林一清

(廈門理工學院光電和通信工程學院，福建 廈門 361024)

費米衛(wèi)星對伽瑪暴的觀測及其對理論模型的挑戰(zhàn)*

林一清

(廈門理工學院光電和通信工程學院，福建 廈門 361024)

伽瑪暴(GRBs)是宇宙中最劇烈的爆發(fā)現(xiàn)象之一，它的起源和中心機制仍然是研究和爭論的焦點。Fermi伽瑪射線空間望遠鏡能觀測到很寬的能段及高能的伽瑪光子。它的觀測使得我們對伽瑪暴現(xiàn)象的理解進入一個新的時代。Fermi的高能觀測為進一步研究暴的輻射機制、伽瑪暴及其余輝的物理條件提供有力的工具。主要介紹了Fermi的一些觀測特征及其理論研究進展。

伽瑪射線；觀測；暴；輻射

Fermi伽瑪射線空間望遠鏡(Fermi Gamma-Ray Space Telescope, Fermi)是2008年6月11日發(fā)射升空的高能望遠鏡。它的能段在8 KeV到300 GeV，其中包含兩個儀器：大范圍望遠鏡(Large Area Telescope, LAT)具有較寬視場，可觀測到高能段伽瑪射線，覆蓋能段從大約20 MeV到超過300 GeV[1]；GRB監(jiān)測器(Gamma-ray Burst Monitor, GBM)專門為伽瑪暴的研究而設(shè)計，可以做全天空的巡天，能段范圍從8 KeV到40 MeV[2]。目前，GRB監(jiān)測器是研究伽瑪暴在KeV-MeV能量波段內(nèi)輻射最好的儀器，而這個波段是伽瑪暴瞬時輻射最激烈的區(qū)域。通過LAT的觀測，對高能瞬時輻射的了解擴展到幾十個GeV。Fermi衛(wèi)星的科學目標包括活動星系核、脈沖星、超新星遺跡、伽瑪暴等各種可能有高能光子輻射的現(xiàn)象[3]。Fermi開始工作三年來，GBM共觀測到800個伽瑪暴[4]，LAT觀測到28個伽瑪暴[5]。圖1給出LAT和GBM前兩年觀測的伽瑪暴的空間分布[6]，再次證明了伽瑪暴空間分布的各向同性。下面簡單介紹Fermi衛(wèi)星發(fā)射后一些伽瑪暴的觀測和理論研究進展。

圖1 Fermi暴前兩年觀測的空間分布，取自Bhat et al. 2011

Fig.1 The surface distribution of the GRBs detected by the FERMI satellite during the first two years of observation (adapted from Bhat et al. 2011)

1 Fermi衛(wèi)星的寬能段觀測

由于Fermi衛(wèi)星的能段寬，更好地揭示了伽瑪暴譜的成分及其演化，同時，寬能段的觀測還為細致分析暴的持續(xù)時間對能量的依賴關(guān)系提供了可能性。

1.1 新時代伽瑪暴的分類

一個基本的問題涉及到伽瑪暴有多少本質(zhì)不同的分類，這對應(yīng)本質(zhì)不同的前身星和可能不同類型的中心發(fā)動機。經(jīng)典的伽瑪暴分類是根據(jù)持續(xù)時間，一般用T90(指光子數(shù)累積計數(shù)從5%到95%)或者T50(指光子數(shù)累積計數(shù)從25%到75%)作為典型時標。目前公認的分類方法是由文[7]作者提出的，他們對CGRO/BATSE暴進行分析，發(fā)現(xiàn)瞬時輻射持續(xù)時間T90呈雙峰分布，平均值分別是26.2 s和0.33 s，由此將伽瑪暴分為長暴(T90>2 s)和短暴(T90<2 s)。

但是Swift和Fermi衛(wèi)星的觀測卻顯示不一樣的圖像。Fermi寬能段的觀測為細致分析暴的持續(xù)時間對能量的依賴關(guān)系提供可能性，對伽瑪暴的分類再次提出挑戰(zhàn)。

