自己的理論，對觀測資料發生選擇性的採用，及解釋產生偏頗的現象。希望我們在探討GRB的同時，能盡量平等的看待及評判每一項我們所得到的觀測結果及可能的解釋模式。

何謂GRB？

　　GRB是一種高能量的非熱輻射爆發，且呈均勻球狀分佈於空間中。爆發時其光子能量分佈超過7個數量級，從 1 KeV至18 GeV[2]均有，所以，GRB是一種非熱輻射爆發。

　　一般而言，爆發源之能量都超過50 KeV[4]，其光子通量高於100 cm-2s-1 [5] ；天空中已知穩定的伽瑪射線源，如蟹狀星雲(Crab Nebula；為一個超新星爆炸的殘骸)，其光子通量也只有0.1 cm-2s-1。由此可知GRB爆發出來的能量有多大了，其光度遠大於任何天空中已知的伽瑪射線源；也就是說，GRB是天空中光度最大的天體。

　　平均一天可以測到1~2個GRB，它隨機出現在天空中任一方向，每一個GRB爆發時的光度曲線均不相同，然而都有持續的現象(如圖一)[6]，但持續時間不一，由一秒鐘至數分鐘不等，其光度曲線的形狀均沒有週期性及對稱性可言。為了進一步了解GRB的種種性質，Mukherjee利用BASTE的觀測結果，以統計的方法將GRB依時間持續性、連續性及光譜性質分為三類[7] (如表一)。

表一：Mukherjee的GRB分類表[7]。

類別 (Class)	時間持續性 (Duration)	光度 (Fluence)	光譜能量 (Spectrum)
I	長	亮	中等
II	短	暗	高
III	中等	中等	低

圖一：Compoton伽瑪射線天文台之BATSE觀測器，所觀測到不同GRB的爆發光度曲線，這些曲線不盡相同，其縱軸與橫軸的尺度大小皆不相同，表示爆發源所釋放的能量不同，爆發持續的時間也不相同，可由一秒鐘至數分鐘不等[6]。

Lamb-Paczynski大辯論(Diamond Jubilee Debate, 1995)

　　D. Q. Lamb與B. Paczynski大辯論的主題為GRB之距離分佈尺度，至1995年，我們由BASTE大量的觀測資料得知GRB高能量、短暫的爆發現象，但卻無法合理解釋GRB的空間分佈及其形成機制。鑽石週年紀念辯論中，Lamb提出星系模式 (galactic model)，認為GRB散佈於尚未被發現的星系冕(galactic corona)中，我們應可於每一個星系的星系冕中發現GRB的存在；而Paczynski則藉由不同距離尺度的天體於銀河座標中之空間分佈特性，認為GRB的分佈應屬於宇宙模式 (cosmological model)。宇宙模式中GRB應分佈於宇宙空間中，距離我們非常遙遠。

星系模式

　　經由BATSE大量觀測資料的累積，我們暸解GRB的爆發光度曲線沒有固定的形態，但對於GRB到底如何發生，又位於何處仍是一個未知的謎團。Lamb提出了星系模式試圖解釋GRB的距離分佈，他認為GRB可能來自於高速的中子星，這些中子星分佈在尚未被發現的星系冕中，並以極高的速度逃離銀河系，這種現象對於位在地球的我們而言，看起來就像是均勻分佈在四面八方般(如圖二)[2]。

　　Lamb認為高速中子星的種種性質與BATSE之空間分佈的觀測結果吻合。中子星的平均速度約600 km s-1，而在太陽附近之星體逃離星系的速度約為500 km s-1，若在大部分中子星形成之星系核球(galactic bulge)處向外逃離則需 600 km s-1，如此則可能在星系外圍形成未知的星系冕。隨後，BATSE觀測到較暗的爆發源，其空間分佈具均向性，若配合上高速中子星的均向分佈及亮度分佈的研究結果[8,9,10,11,12]，可發現無法分辨兩者之分佈有何不同 (如圖三，四)。也就是說，星系模式與觀測結果似乎吻合。可是星系模式同時預測，即使爆發源在各方向上均勻分佈，但若對銀河系及仙女座大星系( 離我們銀河最近的漩渦狀星系)之共同重力場，計算中子星的運動，我們將發現在距地球500 Kpc之外，爆發源在仙女座星系方向上應有較密集之分佈現象(如圖五)。若果真如此，將證實GRB的確產生於星系之中，但我們仍需觀測到更暗的爆發源，以支持此一論點。

