γ射线暴研究概况

γ射线暴(简称γ暴)的研究自1997年以来由于余辉的发现而有了很大的突破。在此，对γ暴的观测作了简要的概述，而对γ暴的理论进展和存在问题进行了较为全面的评述，内容包括γ暴本身、余辉、能源机制、寄主星系、暴周环境、高能粒子和引力波辐射、宇宙学意义等。     

γ射线暴谱硬度比的时间演化特征

采用小波分析方法对康普顿γ射线天文台(CGRO)上的BATSE仪器观测到的γ暴光变曲线数据进行去噪处理，并提出时间分辨的谱硬度比定义，用包含有599个暴的样本研究谱硬度比随时间的演化规律，结果表明：(1)样本中77％暴的谱硬度比随时间按“硬到软”规律演化，而23％暴谱硬度比随时间按“软到硬”规律演化，尤其是3％暴在整个暴中呈现单调的“软到硬”趋势。(2)平均谱硬度比随时间单调地以“硬到软”规律演化。(3)持续时间不同的暴，其谱硬度比演化曲线有较大的差异，其中“硬到软”演化趋势最显著的是持续时间在23-35s之间的那些暴；持续时间在l-10s的暴的演化特征跟其它组差异最显著，呈现比较明显的“软到硬”演化规律；持续时间在35—53s之间的暴平均谱硬度比几乎没有随时间演化。(4)不同辐射强度的暴平均谱硬度比的演化特征不同，随着峰值流量的增大，谱硬度比演化由“硬-软-硬”逐渐转变为“软-硬-软”：峰值流量越大，“软-硬-软”的趋势越显著，而峰值流量越小，其峰值流量“硬-软-硬”的趋势越显著。我们对这些结果进行了简单的讨论。     

γ射线暴谱硬度比的时间演化特征

采用小波分析方法对康普顿γ射线天文台(CGRO)上的BATSE仪器观测到的γ暴光变曲线数据进行去噪处理,并提出时间分辨的谱硬度比定义,用包含有599个暴的样本研究谱硬度比随时间的演化规律,结果表明:(1)样本中77%暴的谱硬度比随时间按"硬到软"规律演化,而23%暴谱硬度比随时间按"软到硬"规律演化,尤其是3%暴在整个暴中呈现单调的"软到硬"趋势。(2)平均谱硬度比随时间单调地以"硬到软"规律演化。(3)持续时间不同的暴,其谱硬度比演化曲线有较大的差异,其中"硬到软"演化趋势最显著的是持续时间在23～35s之间的那些暴;持续时间在1～10s的暴的演化特征跟其它组差异最显著,呈现比较明显的"软到硬"演化规律;持续时间在35～53s之间的暴平均谱硬度比几乎没有随时间演化。(4)不同辐射强度的暴平均谱硬度比的演化特征不同,随着峰值流量的增大,谱硬度比演化由"硬-软-硬"逐渐转变为"软-硬-软":峰值流量越大,"软-硬-软"的趋势越显著,而峰值流量越小,其峰值流量"硬-软-硬"的趋势越显著。我们对这些结果进行了简单的讨论。     

等时面与γ射线暴余辉

在γ射线暴（ 简称γ暴） 的火球模型下,γ暴余辉存在等时面,面上发射的光子会同时被观测到．通过对等时面积分来计算辐射流量Ｆν（ｔ） ,结果表明等时面的引入对峰值以及峰值前后流量随观测者时间的变化关系有明显的影响     

毫秒磁星作为伽玛射线暴中心引擎的研究

正伽玛暴是一种短时标的高能光子爆发现象.通常把持续时间短于～2 s的暴称为短暴,长于～2 s的暴称为长暴.大量观测已经证实,长暴起源于大质量恒星的塌缩,因而与超新星成协.短暴最可能的起源是致密双星并合.目前,伽玛暴研究的一个核心问题是确定其中心引擎究竟为黑洞还是中子星.本文第1章详细阐述了相关进展.数值模拟发现黑洞可产生相对论喷流,因而可作为伽玛暴的中心引擎.然而,有一些观测特征似乎     

γ射线暴相关性质的长期变化

分析第三个ＢＡＴＳＥγ射线暴表所列γ暴数据，发现γ射线暴参量间的相关性质随时间存在系统的变化。从１９９１年４月至１９９４年９月，γ射线暴能流与暴宽间的相关系数随时间上升。短暴的能谱硬度与暴宽间的相关系数随时间显上升，而对于长暴未发现类似的变化。     

γ射线暴相关性质的长期变化

分析第三个ＢＡＴＳＥγ射线暴表所列γ暴数据，发现γ射线暴参量间的相关性质随时间存在系统的变化．从１９９１年４月至１９９４年９月，γ射线暴能流与暴宽间的相关系数随时间上升．短暴的能谱硬度与暴宽间的相关系数随时间显著上升，而对于长暴未发现类似的变化．     

