犹记里程碑——写在GLAST发射前夕
如果一切顺利，NASA的新一代高能天文卫星GLAST将于6月初发射升空。这颗卫星的一大重点是伽玛射线暴的探测，背负着揭示伽玛暴高能辐射谜团的重任，更有树立新的里程碑的机遇。如今在GLAST发射前夕，不妨再回顾一下过去30年来那些为伽玛暴研究作出里程碑式贡献的卫星们，也重温一遍那激动人心的年代。
说来伽玛暴是天文学的一个异数，首当其冲的就是持续时标，短暴只有零点几秒，长暴也不过是几十秒，且不说与那几乎亘古不变的恒星相比截然不同，就算用超新星这类突发现象的指标来看都是短而又短。当然还有天空中那完全随机的分布，人们永远无法预知下一次爆发出现在何方。正是这两大特点，给研究者竖起了高高的壁垒，也造就了相关探测器发展的主线索——对反应时间与视场的追求。接下来，就从头讲起吧：
Vela：冷战的馈赠
Vela一词在英语中的意思是菌膜，或是南天的船帆星座。不过对于Vela卫星来说，却要取其西班牙语含义——看守者。这一系列的卫星共计6组12颗，于1959年开始研制，1963至1965年以及1967至1970年间陆续发射。它们纯粹是冷战时代的产物，主要目的是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），在星体的远地点推进引擎处连接，入轨后分开。每颗卫星带有12架外置式X射线探测器以及18架内置式伽玛射线探测器，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，每对卫星彼此相隔180度，这样可以通过两颗卫星接收到的信号时间差来确定信号的方位。Vela的设计寿命只有6个月，但实际上，每颗卫星的工作时间都超过了5年。
本人初入伽玛暴组时，导师第一批指定阅读的论文就是从Klebesadel, Strong & Olson (1973)开始的一系列观测热点报告。这Klebesadel, Strong & Olson (1973)总结的就是在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，它们的持续时间从0.1秒到30秒不等，来自天空的各个方向。正是这篇短文开创了伽玛暴这样一个全新的研究领域。当年洛斯阿拉莫斯实验室名不见经传的电气工程师R. Klebesadel在无意间拣了个大大的便宜，文章被人引用无数不说，他本人还跟着扬名一回，也做到了名垂青史。
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，结论才得以公开，不过荷兰科学作家在G. Schilling在他的一本普及著作中，却引用Klebesadel本人的话否认了这一点，更且又揪出了痛失伽玛暴发现良机的Tom Cline等等的一批人。
Klebesadel的八卦本人是无从考证，不过为什么要说Cline等人是痛失良机呢？因为在Vela前后，有一系列仪器也发现了类似的高能流量突增，如Cline搭载在IMP上的设备。但这些要么是被解释为已知现象，要么直接被计划的参与者忽视。由此看来，大胆假设与数据共享还是很重要的……
其实在Vela发射之前，人们并不是没有意识到伽玛射线暴的可能性。卫星发射后不久的1968年，S. A. Colgate更是在一篇发表的文章里预见了日后红火的坍缩星模型，只是这些当时都没有引起太大的关注而已。而Vela之后，伽玛暴也为其他计划纷纷证实，如前苏联的预报7号卫星与金星号探测器，以及美国的阿波罗登月和先驱者—金星探测器。
轨道上的Vela卫星。（图片提供：NASA）
Klebesadel, Strong & Olson (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内的脉冲星起源说。在众多天文爱好者中似乎颇为流行的黑洞霍金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。
不管其他计划的参与者有多么多么的后悔与不平，也不论Vela的记录是如何如何地粗糙，事实却是，Vela成为了伽玛暴研究的奠基者。今天的高能天文软件包HEAsoft仍为Vela保留了一席之地，这也算是冷战留下的遗产之一吧。只是不知道Vela卫星的设计者们面对这样一个无心插柳的重要发现会作何感想。
银河：够水准的搅局者
