（理论物理专业论文）伽玛暴中的谱能关系.pdf

伽玛暴中的谱能关系 摘要 伽玛暴是发生在宇宙学距离上伽马射线突然增强的现象。它具有时标 短，能量高，光变曲线复杂等特点，是大爆炸以来宇宙中最大的能量爆发事 件。本文综述了伽玛暴及其余辉的观测进展和基本模型及其进展，并详细介 绍了本人在攻读硕士学位期间所做的火球多普勒效应对伽玛暴谱硬度的影 响和伽玛暴0 6 0 2 1 8 中的e p f l u x 关系两个工作。 第一个工作是我们对基于高对称膨胀火球研究了谱的硬度月口的演化 ( e 口是o f o 谱中的峰值) ，膨胀火球表面的多普勒效应是最主要的因素。并 且发现e 口的演化曲线经历了下降到上升再衰减的演化( 分别称为a ，b ，c 三个 阶段) 。a 阶段的峰值对应脉冲光变曲线的开始。由于多普勒效应在b 阶段并 不显著，对应脉冲的上升部分，b 阶段的斜率反映了相应内禀谱的演化和它 的本地脉冲的形状。c 阶段对应脉冲的衰减部分，多普勒效应比较显著，总 是单调的减少并且不反映对应内禀谱的演化。研究1 2 个f r e d 脉冲样本( 它 们的峰值能量可以在k a n e k oe ta l 的工作中找到) 表明拟合f r e d 脉冲峰值能 量的演化特征与我们的预言是非常一致的。 第二个工作是研究了g r b 0 6 0 2 18 中的e 口一只珊关系，g r b 0 6 0 2 18 是一 个低光度的长暴，在总的持续时间内的时间积分谱中是符合a m a t i 关系的( 即 e p 磁) ，我们选择t g r b 0 6 0 2 1 8 光变曲线下降段的1 1 个时间分辨谱去计算 它的f l u x e p 线性关系，我们用对数形式画出f l u x e p ，线性拟合l o ge p 与 l o g f 的斜率为o 3 5 2 2 ，也就是fo ce p 0 3 5 3 3 ，这与统计得到的标准值f e ；的 硬度一强度关系有很大的偏离。由于g r b 0 6 0 2 1 8 是典型的单脉冲暴，为了类 比，我们找到了b a t s e 观测到的其它的9 个典型单脉冲暴和3 个多脉冲暴的光 变曲线的下降段的时间分辨谱，得到l o ge p 与1 0 9f 的线性拟合斜率范围是 从0 6 1 3 至! j 3 3 6 ，我们对这些样本暴的斜率分布进行高斯拟合，g r b 0 6 0 2 1 8 的f u x e 口拟合斜率在高斯拟合中的置信度在3 仃之外。也就是g r b 0 6 0 2 1 8 光变曲线下降段f u x e 。关系相比其它典型的单脉冲暴和多脉冲暴光变 曲线下降段是有很大不同的。 关键词：伽玛暴多普勒效应谱硬度硬度一强度关系a m a t i 关系单脉 冲暴 s p e c t r a e n e r g yr e l a t i o ni ng a m m a r a yb u r s t s a b s t r a c t g a m m a - r a yb u r s t s ( g r b s ) a r eal ( i n do fc o s m o l o g i c a lp h e n o m e n ai nw h i c h t h eg a m m a - r a y si n c r e a s er a p i d l yi ns h o r tt i m es c a l e i t se x t r e m e l ys h o r tt i m e s c a l e ，e x t r e m e l yh i g he n e r g y ，c o m p l e xc o n s t r u c t i o no fl i g h tc u r v e i i l 。t h i s t h e s i s ，t h eg a m m a - r a yb u r s ta n da f t e r g l o wo b s e r v a t i o np r o g r e s sa n db a s i c t h e o r e t i c a lm o d e l sa n dp r o g r e s sa r er e v i e w e d a n dw ep r e s e n ti nd e t a i lt h er e s u l t s o fo u rt w or e s e a r c hw o r ko ns p e c t r a lh a r d n e s se v o l u t i o no f g a m