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。     

γ射线暴的时变分析

γ射线暴是天空中突然的硬X射线/γ射线爆发现象,有着非常复杂的光变曲线。由于光变现象和辐射过程直接相关,因此,研究γ射线暴的时变规律是非常重要的。对γ射线暴的一些时变现象以及通过时变研究得出的分类、脉冲形状、功率谱、时间演化、光度等性质进行了总结,并对一些结果进行了讨论。     

强磁场中相对论电子系集体的共振逆康普顿散射谱

强磁场中相对论电子的共振逆康普顿散射(RICS)是产生伽玛射线的有效机制.以前的工作曾论证,伽玛暴(GRB)的早期伽玛射线辐射可能主要由该机制产生.利用此辐射机制,伽玛暴研究中的一些困惑有可能得到较好的解释.例如,观测统计给出的"Amati关系"的起源,两段式(折断式)幂律谱的形成,特别是其中"死线问题"的解决方案,还有偏振的存在等.这里将重点讨论折断幂律谱形成问题.基于单个电子的RICS谱功率公式,导出了强磁场中大量相对论电子穿过周边低频辐射场时产生的集体RICS辐射谱(RICS谱光度)的简化解析公式,并将它应用于中子星周边几种典型的低频场(如黑体辐射场、幂律辐射场以及热轫致辐射场),以便与实际观测谱形比较.计算表明:在满足匹配条件(即近似共振条件)下,RICS辐射效率很高,其谱形普遍为两段式的幂律谱形式,与周边低频场性质无关.还论证RICS机制可能是伽玛暴、软伽玛重复暴和伽玛射线脉冲星在高能射线波段(硬X射线和伽玛射线)的一个理想的高效辐射机制.     

r射线暴的时变分析

r射线暴是天空中突然的硬x射线r射线爆发现象，有着非常复杂的光变曲线。由于光变现象和辐射过程直接相关，因此，研究r射线暴的时变规律是非常重要的。对7射线暴的一些时变现象以及通过时变研究得出的分类、脉冲形状、功率谱、时间演化、光度等性质进行了总结，并对一些结果进行了讨论。     

Ⅰ型X射线暴和中子星周围物质的相互作用研究进展

Ⅰ型X射线暴是发生在中子星小质量X射线双星表面的不稳定核燃烧过程。Ⅰ型X射线暴的辐射可对中子星周围的物质产生显著影响。文章回顾了Ⅰ型X射线暴与中子星周围物质之间的相互作用的观测结果和理论解释,包括坡印亭-罗伯逊效应引起的吸积率增加、Ⅰ型X射线暴能谱中的吸收限特征、吸积盘反射、千赫兹准周期震荡信号的变化、冕冷却导致的硬X射线缺失等;此外,还介绍了NICER卫星相关观测的最新进展。     

Blazar 的X射线谱性质

从Donato文献中选择了一个含有69个Blazar的样本，样本中每个源有多个X射线辐射流量数据，用该样本研究了流量密度和谱指数之间的关系，以及研究了三类源（HBL，LBL，FSRQ）的红移和谱指数的分布。结果表明：对于HBLs，谱指数和流量密度之间有一个较好的反相关关系存在，而对于LBLs和FSRQs却没有相关。因此认为HBL的X射线是同步辐射所致，而LBL和FSRQ的X射线辐射较为复杂可能是同步自康普顿过程导致。HBL显示软X射线谱，而FSRQ显示硬X射线谱，LBL居中。在谱图中HBL位于近端，rSRQ位于远端，LBL居中。     

武仙座X-1可能存在软X射线或远紫外波段的谱线

在双星系统X射线源HerX-1的硬X射线波段测量到强的X射线谱线.第一条谱线在58keV,第二条谱线在110keV附近,并给出了谱线宽度,强度比和流量.对这种现象可以有几种解释,其中之一是认为这些谱线是由强磁场中量子化的电子同步加速辐射产生,从而可以推导出发射区的磁场强度.这几乎可以认为是宇宙中存在强磁场的     

