论文部分内容阅读
摘 要：伽玛射线暴（Gamma Ray Burst，简称GRB），又称伽玛暴，是来自宇宙中某一方向的伽玛射线强度在短时间之内突然增强后又迅速减弱的现象，持续时间在0.1-1000秒之间，辐射主要集中在0.1-100 MeV的能段之间。
关键词：伽玛暴；大质量恒星；超新星；宿主星系
1 伽玛暴介绍
伽玛暴1967年被Vela发现，数十年间，人们对其了解还不是很清楚，但基本可以确定的是发生在宇宙学尺度上的恒星级天体中的爆发过程中。伽玛暴分为两种：短暴（小于2秒）和长暴（大于2秒）。长暴被认为是“超新星的类似物”，能量相当于太阳级恒星毁灭性爆发的50至100倍。当这样一颗庞大的恒星爆炸时，将会留下一个黑洞或者超大质量中子星，并把这一信息以伽玛射线的形式扫过全宇宙。许多研究者认为，短暴是由超致密的双中子星（可能也是中子星与黑洞）碰撞产生的。这两种情况都会产生一个黑洞。
其中，BATSE发现了瞬时辐射持续时间T90的双峰结构分布，平均值分别为30秒和0.3秒，据此可将伽玛暴以2秒为界分为长时标伽玛暴和短时标伽玛暴两大类。这里，T90定义为时间累积流量占总流量比例从5%到95%之间的持续时间（T50则对应25%到75%之间的持续时间）。通常我们还将探测器高低能量通道所接收到的光子数之比定义为伽玛暴的硬度，这个量本质上决定于谱的峰值能量和谱指数。而BATSE的观测结果表明长暴硬度较低，短暴硬度较高。
BATSE以其大样本的统计发现伽玛暴位置在天球上的角分布具有各项同性，而径向分布则明显偏离了欧几里得空间分布，这为伽玛暴宇宙起源学提供了有力证据。
2 伽玛暴与大质量恒星的起源关系
两个非常重要的观测能帮我们建立长暴与大质量恒星死亡的关系：（a）长GRB与Ic型核塌陷SNe的关系和（b）恒星形成星系中长GRB的唯一位置，以及它们相对于宿主星系整体光度分布的空间偏移量和它们与宿主星系内部明亮的恒星形成区域的一致性。SN的成协是基于光谱观测的，在处观测可以看到具有足夠意义的光谱特征，在光度上重新亮起来的时标为15-20天，这与Ic型SN的亮度和颜色曲线相匹配。还有观测到的长GRB-SN峰值大小分布相对较窄，对大部分的样品只横跨约1 mag。此外，长GRB成协的超新星亮度通常比普通类型Ib/c型SNe更明亮，虽然它们的分布有一些重叠。就其宿主的空间位置而言，长GRB在宿主星系的半径上的分布是与星系光度的指数分布成协的，这是旋涡星系中恒星形成的典型特征，其中值偏移量约为一个半光半径。此外，即使与正常的核塌陷SNe相比，长GRB也与明亮的恒星形成区域存在空间相关性。
3 伽玛暴与超新星系之间的关系
在所有情况下，都可以排除与短爆成协的SN跟与长爆成协的SN不属于同一类。同时表明短GRB和长GRB不具有共同的宿主星系，并且至少在具有深度SN观测的短GRB不是由大质量的恒星爆炸产生的。同样重要的是，有的事件表明尽管宿主星系正在进行恒星形成活动，但短GRB宿主星系本身并不属于一个年轻的大质量恒星群体。
在缺乏SN成协的短GRB样本中，其宿主星系仍然有恒星形成活动，这说明利用星系类型作为区分短长爆会严重影响GRB的分类。特别是，具有恒星形成的宿主星系并不代表短爆的前身星就是年轻的大质量恒星。同样，我还发现有两次短爆发（GRB 051221a和070724a）是与超新星不成协的，据分析，这两个爆有可能属于塌缩型的长爆。还有第三个爆（GRB 080905A）的持续时间超过短和长GRB名义上的时间界限。这些事件都缺乏相关的SNe与之成协，这一事实使人们对个别事件的塌陷起源的统计表示怀疑。
4 短爆的宿主星系是椭圆星系和旋涡星系的混合