m a - r a y b u r s t sd u o t ot h ed o p p l e re f f e c to ff i r e e b a l l sa n de p - f l u xr e l a t i o ni ng r b 0 6 0 218 i no u rf i r s tw o r kw eh a v ei n v e s t i g a t e dt h ee v o l u t i o no fo b s e r v e ds p e c t r a l h a r d n e s se p ( w h e r eepi s t h em a x i m u mo ft h eu f os p e c t r u m ) b a s e do nt h e m o d e lo fh i g h l ys y m m e t r i ce x p a n d i n gf i r e b a l l s ，w h e r et h ed o p p l e re f f e c to ft h e e x p a n d i n gf i r e b a l l s u r f a c ei st h ek e yf a c t o rc o n c e r n e d ，a n df i n dt h a tt h e e v o l u t i o n a r yc u r v eo fe pu n d e r g o e sad r o pt or i s et od e c a ye v o l u t i o n ( t h ea ，b ， a n dcp h a s e s ，r e s p e c t i v e l y ) t h ea p h a s ep e a k s a tt h ev e r yo n s e to ft h e c o r r e s p o n d i n gl i g h t c u r v ep u l s e s i n c et h ed o p p l e re f f e c ti sl e s sp r o m i n e n ti nt h e bp h a s e ，c o r r e s p o n d i n gt ot h er i s i n gp o r t i o no ft h ep u l s e ，t h es l o p eo ft h ebp h a s e r e f l e c t sb o t ht h ec o r r e s p o n d i n gi n t r i n s i cs p e c t r a le v o l u t i o na n dt h es h a p eo fi t s l o c a lp u l s e t h ecp h a s e ，c o r r e s p o n d i n gt ot h ed e c a yp o r t i o no ft h ep u l s e ，w h e r e t h ed o p p l e re f f e c td o m i n a t e s ，a l w a y sd e c r e a s e sm o n o t o n i c a l l ya n dd o e sn o t n e c e s s a r i l yr e f l e c tt h ec o r r e s p o n d i n gi n t r i n s i cs p e c t r a le v o l u t i o n i n v e s t i g a t i o no f as a m p l eo f12f r e dp u l s e s ( t h e i rp e a ke n e r g yc a l lb ef o u n di nt h ew o r ko f k a n e k oe ta 1 ) s h o w st h a tt h ee v o l u t i o n a r yc h a r a c t e r i s t i c so ft h ef i t t e dp e a k e n e r g yi nt h ef r e dp u l s e sa r ei ng o o da g r e e m e n t w i t ho u rp r e d i c t i o n s i no u rs e c o n dr e s e a r c hw o