浅说伽玛射线暴

特大质量恒星超爆——γ射线爆发——中子星与中子星火并然后坍缩成黑洞——黑洞吞吃中子星……宇宙中的大规模物质转换过程用"山崩地裂"、"石破天惊"都远不足以形容其万一。     

宇宙信息

宇宙信息γ暴的新品种宇宙γ射线爆发（ｃｏｓｍｉｃＣａｍｍａ－ｒａｙＢｕｒｓｔ，简称γ暴）是一种短时标、突发性的高能γ射线爆发现象。首例γ暴是由美国国防部发射的Ｖｅｌａ卫星于１９６７年突然发现的。１９９１年４月７日康普顿γ射线天文台（ＣｏｍｐｔｏｎＧａ...     

1988年6月耀斑cm2分量中电子随机加速的证据(英文)

在太阳耀斑脉冲相微波爆发(简写为cm1)之后30—60min出现的第二峰称为微波爆发第二分量(简写为cm2)。本文提出用湍动等离子体中的电子随机加速机制来解释cm2分量。1988年6月下旬发生的两个。cm2分量有下列观测特性。 1.6月24日事件的cm2峰在主峰之后约40分,6月29日事件为20分。 2.cm2分量在上升阶段有较为平滑的结构,上升时间长于cm1分量的。6月24日事件的cm2分量的上升时间长于cm1的约0.5分,而6月29日事件约长2分。 3.对6月24日事件,在19和2.695CHz上,cm1分量的峰值时间延迟0.5分,但cm2分量没有峰值时间延迟。 4.cm1在峰值时谱指数最硬,而cm2分量似乎是一直随时间变硬。 5.在17GHz上,cm1分量的园偏振度小于cm2的(～10％对30％)。cm2源有较低的高度。 本文用闭合磁环中的电子随机加速模型来解释这些观测特性。 在6月24日事件中,出现有X5.6级的X射线爆,但没有质子事件。按照本文的模型,是因为质子被围在磁环中无法逃脱。这解释了某些耀斑有强γ射线而没有质子事件的观测事例。     

“钱德拉”发现宇宙特大爆发

天文学家用“钱德拉”发现了宇宙中最强大的爆发,爆发是由一个特大质量黑洞产生的。该发现说明了大黑洞巨大的胃口和对它周围环境的强烈冲击。爆发是在“钱德拉”拍摄的一个称为MSO735.6+7421的星系团的热的X射线发射气体图像中被发现的。黑洞位于星系团中心星系里,两个巨大的空腔自黑洞向外延伸。爆发已持续了一亿多年,产生了相当于几亿次γ射线暴的能量。该事件是大量物质落向黑洞时引力能释放导致的。虽然大部分     

1980年10月14日太阳视圆面上的明亮物质抛射

本文描述了一个与3B级耀斑共生的、太阳视圆面上的明亮物质抛射现象——喷焰.我们观测到耀斑与喷焰间有一尺度为2×2.5万公里,强度为未扰区强度1.6倍的间隙.观测到耀斑和喷焰对应的射电爆发不同.喷焰对应有半波II型和IV型,10厘米爆发远大于3厘米;而耀斑无II型、IV型相对应,其3厘米爆发比10厘米爆发大.耀斑和喷焰对应的硬X射线辐射亦不同.耀斑有很强的硬X射线爆,而喷焰则没有. 对耀斑有关的其它H_(?)光学现象—远离耀斑主体十余万公里处的宁静色球增亮,环状明亮结构,暗条的突然活动等,也一一作了描述.     

宇宙γ射线爆发的统计特征

宇宙γ射线爆发是一种极高能量的天体物理现象。现已探测到100多个爆发事件,得到了它们的时间结构、能谱、强度和部分辐射源的位置。本文将逐个介绍宇宙γ射线爆发的统计结果。     

太阳的空间观测与研究Ⅱ—太阳高能粒子和等离子体云的抛射

太阳空间观测揭示出太阳的高能电子,高能质子发射以及γ射线爆发。证实了有关的太阳射电辐射理论,揭示出太阳耀斑中的核反应。日冕物质抛射和耀斑等离子体云的空间观测揭示出它们之间的区别和联系,认识到耀斑的热区和冷区。在阳和日球磁场以观测发展了磁流体动力学理论。     

