念成輝

摘 要：伽瑪射線暴（Gamma Ray Burst，簡稱GRB），又稱伽瑪暴，是來自宇宙中某一方向的伽瑪射線強(qiáng)度在短時(shí)間之內(nèi)突然增強(qiáng)后又迅速減弱的現(xiàn)象，持續(xù)時(shí)間在0.1-1000秒之間，輻射主要集中在0.1-100 MeV的能段之間。

關(guān)鍵詞：伽瑪暴；大質(zhì)量恒星；超新星；宿主星系

1 伽瑪暴介紹

伽瑪暴1967年被Vela發(fā)現(xiàn)，數(shù)十年間，人們對(duì)其了解還不是很清楚，但基本可以確定的是發(fā)生在宇宙學(xué)尺度上的恒星級(jí)天體中的爆發(fā)過程中。伽瑪暴分為兩種：短暴（小于2秒）和長暴（大于2秒）。長暴被認(rèn)為是“超新星的類似物”，能量相當(dāng)于太陽級(jí)恒星毀滅性爆發(fā)的50至100倍。當(dāng)這樣一顆龐大的恒星爆炸時(shí)，將會(huì)留下一個(gè)黑洞或者超大質(zhì)量中子星，并把這一信息以伽瑪射線的形式掃過全宇宙。許多研究者認(rèn)為，短暴是由超致密的雙中子星（可能也是中子星與黑洞）碰撞產(chǎn)生的。這兩種情況都會(huì)產(chǎn)生一個(gè)黑洞。

其中，BATSE發(fā)現(xiàn)了瞬時(shí)輻射持續(xù)時(shí)間T90的雙峰結(jié)構(gòu)分布，平均值分別為30秒和0.3秒，據(jù)此可將伽瑪暴以2秒為界分為長時(shí)標(biāo)伽瑪暴和短時(shí)標(biāo)伽瑪暴兩大類。這里，T90定義為時(shí)間累積流量占總流量比例從5%到95%之間的持續(xù)時(shí)間（T50則對(duì)應(yīng)25%到75%之間的持續(xù)時(shí)間）。通常我們還將探測(cè)器高低能量通道所接收到的光子數(shù)之比定義為伽瑪暴的硬度，這個(gè)量本質(zhì)上決定于譜的峰值能量和譜指數(shù)。而BATSE的觀測(cè)結(jié)果表明長暴硬度較低，短暴硬度較高。

BATSE以其大樣本的統(tǒng)計(jì)發(fā)現(xiàn)伽瑪暴位置在天球上的角分布具有各項(xiàng)同性，而徑向分布則明顯偏離了歐幾里得空間分布，這為伽瑪暴宇宙起源學(xué)提供了有力證據(jù)。

2 伽瑪暴與大質(zhì)量恒星的起源關(guān)系

兩個(gè)非常重要的觀測(cè)能幫我們建立長暴與大質(zhì)量恒星死亡的關(guān)系：（a）長GRB與Ic型核塌陷SNe的關(guān)系和（b）恒星形成星系中長GRB的唯一位置，以及它們相對(duì)于宿主星系整體光度分布的空間偏移量和它們與宿主星系內(nèi)部明亮的恒星形成區(qū)域的一致性。SN的成協(xié)是基于光譜觀測(cè)的，在處觀測(cè)可以看到具有足夠意義的光譜特征，在光度上重新亮起來的時(shí)標(biāo)為15-20天，這與Ic型SN的亮度和顏色曲線相匹配。還有觀測(cè)到的長GRB-SN峰值大小分布相對(duì)較窄，對(duì)大部分的樣品只橫跨約1 mag。此外，長GRB成協(xié)的超新星亮度通常比普通類型Ib/c型SNe更明亮，雖然它們的分布有一些重疊。就其宿主的空間位置而言，長GRB在宿主星系的半徑上的分布是與星系光度的指數(shù)分布成協(xié)的，這是旋渦星系中恒星形成的典型特征，其中值偏移量約為一個(gè)半光半徑。此外，即使與正常的核塌陷SNe相比，長GRB也與明亮的恒星形成區(qū)域存在空間相關(guān)性。

3 伽瑪暴與超新星系之間的關(guān)系

在所有情況下，都可以排除與短爆成協(xié)的SN跟與長爆成協(xié)的SN不屬于同一類。同時(shí)表明短GRB和長GRB不具有共同的宿主星系，并且至少在具有深度SN觀測(cè)的短GRB不是由大質(zhì)量的恒星爆炸產(chǎn)生的。同樣重要的是，有的事件表明盡管宿主星系正在進(jìn)行恒星形成活動(dòng)，但短GRB宿主星系本身并不屬于一個(gè)年輕的大質(zhì)量恒星群體。

