互动科普

康普顿伽马射线天文台

Neil Gehrels，Carl E．Fichtel，Gerald J．Fishman, James D．Kurfess，Volker SchÖnfelder

从这个绕轨道运行的天文台得到的—系列持续的数据流勾画出一幅动态的、常常又是谜一般的宇宙的生动情景。

1991年4月5日，亚特兰蒂斯号航天飞机携带着16吨重的康普顿伽马射线天文台从佛罗里达州肯尼迪航天中心发射驶向太空。从那以后，这个精密的人造卫星首次对电磁辐射中能量最高的形态——伽马射线进行了全面的天文学探测。当在伽马射线能量处观测时，宇宙显得异乎寻常地多变。康普顿天文台的目标包括宇宙中那些最为活动的天体：灾变性的超新星爆发，喷出使所有星系都相形见绌的气流的遥远类星体，以及伽马射线爆——其起源还完

全不清楚的伽马射线闪光。来自康普顿伽马射线天文台的初步发现由于动摇了许多有关这些天体特性的长期来占主导地位的观点因而特别使天体物理学家们激动不已。

如此迅速地获得一系列出人意料之处和发现的原因在于康普顿天文台中伽马射线孔观测的几乎是全新的科学领域。经典天文学完全依赖于可见光的观测结果，可见光仅组成了电磁波谱的很小部分。光由波长大约在4000到7000埃的辐射组成；根据其携带的能量可见光光子的范围在2到3个电子伏特之间。地球大气层将所有从远紫外线(它们大约超过10电子伏特)到伽马射线(它们携带的能量在10000电子伏特到一万亿电子伏特之间)的更高能的辐射形式都全部吸收了。

为了试图瞥见伽马射线，一批批天文学家花了二十年时间来设计安放在地球上部很高高度朦胧大气中的气球或卫星上的仪器。康普顿天文台就代表了这种努力的雄伟高峰。与较早的飞行任务不同，康普顿天文台可以探测能量范围很宽的光子一从30000电子伏特到300亿电子伏特一因而这颗卫星可以对那些辐射伽马射线的天体提供一个不寻常的、全面的解释。康普顿天文台是第—个可以对整个天空测绘的综合性伽马射线卫星。最重要的是，康普顿天文台上的仪器灵敏度大约为以前的伽马射线探测器的10倍，同时还伴随着角分辨率和计时能力的大大提高。

康普顿天文台异乎寻常的能力体现了投入其设计的雄厚的技术开发与工艺力量。该卫星安装有四台在不同能量范围运行但又有所重叠的协同仪器：每台仪器用于不同种类的观测工作。爆发和暂现源实验(通常根据其英文首字母简称为BATSE）用于研究存在时间短的现象，例如伽马射线爆和太阳耀斑。可变向闪烁能谱实验(OSSE)适合于测量不同天体的低能伽马射线谱。康普顿成象望远镜(COMPTEL)用于成象和收集辐射中等能量伽马射线源的能谱。第四台仪器，高能伽马射线实验望远镜(EGRET)收集最高能的伽马射线。

由于伽马射线不能象光一样地被反射和聚焦，因此普通望远镜的透镜和镜片对康普顿天文台来说毫无用处。因而这个人造卫星上的四台仪器依靠的是直接从高能粒子物理学领域借来的技术。BATSE和OSSE含有由碘化钠构成的探测器。当伽马射线进入碘化钠时．它便激发碘化钠分子并使其发出可见光闪光，该闪光又被电子仪器记录下来。COMPTEL由于在一层碘化钠晶体上又加上一层液态的伽马射线探测材料，因而对更高能的伽马射线很敏感。这台仪器记录的是先在液态探测器中散射然后又在碘化钠中被吸收的伽马射线。这种伽马射线从电子处回射的散射过程是在本世纪二十年代由Arthur Holly Compton(康普顿)发现的。

为了捕获最高能的伽马射线，EGRET采用了与其它三台仪器显著不同的设计。EGRET由许多被称之为火花室的带电纯金属网层所组成。入射的伽马射线产生出电子和正电子(后者为对应于电子的反物质)对，这些正负电子对在这些金属线之间引起短路。产生的微小火花揭示出伽马射线经过的路径。在这台仪器底部的一个碘化钠探测器能收集这些电子和正电子并测量其能量。