太阳耀斑硬X射线观测

这篇报告扼要地叙述了太阳耀斑硬X射线爆发的观测结果,着重介绍时间轮廓、能谱特征、X辐射的偏振以及硬X射线爆发源的位置和结构。全文共分六节,第一节简要地介绍太阳硬X射线爆发的观测史及“太阳峰年”卫星和“火鸟”卫星上的仪器,第二节描述两类太阳硬X射线爆发的特征,第三节描述能谱特征,第四节给出X辐射偏振的观测资料,第五节叙述太阳硬X射线源的位置和结构,最后,在第六节里提出我们对今后从事这项工作的看法。     

太阳的空间观测与研究Ⅱ—太阳高能粒子和等离子体云的抛射

太阳空间观测揭示出太阳的高能电子、高能质子发射以及γ射线爆发。证实了有关的太阳射电辐射理论、揭示出太阳耀斑中的核反应。日冕物质抛射和耀斑等离子体云的空间观测揭示出它们之间的区别和联系, 认识到耀斑的热区和冷区。太阳和日球磁场观测发展了磁流体动力学理论     

1991年10月24日白光耀斑的高时间分辨率多波段光谱分析

本分析了南京大学太阳塔１９９１年１０月２４日用多波段光谱仪观测到的高时间分辨率（５ｓ）的一个２Ｎ／Ｘ２．１级白光耀斑光谱，对耀斑谱线轮廓，连续发射强度，Ｘ射线和射电爆发资料进行了综合对比，分析表明，该耀斑属Ｉ类白光耀斑，具有如下特征：（１）在白光耀斑的脉冲相期间，各波段光谱线心强度，连续辐射，谱线半宽以及线翼红不对称性与硬Ｘ射线高能波段的爆分同时达到极大；（２）Ｈα谱线在连续发射极大时半宽达１０     

强磁场中的逆Compton散射与γ射线爆能谱

本文认为强磁场中的逆Compton散射可能是γ射线爆的主要辐射机制.其能谱是由源区质子产生的低频光子经强磁场中非热电子的Compton散射形成的.我们利用非相对论情形(B/B_(cr)≤1,hv_i/m_ec~2≤1)下强磁场中的Compton散射微分截面,导出了上述Compton散射的辐射谱公式,由此很好地拟合了典型γ射线爆GB811016的观测能谱.     

太阳射电三频率高时间分辨率三年同步观测的结果

本文总结了1987年2月到1989年12月三波段(1.42GHz、2.84GHz和4.0GHz)高时间分辨率同步观测的资料,介绍了各波段尖峰辐射出现的频次、持续时间以及与射电爆发、光学耀斑和X射线爆的统计关系.     

一种新型的太阳X射线耀斑

本文讨论了一种新型的太阳X射线耀斑.这种耀斑具有以下特征:一个耀斑X射线爆发含有三个相位,在每一个相位中无论X射线辐射的性质,还是X射线源的位置都明显不同.在初相,X射线辐射显示脉冲性,在末相,脉冲性则被缓变性所战胜.在耀斑发展中X射线源慢慢上升,并且自始至终连续释放能量.我们分析了这些特征并对产生这类X射线耀斑的动力学过程提出了看法.     

RHESSI耀斑中非热电子低能截止的研究

太阳耀斑中硬X射线(HXR)光子谱的低能变平过去一般认为是由于耀斑中非热电子的低能截止造成的,但现在也有作者认为耀斑光子与下层大气的逆康普顿散射(albedo效应)或者其他作用也能够使得HXR光子谱出现低能变平的情形.采用Gan etal.(2001,2002)中提出的求非热电子低能截止的方法,统计分析了Ramaty High EnergySolar Spectroscopy Imager(RHESSI)卫星在2002--2005年间观测的100个耀斑,发现经albedo校正,有18个耀斑的HXR光子谱可以利用单幂律谱来拟合,在80个可以用双幂律谱来拟合HXR光子谱的耀斑中,有21个耀斑可以直接用单幂律电子谱加一个低能截止来解释.低能截止范围为20-50keV,平均值约为30keV.同时也分析了耀斑光子谱特征的其他可能解释.     