r kw ei n v e s t i g a t et h ee p f u x r e l a t i o ni ng r b 0 6 0 218 g r b 0 6 0 218i sal o wl u m i n o s i t yl o n gg a m m a r a yb u r s t g r b 0 6 0 218 o b e y sa m a t i r e l a t i o ni nt h et i m ei n t e g r a t e ds p e c t r a w ec h o o s e11t i m e r e s o l v e d s p e c t r ao f g r b 0 6 0 218i ns t e e pd e c a yo ft h el i g h tc u v et oc a l c u l a t et h eh a r d n e s s i n t e n s i t yr e l a t i o n ，a n dw ep l o tt h ee v 一只娥i nl o g a r i t h mm a n n e r , t h e nw e p e r f o r mal i n e a rf i tt ot h et w oq u a n t i t e s w ef i n d f l u x o c 彤03 7 ，叫si sd e p a r t u r e f r o ms t a n d a r dv a l u ef r o ms t a t i s t i co ff l o go ce 2 p ，g r b 0 6 0 2 18i sa ni n d i v i d u a l p u l s eg r b i no r d e rt oc o m p a r e ，w ec h o o s e9i n d i v i d u a lp u l s eg r b sa n dt h r e e m u l t i p u l s e sg r b s ，a n dw ep e r f o r mal i n e a rf i tt h e i re p f u x i nt h e i rl i g h t c u v es t e e pd e c a ys t a g ei nl o g a r i t h mm a r i n e r ，t h el i n e a rf i ts l o p er a n g ef r o m0 6 31 t o3 36 ，w eg a u s s i a nf i tt h e s es l o p e s ，t h e e p f u x l i n e a rf i t s l o p eo f g r b 0 6 0 218i sr e j e c t e da ta b o u tt h e3 仃c o n f i d e n c el e v e l s og r b 0 6 0 2 18 e p f l 饿r e l a t i o ni ns t e e pd e c a yo ft h el i g h tc a v ei s d i f f e r e n tf r o me p f u x r e l a t i o no fo t h e ri n d i v i d u a lp u l s eg r b sa n dm u l t i - p u l s eg r b s k e yw o r d s ：g a m m a y - r a yb u r s t ；d o p p l e re f f e c t ；s p e c t r a lh a r d n e s s ；a m a t ir e l a t i o n h a r d n e s s i n t e n s i t yc o r r e l a t i o n ；i n d i v i d u a lp u l s eg r b s 广西大学学位论文原创性声明和学位论文使用授权说明 学位论文原创性声明 本人声明：所呈交的学位论文是在导师指导下完成的，研究工作所取得的成果和相 关知识产权属广西大学所有。除已注明部分外，论文中不包含其他人已经发表过的研究 成果，也不包含本人为获得其它学位而使用过的内容。对本文的研究工作提供过重要帮 助的个人和集体，均已在论文中明确说明并致谢。 论文作者签名： 蔓伟 学位论文使用授权说明 移。