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。     

ALMA探秘伽玛暴

宇宙中最剧烈的爆炸当属伽玛暴（Gamma—Ray Burst,简称为GRB）。我们知道光本质上就是电磁波。而电磁波具有一个宽泛的波长范围,不同的波长对应不同类型的电磁辐射。不同波长的辐射对应的能量也大不相同（图1）。波长越短的电磁波携带的能量越强。在实际的研究中,天文学家也主要是依靠遥远的天体发出的各种波长的电磁波来研究它们。图1中最右端、波长最短的电磁波即为伽玛射线。     

利用TALYS计算太阳耀斑伽玛射线

太阳耀斑伽玛射线能谱是加速粒子与太阳大气介质原子碰撞的结果,它是研究太阳耀斑中加速粒子和高能电子最为直接的手段.通过分析伽玛射线能谱,可以获得耀斑过程中加速粒子的成分、能谱、角分布及太阳大气元素丰度等重要信息.TALYS程序是一套模拟核反应的软件,对核反应过程中的所有信息均能完整地描述.利用TALYS计算得到了完整的太阳耀斑伽玛射线的核反应截面数据,开发了一套新的耀斑伽玛射线谱计算程序.详细介绍了耀斑伽玛射线计算的理论模型,并简单探讨了耀斑伽玛射线的特性,为未来的耀斑伽玛射线能谱分析奠定了理论基础.     

早期的伽玛射线天文学

伽玛射线天文学的开端 人类第一个装有伽玛射线天文设备的卫星是美国的“探测者11号”（Explorer11,图1）。该卫星的体型非常小,重量只有75千克,星载的伽玛射线仪器大约有20千克,可以接收大于50MeV的伽玛射线（图2）。“探测者11号”于1961年4月27日升空,到同年9月,由于电池故障,卫星停止工作。     

太阳伽玛射线谱与元素丰度

耀斑伽玛射线谱中色含着作用区太阳大气元素丰度及加速高能粒子元素丰度的重要信息。综述了这一刚刚兴起的伽玛射线谱诊断元素丰度的新领域及其所获得的若干新结果。     

阳伽玛射线谱与元素丰度

耀斑伽玛射线谱中包含着作用区太阳大气元素丰度及加速高能粒子元素丰度的重要信息．综述了这一刚刚兴起的伽玛射线谱诊断元素丰度的新领域及其所获得的若干新结果．     

伽玛射线暴:各向同性火球还是柱形喷流?

多数伽玛射线暴的光学余辉衰减较平缓且光变曲线未见明显拐折，通常认为它们产生于各向同性火球，GRBs970228,970508,971214,980329及980703等就是典型的例子，但柱型喷流模型其实也能对这类伽玛射线暴的余辉给出极好的拟合，因此它们完全有可能产生于柱形喷流，而并非一定是来自各向同性火球。     

伽玛射线暴还是超新星？

“超新星”SN 2008D,第一个人们实时观测到的超新星爆发（见《天文爱好者》2008．7“宇宙信息”）,又给人们带来了新的惊喜。最新研究表明,它并不是一次纯粹的超新星爆发事件,也不是能量更高的伽玛射线暴,而是两者的混合体。     

伽玛射线暴的层层迷团

几十年来,天文学家一直感到困惑的是,宇宙中不知道什么地方,突然像闪光灯一样亮了一下,又恢复了平静。当然,天文学家绝不会认为这是外星人在偷偷地向地球拍照,这是一次高能量的伽玛射线爆炸（见图1）。     

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.     

九十年代的伽玛射线天文学（下）

九十年代,除了美国的“康普顿伽玛射线天文台”,另一个对伽玛射线天文学作出了突出贡献的空间望远镜是意大利与荷兰联合研制的“‘皮波’X射线天文卫星”（BeppoSAX,图1）。     

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.     