与其说银河（Ginga）卫星是伽玛暴研究的里程碑，倒不如说它扮演了搅局者的角色。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（要知道至今它也只有不到40年的历史），也让上至大牛下至小研的大批人马误入歧途。事情自然是疑似起源于中子星的几十keV回旋共振吸收线问题，还是在不止一次的爆发中发现的。其实之前有Mazets等人得出了类似结论，但其准确性不是太高，银河是将此说“巩固”了下来。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，坚持此说的Bohdan Paczyński还一度被众人孤立，而中子星相关模型却是蜂拥而上。可惜本人没有读过那篇Murakami et al. (1988)的全文，更不知道当年的纷乱究竟到了何种程度。
所谓“回旋共振吸收线”的一个例子，GRB 880205，两条吸收线能量分别为19.3以及38.6 keV。
Murakami et al. (1988)也许还不算是最好玩的，更好玩的还是随后不久发表的Lamb et al. (1988)，虽然现在方便查看的只是发表在Bulletin of the American Astronomical Society上的短短一段。文章列出的作者堪称豪华阵容，第一作者Donald Lamb是出了名的脉冲星起源派，而伽玛暴的发现者Klebesadel也被拉了进来。他们根据谱线求算的是磁场、温度和密度，还以此为基础煞有介事地作了一番讨论。由此，可以一瞥银河的观测数据在当年的影响力了吧？
话说这位Murakami是早已改行软伽玛射线复现源之类的天体与朱雀卫星，连他本人的主页都对银河卫星的事情绝口不提；当年坚持河内起源说的死硬分子Lamb如今也转投伽玛暴宇宙学。可是这回旋线的问题到底有说法没？反正本人是没有考证到……
扯远了，还是来说说卫星本身。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。其上搭载的科研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，还可以做到全天观测。从这个配备来看，伽玛暴在当年就已经成为天文界的关注焦点了。
银河卫星。（图片提供：ISAS）
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射线脉冲星中观测到了回旋辐射的谱线、在塞佛特星系中发现了铁的吸收与发射线、在银心区域探测到了6-7 keV的铁线，等等。至于那莫名其妙的伽玛暴回旋吸收线事件，还是不要再提了罢……
康普顿伽玛射线天文台：柳暗花明
在经历了银河卫星的搅局之后，这康普顿伽玛射线天文台真可以称得上是伽玛暴宇宙学起源之说的大救星。现在通行的伽玛暴基本理论，大多还是在康普顿时代发展起来的，比如Tsvi Piran、Re’em Sari、Martin Rees等等高人在此期间发表的大量论文，大致是把源于宇宙学距离上的标准火球模型确立了。
准备由航天飞机发射的康普顿伽玛射线天文台。（图片提供：NASA）
理由自然是因为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功臣是康普顿携带的BATSE，也就是爆发和瞬现源实验设备，可以从事谱分析，正是为了伽玛暴的探测而设计。它得出的结果还引发了1995年第二次天文学大辩论的举办，参与双方就是前面提到过的Paczyński与Lamb。
作为NASA大天文台计划的组成部分，康普顿的仪器自然要代表当年的最佳水准。以BATSE为例，该设备由8台碘化钠探测器组成，一旦有伽玛光子入射，可产生可见光闪光，并给出入射光子的能量。8台探测器占据卫星的8个顶点，覆盖20-600 keV的能段。这样安排的好处显而易见：无论是发生在任何方向上的爆发，都处在4台探测器的视野之内，由此就可以给出暴源的坐标。BATSE携带的分光装置是为了弥补因种种原因被取消的GERSE，也正是它们，否定了银河卫星以及更早的仪器测得的回旋吸收线之说，并让伽玛暴的非热辐射图景深入人心。后来通行的Band双幂律谱函数即为此阶段的结论。
关于BATSE对伽玛暴研究的贡献，还有一个插曲是伽玛暴坐标定位网（GCN，当年的BACODINE）的成立。不过其动机却是不很光彩：BATSE的记录设施损坏，因此无法象原先计划的那样定期经由跟踪和数据传输卫星系统中转将数据批量送回地面，只好随时解决传输问题。但这一网络却给日后的协同观测提供了极大的方便，应该算是因祸得福吧。
另外值得一提的是EGRET（右图，图片提供：NASA/GSFC），这是康普顿携带的高能探测器，工作能段20 MeV-30 GeV，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。
此外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。