康普顿天文台上的四台仪器有三台可以观测天空中宽广的区域；它们是通过转动整个飞行器来实现指向的。BATSE由8个探测器组成，每个探测器在康普顿天文台的—个角上，它们可以观测没有被地球挡住的一半天空。COMPTEL可以观测天空中64度宽的圆形区域;EGRET的视场要稍微小一些(45度)。比较起来,OSSE的视场较小，为4度宽11度长的一个区域。它可以很快地指向和离开一个特定的伽马射线源，从而使研究人员得以从源信号中扣除OSSE探测器内的背景噪声。

从地外源中接收到的伽马射线光子的比例与可见光光子的流量柜比是微不足道的。因此，要使伽马射线的测量结果有意义，康普顿天文台必须进行很长时间的扫描。在一个典型的观测流程中，康普顿天文台要保持两周的时间指向同一方向。在这段时间中，COMPTEL和EGRET只在天空的一个区域内收集数据，而BATSE则要不停地监测来自所有方向的伽马射线。

在其距地球表面400公里的轨道上，康普顿天文台每隔92分钟完成一次环行;天空的任一指定部分在每一圈的大约一半的时间内都要被地球挡住。由于OSSE的指向独立于其它仪器，因此当其先前的观测目标被地球挡住时它可以转而观测另一个目标。

在康普顿天文台发射之后的两年半内，它已取得了丰富的天文发现。最令人激动的观测结果涉及到称为伽马射线爆的存在时间很短但又很明亮的伽马辑射尖头脉冲。有关伽马射线爆的性质是现代天文学中的一个未解决的难题。这些爆是伽马射线天空中最突出的对象之一,然而没有人知道它们是什么，它们位于何处以及什么原因引起的爆发[见Bradley E. Schaefer所著“伽马射线爆发源”一文；《科学》1985年第六期]。从康普顿天文台得到的新数据反而提出了更多的有关产生爆发的那些天体性质的问题。

伽马射线爆是Ray W．Klebesadel及其在洛斯阿拉莫斯国家实验室的合作者在本世纪六十年代使用维拉人造地球卫星上的探测器而发现的。这些卫星设计来探测产生于核爆炸的伽马射线闪光以监视苏联执行“禁止核试验条约”的情况。维拉卫星的确发现了短暂然而强有力的伽马射线，但它们来自于天空而不是来自地球上。这些爆每年大约要发生十二次而且看来是在任意方向上分布于整个天空的范围内。当维拉数据在1973年解密之后，天文学家马上开始着于确定引起这些伽马射线激变的原因。

使得这些爆发如此难于了解的原因在于一旦爆发停止后,它就完全消失了。在发生爆发之处没有留下可探测的任何异常的恒星或其它稳定的物体。当用光学望远镜向爆发方向看去时，除了看到一块平平常常的天空之外并无任何值得注意的奇特东西。并且,爆发看上去不是全都相同。它们的持续时间介

于百分之一秒到一千秒之间并且亮度的变化可多达100000倍。最强烈的爆发在那一瞬时要比天空中每一个其它伽马射线源加在一起都要亮，但是在不知道其距离时就不可能确定爆发的本身光度。

在康普顿天文台发射以前，天文学家们已经对爆发的起源得出了一个似乎合理而且得到广泛承认的解释。根据这一理论，爆发起源于称为中子星的塌缩残余星体表面上的地震破裂、爆炸或小行星的撞击。这些中子星大约与太阳质量相当但是直径仅有20公里；古老而寒冷的中子星用光学望远镜几乎不可能观测到。然而，中子星表面的重力是如此之强，以至即使是一次小规模的爆炸也会引起伽马射线的辉煌光耀的爆发。

有—个简单的方法可以检验这一模型。象银河系的大多数其它恒星一样，中子星也是趋向于隐藏在组成大半个银河系的扁平圆盘中。因此，看来爆发应群集在沿银河系平面的天空中。早期的观测结果似乎遵循着一种较为均匀的分配，但是许多天文学家得到这些结果是因为第一批伽马射线探测器的灵敏度低。康普顿天文台上的优越的BATSE仪器是设计来探测微弱得多的、更遥远的爆发的。象组成银河闪光带的那些模糊恒星一样，研究人员们预计BATSE观测到的最微弱的爆发也几乎会勾出银河系圆盘的轮廓。

BATSE的发现完全出乎天文学家的预料。在过去的两年中，这台仪器平均每日观测到一次爆发。但是这些爆发完全是均匀跨越天空的。它们没有表现出沿银盘或是沿其它任何方向集中的迹象。同时，BATSE发现了在爆发亮度上的一个截然不同的型式，因而也是在距离上的一个截然不同的型式。