康普顿化的计算-推广的Kompaneets方程与Monte Carlo方法比较

在X射线天文学以及辐射物理学中,当硬X射线穿过" 冷"的等离子体时所发生的Compton软化是一种重要的辐射转移过程.简要介绍推广的Kompaneets方程,该方程在hv〈mec2及kTe〈mec2较宽松的条件下广泛成立,因此不仅能处理Compton硬化过程,而且也适用于Compton软化过程,后者在目前快速发展的X射线和γ射线天文学中十分重要.基于此方程,我们对天体物理中4种常见辐射谱(Gauss型发射谱线、黑体辐射谱、幂律辐射谱和热轫致辐射谱)在Compton软化情况下的谱演化进行了数值求解,并同Monte Carlo模拟结果做比较,证实了推广的Kompaneets方程的正确性和有效性.最后指出此方程在X射线天文学和γ射线天文学中的重要意义和潜在应用.     

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.     

Swift时代伽玛射线暴及其余辉的多波段研究

<正>伽玛射线暴(简称伽玛暴)是一种来自太空任意方向的伽玛射线(ε_γ≈0.1～1 MeV)脉冲式辐射现象,暴后一般伴随有长时间的低频余辉辐射.为了对早期余辉乃至瞬时辐射进行多波段观测,美国国家航空航天局(NASA)于2004年11月发射了专门用于伽玛暴研究的Swift卫星.该卫星工作以来,以其快速响应与精确定位的能力和多波段观测的手段取得了一系列令人瞩目的成就(本文第1章将对     

快速冷却电子的精确同步辐射谱与GRB辐射

普遍认为内激波中电子的同步辐射是γ射线暴快速光变辐射的主要辐射机制,但理论预言与观测结果始终符合不好.确认在内激波中电子因辐射损失而快速冷却,分析指出以往研究中求得的快速冷却电子同步辐射谱只是一个粗略的结果,由数值计算求得单电子快速冷却时的精确同步辐射谱,从而用一个统一模型合理解释观测到的长γ暴低能谱指数α的分布,拟合α与vFv谱的峰值能量Ep之间的相关.     

一个微波爆发的源区磁场和高能电子的能流估计

本文分析了１９９３年１０月２日０７：３９：４０－０７：４１：００ＵＴ时段太阳产生的一个多脉冲微波暴的观测，认为它是由多个脉冲爆发叠加在一个慢变爆发背景上组成的．根据谱分析和利用我们的日冕磁场诊断公式［１］，第一次获得了一个爆发源区的磁场强度和高能电子的信息，其主要结果是：（１）脉冲爆发分量在光薄部分的射电谱指数的平均值比慢变爆发背景的值小１，即前者的谱比后者的硬．在１９．６ＧＨｚ上的亮度温度前者比后者高６倍．（２）从脉冲爆发分量和慢变爆发背景分量推断的源区磁场平均值分别为１５８和５３１高斯，且发现在爆发期间，慢变暴源区磁场强度随时间圣马鞍形变化，在极大相的值比脉冲相和下降相低约５０％（３）产生脉冲暴分量的高能电子的柱密度ＮＬ和数密度Ｎ（＞Ｅ０）分别为慢变暴分量的４％和８％，但它们所携带的能流和发射系数要比慢变爆发分量的值高１倍和８倍！表明这两种爆发成份可能分别来自能谱不同的两群电子在不同爆发源区的辐射．     

费米耀变体的X射线辐射

耀变体(blazar)的X射线辐射位于同步辐射的尾部及逆康普顿辐射的前部分,因此其辐射起源较为复杂.耀变体从射电到X射线波段辐射的谱能分布(SED)可用抛物线函数近似拟合.若将该拟合所得拟合曲线近似视为耀变体的物理谱,分析费米(Fermi)耀变体的X射线辐射,则结果表明:耀变体的X射线辐射包含同步辐射和逆康普顿辐射2个成份,并可用该拟合线将X射线的同步辐射和逆康普顿辐射成份进行简单分离;源的同步峰频越高,其同步辐射成份越多,而其逆康普顿辐射成份越少;在X射线1 keV处,对于平谱射电类星体(FSRQ)、低同步峰BL Lac天体(LBL)和高同步峰BL Lac天体(HBL),其同步辐射成份占总辐射的比例分别为17%、27%和73%;同步峰频与X射线1 keV处同步辐射流量密度有强正相关,而与逆康普顿辐射流量密度无相关;在X射线波段,LBL的辐射机制与FSRQ的类似.     