　　因此，若能證明高速中子星能產生類似此爆發的行為，則較能對星系模式提供完整的證據。低能量伽瑪射線重覆源(Soft Gamma-Ray Repeaters；SGR) 為一高速中子星，並能產生高能量之突發，持續之時間與部份GRB是接近的，其與GRB最大的不同點便是在於SGR會在數天或數年重覆發生相同的突發。 Lamb並以著名的1979年3月5日伽瑪射線暫留源(Gamma-Ray Transient)為例，說明星系中的SGR能產生如GRB般的高能量(~200 KeV)、持續時間及光譜[2]。

　　圖二：Lamb之星系模式。此圖為星系結構之示意圖，呈盤狀者為銀河系盤面，中心突起處稱為星系核球(galactic bulge)，分佈在四周圍的空心圓則為球狀星團。Lamb認為GRB可能來自於大量的中子星，這些中子星現正以高速向外奔離銀河系核心[2]。

宇宙模式

　　Paczynski提出GRB為宇宙模式的分佈並反駁Lamb所提出之星系模式。他認為，由BATSE觀測結果得知，爆發源在空間中呈均勻球狀分佈，此觀測結果只能用以推論，我們應處於空間中球狀對稱之中心。但至辯論時為止，我們仍無法由BATSE之結果真正決定GRB之距離，所以無法證明哪一個模式才是正確的。 Paczynski強烈地認為GRB的分佈屬於宇宙模式，其原因在於不同距離尺度之天體，其在銀河座標中之分佈形態多有其特徵。

圖三：模式中得到之1005個高速中子星於星系冕中的分佈(上)，與BASTE最先觀測到之1005個爆發源的空間分佈圖 (下)[11]。

圖四：模式得到之高速中子星於星系冕中的亮度分佈曲線(上)，與BASTE觀測到之爆發源的亮度分佈曲線(下)[11]。

　　如圖六中，臨近太陽之528個恆星，於銀河座標中之分佈為均勻球狀對稱的。而較遠的本銀河系中之行星狀星雲，則是集中於銀河盤面，如圖七中，1143個行星狀星雲之分佈，顯示此類天體是屬於我們銀河系的。同樣屬於銀河系內的球狀星團，如圖八所示，相對於銀河中心呈球狀對稱，對於觀察者而言，卻不是如此。若將尺度擴大至銀河外之星系，則呈現不規則分佈，臨近我們的726個星系，多集中在室女座星團 (Virgo cluster)方向(如圖九)。圖十是233個強烈的銀河外電波星系，如果忽略不計銀河盤面的部分後，看起來就是球狀對稱且均勻分佈的。最後再看1974個GRB的空間分佈情形，發現這些爆發源呈均勻球狀分佈，如圖十一所示。

　　因此，Paczynski認為各種不同的天體因距離尺度不同，而呈現空間分佈的差異。然而，由以上幾種不同的空間分佈可看出，只有兩種尺度滿足 GRB之空間特性，其一是100 pc之鄰近恒星，另一是1 Gpc之銀河外物質。因為GRB不可能分佈在100 pc之內，所以，他認定GRB是屬於銀河系外物質，所以提出宇宙模式說。大部分質疑宇宙模式的人認為單以GRB之空間分佈而建立之比較模式，缺乏物理上的解釋，並不足以採信。但大家必須注意到的是，至目前為止沒有人清楚GRB為何？及其爆發的機制又是什麼？當然，更無人量測到其距離。所以在Lamb-Paczynski大辯論時，不能依賴測量距離的方式來瞭解其真正的空間分佈，也就是說，要知道其分佈就應採用與距離無關的方式，也就是用天體尺度的比較。

圖五：模式所得之星系冕中高速中子星的空間分佈圖。在圖中距離 100~400 Kpc的分佈，爆發源為均向性的，而在500 Kpc之後，於仙女座大星系方向則有明顯增密現象[11]。

