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。     

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。     

尘埃消光对伽玛射线暴余辉的影响

为了研究尘埃消光对伽玛射线暴余辉的影响,基于严格的Mie理论和最新的星际尘埃光学性质,进行了高精度的数值计算,并分析具有不同物理参数的尘埃所产生的消光曲线.结果表明,介质密度和金属丰度是决定消光总量的主要物理参数,而尘埃颗粒大小的分布则是产生不同消光曲线轮廓的重要物理参数.如果尘埃颗粒相互聚集形成导致尺度增大,将产生较平或者较灰的消光曲线,同时绝对总量将减少;相反,如果尘埃颗粒由于某种原因发生离解导致尺度变小,将产生较陡的消光曲线,同时消光总量将增加.这些结果将对理解光学暗暴的形成机制提供重要的启示.     

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.     

软伽玛射线再暴体（SGRs）研究进展

对SGRs的主要观测特征－－在软伽玛射线波段的重复爆发及持久性的周期的X射线辐射－－进行了回顾，介绍了SGRs的一些理论模型，其中磁星（具有甚强磁场的中子星）模型较合理地解释了现有的观测事实。     

再探伽玛射线暴中能量与脉冲宽度的依赖关系

探索来源于BATSE(http://cossc:gsfc:nasa:gov/batse)的GRB(Gamma-Ray Burst,伽玛射线暴)观测数据的半峰宽度(FWHM)与能量之间的关系,基于64个用KRL函数模型(即,文[1]中的(22)式)能很好地拟合的FRDE(Fast Rise and Exponential Decay,快速上升指数下降)型脉冲样本。发现64个样本中有63个的半峰宽度(FWHM)与能量之间的关系属于平台—幂率—平台型结构或峰型结构。64个样本的半峰宽度(FWHM)与能量之间的关系在观测中可详细分为5种类型:a)有34个样本为幂率形式关系;b)18个样本为低能段平台关系;c)有7个样本为高能段平台关系;d)4个样本为峰型结构关系;e)另外有1个样本为其他结构。结果表明:GRB观测数据的半峰宽度(FWHM)与能量之间的确存在有幂率的关系。此结果进一步确认了文[2](Qin etal 2005)的观点,即半峰宽度(FWHM)与能量之间的关系是由于火球模型的多普勒效应(Doppler effect)导致的。     

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。     

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。     

具平缓电子能谱的伽玛射线暴的解析光变曲线

在标准的伽玛暴余辉模型中,电子通过费米一级加速后形成单幂律能谱分布dn/dγe∝γe-p(p≈2.3),但在某些伽玛暴事件中观测到了平缓的电子能谱分布(即p＜2).在单幂律谱和分段幂律谱两种情况下,分别给出了具有平缓电子能谱的伽玛暴余辉的解析光变曲线,并以GRB 060908为例进行了讨论.同时提出了伽玛暴低能谱危机的...     

伽玛射线暴源的新分布“BATSE的观测结果

介绍了康普顿γ射线天文台上ＢＡＴＳＥ有关暴源分布观测的新发展。这一发现对８０年代以前所普遍接受的γ射线暴起源于银盘内中子星的模型提出了严重挑战，并阐明了几种以ＢＡＳＥ结果基础的暴源分布模型。     

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.     

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.     

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.     

Fermi伽玛暴时间分辨谱拐折幂率拟合的模型限制

使用平滑拐折幂率(Smoothly Broken Power Law,SBPL)模型、折线幂率(Broken Power Law,BPL)模型和波段函数(Band)模型拟合8个费米(Fermi)亮暴,得到165个最佳模型拟合谱,然后根据这165个谱的能量流量得出3个模型拟合数据的范围和一些结论.折线幂率模型能很好地拟合...     

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。     

γ射线暴的研究进展（Ⅳ：特强γ射线暴和软γ重复暴

最近CGRO上的仪器观测到了两个迄今为止发现的最强的λ暴GB930131和GB940217,其光子最高能量均达GeV量级;GB930131的峰值计数率达2×10~6个光子s~(-1);而GB940217的持续时间竟长达90min。另外沉寂了多年的软重复暴源SGR1900 14和SGR1806-20的再次爆发也由BATSE发现。一系列的观测还发现这些软重复暴均与X射线源对应且与超新星遗迹成协。文中对特强暴和软重暴(SGR)的性质及研究进展作了较为详细的评述。     

亮暗暴的早期X射线研究

研究亮暴和暗暴的X射线余辉,发现它们的X射线和γ流量的分布基本上相同。即:从统计学的角度上讲,亮暴和暗暴没有本质不同,它们的中心机制应该是相同的,暗暴的形成应该是由环境原因引起的。