1999年底，星上搭载的三台陀螺仪失灵。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，落向太平洋。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，发现了新的软伽玛射线复现源，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。
BeppoSAX：余辉照耀
对于伽玛暴宇宙学起源模型来说，康普顿伽玛射线天文台只能算是救星，并非最终的确立者。第二次天文学大辩论后，主持者将问题的最终解决托付给了将来；而康普顿时代发表的那些理论文献现在看来是初学者必读的经典，但在当时尚处未决状态，想必各位理论家都在迫不及待地等候着爆发余辉的发现与红移的测量，这才是验证标准模型的不二法门。只是要想做到这一点又谈何容易，毕竟以秒计算的伽玛暴没有给低能段的后续观测仪器留下多少指向定位的时间，康普顿粗至几度的分辨率又不足以完成这一重任。
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。关于这颗卫星，应该如何评价呢？突破？黑马？还是诧异？要知道这是一颗X射线而非伽玛射线卫星，主要研发方也缺乏运营科研卫星的经验。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。撰写历史的居然是这样一个无名之辈，就不由得让某些人大跌眼镜了。
BeppoSAX卫星。
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。卫星的另一特点是能够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，前者为两台编码掩模照相机，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。
BeppoSAX的星载宽视场照相机，为荷兰研制。（图片提供：SRON）
自从1996年4月发射以来，BeppoSAX接连记录下了多次伽玛暴，还发现了疑似GRB 970111余辉的辐射源，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。期间的事情除了必要的仪器校正，更有种种人事上的纠结。
现在来看BeppoSAX时代，重大的突破接二连三，让人有恨不得时光倒流以参与其中的感觉：首次探测到X射线和光学余辉的GRB 970228，首次探测到宿主星系红移与射电余辉的GRB 970508，首次探测到可能与超新星成协的GRB 980425，首次探测到强光学闪的GRB 990123……还有两度位列《科学》杂志年度十大科技进展这样让人津津乐道的事情。而高能天文大奖——Bruno Rossi奖，也于1998年颁发给了名利双收的BeppoSAX小组。同时在理论界，伽玛暴标准模型的地位被巩固了下来，种种后标准效应也随着观测的深入而粉墨登场。
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。
1997-1998年间BeppoSAX观测到的伽玛暴。（图片提供：BeppoSAX SOC team, Telespazio, Rome, Italy）
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。
顺带说一下，Vela的意思是看守者，康普顿伽玛射线天文台是以高能天体物理先驱Arthur Compton命名的，那么这个BeppoSAX是在指什么？小小考证一番，SAX是意大利语“Satellite per Astronomia a raggi X”的缩写，也就是“X射线天文卫星”之意；而Beppo则取自意大利物理学家Giuseppe “Beppo” Occhialini，他曾经在1947年参与了π介子衰变的发现，同时也是伽玛射线天文学的元老之一。
HETE-2：长暴——尘埃落定
说起HETE-2（High Energy Transient Explorer 2，高能暂现源探测器2号），那真是可以用命途多舛来形容。没办法，谁让其前身——HETE-1在1996年发射的时候那么不走运，直接来了个星箭分离失败呢？否则率先发现余辉的荣耀可能就要归于它了，毕竟是HETE在当年承载着最大的希望。所幸HETE计划并没有因这次失利而终结，零件备份转而用于后续卫星的建造。最终HETE-2于2000年10月发射。