短GRB和长GRB的第二个明显区别是在椭圆星系中出现了一些短GRB。目前的短GRB样本中包括了两个具有亚秒级余辉的位置信息和空间上位置重合的椭圆宿主星系（具有很大的位置偏移的情况，GRBs 070809和090515），以及四个类似的情况（GRB 050509B，060502B，070729，100625A）但只有Swift / XRT确定的位置信息（概率约为总数的1–5%）。总的来说，约20%的短GRB与早期类型的宿主星系相关。在几乎所有情况下，宿主星系被认定为早期星系的结论是基于光谱观测的结果，主要是没有看到这类星系的恒星形成活动（约<0.11个太阳质量每年），近红外线光谱能量分布所显示其单个恒星的年龄>1 Gyr，以及根据HST观察的形态上的信息判断的。在下一段中，我们将看到宿主星系的分布信息，以及其对前身星的启示。但是，从爆发上来讲至少发现一些短GRB就出现在椭圆星系中，这表明他们的前身星属于年老的恒星。
5 短伽玛暴红移分布情况
在最基本的层面上，宿主星系的关联是至关重要的，因为到目前为止，基本上所有的短GRB红移（光谱或光度）都是从相关的宿主那里获得的。唯一的例外是红移在z = 2.609处的GRB 090426和z = 0.356处的GRB 130603B，它们的红移是通过余辉吸收光谱确定的。测量到的短伽玛暴红移大部分跨度为z≈0.1-1.3，但很可能至少有一些非常暗的宿主星系（具有≈24-27的光学光度），它们是没有红移测量的，其红移很可能位于z≥1。
由于在早期类型的星系中，短爆前身星的年龄可能会比较大，因此会发生在较低的红移。短爆发生在早期和晚期星系中的红移分布具有相似性表明，“Swift”的灵敏度确实对伽玛暴的红移分布有影响。短GRB明显比长GRB更近，长爆的红移可以延伸到z≈9.4，其中值为z≈2。这同时反映了短暴爆发的能量更低，同样也是恒星形成活动与短GRB发生之间延迟时间较长的原因。
一些人试图利用观测到的红移和数目流量的分布来限制短暴前身星的年龄分布和短GRB光度函数。他们发现，要解释观测到的红移分布，需要一个相对于宇宙恒星形成历史之间的时间延迟。然而，有人指出，要用一个简单的光度函数来再现对数的数目流量分布和二维光度-红移分布，要么需要具有可忽略和长时间延迟的混合宿主星系的组合，要么需要以～2 Gyr为中心的窄延迟的时间分布。这种分布可能比较奇怪，相较于系统的组合模型和双中子星的并合模型，尽管这些也不确定。我还注意到，虽然“Swift”探测器的灵敏度影响红移分布，但它并不是在对观测到的红移分布产生影响的唯一因素。这可能反过来对模型限制的参数产生影响。
关键词：伽玛暴；大质量恒星；超新星；宿主星系
1 伽玛暴介绍
伽玛暴1967年被Vela发现，数十年间，人们对其了解还不是很清楚，但基本可以确定的是发生在宇宙学尺度上的恒星级天体中的爆发过程中。伽玛暴分为两种：短暴（小于2秒）和长暴（大于2秒）。长暴被认为是“超新星的类似物”，能量相当于太阳级恒星毁灭性爆发的50至100倍。当这样一颗庞大的恒星爆炸时，将会留下一个黑洞或者超大质量中子星，并把这一信息以伽玛射线的形式扫过全宇宙。许多研究者认为，短暴是由超致密的双中子星（可能也是中子星与黑洞）碰撞产生的。这两种情况都会产生一个黑洞。
其中，BATSE发现了瞬时辐射持续时间T90的双峰结构分布，平均值分别为30秒和0.3秒，据此可将伽玛暴以2秒为界分为长时标伽玛暴和短时标伽玛暴两大类。这里，T90定义为时间累积流量占总流量比例从5%到95%之间的持续时间（T50则对应25%到75%之间的持续时间）。通常我们还将探测器高低能量通道所接收到的光子数之比定义为伽玛暴的硬度，这个量本质上决定于谱的峰值能量和谱指数。而BATSE的观测结果表明长暴硬度较低，短暴硬度较高。
BATSE以其大样本的统计发现伽玛暴位置在天球上的角分布具有各项同性，而径向分布则明显偏离了欧几里得空间分布，这为伽玛暴宇宙起源学提供了有力证据。
2 伽玛暴与大质量恒星的起源关系
两个非常重要的观测能帮我们建立长暴与大质量恒星死亡的关系：（a）长GRB与Ic型核塌陷SNe的关系和（b）恒星形成星系中长GRB的唯一位置，以及它们相对于宿主星系整体光度分布的空间偏移量和它们与宿主星系内部明亮的恒星形成区域的一致性。SN的成协是基于光谱观测的，在处观测可以看到具有足夠意义的光谱特征，在光度上重新亮起来的时标为15-20天，这与Ic型SN的亮度和颜色曲线相匹配。还有观测到的长GRB-SN峰值大小分布相对较窄，对大部分的样品只横跨约1 mag。此外，长GRB成协的超新星亮度通常比普通类型Ib/c型SNe更明亮，虽然它们的分布有一些重叠。就其宿主的空间位置而言，长GRB在宿主星系的半径上的分布是与星系光度的指数分布成协的，这是旋涡星系中恒星形成的典型特征，其中值偏移量约为一个半光半径。此外，即使与正常的核塌陷SNe相比，长GRB也与明亮的恒星形成区域存在空间相关性。