BATSEγ射线暴和太阳硬X射线暴的强度和时间特征

本文研究了CGRO卫星上BATSE探测器对硬X天空监测过程中触发和记录到的1 0 0 0多个γ暴和 40 0 0多个太阳硬X射线暴的强度和时间性质 ,发现它们的强度分布相似 ,这也许意味着硬X射线天空中两种主要的爆发现象机制相似 ,同时对将γ暴的强度分布作为其宇宙学起源的证据提出了疑问 .对太阳暴的持续时间分析表明 ,其强度和持续时间呈正相关 ,而γ暴是弱负相关 .太阳暴的强度和持续时间在BATSE运行过程中有长时标变化 ,最近对γ暴的研究也发现了这种现象     

BATSEγ射线暴和太阳硬X射线暴的强度和时间特征

本研究了ＣＧＲＯ卫星上ＢＡＴＳＥ探测器对硬Ｘ天空监测过程中触发和记录到的１０００多个γ暴和４０００多个太阳硬Ｘ射线暴的强度和时间性质，发现它们的强度分布相似，这也许意味着硬Ｘ射线天空中两种主要的爆发现象机制相似，同时对将γ暴的强度分布作为其宇宙学起源的证据提出了疑问。     

伽玛射线暴及其余辉研究进展

伽玛射线暴是一种来自宇宙空间随机方向的短时间内伽玛射线突然增亮的现象。伽玛射线暴虽然早在1967年就由Vela卫星观测到,但直到1997年人们才通过余辉观测确定其寄主星系,并通过寄主星系的红移最终确定了伽玛射线暴的宇宙学起源。对伽玛射线暴研究概况进行了评述:详细介绍了伽玛射线暴及其余辉的观测进展,特别是近期Swift卫星和Fermi卫星带来的新发现;系统描述了伽玛射线暴标准火球模型、伽玛射线暴余辉物理(相对论性外流与暴周环境介质的相互作用过程、辐射产生机制等)及伽玛射线暴的前身星等。也对伽玛射线暴的未来研究进行了展望。     

I型X射线暴多峰结构的研究进展

I型X射线暴(热核暴)是发生在小质量X射线中子星双星系统中X射线波段流量突然大幅度增加的一种高能现象。在热核闪模型下,此现象被认为主要由中子星表面热核不稳定燃烧主要引起的。典型X射线暴的光变曲线呈现快速上升(1～5 s)、幂指数下降(10～100 s)的单峰结构。随着X射线暴样本的增加,在观测上出现了一类多峰结构的热核暴。在现有的115个暴源中,至少6个暴源有此类多峰结构暴。通过研究多峰暴的观测性质,发现多峰暴只出现在极少数不同类型不同吸积状态的暴源中,其中大部分多峰暴的峰值流量小于爱丁顿极限,除少数多峰暴呈三峰结构以外,大部分多峰暴是双峰结构,并且双峰暴的两峰值相对强弱没有固定规律,暴频振荡在多峰暴当中的出现也无明显规律性。针对这些观测现象,总结了关于多峰暴的多个理论解释。     

伽玛暴及其早期X射线余辉的观测特征

Swift卫星的X射线望远镜观测揭示部分伽玛暴的早期余辉光变曲线有一个缓慢衰减的成分,而相当一部分却没有这样的成分.研究比较这两种暴的观测性质发现两类暴的持续时间、伽玛辐射总流量、谱指数、谱硬度比峰值能量等物理量均没有显著差异.然而有该成分的那些伽玛暴谱比较软、早期X射线余辉比较弱、伽玛射线辐射效率显著高于没有这个成分的那些暴.结果表明两类暴的前身星和中心机制一致,是否呈现这个缓慢衰减成分可能取决于外部介质.     

γ射线暴光变曲线的研究

γ射线暴的光变曲线复杂多变,普遍认为是由内激波产生.由相对论运动学效应导出高速运动激波层发射的光子数与观测者接收到的光子数之间的转换关系,再运用内激波辐射的角度扩展得到单个脉冲的曲线方程和形状,其形状为典型的快上升指数下降.进而在合理的参数下用多壳层的连续碰撞模型对γ射线暴的一些观测光变曲线进行拟合,取得较好效果,由此可以解释更多类型的γ射线暴的光变曲线.     

γ射线暴的研究进展（Ⅰ）：γ暴的观测特征及能源机制

文中评述了过去２０年中对γ暴的观测结果，包括它的时间特性，能谱特征和空间分布。γ暴的时间结构非常复杂，持续时间相关很大，从小于１ｓ到１０００ｓ，平均大约为１５ｓ。     

重复快速射电暴的白矮星和中子星双星模型

快速射电暴(Fast Radio Bursts, FRBs)是来自河外的短暂而明亮的射电能量脉冲,有重复快速射电暴和非重复快速射电暴两种类型。重复快速射电暴的重复爆发行为可能源于一个具有强偶极磁场的中子星和磁化的白矮星组成的致密双星系统。当白矮星充满它的洛希瓣时,物质将通过内拉格朗日点转移到中子星表面。一次爆发之后,白矮星可能被踢开,在演化过程中再次吸积,实现重复爆发现象。根据重复射电暴FRB 121102和FRB 180916重复爆发的观测数据,研究了白矮星-中子星的双星模型中两次爆发的时间间隔和两次爆发中前次爆发的流量之间的关系,通过理论值和观测值的比较,肯定了这样一个间歇的洛希瓣外流机制可能解释重复快速射电暴的重复爆发行为。     