第一，沒有證據(jù)表明長暴GRB060614、GRB

060505跟超新星成協(xié)[8]，不符合長暴的塌縮星模型[9]，那么這幾個長暴的起源是什么呢？

第二，持續(xù)時間T90分布依賴于能量，雙峰分布具有儀器選擇效應(yīng)[10]。圖2和表1是GBM在8～1 000 KeV波段的T90與其它衛(wèi)星數(shù)據(jù)演算出的該波段T90的比較[10]。表1列出以2 s做為分界點，不同儀器長短暴的比例，發(fā)現(xiàn)不同儀器的長短暴比例相差很多；圖2是不同儀器持續(xù)時間T90的分布，可以看到只有在BATSE樣本中才能清晰地看到雙模式分布，而其它的樣本中，如BeppoSAX、Integral和GBM中，T90分布只有一個峰，但是在短的持續(xù)時間那邊有一個肩，而在HETE-2樣本中，雙模式的特征完全消失；同時，觸發(fā)時間也依賴于儀器，一些早期粒子可能沒辦法被儀器觸發(fā)，因此，可能丟失了伽瑪暴剛開始的點，所以說伽瑪暴持續(xù)時間的雙峰分布具有儀器選擇效應(yīng)。其次，持續(xù)時間T90還依賴于能量[10]。事實上，當儀器工作在一個較硬的能量波段時，在初始的硬輻射之后，后面那個較軟的延展性伽瑪輻射將超過儀器的能量波段范圍。比如用BATSE儀器觀測的時候，GRB060614看起來像是一個短暴，但是如果用GBM觀測的話，它就可以是長暴。即暴的持續(xù)時間依賴于能量，一些短暴在低的能量波段，可以是長暴?？紤]Fermi/GBM暴在不同能量波段(8～15 KeV、15～25 KeV、25～50 KeV、50～100 KeV、100～350 KeV和350～1 000 KeV能量波段)的持續(xù)時間T90來研究能量對持續(xù)時間T90的依賴關(guān)系[10]，

圖2 8～1 000 KeV波段不同儀器T90的分布，取自Qin et al. 2012

Fig.2 Distributions ofT90values in various energy bands observed by different satellites (adapted from Qin et al. 2012)

表1不同儀器長短暴的比例，取自Qin et al. 2012

Table1NumberratiosofSGRBs(shortGRBs)toLGRBs(longGRBs)detectedbydifferentsatellites(adapted from Qin et al. 2012)

InstrumentBand/KeVSGRB∶LGRBркмм(likelihoodratio)HETE-2/FREGATE6～800∶820.32(2.28)SWIFT/BAT15～15051∶5577.5×10-22(134.621)BeppoSAX/GRBM40～700111∶8921.8×10-18(108.54)INTEGRAL/SPI-ACS20～8000196∶7243×10-30(204.84)Fermi/GBM8～100039∶2531.0×10-11(60.91)CGRO/BATSE25～2000500∶15410(545.48)

并與其它觀測衛(wèi)星在相同能量波段的結(jié)果進行比較。發(fā)現(xiàn)不同能量波段的持續(xù)時間T90分布基本上與不同儀器上相應(yīng)能量波段上得到的分布相符。持續(xù)時間T90與能量之間的關(guān)系基本上符合一個公式：T90∝E-0.15。這就意味著，能量越低，持續(xù)時間就可能越長。最后，以前普遍認為暴的持續(xù)時間T90還是一個對理解中心機制很重要的因素，是暴中心機制生命時間的一個指針。但是，在計算伽瑪暴中心機制的時候如果考慮到晚期X射線耀發(fā)，會發(fā)現(xiàn)中心機制的持續(xù)時間要比T90長的多，如圖3中心機制持續(xù)時間和T90的關(guān)系圖[10]，所以T90不是一個顯示伽瑪暴中心機制生命時間很好的指針。

第三，一些短暴不是起源于塌縮模型。GRB

090426的持續(xù)時間T90=1.2s[11]，無疑應(yīng)該歸為短暴，但是對宿主星系和早期余輝的性質(zhì)分析表明暴的環(huán)境與典型長暴相似，它的起源可能與大質(zhì)量恒星的中心塌縮星模型相關(guān)[11-12]。

圖3 中心機制持續(xù)時間和T90的關(guān)系圖，取自Qin et al. 2012

Fig.3 The relationship between the central-engine time scale andT90(adapted from Qin et al. 2012)

上面的發(fā)現(xiàn)對暴的分類方式提出新的挑戰(zhàn)，打破了把暴分為長暴和短暴的分類法。

1.2 伽瑪暴譜成分和瞬時演化

伽瑪暴譜的研究對理解伽瑪暴的實質(zhì)非常重要。人們可以從中得到暴的能量、輻射機制、噴流結(jié)構(gòu)、發(fā)射區(qū)域大小、局域磁場、粒子分布、加速機制、中心機制、周圍環(huán)境以及膨脹火球等的信息。Fermi衛(wèi)星聯(lián)合LAT和GBM對伽瑪暴的觀測覆蓋了8 KeV到幾百個GeV[1]的波段，這么寬的能量范圍可以更好地解釋譜的成分及其演化，對伽瑪暴輻射機制的研究非常重要。圖4列出3種不同成分(Band成分、熱成分和冪律成分)的伽瑪暴譜[5]。Fermi的觀測數(shù)據(jù)表明雖然只有一小部分的暴可以被LAT觀測到[13]，但是大部分GBM暴的譜仍然可以很好地用Band函數(shù)[14]來擬合，直到GeV，中間沒有任何譜的截斷，或者在MeV-GeV之間有附加的鼓包，如圖4(a)GRB080916C的譜。有些暴的GeV波段，除了有波譜外，還有一個附加的冪律譜，如圖4(b)短暴GRB090510的譜。而GRB090902B和GRB081221的譜主要由熱輻射主導(dǎo)，如圖4(c)。

