发现和伽玛射线暴成协的超新星

伽玛射线暴是天空中某个方向上短时间在伽玛射线波段的猛烈爆发。今年3月29日世界时11时37分15秒,HETE-2卫星(高能暂现源探测器)在狮子座方向探测到了一个持续了25秒以上的伽玛射线暴GRB030329,并在很短的时间把其位置坐标传回了地面。地面上许多     

高能辐射机制与伽玛射线暴瞬时辐射的研究

<正>伽玛射线暴(简称伽玛暴)是宇宙中最为猛烈的高能爆发,它是一种随机出现的短时标脉冲式现象,自20世纪60年代被Vela卫星发现以来,一直都是天体物理学家所关注的研究热点.1997年Beppo SAX卫星首先发现了伽玛暴的余辉,后来又帮助测定了伽玛暴的红移,因而确定伽玛暴是起源于宇宙学距离上的现象.现在通常认为,持续时标长于2 s的长暴起源于大质量恒星的坍缩,而时标短于2 s的短暴来自双致密星的并合.对伽玛暴的研究可以帮助人们了解极端相对论、极端高能条件下的物     

不同卫星伽玛νF_ν暴谱的峰值能量分布

伽玛暴是宇宙中最剧烈的爆发现象之一,观测伽玛暴预警和暂现源实验卫星(Compton Gamma-Ray Observatory/Bursts and Transient Source Experiment,BATSE)、高能暂现源探测卫星(High Energy Transient Explorer,HETE)和Fermi提供了大量的伽玛暴样本,对这些数据进行分析,用统计的方法寻找其中蕴含的伽玛暴辐射物理信息是必要的。伽玛暴能谱νFν的峰值能量Ep是伽玛暴一个很重要的物理量,并且每个暴的峰值能量不同。研究比较不同仪器观测的伽玛暴νFν谱的峰值能量Ep分布,发现伽玛暴的峰值能量Ep分布很宽,不同仪器的Ep分布相似,BATSE样本Ep分布的峰值比HETE-2和Fermi样本的Ep峰值要大一些,这可能是由于选取的BATSE样本都是亮暴造成的。3种仪器观测的Log N-Log Ep分布也没有显著差异。即从统计学的角度上讲,3种暴的Ep分布没有本质不同,不同仪器观测到的伽玛暴的辐射物理信息应该是一致的。     

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。     

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.     

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.     

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.     

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     

致密介质中柱状喷流的伽玛射线暴余辉

很多伽玛射线暴应当是产生于极端相对论性的喷流.关于喷流,绝大多数的讨论都是围绕锥状喷流展开.然而有观测发现,一些天体中的喷流在很长距离上始终保持着几乎不变的截面积,即表现为柱状喷流.研究致密介质环境中有侧向膨胀的柱状喷流的余辉,描述其动力学演化和辐射过程,分别得到解析解和数值解,并对两者进行了对比.研究的暴周星际介质是光学厚的,在初始的主暴阶段,喷流辐射出高度准直的高能射线,升华了暴周介质,形成一个在光学波段光学薄的柱状通道.余辉阶段,由于喷流是有侧向膨胀的,观测者只能收集到视觉面积占比例越来越小的光学辐射,理论上可得到衰减极为快速的光变曲线,流量随时间的衰减约为Svα t-p-1(p为电子幂律分布的谱指数).如此迅速的衰减使得光学余辉将难以被观测到,提供了一种对暗伽玛射线暴的解释.     

高能天体物理观测的新进展

高能天体物理观测的新进展＠卢方军高能天体物理观测的新进展卢方军简要的回顾高能天体物理是以来自宇宙天体的Ｘ射线、γ射线等高能辐射为研究对象的科学。由于地球大气对Ｘ射线和γ射线的严重吸收,对天体高能辐射的观测只能在大气层以上进行。虽然对太阳的Ｘ射线观测起源于２...     

共动系中伽玛暴峰值能量的分布及其与光度的关系

伽玛暴νfν谱的峰值能量E_p是伽玛暴的一个很重要的观测物理量,观测系中伽玛暴νf_ν谱的峰值能量Ep分布很宽.根据各向同性光度L_(iso)、初始洛伦兹因子Γ_0和暴源系中峰值能量E_p,z之间的关系式估算伽玛暴的初始洛伦兹因子Γ_0,再把伽玛暴νf_ν谱的峰值能量E_p和光度L_(iso)修正到共动坐标系,发现共动系中峰值能量的分布还是很宽.这意味着观测系中E_p的宽分布可能是伽玛暴的真实物理分布.检验了共动坐标系中光度和峰值能量之间的关系,发现它们之间仍然存在相关性.最后,进一步对伽玛暴的辐射物理进行限制,认为共动坐标系中峰值能量分布很宽可能是由于辐射电子的洛伦兹因子γ_e分布很宽.     