如果发生爆发的天体在空间中是均匀散布的，则暗爆发的数目应比亮爆发的数目要多得多。爆发的亮度和数目之间的这一关系是直接根据如下事实得出的，即爆发的视亮度随其距离的平方而减小，而含有爆发源的空间体积则与距离的立方成正比地增大。BATSE发现暗爆发的数目比人们根据上述关系所预期的要下降得快得多。令人吃惊的结论是康普顿天文台正看到的是爆发全域的边缘;这里暗爆发的缺少仅仅是由于超出此边缘的爆发只有很少，如果有的话。

总之，BATsE的两个关键性发现意味着地球处于—个仅延伸到有限距离的爆发源球形集合的中心。天文学家们一直在开动脑筋努力想象，什么样的天体可能会遵循这—分布方式。

理论工作者已经对BATSE的结果提出了许多奇特的解释。少数研究人员认为，这些爆发起源于彗星之间的碰撞或者起源于刚好在太阳系行星之外所发生的别的事件，但是彗星间的碰撞会产生伽马射线的机制看来是很不合理的。另一种更为广泛接受的可能性认为爆发发生在不是位于银盘内而是在一个巨大的、外部晕内的中子星上。然而，这样的模型要求对晕的大小和形状有完善的特别假定。它们还提出了这样一个问题，那就是为什么银盘内的中子星未产生数目众多的爆发。

某些最能引起兴趣的理论认为伽马射线爆产生于宇宙的遥远角落内，或许是当两颗绕轨道运行的中子星彼此合并时或是当—颗中子星被黑洞所吞食时产生的。在这些模型中爆发分布范围的“边缘”与可见宇宙的有限大小是符合的。如果爆发确实是发生在遥远的星系中，那么它们肯定是属于宇宙中最为高能的活动。

最近召开的一次天体物理学家会议所进行的举手表决反映了天文学界在星系解释和宇宙学解释之间大致分为相等的两派。只有一少部分人倾向于爆发刚好发生在太阳系之外的模型。现在在最主要的天文学杂志中有远远超过100篇的文章是论述伽马射线爆之谜的可能解的。今后几年通过BATSE所作的

进一步探测可能会最终揭示出这些谜一般的天体的真实性质。许多研究人员仍在努力工作以探索可能会同爆发一起出现的可见光闪光。即使是这种单独的观测也会对清除相互竞争的爆发模型大有帮助。

尽管康普顿天文台只是增强了伽马射线爆之谜，但它还是阐明了许多别的天文现象的性质。尤其是这个人造卫星已经使我们对统称为活动星系核的明亮而致密的能源性质的认识大为提高，这些活动星系核是隐藏在某些星系中心内的。所有的星系大约只有百分之一具有活动核，尽管有多达百分之三十的星系在其中心表现出具有扰动区的某些迹象。在类星体(属于光度最大的那些活动星系核)的情况下，—个仅比我们太阳系稍微宽一点的区域就比整个固围银河系的区域还要亮得多。

大多数天文学家认为一个超大质量的黑洞——具有数百万到数十亿倍太阳质量的坍缩天体——是使活动星系核大规模输出能量的原因所在。黑洞的集中引力吸引着附近的恒星并将它们扯碎。在碎裂物质消失进入黑洞中之前，它们形成一个盘并且变得非常炽热。盘中的炽热气体释放出大量的电磁辐射，其范围从低能的射电波到伽马射线。在某些情况下，基本粒子(例如电子和正电子)呈狭窄的、磁约束的、接近光速运动的喷流形式从盘中射出。这些粒子发射出使喷流能为天文学家所探测到的辐射。当喷流指向地球时，该天体就被归属为布莱扎(蝎虎BL型天体与类星体之合称一译注)天体。

活动星系核以两种基本的变体起作用：一种是强烈的射电源而另一种则不是。几乎所有的布莱扎天体都是强烈的射电源。一般来说，射电声强的源位于椭圆星系中，而射电宁静的源则出现于一类称为塞佛特星系的活动旋涡星系中。

康普顿天文台揭示出这两类活动星系核也具有很不相同的伽马射线谱貌。OSSE和COMPTEL已发现塞佛特星系的伽马射线辐射在100000电子伏特的能量之上就截止了。可是，EGRET则发现许多射电声强的布莱扎天体一直到该仪器能探测到的最高能量处都还在发光。这台仪器还使科学家们对这些天体辐射出的异乎寻常多的能量有一种新的认识。