罗年f 月石日 本人完全了解广西大学关于收集、保存、使用学位论文的规定，即： 本人保证不以其它单位为第一署名单位发表或使用本论文的研究内容； 按照学校要求提交学位论文的印剧本和电子版本； 学校有权保存学位论文的印刷本和电子版，并提供目录检索与阅览服务； 学校可以采用影印、缩印、数字化或其它复制手段保存论文； 在不以赢利为目的的前提下，学校可以公布论文的部分或全部内容。 请选择发布时i - - j ： 玉d 时发布口解密后发布 ( 保密论文需注明，并在解密后遵守此规定) 论文作者签名：董伟 导师签名：雠鹭铷7 年石月f 日 广西大学硕士学位论文 伽玛暴中的谱能关系 1 上- j l - 刖舌 一般认为单个激波过程产生了伽玛暴光变曲线的一个脉冲，脉冲是伽玛暴光变曲 线的基本特征，并且是光变曲线的基本组成。这些脉冲( f r e d ) 被看到由快速上升和 指数下降阶段组成。最近f r e d 形式的脉冲被解释为相对论曲率效应的信号。因此在 单个脉冲中研究谱的演化是了解伽玛暴p r o m p tr a d i a t i o n 的关键。 分析伽玛暴的谱随时间的演化为我们了解伽玛暴这种现象潜在的物理过程提供 了重要线索，对整个暴的演化的研究提供整体行为和单个脉冲的结构。谱的硬度通常 用不同能道的计数比率描述或者谱中某些特征量表示，例如e 。( 嵋，谱中的峰值) ， 伽玛暴时间积分谱中e 。的演化主要有两种形式，一个是由硬到软即e d 单调下降( h a r d t os o f t ) ，另一种演化形式为“跟踪( t r a c k ) ，即e 。随流量增大而增大或随流量的减 小而减d , t 2 5 5 】【2 5 引。 g o l e n e t s k i ie ta 1 ( 1 9 8 3 ) 对v e n e r a11 和v e n e r a1 2 卫星上的k o n u s 探测器观测到 的两个能道的数据进行了比较( 能谱范围是4 0 k e v 7 0 0 k e v , 时间分辨率为0 5 秒) ，发现 谱的强度和谱的硬度是相关的，暴的强度增加，谱会变硬【2 9 5 1 。n o r r i se ta 1 ( 1 9 8 6 ) 使用 s m m 卫星( s o l a rm a x i m u mm i s s i o n ) 上的g r s 和h x r b s 观测到的1 0 个暴发现了伽玛 暴的谱由硬到软的演化趋势【2 c 0 1 。b a n de ta 1 ( 1 9 9 2 ) 分析 b a t s e 观测到的9 个暴近一 半证实了伽玛暴的谱由硬到软的演化趋势。k a r g a t i se ta 1 ( 1 9 9 4 ) 对f r a n e o s o v i e t s i g n e 卫星观测到的1 6 个伽玛暴的谱演化进行了研究，他们发现没有明显的谱演化趋 势，有的是由硬到软，有的是由软到硬，有的是t r a c k 光度，还有无序变化的【2 6 3 1 。b u t l e r & k o e e v s k i ( 2 0 0 7 ) 研究了g r b 0 6 11 2 1 。g r b 0 6 0 6 1 4 和g r b0 6 0 1 2 4 ，他们使用合适的替 代模型去拟合这几个暴，发现这些暴及其余辉和x 射线f l a r e s 谱的演化显示出一般的演 化一幂率的硬度一强度关系和由硬到软的演化。 伽玛暴被认为经历了一个火球相对论膨胀阶段，由于包含大的能量和短的时标， 大量相对论运动的伽玛射线一等离子体可能在产生观测到的伽玛暴现象中起了重要 作用。火球表面的多普勒效应对伽玛暴谱的影响必须考虑，可能掩盖内禀谱潜在的物 理特征。 广西大学硕士学位论文伽玛暴中的谱能关系 q i ne ta 1 ( 2 0 0 6 ) 研究了硬度比率的演化，定义了伽玛暴快速上升指数下降脉冲中 高能道与低能道的比率，基于假设火球相对论膨胀，发现由于多普勒效应，单纯的硬 度比率的演化曲线( 不包括背景计数) 会在脉冲的开始达到最大然后经历了下降到上 升到衰减的演化。当包括背景计数时，依赖暴的洛伦兹因子，多普勒效应产生几种类 型的演化曲线。他们指出要确定硬度比率，需要知道最大能量以及低能和高能指数。 与硬度比率相比谱的峰值能量的变化可能反映谱的演化的不同方面n 骢1 。 一个重要的关系是某个时间段的谱的硬度和对应时段的积分通量之间的关系 ( h a r d n e s s f l u e n c ec o r r e l a t i o n ) 。