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     

耀斑加速电子能谱的不变点及其意义

在厚靶非热韧致辐射模型下,考察产生耀斑硬Ｘ 射线暴的非热电子幂律能谱随时间的变化。结果发现,对有些耀斑,不同时刻的非热电子能谱总是具有一个粗略的共同交点。该交点可能反映了有些电子加速机制的固有性质———饱和及低端阈能。     

磁化中子星发射线的激射不稳定性理论

在中子星磁轴吸积柱的上部,少数高能电子通过磁镜点反射,可使部份电子的速度分布形成非热分布,由此激发激射(Maser)不稳定性。波被放大,发射出频率近似为电子迴旋频率及其倍频的相干辐射。用此模型计算了HerX-1的迴旋线发射。发现不稳定性增长率与吸积柱中电子数密度成正比,因而比非相干散射产生的连续辐射随电子数密度增长更快;而且发射线的强度和能量均与脉冲相位关联。这个理论可解释近期的HerX-1观测结果。     

BL Lac天体的γ射线和X射线辐射研究

收集了18个γ射线噪BL Lac天体的X射线流量密度和γ射线流量密度,以及X射线波段(1keV)和γ射线波段(＞100 MeV)的平均光谱指数,研究了它们之间的相关性.结果表明:1)X射线流量密度与γ射线流量密度在高态、低态和平均态均有较强的相关性.2)X射线波段和γ射线波段的平均光谱指数之间有较强的负相关性.3)X射线和γ射线波段的平均光谱指数与X射线和γ射线辐射流量密度在高态和平均态时均无显著的相关性.4)γ射线波段的平均光谱指数与X射线辐射流量密度的低态有较强的负相关性.X射线波段的平均光谱指数与γ射线波段的流量密度的低态之间也存在弱相关性.分析结果支持BL Lac天体的X射线和γ射线辐射可能来自同一相对论电子分布的同步辐射和同步自康普顿(SSC)辐射.     

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.     

变化磁场中相对论电子系集体的共振逆康普顿散射谱

强磁场中的共振逆康普顿散射(RICS)是产生伽玛射线的有效机制．在前文工作的基础上，导出强磁场中子星中具有幂律能谱的大量相对论电子沿中子星磁轴向外运动时在变化磁场中产生的集体RICS辐射谱(RICS谱光度)的基本公式．由此得到在中子星周边几种典型的低频辐射场中集体RICS辐射谱形的简单解析表示(如热轫致辐射场、黑体辐射场，以及非热低频幂律谱辐射场)，以便与实际观测谱形比较．计算表明：在满足匹配条件(即近似共振条件)下，RICS辐射效率很高，其谱形都是两段式(折断的)的幂律谱形式，与周边低频场性质无关．通过计算，再一次论证RICS机制是伽玛射线脉冲星和伽玛暴(GRBs)在高能射线段(硬X-射线和伽玛射线)辐射的一个理想的高效辐射机制。     

武仙座X-1的硬X射线谱线

本文应用对武仙座X射线源 Her X-1新近获得的硬X射线谱线的观测资料,对辐射区域的物理情况作了初步的探讨。得到:辐射区域对谱线辐射是不透明的,激发温度T～2.4×10~8K,辐射区域的截面积～2×10~7厘米~2,并预言第三条谱线的强度约为第一条谱线的1/13,第三条谱线的宽度约为第一条谱线的3倍。