伽玛射线能段的几条谱线
一般在天体物理背景下，伽玛射线辐射的起源以非热机制为主，谱形大抵为连续谱。不过在电磁波谱中频率最高的区域，仍旧存在一些重要的谱线，它们对应的是原子核的跃迁，或者是粒子反应过程（作为比较，可见光以及红外或紫外波段的谱线基本与原子外层电子的跃迁相关）。由于谱线辐射的相关过程往往与剧烈的天体活动成协，对它们进行研究有着不可替代的重要意义。本文的目的就是简要介绍一下常用的谱线及其背后的物理成因。
涉及粒子反应的谱线主要是正负电子之间的511 keV湮灭线，另外还有一直为人努力寻找的暗物质WIMP粒子湮灭线。其中后者是由WIMP（弱相互作用大质量粒子）的自我湮灭形成的。因为根据现有模型，这种几乎只与其他物质发生引力相互作用的奇特粒子即是自身的反粒子，彼此相遇会发生湮灭反应。但由于湮灭渠道不止一种，且目前对暗物质粒子的理论也存在很大的不确定性，因此这条湮灭线存在与否，形态如何，至今尚无定论，不同的研究者也给出了截然不同的线索。
至于正负电子湮灭线，它对应的反应很简单，也就是电子及其反粒子——正电子相遇后发生湮灭，释放出的能量根据质能关系以及动量守恒转化为一对伽玛光子。从多种元素核合成、不同规模的恒星爆发（从太阳耀斑到超新星爆发期间的放射性元素β衰变）以及致密星相关的过程，（如强磁场中子星的自转或是吸积双星系统）到宇宙线与星际介质的碰撞，乃至是某些WIMP粒子相关的反应，都可以导致这样的事件发生。在银河系中，银心区域的511 keV湮灭线尤其强烈，有人将这一点视为暗物质集中在银心并发生湮灭的证据，不过此说也是争议颇大。
另一条粒子反应相关的谱线是2.230 MeV的氢原子俘获线。当热重子撞击氢原子核并形成氘核后，会释放出中子束缚能。这样的过程在宇宙中相当普遍，从耀斑到致密星再到吸积盘上都会发生。因此只要能判断出俘获线的形态，就不难推算出相应天体的运动情况。但对于观测来说，氢原子俘获线会受到较强的仪器本底影响：由于航天器推进剂富含氢元素，这些原子俘获高层大气中的中子后也会发出相应的辐射。因此除了太阳耀斑相关之外，相应的谱线搜索工作结果很是不明朗。
其他的伽玛能段主要谱线的起源大抵可以分为两类，其一是原子核跃迁过程。核子的结合能都是在MeV的量级上的，所以这些谱线也多半身处同一能段。另一类是放射性元素的衰变，如著名的847 keV镍56衰变线以及1.809 MeV铝26衰变线，这些往往与超新星等爆发式现象相关，其中后者还是在太阳系之外明确辨认出的第一种伽玛射线谱线。
先说超新星核合成过程相关的谱线。这其中最为重要的就是钛44（68 keV、78 keV与1.157 MeV）连带前述的镍56二者。镍56在Ia型超新星以及核心坍缩型超新星中都存在，它经由钴56向稳定的铁56的衰变在超新星光变曲线演化的过程中发挥着极其关键的作用。对这种元素衰变线的测量相对较为直接，而且结果可以很好地限制超新星模型，不过考虑河外超新星的距离以及仪器本底和灵敏度的影响，现有的观测结果还很有限。
钛44与核心坍缩型超新星的核区核合成相关。它的衰变过程是俘获电子形成钪44，然后放出68 keV或78 keV的光子去激发化。钪44随后进行β衰变，形成激发态的钙44，最后放出1.157 MeV的光子落到基态上。现有的观测对这种同位素产量的限制更为有限，对仙后A与SN 1987A两个超新星遗迹的观测都给出了高于预期的钛44数量，说明它的合成可能是不对称的。而由于在银道面附近缺乏预期中的钛44辐射源，各超新星的该同位素合成量可能也存在较大的变化。
在超新星爆发过后，一些半衰期较长（可以与大质量恒星的寿命相比）的放射性同位素也会进入宇宙空间，如铁60（1.173 MeV与1.332 MeV，半衰期70万年）与铝26（半衰期260万年）。考虑银河系中超新星的爆发率，这样的同位素可能会随着时间的推移而积累起来，形成星际弥漫辐射。因此在这些同位素的谱线上进行巡天，就可以一窥近期星际核合成的历史了。银河系中无论是铁60还是铝26辐射的分布都呈弥漫形态，集中于银盘附近，且在某些大质量恒星聚集的区域更为强烈，据信它们主要起源于超新星爆发以及沃尔夫—拉叶星的演化。
新星作为伽玛谱线的可能来源也是值得一说的。这类爆发式现象起源于吸积伴星物质的白矮星，当吸积物在星体表面积累过多，让沉积层底部达到了足够高的温度和密度时，就会在白矮星表面引起突发性的爆燃。与超新星相比，新星爆发伤筋不动骨，因此同一个白矮星系统可能会爆发多次。如果爆发的白矮星质量较大且较为年老，其中可能富含较多的钠、镁、氖等重元素。这些元素在爆燃期间会形成大量的铍7（478 keV）、钠22（1.275 MeV）等放射性元素，并产生相应的谱线；同时放射性元素的衰变也会形成正电子并发出511 keV辐射。只是虽然现在费米望远镜已经观测到了伽玛射线新星，但来自任何一颗新星的谱线辐射仍未得到确认。不过考虑1.275 MeV处存在铝元素被宇宙线轰击发出的辐射，这样的谱线搜索工作必须要面对强烈的背景干扰，因此难度也可想而知。
另一方面，原子核跃迁谱线需要高温高能过程才能发出。MeV级的热谱对应的温度高达109开尔文，除了天体爆发之外，如此惊人的温度只有在恒星的核心以及宇宙线的源区才能存在。氖20的1.634 MeV激发线、碳12的4.438 MeV激发线以及氧16的6.129 MeV激发线就是这样的例子。现在人们已经在太阳耀斑中发现了所有这些谱线，连带氮14的2.313 MeV以及镁24的2.754 MeV激发线。由于不同元素激发能量/温度不同，通过分析各谱线强度比以及谱线和连续谱的强度比，不难判断出太阳爆发期间不同粒子分配到的能量比例。而对于星际空间的谱线寻找来说，至今也是仍无定论。
前面提到的所有谱线都是发射线。那么伽玛射线是否存在吸收线？理论上如果在电离区域中存在某些特定的激发原子核，应该是可以产生吸收线的。可能的连续谱来源包括活动星系核、伽玛暴等高能天体邻近的区域，而吸收原子既可能是前面提到的碳、氧等重元素，也可能是早期宇宙中更常见的双极共振氦原子。可惜当前任何伽玛射线观测仪器都没有能力寻找这样的信号。
其实很多爆发性的高能天体物理事件都会产生极高的温度，达到原子核跃迁所需，因此其辐射是由高能连续谱与谱线二者组成的。但是在这样的环境下，连续谱往往主导一切，让相对暗弱的谱线变得难以探测。因此到现在为止，人们只在距离很近的太阳耀斑爆发伽玛射线能谱中找到了谱线的踪影。