硬度积分通量关系( h a r d n e s s f l u e n c ec o r r e l a t i o n ) 第一次f l 了l i a n g & k a r g a f i s ( 1 9 9 6 ) 描述谱的硬度作为光子积分通量的函数指数衰减所 提出。另一个关系是谱的硬度和瞬时流量( i n s t a n t a n e o u sf l u x 或者称为i n t e n s i t y ) 之间的 关系即硬度。强度关系( h a r d n e s s i n t e n s i t yc o r r e l a t i o n ( h i c ) 【2 7 2 】【2 7 3 1 ，硬度强度关系 ( h a r d n e s s - i n t e n s i t yc o r r e l a t i o n ) 第一次f l 了g o l e n e t s k i ie ta 1 ( 1 9 8 3 ) 提出。 k a r g a t i sc ta 1 ( 1 9 9 5 ) 对2 6 个多脉冲暴的时间分辨谱进行了研究，他们发现在1 5 个暴 中的2 8 个脉冲中层p 和f l u x 有相关性，即存在f o ce ；关系，其中厂分布的峰值是1 ，7 他们也对样本中的双脉冲暴进行了研究，发现在双脉冲暴中每个脉冲的宽度和峰值硬 度有松散的关系，大部分双脉冲暴中第一个脉冲的峰值硬度都比较大。他们发现在双 脉冲暴中如果两个脉冲的间隔较长，谱的由硬到软的演化趋势可能会减弱，可能是暴 在第一个脉冲后恢复到原来的状态，使得第二个暴的谱也比较硬。同时他们也对那些 重叠脉冲( o v e r l a p p i n g p u l s e s ) 的暴进行了研究，发现重叠脉冲的暴与脉冲分离的暴 的硬度强度关系没有明显的差别【2 9 6 1 。 b o r g o n o v o c ta 1 ( 2 0 0 1 ) 研究t 6 6 个长暴的8 2 个脉冲衰减阶段的硬度- 强度关( h i c ) 。 他们发现有硬度强度关系的脉冲有5 7 的可以用幂率描述：f 芘目，其中岛是从谱 模型f ( d = e 8 e 坷7 岛得到的。他们样本暴中幂率指数y 的平均值为1 9 ，标准差为0 7 。 他们也比较了同一个暴中的脉冲幂率指数y ，发现，的分布明显变窄。他们引进了一 个描述硬度强度关系的方法，他们将强度用啦，谱中的峰值能量代替强度，他们的公 式是：f 芘e ；，e p 是峨谱中峰值。他们用e p 代替磊可以更好的研究硬度强度关 系 2 7 1 。 广西大学硕士学位论文伽玛暴中的谱能关系 l i a n g ( 2 0 0 4 ) 利用9 1 个暴的2 4 0 8 个时间分辨谱，发现7 5 的暴中e 口和f l u x 是 强相关的，线性相关系数r o 5 ，偶然性概率( c h a n c ep r o b a b i l i t i e s ) p - 2 - 2 并r5 0 e p 2 秒为长暴t 2 秒为短暴【4 】。b a t s e 探测到 的伽玛暴的双峰式分布，如图1 5 所示。 3 ：系统地分析伽玛暴谱的数据表明被称为“伽玛暴方程 ( b a n df u n c t i o n ) 的 能够很好地拟合大部分伽玛暴的谱【5 1 。 4 ：c g r o 上的另一个探测器t h ee n e r g e t i cg a m m ar a ye x p e r i m e n tt e l e s c o p e ( e g l 迮t ) 探测到了一些伽玛暴的高能波段，一些暴例如g r b9 4 0 2 1 7 被探测到有g e v 辐射延续到1 5 d , 时以后【6 】。 5 ：探测到与宇宙学时间膨胀效应一致的信号 t l 。 6 ：1 9 9 7 年意大利荷兰卫星b e p p o s a x 探测到第一个伽玛暴x 射线波段低能余辉【8 1 ( g r b9 7 0 2 2 8 ) 随后探测到光学【9 1 和射电波段余滓1 们。 广西大学硕士学位论文 伽玛暴中的谱能关系 7 ：探测到第一个伽玛暴的红移【l l 】( g r b9 7 0 5 0 8 ) ，使伽玛暴起源于宇宙学距离 上得到充分证据。 8 ： 发现伽玛暴与超新星成协【1 2 】f 1 3 1 ( g r b9 8 0 4 2 5v s s n1 9 9 8 b w ) 。 9 ：发现伴随暴g r b9 9 0 1 2 3 亮的光学f l a s h 和射电f l a r d l 4 】【1 5 1 。 