1991年6月，EGRET首次探测到两个布莱扎天体：3C273，距地球18亿光年，和3C279。它在天空中似乎离3C273很近但也有46亿光年远。令人奇怪的是，3C279似乎在这两个布莱扎天体中要亮得多。尽管其距离很远，但是3C279仍然是高能伽马射线天空中最明亮源中的一个。由于其如此之亮，

这个布莱扎天体以伽马射线的形式释放出的能量肯定是银河系在整个波谱内所释放出的能量的数千倍。

3C279是一布莱扎天体给康普顿天文台的科学家们带来了更多的惊奇之处。在1991年6月的两周时间内，EGRET观测到3C279缓慢变亮了一倍；然后该天体又在仅仅两日内变暗了四分之三。如此快的变化表明产生伽马射线的区域非常小。显然，在不到几日的时间内一次物理变化就可以穿过源区，引起伽马射线辐射的显著变化。据此可以推断，该源区的直径不会超过几光年，而仅有冥王星绕太阳的轨道的几倍大。

从那以后EGRET已探测到26个发射伽马射线的活动星系核。象3C279一样，几乎所有的这些天体都归属为布莱扎天体。这些发射伽马射线的布莱扎天体处于从4亿光年到90亿光年远的距离范围内。这些天体中最为遥远的天体看来都接近于宇宙的可见极限(在本文中我们假定这一极限为一百三十亿光年远)。

目前流行的对布莱扎天体为什么是如此强的伽马射线源的最佳解释是这些伽马射线产生于指向地球的喷流中。在这些喷流中，低能光子(例如产生于黑洞周围盘内的光线或紫外线)常常可以撞击出快速运动的电子。在这个过程中光子可以赢得足够的能量以变成伽马射线并且还可以与波束中的粒子相准直。由于产生的辐射集中于狭窄的波束中，因此如果波束正好指向地球的话．则该布莱扎天体就会显得特别地亮。几年来，研究人员们一直在推测喷流可能会对某些活动星系核的辐射产生强烈的影响；EGRET探测到的结果似乎证实了这一观点。

另一个可以照亮伽马射线天空的现象是超新星，它是标志着大质量恒星寿命终止的突变性爆发。超新星爆发会对宇宙的化学演化产生强烈的影响。根据宇宙学的大爆炸模型，宇宙最初全部是由氢和氮组成。所有较重的元素——包括我们身体中的碳和组成地球大部分的硅和铁一都是通过恒星内部的核聚变反应而形成的。超新星提供了一个这些元紊再循环进入星际空间的主要机制，在宇宙空间中这些元素又结合成下一代的恒星，可能还有行星。稳定的恒星不会产生比铁还重的元素，例如金；这些原子只能在超新星爆发中的极高温度和密度下才会形成。

1987年2月23日，天文学家们获得了一个奇迹般的机会来获得有关超新星形成新元素过程的更多的知识。那时，一颗近邻超新星，命名为超新星1987A，在银河系的一个伴星系大麦哲伦云中爆发[见Stan Wcosley和Tom Weaver所著的“1987年的巨大超新星”一文；《科学》1989年十二期]。超新星1987A是在差不多四个世纪前望远镜发明以来地球上可见的最近和最亮的超新星；研究人员们很快将所有可以利用的空基和地基仪器瞄准这个引人注目的天体。

该超新星最初是以一颗约为20倍太阳质量的蓝星而开始其生命的。在爆发期间，迅速发生的核反应形成一系列罕见而短暂的放射性核，以及其它一些更稳定的重元素。某些放射性核当其衰变时就会释放出具有不同能量的伽马射线。这些射线中最容易探测到的是由钴56(衰变成铁56)和钴57(也衰变成铁57)发射出的伽马射线。这些伽马射线有许多都被超新星产生的膨胀气体云所吸收；在经过散射和再散射之后，这些射线可能最终以可见光的形式出现。

即使在超新星1987A之前，也有几位理论工作者(包括克莱姆森大学的Donald D．Clayton，洛斯阿拉莫斯国家实验室的Stirling A．Colgate和圣克鲁斯加利福尼亚大学的Stanford E. Woosley)曾经考虑过放射性同位素在超新星爆发中的作用。某些研究人员指出放射性衰变可以作为使膨胀的超新星可见的一个主要能源；而其他一些人则指出某些伴随着的伽马射线可以贯穿碎屑云从而成为可直接探测出的。