長暴中的譜能(還有譜和光度)關(guān)系的真實性受選擇效應(yīng)的影響。觀測者對這些關(guān)系最好研究的是Ep和Fluence關(guān)系或者是Ep和峰值流量關(guān)系(peak flux)。Amati等2002年用已知紅移的12個暴得到伽瑪暴各項同性能Eγ,iso和Ep之間的經(jīng)驗公式[15]。一個非常重要的問題是Ep-Eiso關(guān)系是真實存在的還是儀器選擇效應(yīng)造成的？Ghirlanda等2004年利用在光學波段(有時是在X射線或射電波段)出現(xiàn)拐折的時間得到了噴流修正的能量Eγ, j，得到一個Ep和Eγ, j之間更緊密的關(guān)系式[16]。同時，各向同性最大光度Lp, iso也被發(fā)現(xiàn)在同一個暴中跟Ep具有相關(guān)性[17]，這個Ep-Lγ, iso關(guān)系在一個伽瑪暴脈沖中甚至更強，特別是在衰減階段，可能是Amati/Yonetoku關(guān)系的根源[18-19]，這意味著Amati/Yonetoku關(guān)系不是觀測選擇效應(yīng)引起的[20]。Lu等根據(jù)Fermi具有紅移測量暴的數(shù)據(jù)，用譜分析得到的各項同性光度代替Eiso做出Liso-Ep關(guān)系圖，如圖5，發(fā)現(xiàn)這些暴譜的Liso-Ep關(guān)系與之前從Fermi前衛(wèi)星觀測暴數(shù)據(jù)得到的Yonetoku關(guān)系符合得很好[21]。

圖4 GRB080916C、GRB090510和GRB100724B 3個暴GBM和LAT譜的連接，取自Zhang et al. 2011

Fig.4 Spectra combining GBM and LAT observations for GRB 080916C, GRB 090510,and GRB 100724B (adapted from Zhang et al. 2011)

分析伽瑪暴的譜γfγ隨時間的演化為了解伽瑪暴這種現(xiàn)象潛在的物理過程提供了重要的線索，對整個暴的演化的研究提供整體行為和單個脈沖的結(jié)構(gòu)。脈沖是伽瑪暴光變曲線中的基本特征，并且是光變曲線的基本組成，所以在脈沖中研究譜的演化是理解伽瑪暴瞬時輻射的關(guān)鍵。譜的硬度通常用不同能段的技術(shù)比率描述或者譜中某些特征量表示，比如Ep(Ep為γfγ譜中的峰值，表征譜的硬度)。伽瑪暴時間積分譜中，Ep隨時間的演變比較劇烈。對于Ep的演化方式，在單脈沖暴中，主要有兩種形式[22-24]，一個是從硬到軟的演化即Ep單調(diào)下降，另一種演化形式為“跟蹤” (track)，即Ep隨流量增大而增大或隨流量的減小而減小。Lu等針對Fermi GBM亮暴做了一個具體的時間分辨譜分析，再次證實了這兩種演化模式的存在，如圖6[19,21]。從圖中可以看到基本上硬到軟的脈沖更不對稱，上升的那邊比下降的那邊更陡(GRB100612A除外)，而強跟蹤脈沖更對稱一些。短暴可能是由于時間分辨率不夠高，沒辦法顯示硬到軟的演化模式，主要是強跟蹤模式占主導(dǎo)。多脈沖的長暴中，Ep的演化模式更加復(fù)雜。有些暴在剛開始的脈沖中，顯示很清晰的硬到軟的演化，但是剩下的脈沖卻顯示強跟蹤行為。另一方面，一些暴在所有的脈沖中(包括第一個脈沖)都顯示強跟蹤行為。GRB090131有至少三個高的脈沖，有意思的是，它的第一個脈沖顯示很漂亮的跟蹤行為，而第二個脈沖顯示清楚的硬到軟的演化。也就是說同一個暴中，可是同時存在不同的Ep演化模式。

圖5Ep-Liso關(guān)系圖，取自Lu et al. 2012
Fig.5 TheEp-Lisocorrelation (adapted from Lu et al. 2012)

現(xiàn)在對于跟蹤Ep演化到底是固有的還是外在的仍然不清楚。所有的輻射模型也許都可以解釋硬到軟的變化和跟蹤Ep演化，但是卻很難解釋他們共同存在于伽瑪暴的不同脈沖中。有作者認為所有相關(guān)的脈沖特征都可以用硬到軟的Ep演化來解釋，而強跟蹤僅僅是兩個或者更多個硬到軟的脈沖的疊加[25]。Lu 等對兩個硬到軟脈沖重疊的圖像做一個模擬，發(fā)現(xiàn)一些比較近的硬到軟的演化脈沖重疊可以形成后期的強跟蹤脈沖[21]。這可能解釋了一些暴的Ep演化，但是不能解釋所有的后期脈沖，特別是一些單脈沖或者多脈沖前面沒有重疊脈沖，但顯示很明顯的Ep跟蹤演化。而且只有在兩個脈沖高度重疊的時候，Ep的演化模式才可以從硬到軟的演化模式轉(zhuǎn)化成跟蹤的模式。因此，他們認為如果一個脈沖的強跟蹤與之前的脈沖相隔很遠，那么它更可能是內(nèi)在的，而不是因為重疊效應(yīng)引起的。他們認為兩種模式都是內(nèi)在的，任何一個成功的伽瑪暴瞬時輻射的物理模型都可以產(chǎn)生兩個不同的Ep演化模式，這兩種模式不僅可以存在于不同暴中，而且可以在同一個暴的不同脈沖中共存。