l o ：在很多暴的余辉光变曲线中发现a c h r o m a t i c 陡的拐折，这暗示至少有一些暴 的火球可能是聚束的【1 6 1 1 7 1 ( c o l l i m a t e d ) 。 11 ：有一定意义的x 射线谱的特征在几个伽玛暴x 射线余辉中被发现【1 8 1 【1 9 1 。 。 1 2 ：假设光变曲线变陡是由于j e tb r e a k ，收集伽玛暴的j e t 数据显示伽玛暴是类似 标准的能量蓄水池例( e n e r g yr e s e r v o i r ) 。 1 3 ：发现一类被称为 x - r a yf l a s h e s ( 玎s ) 的暴口1 】【2 2 1 ，与正常暴极其相关。 1 4 ： 两个伽玛暴g p d 30 2 1 0 0 4 和g r b0 2 1 2 11 的光学余辉被地面的望远镜所探测 到【2 3 】【2 4 】【2 5 1 。 1 5 ：报道g r b 0 2 1 2 0 6p r o m p tg a m m a - r a ye m i s s i o n 有偏振现象【2 6 1 。 1 6 ：第一个明确的伽玛暴超新星成协确定( g r b 9 8 0 4 2 5 和s n l 9 9 8 b w ) ，明确的 超新星光变曲线鼓包和谱在g r b0 3 0 3 2 9 的光学余辉光变曲线中发现 2 7 2 引，如图1 6 所 示。 1 7 ：s u b m e v 独立演化的高能谱成分在g r b9 4 1 0 1 7 中确赳2 9 1 。 1 8 ：多波段观测g l 强0 3 0 3 2 9 表明好像在一些暴中存在多个成分的喷流结构( j e t s t r u c t u r e ) ，总的能量输出应该的标准的【3 0 】【3 1 1 。 鬈 是 暑 暑 8 f i g1 - 3t y p i c a ll i g h t c u r v eo f ab a t s e g r b ，s h o w i n gp h o t o nc o u n ta saf u n c t i o no f t i m e ( i nu n i t o fs e c o n d ) 1 2 9 s l 广西大学硕士学位论文伽玛暴中的谱能关系 图1 - 3 典型b a t s e 观测到的伽玛暴光变曲线，光子计教随时间变化( 以秒为单位) 2 9 s f i g1 4 t h ea n g u l a r d i s h i b u t i o n o f 2 7 0 4 g r b so b s e r v e d b y b a t s e f r o m b a t s e h o m ep a g e m a p ：l l b a t s e m s f ci l a s ag o v b a t s e g r b s k 如a a p 0 图1 - 4b a t s e 探测到的”0 4 个伽玛暴的角分布，来白b a t s e 阿站 ( h a p ：b a t s c m s f c i i 砧l l g o v b a t s e j g r b s k y m a p d h g l - 5 t i l e b i m o d a l d i s a l b u t i o no f d u r a t i o n s o f t h e b a t s e g r b s , f r o m h t t p ：一b a l s e m s f c g o v b a t m - g r b d u m t i o n 图1 - 5 b a t s e 探i 到的伽玛暴的烈峰式分布，取自 h t t p ：w w w b a t s e m s f c l t a s a g o v b a t s e g r b d u m i o n 。 日jgu+o手=“ 广西大学硕士学位论文伽玛暴中的谱能关系 f i g1 - 6t h eo p t i c a la f t e r g l o ws p e c t r u mo f g r b 0 3 0 3 2 9c l e a r l yr e v e a l st h es p e c t r a ls i g n a t u r eo f t y p e - l b cs u p e r n o v a e ( e g s n19 9 8 b w ) a td a y - 10s i n c et h eb u r s tt r i g g e r t h i se s t a b l i s h e saf i r m a s s o c i a t i o nb e t w e e n1 0 n gg r b sa n ds n s 嗍 图1 - 6 伽玛暴0 3 0 3 2 9 的光学余辉谱显示出暴触发后l o 天超新星t y p e - l b c 的谱信号，这确定了 伽玛暴和超新星的联系伫9 9 1 。 