超新星1987A的观测结果完全证实了上述推断。钴56的半衰期期为77日；从1987年到1990年，来自比超新星的可见光正好是以这个速率衰减的。太阳活动极大年探测卫星和国家航空航天局探测气球上的仪器还检测出来自这颗超新星上具有847000电子伏特到1238000电子伏特的伽马射线。这正好是与钴56的衰变相关的能量。

自从1991年以来超新星1987A发出的可见光一直是以相当于大约270日的半衰期的速率衰减的，这正好是钴57的半衰期。目前钴57似乎是为这颗超新星供能的主要放射性同位素。OSSE通过探测钴57衰变所特征的122000电子伏特的伽马射线来继续先前的观测工作。来自两种形式钴元素中的伽马射线辐射的比较强度揭示出在超新星中形成的镍57和镍56之比值。从该超新星中得出的这一比值与测得的太阳中的该比值相近。这样的符合强有力地证明超新星是产生太阳乃至整个宇宙中发现的大多数更重的元素的主要原因。

在超新星爆发过程中产生的其它放射性元素要比钴56和钴57的寿命长得多。例如，具有中等丰度的放射性同位素铝26的半衰期为716000年。由于超新星爆发在银河系中大约每隔三十年才发生一次，因此大约有24000个(716000除以30)超新星产生的铝26散布在整个银河系中。

伽马射线天文学为探测铝26的产出位置进而证认出正在合成新元素的场所提供了一种有效的方法。除了超新星，功率较小的新星爆发和某些剧烈活动的恒星也可能产生铝26。当铝26衰变时，它就产生出具有511000电子伏特到1809000电子伏特能量的伽马射线(以及具有若干其它能量的射线)。康普顿天文台可以描绘出沿银河带的这些伽马射线产生点的位置和强度。由于伽马射线具有非常惊人的贯穿能力所以能很容易地穿过遮掩银河系光学图像的气体和尘埃，因此康普顿天文台能够观测到整个银河系中的所有铝26。

COMPTEL最近完成了银河系中铝26的第一张详细的图。正如我们所预计的那样，铝26集中出现在沿银河带的地方，这儿的恒星和超新星最多。但是我们和我们的同事们很惊奇地发现这张图上有一些亮斑和发射较少伽马射线的穿插区。这些亮斑的含义还不清楚。或许它们是大质量恒星形成的区

域，或是近邻的个别超新星残骸，或是我们和我们的同事们目前还不够机灵以致没有想到的某些现象。

这张铝26的图像以及仍在制备的—些更精确的图像对高能天体物理学家来说将是一种等待已久的银河系旅行图。COMPTEL通过观测在1668年爆发的一颗超新星残骸仙后座A所发出的伽马射线正好填补了银河系景观图的另一种细节。这台仪器似乎已探测到了钛44发出的说明是伽马射线的谱貌，其半衰期为54年。通过自动瞄准钛44发出的伽马射线，康普顿天文台就可以分辨出被气体或尘埃云所遮蔽而无法看出的其它新近的超新星。

与钴56和铝26的衰变有关的具有511000电子伏特的伽马射线，其起源很奇特。它们的成因是由于这些同位素衰变时产出的正电子所造成的。当一个正电子与—个电子相遇时，这两个粒子就会彼此湮没并产生以伽马辐射形式存在的纯能量，这一湮没过程最终证明了阿尔伯特·爱因斯坦的著名原理，即质量可以根据方程E=mc2转换成能量。

OSSE已经探测出来自银河系中心区的一股强烈的具有511000电子伏特的伽马射线流。我们确信这些伽马射线来自于电子和正电子的湮没但是还无法说出一定是何种物质产生的正电子。某些正电子可能起源于银河系内区散布的大量超新星残骸内造出的放射性元素。某些研究人员主张某些湮没辐射

来自于一个或多个分立源，可能是具有恒星质量的黑洞。高分辨率的银河系湮没辐射分布图应能有助于揭露这些伽马射线的成因[见Charles H．Townes和Reinhard Genzel所著“银河系中心发生什么?”一文;《科学》1990年第八期]。

康普顿天文台还阐明了超新星爆发余波的另一个方面。随着大多数爆发的恒星以放射性云的形式向外扩展，恒星的铁核则爆聚成一颗致密的中子星或是在很极端的情况下形成一个黑洞。中子星基本是由没有任何空隙的核物质组成：满满一茶匙大小的中子星就可能重达10亿吨以上。当核心坍缩时，由于角动量守恒因此其自转速率迅速增大(这与滑冰者收缩其手臂使其在冰上旋转得更快的情况相似)。所以，中子星最终可达到每秒钟数百次的自转速率。中子星的急剧收缩还会使其磁场强度大大增加，增加到地球磁场强度的数兆(1012)倍。       