圖6 單脈沖暴中兩種譜演化特征。上邊兩圖是硬到軟的演變，下邊兩圖是強跟蹤演變，取自Lu et al. 2010, 2012

Fig.6 Two spectral evolution features of single-pulse GRBs. The left panels show the hard-to-soft evolution and the right panels show the intensity tracking (adapted from Lu et al. 2010, 2012)

伽瑪暴瞬時輻射仍然是個謎，主要的不確定因素是外流的成分。目前為止討論的有3種模型：(1)內(nèi)激波同步模型；(2)耗散光球模型；(3)磁耗散模型。對于Band 函數(shù)的物理起源一般認為是非熱電子在光薄區(qū)域(比如內(nèi)激波或者磁耗散區(qū)域)的同步輻射[26]。在標準的火球激波模型中，伽瑪暴瞬時輻射譜被認為是在一個光薄的內(nèi)激波區(qū)域，一個準熱光球輻射成分和一個非熱成分的疊加[27-28]。也有一些作者想用耗散光球模型來解釋單純的Band函數(shù)[29]。這兩種解釋挑起大家對伽瑪暴噴流成分的猜測。在Ep-L圖中，對重子光球輻射定義了一條死亡線，發(fā)現(xiàn)GRB110721A在很早期有一個很高的Ep值(約為15 MeV)，超過了死亡線，同時，發(fā)現(xiàn)這個暴存在一個附加的“肩膀”成分，這個與光球的起源相符[30]。他們認為至少一些暴，這個Band成分不是從耗散光球出來的，而更可能是在伽瑪暴外流光薄區(qū)域的非熱起源(如同步或者逆康普頓輻射)。同時，很快的硬到軟的譜演化也與磁主導(dǎo)外流在光薄區(qū)域的磁能量的快速發(fā)射相符。

2 高能輻射

高能光子(大于100 MeV)的觀測由于對源有一個限制，并且能幫助理解源問題而受到特別的關(guān)注。高能輻射最早由EGRET觀測，如GRB930131[31]和GRB940219[32]，之后也曾觀測到幾個高能輻射[33]，但由于暴的數(shù)量太少，且每個暴高能光子的數(shù)量也很少，不足以確定伽瑪暴的輻射機制[34]，LAT與之前的高能探測器相比，視場、角分辨率、靈敏度和有效觀測區(qū)域都大大提高，穩(wěn)定地增加了高能伽瑪暴的觀測數(shù)量，使我們對高能譜行為的理解前進了重要的一步，對最終得出一個解釋這個現(xiàn)象的普遍的理論框架具有重大作用。三年中，F(xiàn)ermi/LAT共觀測到29個能量>100 MeV的暴，其中有5個在>10 GeV的能量中被觀測到。與之前衛(wèi)星觀測的伽瑪暴不同，大部分LAT暴有紅移，使得漂移的X射線定位和地面對后期與會的跟蹤觀測成為可能。高能觀測加上紅移的測量，為理解輻射的物理機制提供了新的依據(jù)。

LAT伽瑪暴高能光子的觀測發(fā)現(xiàn)所有亮LAT暴都存在一個重要特征：即高能輻射的延遲到達及時間延遲與暴的持續(xù)時間有關(guān)[35]。圖7給出了LAT觀測的GRB080916C和GRB090510輻射的光變曲線[35]，從曲線中可以看到LAT高能光子相對于GBM低能光子延遲到達。長暴延后時間大約幾十秒，如GRB090510大約延后35 s，GRB081024B大約延后3 s，短暴GRB090510大約延后0.1 s。高能延遲的這個特征對于描述伽瑪暴瞬時輻射理論模型是一個極大的挑戰(zhàn)。對于這個延時，有很多種不同的解釋，有的人認為在伽瑪暴瞬時輻射火球模型的框架內(nèi)，兩個輻射區(qū)域從不同的殼層產(chǎn)生，由于不同的物理條件，引起非熱電子具有不同的譜硬度[36]；重子模型[37]，通過電子對湮滅或同步能量之間相關(guān)的變化，由于質(zhì)子或重離子加速到更高的能量需要時間比電子長，與GRB080916C的高能譜一致[38]，可以解釋高能輻射開始的延遲；輕子模型，如逆康普頓或同步自康普頓輻射可以自然地解釋高能冪律譜，卻無法解釋高能成分開始的延遲和低能冪律譜。到目前為止，還沒有完整、自恰的模型來解釋這個特征。

圖7 LAT觀測到GRB080916C (上), GRB090510 (下)的光變曲線，取自Piron et al. 2011
Fig.7 Light curves of GRB 080916C (upper) and GRB 090510 (lower) detected by the LAT (adapted from Piron et al. 2011)