　　此外，Paczynski對於Lamb所提出的高速中子星理論，提出了幾點質疑。中子星理論雖然可以成功的解釋X光爆發源，但是由1979年三月五日，在大麥哲倫星雲中所觀測到的SGR，其光度的最大值是1045 erg s-1 [14,15]，為 X光爆發源的103 ~ 104 倍;而且典型的高速中子星磁場只有1012高斯，而SGR 的磁場卻有1014 ~ 1015 高斯，所以，我們不能拿X光爆發源與SGR來相提並論。再則，在這事件中的SGR，雖然與GRB同樣有較高的能量及時間持續的現象，然而SGR之光譜為熱輻射型式且有明顯的反覆爆發的特徵，顯示SGR與GRB仍不盡相同，不適合相互比擬。最重要的是，因為中子星最初集中於銀河盤面上，所以，不論速度分佈為何，都存在密度較集中於核心的現象，這顯然與觀測結果矛盾。

　　事實上，至目前為止，有太多人提出了太多理論，這甚至比所發現的GRB 都還多，但假如說有100個理論，其中有一個是對的，那麼其他的99個都將會是錯的;簡言之，這些理論只有百分之一的機率會是對的，換句話說，他們的理論可能沒有一個是對的。

圖六：觀測鄰近528個恆星，發現是球狀對稱且均勻分佈的[13]。

圖七： 1143個行星狀星雲集中在銀河盤面，這表示行星狀星雲屬於銀河系 [13]。

圖八：160 個球狀星團的分佈，對銀河系中心而言，是球狀對稱[13]。

圖九：726 個鄰近的星系，呈現不規則的分佈[13]。

圖十：233 個強烈的銀河外電波源，不考慮銀河盤面，則看起來是球狀對稱且均勻分佈[13]。

　　接著我們看看確定為宇宙尺度的天體有波霎，星系及星系團，它們除了均勻分佈在空間外，且均有紅位移的現象[16,17]。而觀測到的GRB在幾 Gpc的範圍之內，都呈均勻球狀空間分佈，而其爆發時間的長短，明顯地受到紅位移的影響，且其光譜並未完全遵守冪次定律，而有較緩和的現象 [16]，這些都足以證實紅位移的存在，這也使得GRB與宇宙模式不謀而合。

　　總之，由目前已知的資料可以得到如下結論：

　　1) 我們對GRB的本質認識不深，且不了解造成其爆發的機制為何。
　　2) 有強烈的證據顯示GRB適用於宇宙模式。
　　3) 沒有足夠的證據支持其它的距離尺度模式。
　　4) 沒有任何足以反對宇宙模式的證據。
　　5) 沒有證據顯示爆發源是位在宇宙尺度的距離。

　　值得注意的是，存在我們銀河系內的物質，同樣地也會存在其他星系。根據Lamb的預測，假如我們用靈敏度高於BASTE十倍的儀器去觀測仙女座大星系，若能探測到非常微弱的GRB，那就可以證明GRB是星系模式的說法[18];相反的，若仍無法探測到，那就必須承認宇宙模式是正確的。

圖十一：1974 個GRB於銀河座標上的分佈，看起來是球狀對稱且均勻分佈[6]。

最新發展

　　自GRB被發現以來，天文學家即迷惑於其神祕，而熱衷於GRB的研究，並譽其為二十世紀天文學上最偉大的發現之一。截至目前，有超過2000篇以上的論文探討這個奇特的現象，但始終無人能提出完整的解釋。關於GRB 距離尺度的謎團，在1997年2月28日GRB 970228 [19,20]爆發後的餘暉被觀測到時，謎題的解答已快被揭曉；而稍後從GRB 970508 [21]的觀測，首次證實GRB應屬於宇宙模式，且其距離遠於數個 Gpc。

　　科學家發現GRB爆發的時間非常短暫，約為0.03秒至1000秒，所以我們無法即時測出GRB之距離，但若我們可以找到隱含GRB之對應天體，將有助於我們了解GRB的距離。秉持著這個想法，天文學家不斷嘗試在GRB一旦爆發後，立即以其他波段的觀測儀器監測此GRB，試圖找到其對應之伴隨天體。皇天不負苦心人，1997年2月BeppoSAX衛星[22]首先於GRB 970228爆發後8小時，利用小視野儀器(Narrow Field Instrument；NIF)偵測到爆發源在X射線波段的餘暉的精確位置。與此同時，Jan van Paradijs原本打電話要求他的研究生利用無線電波望遠鏡嘗試觀測GRB的餘暉，恰巧同辦公室的另一個學生在旁邊無意間聽到，提醒Paradijs他們於William Herschel 4.2公尺的光學望遠鏡尚有 1小時觀測時段，可以嘗試觀測GRB 970228。如今回顧整個事件，一個小小研究生小小的提醒卻讓GRB的研究終於踏出了三十年來的一大步。他們果真於爆發源爆發21小時後拍攝到GRB 970228於可見光波段的對應天體[23]。