自从发射s w i f t 卫星以来，取得许多观测上的进展，s w i f t 卫星的发射升空开启了伽 玛暴研究的新纪元，通过4 年多的观测，s w i f t 完成了大部分发射前的科学目标。 1 ：2 0 0 4 年1 2 月2 7 日，s w i f t 卫星的b a t 观测到了人类观测到的最亮的伽玛暴 事件，一个巨大的闪来自于g a l a c t i cs o f tg a m m a - r a yr e p e a t e rs o u r c es g r1 8 0 6 - 2 0 3 2 1 ， 这个事件也被其它高能探测器探测到3 3 1 。这个事件引发的可能性是一部分短暴可能仅 仅是由于银河系外的s g r 的巨大闪耀【3 4 1 。 2 ：2 0 0 5 年1 月2 6 日到2 0 0 5 年2 月1 9 日s w i f t 探测到2 个暴的早期x 射线余 辉中有陡的衰减部分【3 5 】【3 6 1 ( s t e e pd e c a y ) ，这个陡的衰减部分在随后观测到的暴中普 遍发现。 3 ：2 0 0 5 年4 月6 日，s w i f t 探测到了它的第一个完整的f l a r e 3 7 1 。 4 ：2 0 0 5 年5 月2 日，这一天中探测到的第二个暴中有一个巨大的f l a r e ，它的流 量甚至可以与p r o m p te m i s s i o n 相比【3 8 】【3 9 1 。 5 ：2 0 0 5 年5 月9 日，s w i f t 探测到了第一个短暴的x 射线余辉【矧，x r t 的误差 框与一个大的椭圆星系交叠在一起，红移为z = 0 2 2 5 ，给出了短暴是由致密星合并所 产生的第一个证据4 1 1 。 6 ：2 0 0 5 年7 月9 日，h e t e 2 卫星探测到另一个短暴【4 2 1 ，发现了第一个短暴的 光学余辉【4 3 】【4 4 1 。 7 ：2 0 0 5 年7 月2 4 日，又有一个短暴被s w i f t 探测到，这个暴被定位在椭圆星系 中，但是远离椭圆星系的中心【4 5 4 6 1 。这表明短暴确实与传统的长暴的起源不同，即 短暴可能是由于致密星的合并所产生的。但是伴随在g r b0 5 0 7 2 4 中的x 射线f l a r e 却对传统的致密星合并模型提出了挑战【4 5 1 。 8 ：2 0 0 5 年中期，规范的x r t 光变曲线出现在大量暴的样本的早期x r t 余辉的 数据1 4 7 ，它包括5 个明显不同的成分4 引。解释这些成分要求进一步完善标准火球 模型【4 8 】【4 9 】。 广西大学硕士学位论文 伽玛暴中的谱能关系 9 ：大多数暴都有弱的早期光学余辉在2 0 0 5 年中期变的清楚起来，它们中的大多 数都没有被s w i f t 的u v o t 所探测到【5 0 1 。 1 0 ：2 0 0 5 年9 月4 日，s w i f t 探测到了当时最大的红移【5 1 1 ( 截止到2 0 0 6 年末) z = 6 2 9 。 1 1 ：2 0 0 6 年2 月1 8 日s w i f t 探测到了一个极端长的，弱的，低光度暴【5 2 】，红移 z = 0 0 3 3 1 5 3 1 ，并且明显的与超新星t y p ei c 成协【5 4 1 。更为惊奇的是在这个暴的x r t p r o m p te m i s s i o n 谱中发现了明显的x 射线热辐射成分，这可能与激波扫过超新星有关 【5 2 】 o 1 2 ：2 0 0 6 年6 月1 4 日，s w i f t 探测到了一个奇怪的长持续时间的暴5 5 】，但是这 个暴不与超新星成协，这个奇怪的暴使我们重新考虑暴的分类【5 6 1 。 1 3 ：2 0 0 6 年l o 月7 日，s w i f t 探测到了一个非常亮的暴5 7 1 ，它的光学波段流量 最大值达到了1 0 个星等，非接近之前的记录保持者g r b 9 9 0 1 2 3 1 4 1 ，很可能是由于外 激波辐射所产生【5 8 】。 