當然，高能觀測的成果是豐碩的[8]。首先，它證明了長短暴高能輻射本質(zhì)的一致性；其次，高于30 GeV的光子觀測使得噴流洛倫茲因子的估算成為可能(Γ～1 000)；最后，GBM和LAT不同的能量波段同時觀測可以對一些量子引力理論進行限制(如：限制洛倫茲因子的下限、預(yù)測洛倫茲對稱性破缺，驗證光速依賴于能量等[39])。

2.1 對噴流的洛倫茲因子下限的限制

伽瑪暴瞬時爆發(fā)具有非常大的各向同性能(1050～1053erg·s-1)，很短的時間尺度，是產(chǎn)生γ射線輻射外流超相對論(Γ?1)性質(zhì)強有力的證據(jù)。事實上，如果沒有考慮相對論效應(yīng)，等離子產(chǎn)生正負電子對(γγ→e+e-)將有很大的光深而無法被觀測到，這就是“Compactness Problem”[40]問題，對這個問題的解決要求伽瑪光子運動一開始必須是相對論的，即用輻射區(qū)域的相對論膨脹來解決這個問題。最大能量Emax?mec2的伽瑪射線輻射的觀測，可以用來對輻射區(qū)域的洛倫茲因子下限進行限制[41-42]。對于EGRET觀測的暴，可以推出洛倫茲因子的下限，一般大約102，有時也可高達幾百。在紅移z=0.903[43]，GRB090510GeV光子的觀測，意味著洛倫茲因子的下限大約為1 200，避免了觀測的伽瑪射線因為正負電子對的產(chǎn)生而衰減[41]。GRB090926A的高能成分在大約1.4 GeV有一個譜的截斷，如果解釋為在輻射區(qū)域γγ衰減光深，就為產(chǎn)生輻射外流的洛倫茲因子Γ約為200～700[44]提供了直接的證據(jù)。

Fermi/LAT衛(wèi)星觀測了更多更高能的伽瑪暴輻射，有一些很亮的暴的譜延伸到GeV，甚至到十幾個GeV，中間沒有任何截斷。假設(shè)這些高能光子的γγ光深小于1，可以獲得更高的洛倫茲因子，?！?03[45]。上面的計算一般都有兩個假設(shè)，首先，所有的光子，高能的和低能的都是在同一區(qū)域和同一時間產(chǎn)生。但是Fermi觀測表明相對MeV輻射，高能輻射有所延遲，且持續(xù)時間卻較長[35]；第二，光子頻譜被假定為延伸到無窮高頻處，但是文[46]作者指出由于吸收，高能譜的末端被截斷，用這樣的光子計算γγ光深顯然不自洽。文[47]作者修改上面兩個假定，對3個Fermi/LAT亮暴GRB080916C、GRB090510、GRB090902B譜進行研究，得到這3個暴洛倫茲因子的下限，如圖8。從圖中可以看出比較高洛倫茲因子的暴趨向于在LAT能段比較亮。如果再考慮相對論的修正，以及幾何和動力學效應(yīng)，會使光深減小，從而這個下限更小。

圖8 三個亮暴的最大能量和洛倫茲因子的關(guān)系，取自Zhao et al. 2011

Fig.8 The relation between the maximum energies and the bulk Lorentz factors for three bright GRBs (adapted from Zhao et al. 2011)

2.2 限制洛倫茲對稱性破缺

洛倫茲對稱性是愛因斯坦狹義相對論的一個基石，即所有觀測者測量真空中的光速是一樣的，不依賴于光子的能量。但是，狹義相對論沒有假設(shè)基本的長度或能量尺度與洛倫茲對稱性相關(guān)。一些量子引力模型提出一個基本的長度尺度(稱為Planck尺度，LPlanck≈1.62×10-23cm或EPlanck≈MPlanckC2≈1.22×1019GeV)，他們認為在這個尺度上，量子效應(yīng)將嚴重影響時空的性質(zhì)。這就意味著，洛倫茲對稱性在Planck尺度上或附近將被打破。一些量子引力模型預(yù)言，對洛倫茲對稱性破缺的可能驗證是測量光速對能量的依賴[48]。他們假定時空中的粒子可以在很小的程度上改變光速，從而預(yù)測光速線性依賴于光子能量。要測量這個依賴關(guān)系，光子必須傳播的足夠遠，使得同時同源發(fā)出的不同能量的光子的時間延遲可以測量，通過對同時輻射光子到達的觀測時間延遲，可以得到量子引力質(zhì)量的下限。

伽瑪暴是研究這個對稱性破缺最好的候選者。首先，伽瑪暴發(fā)生于宇宙學距離，輻射光子具有很寬的能量波段。盡管目前對伽瑪暴的輻射機制不完全了解，但基本上認為高低能光子是同時從同一個輻射區(qū)域發(fā)出的；其次，伽瑪暴一開始輻射就被觀測。對扁平的膨脹宇宙，運用標準宇宙學理論，最保守的限制是認為這個延遲是低能的開始和高能的到達之間的時間間隔。長暴GRB081916C，最高能光子為13 GeV，伽瑪暴開始后16.5 s到達；短暴GRB090510，GBM觸發(fā)后0.83 s觀測到一個31 GeV的光子。對GRB090510的數(shù)據(jù)，能量尺度保守的下限估算為1.2EPlanck，即：量子引力能比普朗克能量還大[49]，排除了洛倫茲對稱性破缺的可能性，證明了愛因斯坦在狹義相對論中提出洛倫茲對稱性的假設(shè)是正確的。如果用更不保守但合理的假設(shè)(如把觸發(fā)后低能脈沖和高能光子聯(lián)系起來)，可以得到更強的限制。