　　3月26日哈伯太空望遠鏡(Hubble Space Telescope; HST)也投入這個尋找GRB對應天體的行動，由於HST在太空中不受大氣層的干擾，所能觀測到的亮度比 Herschel望遠鏡亮了約100倍，HST的影像清楚可見點狀的餘暉接近一延伸天體的邊緣，而非其中心，這意味著這個延伸天體有可能是GRB的對應天體；當然，也有可能這個天體恰位於相同的視線方向，恰巧被我們觀測到。但不論答案為何，GRB 970228是個相當引人注目的爆發源，它是第一個被偵測到X光及可見光餘暉，也是第一個被偵測到對應天體的爆發源。

　　為何天文學家對GRB的觀測能有這些突破呢？這得歸功於BeppoSAX衛星，裝設於其上之伽瑪射線監看器(Gamma-Ray Burst Monitor； GRBM)，可偵測的能量範圍為60~600 KeV [24]，當此偵測器偵測到GRB 970228時，偵測X射線的大視野相機 (WFC No.1, 1.5~26 KeV,視野40 40 [25] )恰巧也偵測到此GRB，這是一個相當幸運的巧合，兩個視野重疊的部份恰巧彌補了GRBM方向上的低敏感性。而此大視野相機的定位誤差為3角分，這樣的誤差範圍已足以讓天文學家能很快的找出GRB爆發的位置，並可進一步利用其他波段的儀器尋找其餘暉及對應天體的存在。在確定GRB位於大相機視野後，BeppoSAX 將小視野相機 (Narrow Field Instrument, NFI)移至此誤差範圍內，便可精確的定出GRB的所在及觀測其X射線的餘暉(如圖十二) [20]。

　　數月之後，夏威夷10公尺大的凱克(Keck II)望遠鏡拍攝到GRB 970508微弱的暗淡對應天體，並由光譜得出其紅位移不低於0.8 [26]，也就是說，GRB應遠於1.8 Gpc；之後，觀測顯示GRB 971214的對應天體之紅位移為3.42[27]，這些新的證據強烈支持GRB的分佈應該是宇宙尺度，我們終於可以確定Paczynski 的宇宙模式是對的。

　　根據這種找尋的步驟，天文學家越來越有經驗，又陸陸續續發現GRB 980326、 GRB 980329 GRB 980425、GRB 980515、GRB 980519等之對應天體(如圖十三)。

圖十二：GRB970228之可見光餘暉的天球座標(標*號處)：圖中大圓代表BeppoSAX 大視野X射線相機(WFC)，其定位誤差為3角分；小圓則代表小視野相機(NFI)之定位誤差為1角分；而長條狀之視野為行星網路衛星系統之Ulysses衛星的定位範圍。我們由圖中可清楚看到，若大視野相機觀測到GRB於X波段的餘暉，則立即將小視野相機移至此範圍內搜尋，天文學家便可將此GRB精確定位至1角分誤差內。BeppoSAX 如此精確之定位能力，有效幫助了在其他波段的餘暉觀測工作。[20]

圖十三：GRB971214的影像：此照片為在夏威夷的Mauna Kea山上的天文台拍攝到的。此GRB為97年12月14日被發現。左圖為其可見光餘暉，是此GRB爆發後二天所拍攝，看起來仍相當明亮。右圖為二個月後，於同一視野的照片，可見其餘暉越來越暗 [NASA照片]。

理論模式

　　1997年於觀測上的大突破，使得天文學家確定GRB應位於幾個Gpc遠處，但是仍無法完整解釋GRB的能量來源，並提出了許多的模式試圖解釋其機制。這些模式包括了中子星與中子星[28,29,30]、或中子星與黑洞的碰撞聚合模式等[31]，當兩個緻密的星體逐漸聚合成一個熾熱的火球時，會爆發出高能量的伽瑪射線；又如氦星(helium star)與黑洞合併模式[32]；小於1.4太陽質量的白矮星的塌縮模式[33]；或是如”失敗”的Ib型超新星模式(“failed” type Ib supernova)，其為一由沃夫-瑞葉恆星 (Wolf-Rayet star)重力塌縮而成的轉動之高溫吸積星盤[34]；超超新星模式(hypernova)，一個能量遠超過尋常超新星的高質量恆星的爆炸[35] ；又如奇異星模式(strange star)，中子星因相轉變而塌縮成一由奇異子組成之更緻密的結構，其核心隨之反彈造成GRB[36]。我們可以發現這些說法多認為GRB是緻密星體的聚合，而產生非熱的輻射。除此之外，還有很多其他的說法，如GRB可能為一蟲洞(wormhole)經由外星系重力透鏡效應放大後，所顯示出來的觀測現象[37]。