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。实际上飞马（Pegasus）火箭的这种改型早年也是故障率颇高的，其首飞就是失利，而HETE-1也是毁于其中。好在HETE-2的发射还算顺利，虽说已是错过了开创新纪元的黄金时期。
已完成星箭对接的HETE-2。（图片提供：Massachusetts Institute of Technology）
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一开始的定位就是伽玛暴的探测，为此配备了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。
HETE-2卫星。（图片提供：Massachusetts Institute of Technology）
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，后续观测的安排倒也很方便。但这样一来，巡天视场却是有所限制：只能沿黄道守株待兔式地扫描全天的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而来的极超新星（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。（当然，这个问题在雨燕时代又重新浮出水面，那是后话。）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年度十大科技进展之一（2003年）。
无论如何，HETE-2很好地发挥了桥梁的作用，至少是将BeppoSAX退役后、雨燕卫星发射前的空白填补了。现在仍旧在轨的HETE-2尽管在观测效率上无法与后起之秀比肩，却仍旧在发挥着余热。
雨燕：更快更宽更强
提到雨燕卫星，不由得联想到的却是雨燕飞行表演队宣传册上的一段话：“自从孩提时代，我们就倾慕于那些敏捷的鸟儿……它们那绝妙的斤斗令人屏息……”于是，雨燕的图案就骄傲地出现在了表演队的座机上，在蓝天之上翱翔翻飞。
右图：雨燕卫星的徽章。（图片提供：NASA E/PO, Sonoma State University, Aurore Simonnet）
其实伽玛暴的研究者何尝不是羡慕雨燕。如果探测器能拥有此般敏捷的反应，那么精准的定位与及时的后续观测也就不是问题了，大量的谜团，尤其是持续时标短于2秒的短暴相关也都会迎刃而解。于是以反应速度标榜的雨燕并没有遵循NASA以知名人物命名航天器的一贯传统，而是将最灵活的鸟类作为自己的名称与标识。正因为如此，《天空与望远镜》杂志曾将这颗卫星形容为“名字轻狂”，而它也应该算是迄今反应最为迅速的卫星了：
雨燕搭载的3台科研仪器覆盖了从软伽玛射线到光学的宽波段，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秒内请求地基台站进行协助观测。这样的性能与配置实在是让前辈相形见绌。由此，雨燕注定要树立新的里程碑。
雨燕的紫外/光学望远镜眼中的旋涡星系M33，这是迄今像质最好的紫外照片之一，由此可以一瞥星载仪器的质量。（图片提供：NASA/Swift/Stefan Immler）
2004年11月20日，雨燕搭乘德尔他火箭升空。同年12月17日，尚处调试期的BAT就探测到了第一次爆发。次年5月，GRB 050509B成了第一个有余辉探测到的短暴，并成了当年十大科技进展之中子星相关的主角。雨燕也就此完成了一大设计目标。
其实GRB 050509B只是让雨燕小试牛刀，证明它达到了要求。与短暴相关的一系列研究也随之兴起，如宿主星系的证认、相关参数的统计，以及理论模型计算。长暴研究自然是不甘落后，但由于雨燕的快速反应可以用于早期余辉的探测，所见的光变曲线却与标准模型不那么相符，着实给理论家提出了严峻的挑战。
短暴GRB 050509B的宿主星系，为红移0.225的椭圆星系，支持致密星并合的理论。（图片来源：Gehrels et al. 2005）
不妨来看看NASA给雨燕安排的预定目标究竟完成得如何：
- 确定伽玛暴的起源：长暴已经不是问题，短暴起源模型基本上是倾向于双致密星并合模型；
- 为伽玛暴分类，并寻找新的类别：发现了兼有长短暴性质的GRB 060614等，并促使人们从前身天体的物理本质而非单纯的持续时间角度考虑爆发的分类；
- 确定激波的演化及其与周围介质的作用：得出了余辉的正统光变曲线模型，根据雨燕的观测对余辉演化进行一系列理论工作；
- 利用伽玛暴探测早期宇宙：用伽玛暴限制宇宙学参数并一窥早期宇宙中的恒星形成，红移达6.29的GRB 050904……