3C 454.3伽玛射线和近红外辐射延时分析

2008年秋天,3C 454.3在γ射线能段和光学波段呈现出非常大的爆发,在这次爆发过程中Fermi/LAT和SMARTS都对其进行了观测.通过对γ射线能段与SMARTS J及B波段在这次大爆发期间获得的光变数据进行细致的DCF分析发现:这段时期内3C 454.3的J波段光变落后γ射线光变大约2 d.在进行相关性分析过程中,对DCF做了稍许改进,得到一种改进的DCF-时间变换的离散相关函数(TDCF).TDCF的峰值在T=-1.66 d,无论是对TDCF取重心还是用非对称的高斯函数拟合,其结果都显示3C 454.3的J波段光变落后γ射线光变大约2d.FR/RSS Monte Carlo模拟结果也显示γ射线领先近红外(光学)光变.如果这个延时是由于电子辐射冷却产生的,那么逆康普顿散射的"种子"光子能量不能大于1.1 eV.这个延时也可能是由于辐射区域的大小不同引起的,2 d的延时反映了两个波段辐射区域的几何性质.高能与低能波段光变有较强的相关性证明这两个波段的辐射是由同一辐射区域产生的:γ射线辐射来自于辐射区域的内部,近红外辐射来自于包括γ射线辐射区域在内的更大区域.由于近红外的辐射区域大于γ射线辐射区域,引起光变的相对论激波传播到整个近红外辐射区域比传播到整个γ射线辐射区域所用的时间长;因此,观测到了J波段光变落后γ射线光变的现象.通过结构函数分析得到的两个波段的光变时标相差约2.5 d,这与大约2 d的延时符合得很好.     

1979年3月5日宇宙γ射线爆发的一个模型(Ⅰ)

本文讨论了1979年3月5日宇宙γ射线爆发事件的光变曲线和能谱。得到:(1)爆发初始阶段(0—4秒)的能谱可用一个kT≈50KeV的热轫致辐射谱,一个等效罗仑兹因子γ=3.3的相对论性电子的轫致辐射和一条能量为430KeV的宽线来拟合;(2)脉动相的平均谱可用一个kT≈40KeV的热轫致辐射谱来拟合;(3)脉动相的光变曲线可以用一个温度正逐渐下降的辐射区域的热轫致辐射拟合。基于这些结果,本文提出了如下的唯象模型:由于某种原因,大量的物质突然向一个中子星的极区表面注入。电子的引力能通过电子的轫致辐射转化为爆发相的辐射能。质子的引力能先转化为辐射区域(以及与之相邻接区域)内的热能,然后再通过电子的热轫致辐射给出脉动相的硬X射线辐射。     

γ射线脉冲星的代参数及其性质

本文根据电子光子在中子星表面磁层中的级联过程形成γ辐射的机制，引入了一个描述γ射线脉生性质的量－“代参数”，根据这个量，我们可以判断哪些脉冲星可能是γ射线脉冲星，另外，这个量与γ射线脉冲星的一些物理量有密切关系，我们发现γ射线脉冲星的光谱指数及平均能量与“代参数”之间存在着很好的关联。     

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。     

1991年10月24日白光耀斑的高时间分辨率多波段光谱分析

本文分析了南京大学太阳塔1991年10月24日用多波段光谱仪观测到的高时间分辨率（5s）的一个2N／X2．1级白光耀斑光谱．对耀斑谱线轮廓、连续发射强度、X射线和射电爆发资料进行了综合对比，分析表明，该耀斑属Ⅰ类白光耀斑，具有如下特征：（1）在白光耀斑的脉冲相期间，各波段光谱线心强度、连续辐射、谱线半宽以及线翼红不对称性与硬X射线高能波段的爆发同时达到极大；（2）H_a谱线在连续发射极大时半宽达10A，且呈现强烈的线心反转，H_β和H_γ线心亦有反转；（3）所拍摄的5条谱线都有明显的红不对称性，持续时间约为1分钟，根据上述结果，本文用电子束轰击、色球蒸发和色球压缩区对该耀斑能量积聚和释放的动力学机制作了定性的分析和解释。     

发生在遥远星系中的γ射线爆

γ射线爆,简称ＧＲＢ或γ爆,是一种短时标(通常1～2秒)、突发性的高能γ射线爆发现象。第一例γ爆是由美国国防部发射的Ｖｅｌａ卫星于1967年偶然发现的。1991年4月5日,康普顿γ射线天文台(简称ＣＧＲＯ)发射上天后,平均每天可发现一个γ爆,但由于ＣＧＲＯ对天空出现事件...