　　天文學家提出的火球模式(fireball model)[38,39]在解釋X光及可見光的餘暉上相當成功。此模式假設一非常大的能量(�l1053 erg)隱藏在一非常小的體積內(<100 km)。當此能量釋放時，會產生一光厚層(optical thick) 的火球，而當火球變成光薄層(optical thin)時，會以一爆炸波 (blast wave)的形式將爆炸的能量轉換成動能，並產生我們觀測到的非熱GRB 光譜。當火球噴發物與周遭的星際介質碰撞作用，從而產生衝擊波[38]；或火球爆發時，其接近光速的噴流，噴流本身的不均勻性造成衝擊波，如噴流中速度快的會追趕上速度慢的[40,41]，因而將動能轉換成輻射，此種碰撞作用可以將光子加熱至非常高的能量。這些震波向外移動時火球會逐漸冷卻，造成連續發射光譜漸漸朝低能量方向移動，因而導致X光、可見光、無線電波等，較伽瑪射線波長為長的輻射延遲發生，此即天文學家觀測到的餘暉現象。

　　除了上述各種不同的模式理論，近來提出了超新星模式(S-GRBs)的說法，此模式的建立是因為GRB 980425的發現，在此GRB被發現後的4天，天文學家於相同位置發現了Ic型的超新星(SN 1998bw)，此超新星擁有不尋常的無線電、可見光及光譜性質，其光度峰值為一般Ic型超新星的10倍高，釋放的能量為 1048 ergs，但此能量相對於GRB的1053 ergs則小多了，所以天文學家認為，這也許是另外一種形式的GRB[42,43,44]。當然，若我們想知道超新星到底與GRB的形成有無關係，觀測爆發源的餘暉，並與Ib/Ic型超新星的光譜比較，若有類似之處，則或許能證實某些GRB的形成與一部分Ib/Ic型超新星的爆發有關[45]。

　　截至目前為止，天文學家只能看似合理解釋GRB的餘暉現象，但對於形成GRB 的能量來源及其機制，仍無法提出充分完整的解釋。

　　即使如此，今天已有人認為超高能(�1019 eV)的宇宙射線 (Ultrahigh Cosmic Rays；UHECRs)可能是被產生GRB的爆炸波加速造成的[46] 。也有人提出，我們在本銀河星系中看到中性氫的超大型殼狀結構 (supershell)，也是早期GRB爆發後殘存的現象[47]。

結語

　　位於遙遠宇宙邊緣的GRB，其形成機制到底為何？我們要如何在眾說紛紜的 GRB理論模式中，找出真正的解答呢？為了解答GRB的謎團，美國國家太空總署(NASA)預計於1999年發射「高能量暫留源實驗」(High Energy Transient Experi-ment II, HETE II)，以及將於2005年發射「大區域伽瑪射線太空望遠鏡」(Gamma-Ray Large Area Space Telescope, GLAST)。HETE II 最主要的目的是在GRB爆發時，可以立即的定出GRB的所在，並很快的將精確的位置資訊傳送給地面的天文台，讓天文學家可以利用其他波段的望遠鏡，做進一步的觀測。GLAST的任務為偵測GRB之伽瑪射線能量最高的部份，除此之外，尚可快速提供GRB的座標，而對於GRB爆發最高能量部份的觀測，也許有助於我們對GRB的形成機制有更多的了解。1999年尚有兩個衛星即將發射，俄國的全天監視器MOXE，其解析度為1角分；德國的ABRIXAS衛星也將以其 7個40角分視野的望遠鏡投入GRB的觀測工作。

　　可預期地是，未來的十年將是我們追尋GRB謎底重要而關鍵的十年。也就是說，一場GRB爆發機制真理的大戰，才正揭開序幕！

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Department of Earth Sciences National Taiwan Normal University
國立台灣師範大學