γ射线暴X射线耀发的研究进展

γ射线暴是宇宙中恒星尺度的最剧烈爆发现象。γ射线暴瞬时辐射结束后,进入余辉辐射阶段。X射线耀发是γ射线暴X射线辐射衰减过程中出现的短时标闪耀现象。X射线耀发的脉冲轮廓具有不对称性,其上升时标小于下降时标。在部分γ射线暴中,X射线耀发的亮度达到瞬时辐射的亮度。X射线耀发的持续时间与峰值时间具有线性关系。X射线耀发的光谱比X射线余辉的光谱硬。早期X射线耀发与晚期X射线耀发相比,其脉冲轮廓较窄,光谱较硬。X射线耀发产生的物理过程类似于γ射线暴瞬时辐射的物理过程。在火球(fireball)模型中,内部壳层之间发生碰撞,产生的内激波加速电子,电子的同步辐射产生X射线耀发。当火球扫过星际介质,外激波加速电子时,电子的同步辐射也可产生X射线耀发。在光球(photospere)模型中,能量耗散发生在光学厚的区域,热辐射的光谱峰值落在X射线能段附近,γ射线暴的喷流在光球半径处会产生X射线耀发。如果射线暴喷流由坡印亭能流主导,喷流就会与星际介质相互作用,磁场的不稳定性使磁场发生耗散,产生的能量形成X射线耀发。γ射线暴的喷流具有几何效应。一部分同步辐射可能发生在喷流辐射面的高纬度处。由于曲率效应(curvature effect),各向异性辐射与各向同性辐射相比,X射线耀发的峰值出现较晚。此外,在γ射线暴发生后,黑洞会间歇性地吸积外部介质。在吸积过程中,黑洞周围的磁场会调节吸积的速率和喷流中的能量,这是出现多个X射线耀发的原因。     

基于γ暴等观测限制宇宙学参数与暗能量模型

利用Union2 557个Ia型超新星数据限制宇宙学参数qo、jo和so,在红移z≤1.4范围内校准5个γ暴(gamma-ray burst,GRB)光度关系.假设γ暴光度关系不随红移演化,得到66个高红移γ暴的距离模数.最后综合利用宇宙微波背景(Cosmic Microwave Background,CMB)辐射观测数据、重子声波震荡(Baryon AcousticOscillations,BAO)观测数据与116个具有红移的γ暴数据限制几个常见的暗能量模型.根据贝叶斯判据(Bayesian Information Criterion,BIC),发现ACDM模型是最好的模型;根据Akaike判据(Akaike Information Criterion,AIC),发现JBP模型是最好的模型.     

γ射线暴火球的演化与余辉

GRB主爆后，火球继续膨胀，根据暴后火球的动力学演化方程，考虑电子的分布随时间的变化，通过数值求解，得到光学R波段和X射线余辉与时间t的关系。计算结果与观测结果相比较，符合得很好。最后，还讨论了火球＋激波模型的不足。     

Swift时代伽马射线暴的观测和理论

伽马射线暴是宇宙中最剧烈的爆发现象之一.Swift卫星的快速定位和Fermi卫星的宽、高能段观测,使得伽马暴的观测可以全波段进行.通过Swift的观测可以对伽马暴现象的本质有进一步的理解,而Fermi卫星提供了一些暴高能光子的辐射数据,为进一步研究暴的辐射机制和伽马暴以及它的余辉提供了有力的依据.介绍了Swift和Fermi卫星发射后一些伽马暴的观测和理论研究进展.     

FAST漂移扫描观测:快速射电暴信号模拟与模拟样本

快速射电暴(fast radio burst, FRB)是一种发生在毫秒时标的射电爆发现象。观测发现,它们很可能来自银河系外,对研究致密天体并合、星际介质、宇宙大尺度结构等有着重要意义。中国新近建成的500 m口径球面射电望远镜(Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope, FAST)是世界上最大的单天线射电望远镜,其多波束漂移扫描观测有望在快速射电暴观测方面作出贡献。针对FAST的漂移扫描观测模式,开展了多种参数和分布下的快速射电暴模拟,构建了下述快速射电暴的样本:一个是对快速射电暴在射电观测参数空间进行模拟获得的样本;一个是根据快速射电暴本身距离(红移)与色散之间可能存在的关系,进行物理参数空间模拟获得的样本。每个样本均有50 000个模拟的快速射电暴信号,它们不仅可用来检验应用于FAST巡天扫描观测的快速射电暴搜寻算法的探测效率,还可以用来研究FAST漂移扫描观测和各类快速射电暴搜寻算法的选择效应,从而有可能从实际快速射电暴探测结果反推快速射电暴的内禀物理性质和分布。获得的快速射电暴样本对重复快速射电暴观测和数据分析具有借鉴意义。