总的来看，任务完成得不错。此外雨燕还对活动星系核、软伽玛射线复现源以及X射线巡天也作了不少贡献。雨燕的设计寿命虽然只有两年，却有望工作到2010年之后。凭借空前的反应速度、较宽的工作波段（从BAT成象模式下的150 KeV上限到UVOT的6000埃下限）以及每年100次爆发的探测率，它很有希望在未来与GLAST一道作出更多的发现。
BTW，虽说雨燕的工作波段很宽，其不足之处也是与波段相关的：BAT的150 keV上限在实际使用中往往显得过低，因此一般需要其他卫星作为补充。作为比较，康普顿的BATSE能量上限达1000 keV，更携有负责监测GeV天空的EGRET；HETE-2是400 keV；早年的Vela和银河分别达到了750 keV与500 keV；就连以X射线为主的BeppoSAX也有着300 keV的最高探测能量。不论如何，这150 keV还是带来了不小的麻烦，如已有文献讨论过由此引起的爆发峰值相关参数测量的不可靠。而高能敏感的GLAST倒有希望补充这一点，期待……
群星榜：For Those Unsung Heroes
以下这些卫星或星际探测器，虽说没有在研究伽玛暴的过程中作出过里程碑式的贡献，但也不容忽略，于是在文末一一列举：
上排左起：太阳神2号、预报号、哈勃空间望远镜、尤利西斯、ASCA；中排左起：GGS-Wind、RXTE、钱德拉X射线天文台、XMM-牛顿、NEAR-舒梅克；下排左起：RHESSI、Integral、斯皮策空间望远镜、朱雀X射线卫星、AGILE
太阳神2号：德国与美国合作的空间探测器，于1976年1月发射，在绕日偏心轨道上运行，率先配备了伽玛射线暴监测装置——CsI(Tl)闪烁体。
预报6号/7号：前苏联卫星，分别在1976年与1978年发射，携带有第二种专门用于观测伽玛射线暴的设备。
哈勃空间望远镜：大名鼎鼎，无须过多介绍。它进行了大量的光学后续观测以及对伽玛暴宿主星系的研究。
尤利西斯：1990年由航天飞机发射，曾多次飞越太阳极区，其上携带有可以监测伽玛暴的设备，是GCN的一个数据源。
ASCA：日本的第4颗X射线卫星，1993年发射，进行了多次伽玛暴余辉的观测，曾经属于CGN的数据源之列。
GGS-Wind：1994年发射的NASA太阳风探测器，位于日地之间，载有俄罗斯制造的伽玛暴探测器Konus。
RXTE：1995年发射的X射线时变探测器，为GCN数据源的组成部分。
钱德拉X射线天文台：NASA的X射线望远镜，延续了BeppoSAX对余辉的观测工作。
XMM-牛顿：欧洲空间局的X射线望远镜，1999年发射，主要贡献同钱德拉。
NEAR-舒梅克：主要身份是飞往433号小行星爱神星的探测器，其上搭载的X射线/伽玛射线光谱仪于2001年1月至2月间探测到了10余次伽玛暴。
RHESSI：美国于2002年初发射的高能太阳观测卫星，探测到了伽玛暴辐射可能的偏振成分（虽然此结论尚存争议）。
Integral：欧空局的伽玛射线卫星，2002年发射，能谱分辨率较高，不过空间分辨率稍逊，可以在一定程度上填补雨燕的能段缺陷。值得一提的是，它探测到了与SN 2003lw成协的低能暴GRB 031203。
斯皮策空间望远镜：NASA大天文台计划的最后一台设备，2003年发射，进行过伽玛暴的红外波段后续观测。
朱雀X射线卫星：日美合作的X射线卫星，2005年入轨，接替了先前发射失败的ASTRO-E，其硬X射线探测器的屏蔽系统WAM进行过大量伽玛暴的瞬时辐射探测。
AGILE：意大利牵头的项目，2007年4月由印度的PSLV-C8火箭发射，可以观测几十GeV的伽玛光子，目前已探测到多次爆发。
另外值得一提的还有行星际观测网（IPN），成立于1976年，由携带有伽玛暴探测仪器的多架航天器组成，能够依照各航天器信号到达的时间差来为暴源进行定位，由加州大学伯克利分校的Kevin Hurley整体负责。IPN的早期成员包括美国的先驱者—金星、前苏联的金星11号和12号、宇宙系列卫星等。上面提到的部分卫星亦属于IPN，此外尚有火星观察者、2001火星奥德赛、神舟2号、SROSS-C2、防御气象卫星、信使号水星探测器等计划加盟。
GLAST的使命也许过于沉重，不知道有多少研究论文在末尾的展望部分会将未决的问题交付于它。其实GLAST的任务是补充多于代替，因为它并不能完成高分辨率的低能成象与成谱工作；但它却可以延续康普顿天文台的EGRET所进行过的MeV至GeV的爆发监测，开拓这片人们所知甚少的能段沃土，同时衔接太空软伽玛射线与地基切伦科夫望远镜TeV的数据，借以回答一系列的根本问题。
So nothing to say but good luck, GLAST! We have been expecting you for so long…