1 4 ：2 0 0 8 年3 月1 9 日，s w i f t 这一天观测到的第二个暴光学波段的亮度达到了 5 3 个星等，用肉眼就可以看到，是迄今为止我们所观测到的光学波段最亮的伽玛暴 【5 9 】 1 5 ：2 0 0 8 年9 月1 3 日，s w i f t 观测到了迄今为止最高红移的伽玛暴，它的红移 达到了z = 6 7 【删 1 1 3 短暴v s 长暴，t y p e1wt y p eh 一个基本的问题涉及到伽玛暴有多少本质不同的分类，这对应本质不同的前身星 和可能不同类型的中心发动机。康普顿伽玛射线天文台携带的仪器b a t s e 收集到的 伽玛暴样本，确定暴的持续时间的双峰式分布，采用2 秒作为分界线来分开b a t s e 探测到的伽玛暴的持续时间的双峰式分布【4 】。 s w i f t 的观测显示了短暴完全不同的图景，3 个短暴余辉的发现建立了一个分水岭 踟【4 l 】【4 2 】【4 3 】【4 5 t 佑i ( g r b0 5 0 5 0 9 b a tz = 0 2 2 6 g r b0 5 0 7 0 9 a tz = o 16 0 6 ，a n dg r b0 5 0 7 2 4 a tz = 0 2 5 8 ) ，到2 0 0 6 年1 1 月2 0 h ，观测到总数1 2 个短暴( 持续时间小于5 秒) 的余辉， 从这些观测收集到的信息表明短暴与长暴有本质的不同，g r b0 5 0 5 0 9 b 和g r b 0 5 0 7 2 4 发生在椭圆星系的边缘处，椭圆星系的边缘处的恒星形成率非常低，这两个暴不太可 能与大质量恒星的死亡有关，g r b0 5 0 7 0 9 ( f o xe ta 1 2 0 0 5 ) 和g r b0 5 1 2 2 1 a ( s o d c r b c r 广西大学硕士学位论文 伽玛暴中的谱能关系 e ta 1 2 0 0 6 b ) 发生在恒星形成星系，但是它们却远离恒星形成区域，其它的几个短暴的 寄主星系没有确定，但是这些短暴的寄主星系的候选者是早期型星【6 l 】【6 2 1 。所有的这 些都与我们长久以来的设想短暴起源于致密星的合并是一致的。这些合并只包括演化 的致密星，并且发生在早期型星系中( 例如椭圆星系) 。 观测得到的一个重要的事实是短暴并不短，n o r r i s & b o n n c l l ( 2 0 0 6 ) 的短暴样本中 大约有1 3 可以看到伴随有延展的辐射【6 3 】( e x t e n d e de m i s s i o n ) 。 g r b0 6 0 6 1 4 ( 红移z = 0 1 2 5 ) 这个暴的发现使暴的分类问题变得更为严重，打破 了把暴分为长暴和短暴的分类法。这个暴的持续时间超过1 0 0 秒( 按照长短暴的分类 应该把这个暴归为长暴) ，深入的研究并没有发现这个暴与超新星成协。潜在的超新 星成分比其它长暴的超新星成分要弱1 0 0 倍。但是这个暴的谱的延迟非常短，与短暴 是一致的。相对于长暴的寄主星系，g r b0 6 0 6 1 4 的寄主星系有相对低的恒星形成率 【5 6 】【6 4 】【6 习 。通过余辉定位暴的爆发位置发现这个暴远离恒星形成的中心区域【5 6 1 。这些特征是与 短暴的特征相互一致的。尽管持续时间很长，最近的研究显示早期的h a r ds p i k e s ( 大 约5 秒) 之后伴随有软的辐射尾巴，谱随着时间迅速变软【5 5 】【6 6 】【1 7 1 1 。g r b0 6 0 6 1 4 的总 能量大约是g r b0 5 0 7 2 4 总能量的8 倍。是唯一与椭圆星系相联系的“短 暴。 z h a n ge ta 1 ( 2 0 0 7 a ) 建议使用 t y p ei 和 t y p ei i ”来作为伽玛暴的分类，类似于超 新星术语【6 刀。总结z h a n ge ta 1 ( 2 0 0 7 5 和z h a n g ( 2 0 0 6 ) ，t y p ei ( 以前的短的硬的) 伽玛暴通常非常短( 但是可能有长的软的尾巴) 和硬( 但是尾巴可能软) ，有非常短 的谱的延迟，并且不与超新星成协。象t y p ei a 型超新星一样，t y p ei 型伽玛暴发生 在年老的恒星群中，并且能够在包括椭圆星系在内的所有类型的寄主星系中找到，并 且发生区域有比较低的恒星形成率，通常在寄主星系的边缘处。最可能的起源星候选 者是致密星的合并。t y p ei i 伽玛暴通常比较长而且软，有比较长的谱的延迟并且与 超新星成协。象t y p ei i 超新星一样，它们与大质量星的核心塌缩有关，属于比较年 轻的恒星群。它们的寄主星系是晚期型的，主要有不规则星系和矮星