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.     

X射线暂现源Aql X-1的2个历元VLBI探探测

天鹰座X-1 (Aquila X-1, Aql X-1)是一个低质量中子星X射线双星,在X射线和射电波段表现为暂现源。对该源的甚长基线干涉(very long baseline interferometry, VLBⅠ)观测不仅为中子星X射线双星的射电-X射线(或喷流-吸积盘)相关性研究提供了观测依据,而且VLBⅠ亚毫角秒级的定位精度还有助于实现对该源的天体测量(包括位置、视差和自行)。由于Aql X-1常伴随着光球层膨胀(photospheric radius expansion, PRE)特征的Ⅰ型X射线暴(X-ray burst),因此,独立于物理模型的视差测量可以用来估算这类X射线暴的本征光度,并有助于对该类X射线暴的理论研究。Aql X-1已在2009年11月和2013年6月的2个历元的VLBⅠ观测中被探测到,这使得它在其他历元的VLBⅠ观测中的搜寻范围显著变小,并大大降低了其他历元的VLBⅠ观测的探测阈值。处理并分析了观测时间为2010年1月和2010年7月的两组VLBA (Very Long Baseline Array)的历史数据,并证认了Aql X-1的2个新的亚毫秒级精度的VLBⅠ探测,其置信度分别达到99.998 6%和99.998 4%。此外,2010年7月Aql X-1出现在其2010年1月位置的西南面,这与之前发布的Aql X-1的自行方向大体一致,意味着Aql X-1在2个历元间的位移主要来源于自行。最后发现,这2个VLBⅠ观测的历元正对于X射线的软硬态转换窗口,这符合之前对该源的射电-X射线的相关性研究结果。     

特殊BL Lac型天体的VLBI观测研究

BL Lac型天体是一类特殊的活动星系核,根据辐射能谱的不同可以分为低峰值频率BL Lac型天体(LBLs),中间峰值频率BL Lac型天体(IBLs),高峰值频率BL Lac型天体(HBLs),以及极高峰值频率BL Lac型天体(UHBLs)。不同类型BL Lac型天体具有不同的辐射特性,通过射电、光学、X射线、伽玛射线等多波段的观测可以发现很多特殊类型及辐射特性的BL Lac型天体,而甚长干涉测量技术(Very Long Baseline Interferometry,VLBI)是目前分辨率最高的观测技术,也是探测致密核区结构的唯一手段。主要介绍目前对BL Lac型天体的VLBI观测研究概况,以及对其中一些特殊BL Lac型天体VLBI研究的进展及初步结果。     

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。     

伽玛射线耀斑物理及观测

本文简要回顾了ＳＭＭ／ＧＲＳ对耀斑伽玛射线的观测，并就耀斑伽玛射线的产生，伽玛射线发射的时间结构及解释，高能粒子的能谱及作用模型，高能辐射的方向性及粒子的加速机制，加速粒子的元素丰富度以及电子占优事件的性质等方面，简述了目前的研究状况。     

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.     

奇异星周围的中微子主导吸积流

为统一解释伽玛射线暴(简称伽玛暴)与暴后再活动,提出了一个新的伽玛暴中心引擎模型一“奇异星-NDAF”模型(NDAF:Neutrino Dominated Accretion Flow,中微子主导吸积流),并计算了奇异星周围NDAF的结构.与其他中心致密天体不同的是,奇异星会向吸积流反馈以中微子为载体的奇异化相变能量.不考虑NDAF与奇异星的摩擦,结果表明:奇异星周围NDAF的结构对吸积率非常敏感;当吸积率大于0.18 Mo.S-1时,“奇异星-NDAF”模型能统一解释伽玛暴与暴后再活动,这个范围大于无摩擦的“中子星-NDAF”模型能统一解释的范围;在统一解释的情形下, “奇异星-NDAF”模型湮灭总能量的分布非常宽阔,当吸积率大于0.3 M0.S--1时,湮灭总能量大于1051 erg;最后,当吸积率大于0.3 M0.S-1时,“奇异星-NDAF”模型的湮灭光度超过同等吸积率下“黑洞-NDAF”模型一个多量级,有利于解释某些光度极大的伽玛暴.     

强磁星在闪耀

现代天文学家不断探索深空中各种天文现象,其目的之一是弄清天体演化过程,建立合适的理论模型。常言道"工欲善其事,必先利其器"。为了深入研究,科学家们以各种手段开展对遥远天体的探测,力求把天体演化过程的物理图像描绘得清楚明白。2004年11月20日,雨燕γ射线暴快速反应探测器在美国佛罗里达州卡纳维拉尔角航天中心发射升空不久,就探测到了一个非常剧烈的伽玛射线暴。 (题图为雨燕探测器)     

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