天文仪器系列之前写了十五篇，从TeV探测器写到射电再写到粒子和引力波。不过中间还是有缺环，比如MeV和GeV光子，于是补充之。前文介绍过，对几百keV乃至几十MeV以下的光子可以用编码板搞定；TeV光子因为会发生大气簇射，又可以借助地面的切伦科夫望远镜解决。只是这样看来，要观测能量不高不低的MeV和GeV光子就有些尴尬了：用码板的话，探测器就要相应加厚加重，给卫星设计带来不便；用地面设备，这个能量又不足以引发簇射。那么有没有解决方案呢？

答案当然是有，否则本文也就没有存在的必要了。不过在这个能段上，光子的粒子性比较明显，因此相关设备更接近基本粒子探测器，主要原理无外乎光致电离、光电吸收、康普顿散射以及电子对的产生。

比如可以用盖革计数器，当高能粒子入射后会产生管内放电；再比如闪烁体计数器，是利用高能粒子使荧光物质激发（对伽码光子而言，主要是通过散射过程）的性质，所得信号可由光电倍增管放大。其中出于灵敏度的原因，伽玛射线探测器往往会选择后者，闪烁体材料一般是掺杂质的碘化钠或碘化铯。从第一颗伽玛射线卫星——探险者11号起至今，闪烁体就没有淡出过伽玛射线天文学的一线。

除了闪烁体，探险者11号还携带了透明树脂制成的切伦科夫探测器，检测高能光子在树脂内发出的切伦科夫辐射。二者一起包在塑料闪烁体制成的反符合（Anticoincidence）探测器中（作用详见下文）。BTW，探险者11号于1961年发射之后，其他伽玛射线卫星的仪器基本结构一直没有太大变化，一直到最新的费米太空望远镜，都是主体设备外加反符合探测器。只是采用码板的几颗（如Swift和INTEGRAL）有所例外。

探险者11号星载探测器的结构图，从上到下依次为反符合探测器、（碘化钠\碘化铯）闪烁体、切伦科夫探测器以及电路板（图片提供：HEASARC, GSFC, NASA）

闪烁体的缺陷在于空间分辨率。单台仪器本身不能提供入射方向的信息，必须利用准直器等其他装置或是将多架探测器组合才能为光子定位。加权望远镜是一条解决途径，它是将许多闪烁体指向不同方位，根据各个闪烁体的流量不同来反算伽玛源的位置，可以达到几度的精度。典型的例子是康普顿伽玛射线天文台的BATSE，8组闪烁体位于星体的8个顶点。它们的主要观测对象是伽玛暴等瞬现亮源，尤其适合此种安排。

BATSE的位置以及基本结构，每组探测器由一台大视场闪烁体以及一台分光闪烁体组成（图片来源：Willis et al. 2005）

或者是采用康普顿望远镜，将两种性质不同的闪烁体组合，入射光子先在上层闪烁体中发生康普顿散射，被散射的光子随后进入下层闪烁体并被吸收。由于康普顿散射的出射与入射光子的夹角通常限制在一定范围内，通过测量散射光子的运动，就可以给出光子源的大致取向。为了抑制探测器的背景噪声，只有当两层闪烁体中都有触发时，才能确认信号。设计时对材料的要求是上层适于发生散射，下层要尽量将光子完全吸收。考虑光电吸收的反应截面与原子数的4.5次方成正比，而散射截面只与原子数一次方成正比，下层闪烁体一般要比上层的原子量大。实例是康普顿天文台的COMPTEL，上层为有机液体NE 213A（主要成分是二甲苯和萘），下层为碘化钠，测量能段1至30 MeV。

COMPTEL望远镜（左）及其结构示意（右）（图片提供：HEASARC/GSFC/NASA）

衡量闪烁体性能的参数是特征时间（标示闪烁的时标）、K极限（K壳层电子的电离能）以及效率。无机晶体的效率一般是20%左右，有机物更低些。

半导体材料也可以在伽玛射线天文学中发挥用场。高能光子与半导体的相互作用可以让探测器内部产生大量的电子—空穴对，于能谱测量更加实用。

另一种可行的探测方法是对产生，先让高能光子根据著名的质能关系E=mc²转化为正负电子对，再结合火花室或硅探测器示踪定位，应用始见于1975年欧洲发射的COS-B卫星。这类仪器往往采用多层结构，如康普顿的EGRET和费米的大视场望远镜。光子照射到层板上发生转化，然后用火花室或是硅片记录电子对的行进过程，最后电子能量由热量计吸收并测量。结合电子运动径迹，可以给出初始光子的能量和来源，精度可以达到角分的量级。

多层探测器基本结构，从上至下分别为反符合探测器、电子对转化层板、粒子追踪探测器和热量计（图片提供：NASA）

热量计可以用碘化铯等闪烁体制造。这是利用此类材料荧光辐射强度正比于入射光子的能量的特性。整套装置灵敏度的主要限制因素来自仪器本身的特性，如闪烁体热量计在某能段上吸收的不完全，或是火花室的电离损失，当然还要顾及部分电子对因为运动方向的缘故并不能被热量计吸收的问题。由于电子静止能量合0.511 MeV，对产生原理并不能用于能量过低的光子（EGRET与大视场望远镜的探测下限都是20 MeV）。

到这里可以说说这个反符合是怎么一回事了。不论工作原理是什么，上述所有的高能探测器都存在一个问题：无法将光子和宇宙线引起的信号区分开来，但高能光子的数量一般要比宇宙线少很多。于是对于伽玛光子探测来说，宇宙线筛除机制必不可少。解决思路很简单，设置一种装置（如塑料闪烁体），宇宙线可以使其触发，但待侧光子不可以。只要筛除装置被触发，则主探测器即不再被触发。这种装置就是反符合探测器，它的发明可以追溯到探空火箭作为航天实验主导的时代。当然，该原理对于扣除探测器的背景噪声也大有帮助。

COS-B卫星得到的第一张银河系伽玛射线辐射图。在伽玛波段，主导辐射是与极端天体活动关联的非热辐射以及原子核的谱线（图片提供：ESA）

　

参考资料：

[1] GLAST Science Writer’s Guide
[2] EGRET Technical Information
[3] The BATSE Instrument
[4] ESA Science & Technology: Cos-B