快速自转的中子星起着一个巨型粒子加速器的作用。在中子星磁场中捕获的亚原子粒子一直作环状快速运动直到其速率很接近于光速。这些高能带电粒子形成与中子星一起自转的辐射锥体，有点象从—个灯塔上发出的光束一样。当这些锥体扫过地球时，天文学家就可以观测到中子星的忽明忽暗的闪烁。

这种闪视现象在1967年才首次为人所注意，当时剑桥大学Antony Hewish和]ocelyn Bell及其合作者们发现了一种以快速、极有规律的方式脉动的射电源。由于自转中子星的这一行为，它们被称为射电脉冲星。研究人员们后来还认识到某些脉冲星还可以在更高得多的能量处被探测到。

在500个已知的射电脉冲星中，只有两颗——蟹云脉冲星和船帆座脉冲星——在康普顿天文台以前已通过仪器在伽马射线能量处被探测到。自从康普顿天文台发射升空以来，它已探测到另外四颗伽马射线脉冲星：圆规座脉冲星，PSR1706—44。PSR1055—52和双子座脉冲星(数字表示脉冲星的天空坐标)。正如康普顿天文台探测到新类型目标时总是)发生的那样，脉冲星的伽马射线观测结果已经揭示出能对现行理论提出发展和挑战的—些奇怪特点。

脉冲星研究人员常常通过比较它们在电磁波谱不同部分的光变曲线来分析这类天体。光变曲线图示出脉冲星亮度在其自转一周期间是如何变化的。对六颗已知的伽马射线脉冲星的光变曲线所进行的考察表明每颗脉冲量都有一个独特的辐射谱貌。例如，蟹云脉冲星每次自转发射两道脉冲(就象一个灯塔那样)；这两道脉冲在许多能量处都是同时发生的。船帆座脉冲星取决于人们观测时的能量而遵循不同的变化型式。蟹云脉冲星和船帆座脉冲星都显示

出可见光的脉动现象，但其它脉冲星则不。然而，古怪的双子座脉冲星在却马射线能量处辐射极强，但它与其它已知的脉冲星不同，不能用射电望远镜探测到。

双子座脉冲量可能实际上代表了没有射电脉冲的新一类脉冲星中的第一个。我们正在通过康普顿天文台的数据来寻找其它这样的伽马射线脉冲星的证据。双子座脉冲星的射电宁静现象有可能意味着该天体的射电辐射束比其伽马射线束聚焦得更狭窄，以至当星体自转时射电脉冲没有射中地球。康普

顿天文台已为这种解释提供了某种支持；例如，来自蟹云脉冲星的射电脉冲就显得比在伽马射线能量处探测到的脉冲要狭窄得多(也就是说，其脉冲持续时间要短得多)。

从新发现的伽马射线脉冲星中得到的一个值得注意的信息就是古老的、自转很慢的中子星的伽马射线产率比年轻中子星的要大得多。研究人员可以通过测量脉冲星的自转周期在若干年内的变化有多快来计算该脉冲星的年龄。由于脉冲星所发出的辐射是缓慢虹吸其角动量的，因此其自转周期会逐渐增大。根据脉冲星的自转周期与其自转减速速率之间的关系，可以大致弄清该脉冲星是在距今多长时间之前的超新星爆发中诞生的。

为了计算一颗脉冲星的伽马射线产率，天文学家就用该天体的伽马射线能量输出除以根据其变化着的周期而推算出的该系统的总能量丢失来得出此值。令人惊奇的是，双子座脉冲星和PSR1055—52似乎都是以伽马射线的形式来辐射其几乎是全部的能量。它们是如何实现这一功绩的现在还不清楚，

但是根据我们的伽马射线观点，脉冲星是随年龄而增加伽马辐射的天体。

本文中介绍的成果仅仅是康普顿天文台所得出的大量数据中的一小部分。由于天空中的大多数伽马射线现象都是短暂的或易变的，因此许多令人惊奇的发现可能还等待着康普顿天文台去作出。这一人造卫星早已将人类的意识扩展到我们对宇宙的传统的光中心观点之外。我们预计这座天文台还可以继续工作5到10年。伽马射线天文学的乐趣才仅仅开始。