3 伽玛暴与超新星系之间的关系
在所有情况下，都可以排除与短爆成协的SN跟与长爆成协的SN不属于同一类。同时表明短GRB和长GRB不具有共同的宿主星系，并且至少在具有深度SN观测的短GRB不是由大质量的恒星爆炸产生的。同样重要的是，有的事件表明尽管宿主星系正在进行恒星形成活动，但短GRB宿主星系本身并不属于一个年轻的大质量恒星群体。
在缺乏SN成协的短GRB样本中，其宿主星系仍然有恒星形成活动，这说明利用星系类型作为区分短长爆会严重影响GRB的分类。特别是，具有恒星形成的宿主星系并不代表短爆的前身星就是年轻的大质量恒星。同样，我还发现有两次短爆发（GRB 051221a和070724a）是与超新星不成协的，据分析，这两个爆有可能属于塌缩型的长爆。还有第三个爆（GRB 080905A）的持续时间超过短和长GRB名义上的时间界限。这些事件都缺乏相关的SNe与之成协，这一事实使人们对个别事件的塌陷起源的统计表示怀疑。
4 短爆的宿主星系是椭圆星系和旋涡星系的混合
短GRB和长GRB的第二个明显区别是在椭圆星系中出现了一些短GRB。目前的短GRB样本中包括了两个具有亚秒级余辉的位置信息和空间上位置重合的椭圆宿主星系（具有很大的位置偏移的情况，GRBs 070809和090515），以及四个类似的情况（GRB 050509B，060502B，070729，100625A）但只有Swift / XRT确定的位置信息（概率约为总数的1–5%）。总的来说，约20%的短GRB与早期类型的宿主星系相关。在几乎所有情况下，宿主星系被认定为早期星系的结论是基于光谱观测的结果，主要是没有看到这类星系的恒星形成活动（约<0.11个太阳质量每年），近红外线光谱能量分布所显示其单个恒星的年龄>1 Gyr，以及根据HST观察的形态上的信息判断的。在下一段中，我们将看到宿主星系的分布信息，以及其对前身星的启示。但是，从爆发上来讲至少发现一些短GRB就出现在椭圆星系中，这表明他们的前身星属于年老的恒星。
5 短伽玛暴红移分布情况
在最基本的层面上，宿主星系的关联是至关重要的，因为到目前为止，基本上所有的短GRB红移（光谱或光度）都是从相关的宿主那里获得的。唯一的例外是红移在z = 2.609处的GRB 090426和z = 0.356处的GRB 130603B，它们的红移是通过余辉吸收光谱确定的。测量到的短伽玛暴红移大部分跨度为z≈0.1-1.3，但很可能至少有一些非常暗的宿主星系（具有≈24-27的光学光度），它们是没有红移测量的，其红移很可能位于z≥1。
由于在早期类型的星系中，短爆前身星的年龄可能会比较大，因此会发生在较低的红移。短爆发生在早期和晚期星系中的红移分布具有相似性表明，“Swift”的灵敏度确实对伽玛暴的红移分布有影响。短GRB明显比长GRB更近，长爆的红移可以延伸到z≈9.4，其中值为z≈2。这同时反映了短暴爆发的能量更低，同样也是恒星形成活动与短GRB发生之间延迟时间较长的原因。
一些人试图利用观测到的红移和数目流量的分布来限制短暴前身星的年龄分布和短GRB光度函数。他们发现，要解释观测到的红移分布，需要一个相对于宇宙恒星形成历史之间的时间延迟。然而，有人指出，要用一个简单的光度函数来再现对数的数目流量分布和二维光度-红移分布，要么需要具有可忽略和长时间延迟的混合宿主星系的组合，要么需要以～2 Gyr为中心的窄延迟的时间分布。这种分布可能比较奇怪，相较于系统的组合模型和双中子星的并合模型，尽管这些也不确定。我还注意到，虽然“Swift”探测器的灵敏度影响红移分布，但它并不是在对观测到的红移分布产生影响的唯一因素。这可能反过来对模型限制的参数产生影响。