直到現(xiàn)在，從Fermi數(shù)據(jù)沒有得到任何關(guān)于光速依賴于能量的結(jié)果。測量伽瑪暴的開端與高能光子之間可能的時間延遲，對洛倫茲對稱性破缺起重要的限制。

與前面伽瑪暴衛(wèi)星比，高能輻射的觀測是Fermi衛(wèi)星的主要優(yōu)勢，但是，落在LAT視野范圍內(nèi)，被GBM觸發(fā)的暴，只有8%被LAT觀測到。也許對于揭示伽瑪暴瞬時輻射物理一個同樣重要的因素，是對GBM觀測的大部分暴卻缺乏大于100 MeV波段的觀測。對這些沒有觀測到高能成分的暴的系統(tǒng)性分析，將對區(qū)分各種不同的輻射機制起很大的作用。Ackermann et al. 2012分析了288個落在LAT視野范圍內(nèi)卻沒有大于100 MeV輻射的GBM暴[50]。他們記錄了在瞬時輻射階段0.1～10 GeV波段光子流量的上限，以及對每個暴從觸發(fā)時間開始30 s和100 s的積分。然后把這些流量的上限跟那些從GBM譜數(shù)據(jù)擬合譜延伸得到的結(jié)果進行比較，發(fā)現(xiàn)大約一半的GBM暴要么要求在GBM和LAT能量波段間有一個譜截斷，要么在νFν的峰值Epk上有一個更陡的譜。為了區(qū)別這兩種圖像，用30個最亮的GBM暴擬合GBM和LAT譜的連接，發(fā)現(xiàn)大部分暴確實比單純擬合GBM數(shù)據(jù)在Epk之上更軟。大約20%的樣本顯示在高能譜有一個明顯的截斷，如果認為這個截斷是由于γγ衰減，就可以對產(chǎn)生輻射的相對論外流相聯(lián)系的洛倫茲因子最大值的限制。而這樣估算的洛倫茲因子的最大值比根據(jù)LAT觀測暴計算出來的洛倫茲因子的最小值要小，意味著伽瑪暴外流的洛倫茲因子有一個更寬的分布，LAT觀測的暴可能代表著這種分布的高端。

[1] Atwood W B, Abdo A A, Ackermann M, et al. The large area telescope on the fermi gamma-ray space telescope mission[J]. The Astrophysical Journal, 2009, 697(2): 1071-1102.

[2] Meegan C, Lichti G, Bhat P N, et al. The fermi gamma-ray burst monitor[J]. The Astrophysical Journal, 2009, 702(1): 791-804.

[3] Abdo A A, Ackermann M, Ajello M, et al. Gamma-ray emission concurrent with the nova in the symbiotic binary V407 Cygni[J]. Science, 2010, 329(5993): 817-821.

[4] Paciesas W S, Meegan C A, Von Kienlin A, et al. The fermi GBM gamma-ray burst catalog: the first two years[J]. The Astrophysical Journal Supplement Series, 2012, 199(1): 18-30.

[5] Zhang B B, Zhang B, Liang E W, et al. A comprehensive analysis of fermi gamma-ray burst data I. speetral components and the possible physical origins of LAT/GBM GRBS[J]. The Astrophysical Journal, 2011, 730(2): 141-202.

[6] Bhat P N, Guiriec S. An overview of the current understanding of gamma-ray bursts in the fermi era[J]. Bulletin of the Astronomical Society of India, 2011, 39(3): 471-515.

[7] Kouveliotou C, Meegan C A, Fishman G J, et al. Identification of two classes of gamma-ray bursts[J]. The Astrophysical Journal, 1993, 413(2): L101-L104.

[8] Della Valle M, Chincarini G, Pamagoa N, et al. An enigmatic long-lasting γ-ray burst not accompanied by a bright supernova[J]. Nature, 2006, 444(7122): 1050-1052.

[9] Woosley S E, Bloom J S. The supernova—gamma-ray burst connection[J]. Annual Review of Astronomy & Astrophysics, 2006, 44(1): 507-556.

[10]Qin Y, Liang E W, Yi S X, et al. Duration distribution of Fermi/GBM gamma-ray bursts: instrumental selection effect of the bimodal T90distribution[J]. Journal of Luminescence, 2012, 132(5): 1188-1191.

[11]Levesque E M, Bloom J S, Butler N R, et al. GRB090426: the environment of a rest-frame 0.35-s gamma-ray burst at a redshift of 2.609[J]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Sciety, 2010, 401(2): 963-972.