磁星能量注入模型拟合伽玛射线暴X射线余辉光变曲线

某些伽玛射线暴(简称伽玛暴)的中心致密天体可能是一颗具有强磁场的毫秒脉冲星,它通过磁偶极辐射可对伽玛暴外激波注入能量,从而导致早期余辉光变曲线的变平.近年来,从Swift卫星观测到的大量伽玛暴X射线余辉中发现,很多X射线余辉光变曲线在暴后10~2～10~4s期间的确存在明显的变平现象.利用周期为毫秒量级的磁星能量注入模型对11个加玛暴的X射线余辉光变曲线进行了拟合,显示该模型在解释余辉变平现象上的有效性和广泛性,通过对余辉光变曲线的拟合,同时也给出了相关中心磁星的磁场强度和旋转周期.     

天文学的GS-WWT时代

如今,天文学已经进入全波段时代。地面和空间的天文望远镜等观测设备从射电、红外、光学、紫外、X射线,一直到伽玛射线,在整个电磁波段上全面地审视着天空。各种望远镜和观测设备积累的观测数据已经达到数百TB（1TB等于1000GB）,很快便会超过PB（1PB等于1000TB）。如何访问和使用这些海量的信息成为了全世界天文学家面临的难题。     

三十米巨眼 窥宇宙

天文学正处在一个黄金时期。在过去的半个世纪里,天文学家借助口径不断扩大、设计愈发精密的新一代望远镜和其他设备,做出了许多重大发现：类星体、黑洞、引力透镜弧、系外行星、伽玛射线暴、宇宙微波背景、暗物质和暗能量部位列其中。近二十年来,随着天文观测卫星和8—10米口径陆基望远镜的投入使用,我们对宇宙的认识又有了一幅新的图景：这是一个由我们还不甚了解的暗物质和神秘的真空能（即“暗能量”,其特征是能置密度不变）所主导的宇宙。随着认识的进步,全新的、也更加基础性的问题摆在了科学家面前。     

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。     

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。     

GRB 130427A/SN 2013cq与伽玛射线暴-超新星成协

从1998年4月初步确认GRB 980425/SN 1998bw成协,至2013年9月确认GRB130831A/SN 2013fu成协,共有11对伽玛暴与超新星成协事件通过光谱学方法得到确认。对伽玛暴-超新星成协的详细研究大大深化了人们对伽玛暴与Ic型超新星的认识,并推进了人们对大质量恒星演化、死亡以及爆发机制的研究:对它们的多波段余辉的性质以及超新星光谱的观测与分析间接地揭示出伽玛暴-超新星中心引擎的性质。这些事件中,GRB 130427A/SN 2013cq具有特殊的重要性:它是近距离宇宙中唯一的高能、高亮度的伽玛暴,它的GeV辐射挑战了当前的伽玛暴辐射机制,伴随它的明亮光学闪提供了爆炸本性的有用线索,伴随它的SN 2013cq是伽玛暴成协的超新星中动能最大的超新星之一,对伴随它的中微子探测的零结果也对伽玛暴的瞬时辐射模型给出了有用的限制。总结了GRB 130427A/SN 2013cq的重要观测结果,这对于探索伽玛暴-超新星成协的本质及伽玛暴瞬时辐射和余辉的细节性质有非常重要的研究价值。     

伽玛射线暴内光度和峰值能量关系的再研究

使用了185个伽玛射线暴(简称伽玛暴)的5 218个时间分辨谱数据,重新研究了伽玛暴内光度和峰值能量的关系及该关系对火球模型的限制二研究结果表明:(1)不管是在伽玛暴内还是在伽玛暴间各向同性等值光度Liso和静止系中vF,谱的峰值能量E'p之间关系式Liso∝E'2p都存在;(2)不管是动能主导的内激波模型还是磁耗散主导的外激波模型都能很好地解释关系式Liso∝ E'2p及ω的值.这些结论与Liang等人的结论是一致的.     

活动星系核与类星体中致密天体的形成与并合：伽玛爆发与引力辐射

频繁的超新星爆发可用以解释活动星系核与类星体的超高金属丰度。星团中的恒星与吸积盘相互作用导致致密天体中子星和黑洞的形成率很高,这些致密天体与红巨星很容易形成双星系统,而后形成（ＮＳ／ＢＨ,ＮＳ／ＢＨ） 双星由于引力辐射最终导致并合而形成伽玛射线爆发。我们估计了伽玛射线爆的爆发频率,发现与观测相符。