在缺乏SN成協(xié)的短GRB樣本中，其宿主星系仍然有恒星形成活動(dòng)，這說明利用星系類型作為區(qū)分短長爆會(huì)嚴(yán)重影響GRB的分類。特別是，具有恒星形成的宿主星系并不代表短爆的前身星就是年輕的大質(zhì)量恒星。同樣，我還發(fā)現(xiàn)有兩次短爆發(fā)（GRB 051221a和070724a）是與超新星不成協(xié)的，據(jù)分析，這兩個(gè)爆有可能屬于塌縮型的長爆。還有第三個(gè)爆（GRB 080905A）的持續(xù)時(shí)間超過短和長GRB名義上的時(shí)間界限。這些事件都缺乏相關(guān)的SNe與之成協(xié)，這一事實(shí)使人們對(duì)個(gè)別事件的塌陷起源的統(tǒng)計(jì)表示懷疑。

4 短爆的宿主星系是橢圓星系和旋渦星系的混合

短GRB和長GRB的第二個(gè)明顯區(qū)別是在橢圓星系中出現(xiàn)了一些短GRB。目前的短GRB樣本中包括了兩個(gè)具有亞秒級(jí)余輝的位置信息和空間上位置重合的橢圓宿主星系（具有很大的位置偏移的情況，GRBs 070809和090515），以及四個(gè)類似的情況（GRB 050509B，060502B，070729，100625A）但只有Swift / XRT確定的位置信息（概率約為總數(shù)的1–5%）?？偟膩碚f，約20%的短GRB與早期類型的宿主星系相關(guān)。在幾乎所有情況下，宿主星系被認(rèn)定為早期星系的結(jié)論是基于光譜觀測(cè)的結(jié)果，主要是沒有看到這類星系的恒星形成活動(dòng)（約<0.11個(gè)太陽質(zhì)量每年），近紅外線光譜能量分布所顯示其單個(gè)恒星的年齡>1 Gyr，以及根據(jù)HST觀察的形態(tài)上的信息判斷的。在下一段中，我們將看到宿主星系的分布信息，以及其對(duì)前身星的啟示。但是，從爆發(fā)上來講至少發(fā)現(xiàn)一些短GRB就出現(xiàn)在橢圓星系中，這表明他們的前身星屬于年老的恒星。

5 短伽瑪暴紅移分布情況

在最基本的層面上，宿主星系的關(guān)聯(lián)是至關(guān)重要的，因?yàn)榈侥壳盀橹梗旧纤械亩蘂RB紅移（光譜或光度）都是從相關(guān)的宿主那里獲得的。唯一的例外是紅移在z = 2.609處的GRB 090426和z = 0.356處的GRB 130603B，它們的紅移是通過余輝吸收光譜確定的。測(cè)量到的短伽瑪暴紅移大部分跨度為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的光學(xué)光度），它們是沒有紅移測(cè)量的，其紅移很可能位于z≥1。

由于在早期類型的星系中，短爆前身星的年齡可能會(huì)比較大，因此會(huì)發(fā)生在較低的紅移。短爆發(fā)生在早期和晚期星系中的紅移分布具有相似性表明，“Swift”的靈敏度確實(shí)對(duì)伽瑪暴的紅移分布有影響。短GRB明顯比長GRB更近，長爆的紅移可以延伸到z≈9.4，其中值為z≈2。這同時(shí)反映了短暴爆發(fā)的能量更低，同樣也是恒星形成活動(dòng)與短GRB發(fā)生之間延遲時(shí)間較長的原因。

一些人試圖利用觀測(cè)到的紅移和數(shù)目流量的分布來限制短暴前身星的年齡分布和短GRB光度函數(shù)。他們發(fā)現(xiàn)，要解釋觀測(cè)到的紅移分布，需要一個(gè)相對(duì)于宇宙恒星形成歷史之間的時(shí)間延遲。然而，有人指出，要用一個(gè)簡單的光度函數(shù)來再現(xiàn)對(duì)數(shù)的數(shù)目流量分布和二維光度-紅移分布，要么需要具有可忽略和長時(shí)間延遲的混合宿主星系的組合，要么需要以～2 Gyr為中心的窄延遲的時(shí)間分布。這種分布可能比較奇怪，相較于系統(tǒng)的組合模型和雙中子星的并合模型，盡管這些也不確定。我還注意到，雖然“Swift”探測(cè)器的靈敏度影響紅移分布，但它并不是在對(duì)觀測(cè)到的紅移分布產(chǎn)生影響的唯一因素。這可能反過來對(duì)模型限制的參數(shù)產(chǎn)生影響。