[12]Antonelli L A, D’Avanzo P, Perna R, et al. GRB 090426: the farthest short gamma-ray burst? [J]. Astronomy and Astrophysics, 2009, 507(3): L45-L48.

[13]Goldstein A, Burgess J M, Preece R D, et al. The fermi GBM gamma-ray burst spectral catalog: the first two years[J]. The Astrophysical Journal Supplement Series, 2012, 199(1): 19-46.

[14]Band D, Matteson J, Ford L, et al. BATSE observations of gamma-ray burst spectra. I - Spectral diversity[J]. The Astrophysical Journal, 1993, 413(1): 281-292.

[15]Amati L, Frontera F, Tavani M, et al. Intrinsic spectra and energetics of BeppoSAX gamma-ray bursts with known redshifts[J]. Astronomy and Astrophysics, 2002, 390(1): 81-89.

[16]Ghirlanda G, Ghisellini G, Lazzati D. The collimation-corrected gamma-ray burst energies correlate with the peak energy of their νFνspectrum[J]. The Astrophysical Journal, 2004, 616(1): 331-338.

[17]Liang E W, Dai Z G, Wu X F. The luminosity-Eprelation within gamma-ray bursts and the implications for fireball models[J]. The Astrophysical Journal, 2004, 606(1): L29-L32.

[18]Lu R J, Liang E W. Luminosity-peak energy relation in the decay phases of gamma-ray burst pulses[J]. Science in China G Series: Physics, Mechanics & Astronomy, 2010, 53(1): 163-170.

[19]Lu R J, Hou S J, Liang E W. The Ep-flux correlation in the rising and decaying phases of gamma-ray burst pulses: evidence for viewing angle effect?[J]. The Astrophysical Journal, 2010, 720(2): 1146-1154.

[20]Shahmoradi A, Nemiroff R. How Real detector thresholds create false standard candles[J]. American Institute of Physics Conference Series, 2009, 1133(1): 425-427.

[21]Lu R J, Wei J J, Liang E W, et al. A comprehensive analysis of fermi gamma-ray burst data. II. Epevolution patterns and implications for the observed spectrum-luminosity relations[J]. The Astrophysical Journal, 2012, 756(2): L112-L125.

[22]Peng Z Y, Yin Y, Bi X W, et al. The temporal and spectral characteristics of “Fast Rist and Exponential Decay” gamma-ray bursts pulses[J]. The Astrophysical Journal, 2010, 718(2): 894-898.

[23]Tagliaferri G, Goad M, Chincarini G, et al. An unexpectedly rapid decline in the X-ray afterglow emission of long gamma-ray bursts[J]. Nature, 2005, 436(7053): 985-988.

[24]Tavani M. A shock emission model for gamma-ray bursts. Ⅱ. spectral properties[J]. The Astrophysical Journal, 1996, 466(1): 768-778.

[25]Hakkila J, Preece R D. Unification of pulses in long and short gamma-ray bursts: evidence from pulse properties and their correlations[J]. The Astrophysical Journal, 2011, 740(2): 204-215.

[26]Zhang B, Yan H R. The Internal-collision-induced magnetic reconnection and turbulence (ICMART) model of gamma-ray bursts[J]. The Astrophysical Journal, 2011, 726(2): 90-113.

[27]Toma K, Wu X F, M′esz′aros P. Photosphere-internal shock model of gamma-ray bursts: case studies of Fermi/LAT bursts[J]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Sciety, 2011, 415(2): 1663-1680.

[28]Pe’er A, M′esz′aros P, Rees M J. Radiation from an expanding cocoon as an explanation of the steep decay observed in GRB early afterglow light curves[J]. The Astrophysical Journal, 2006, 652(1): 482-489.

[29]Ioka K. Very high lorentz factor fireballs and gamma-ray burst spectra[J]. Progress of Theoretical Physics, 2010, 124(4): 667-710.

[30]Zhang B, Lu R J, Liang E W, et al. GRB110721A: photosphere “Death Line” and the physical origin of the GRB Band function[J]. The Astrophysical Journal Letters, 2012, 758(2): L34-L39.

[31]Kouveliotou C, Preece R, Bhat N, et al. BATSE observations of the very intense gamma-ray burst GRB 930131[J]. The Astrophysical Journal, 1994, 422(2): L59-L62.

[32]Hurley K, Dingus B L, Mukherjee R, et al. Detection of a γ-ray burst of very long duration and very high energy[J]. Nature, 1994, 372(6507): 652-654.

[33]Dingus B L. EGRET observations of >30 MeV emission from the brightest bursts detected by BATSE[J]. Astrophysics and Space Science, 1995, 231(1-2): 187-190.

[34]Granot J, Guetta D. Explaining the high-energy spectral components in GRB 941017[J]. The Astrophysical Journal, 2003, 598(1): L11-L14.

[35]Piron F, Connaughton V. The fermi view of gamma-ray bursts[J]. Comptes Rendus Physique, 2011, 12(3): 267-275.

[36]Meszaros P. Theories of gamma-ray bursts[J]. Annual Review of Astronomy & Astrophysics, 2002, 40(1): 137-169.

[37]Razzaque S, Mena O, Dermer C D. Prompt TeV emission from cosmic rays accelerated by gamma-ray bursts interacting with a surrounding stellar wind[J]. The Astrophysical Journal, 2009, 691(1): L37-L40.

[38]Razzaque S, Dermer C, Finke J. Handronic interpretation of high energy radiation from fermi LAT GRBs[J]. American Physical Society, 2010, 55(1): 13-16.

[39]Ghirlanda G, Ghisellini G, Nava L. The onset of the GeV afterglow of GRB 090510[J]. Astronomy and Astrophysics, 2010, 510(1): L7-L11.

[40]Piran T. Gamma-ray bursts and the fireball model[J]. Physics Reports, 1999, 314(6): 575-667.

[41]Ackermann M, Asano K, Atwood W B, et al. Fermi observations of GRB 090510: a short-hard gamma-ray burst with an additional, hard power-law component from 10 KeV to GeV energies[J]. The Astrophysical Journal, 2010, 716(2): 1178-1190.

[42]Granot J, Cohen-Tanugi J, do Couto e Silva E. Opacity buildup in impulsive relativistic sources[J]. The Astrophysical Journal, 2008, 677(1): 92-126.

[43]McBreen S, Kruhler T, Rau A, et al. Optical and near-infrared follow-up observations of four Fermi/LAT GRBs: redshift, afterglows, energetic, and host galaxies[J]. Astronomy and Astrophysics, 2010, 516(1): A71-A86.

[44]Ackermann M, Ajello M, Asano K, et al. Detection of a spectral break in the extra hard component of GRB 090926A[J]. The Astrophysical Journal, 2011, 729(2): 114-126.

[45]Zhang B, Kobayashi S, Mészáros P. Gamma-ray burst early optical afterglow: implications for the initial lorentz factor and the central engine[J]. The Astrophysical Journal, 2003, 595(2): 950-954.

[46]Li Z. Prompt GeV emission from residual collisions in gamma-ray burst outflows: evidence from fermi observations of GRB 080916c[J]. The Astrophysical Journal, 2010, 709(1): 525-534.

[47]Zhao X H, Li Z, Bai J M. The bulk lorentz factors of fermi-LAT gamma ray bursts[J]. The Astrophysical Journal, 2011, 726(2): 89-97.

[48]Amelino-Camelia G, Ellis J, Mavromatos N E, et al. Tests of quantum gravity from observations of garmma-ray bursts[J]. Nature, 1998, 393(6687): 763-765.

[49]Abdo A A, Ackermann M, Arimoto M, et al. Fermi observations of high-energy gamma-ray emission from GRB 080916C[J]. Science, 2009, 323(5922): 1688-1693.

[50]The Fermi Large Area Telescope Team, Ackermann M, Ajello M, Baldini L, et al. Constraining the high-energy emission from gamma-ray bursts[J]. The Astrophysical Journal, 2012, 754(2): 121-141.

ObservationsofGRBsbytheFERMISatelliteandtheChallengetoTheoreticalModels

Lin Yiqing

(School of Opto-electronic and Communication Engineering, Xiamen Institute of Technology, Xiamen 361024, China, Email: yqlin@xmut.edu.cn)

Gamma-Ray Bursts (GRBs) are the most violent phenomena observed in the universe. After having been developed for over 40 years, observations of GRBs have become all-time and in all electromagnetic wavelength bands. The Fermi Gamma-Ray Space Telescope (FERMI) was launched into orbit by NASA from the Cape Canaveral on June 11, 2008. It includes two major instruments, the Gamma-ray Burst Monitor (GBM) and the Large Area Telescope (LAT). The GBM is only slightly less sensitive than the Burst and Transient Source Experiment which has 14 detectors designed to study gamma-ray sources in the full sky in the energy band of ～8keV to ～40MeV. The LAT is a wide field-of-view high-energy gamma-ray imaging telescope. It covers the energy range from ～20MeV to more than 300GeV. The two instruments provide an unprecedented spectral coverage of 7 orders of magnitudes in energy (from about 8keV to 300GeV), and can be used to promptly record radiations of GRBs. There are two major accomplishments by the FERMI, which are reviewed in this paper. First, observations with the FERMI have dramatically increased our knowledge of broad-band spectra of GRBs, including the composition and evolution of GRB spectra suggestive of possible physical origins and components of GRBs. Particularly, observations with the GBM yield the result that GRB burst durations are independent of burst energies, which suggests that the bimodal distribution of burst duration found from data is due to certain instrument selection effect. Second, the FERMI has detected radiations of very high energies from GRBs. The detections provide credible data for studying radiation mechanisms and physical conditions of GRBs and their afterglows.

Gamma-ray; Observations; Bursts; Radiation

CN53-1189/PISSN1672-7673

Q356.1

A

1672-7673(2013)04-0341-11

福建省自然科學基金 (2012J01026) 和福建省教育廳A類項目 (JA11238, JA12258) 資助.

2012-09-21；修定日期：2012-10-16

林一清，女，副教授. 研究方向：天體物理. Email: yqlin@xmut.edu.cn