短伽瑪暴基本性質的研究

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度在短時間之內突然增強后又迅速減弱的現象，持續時間在0.1-1000秒之間，輻射主要集中在0.1-100 MeV的能段之間。

關鍵詞：伽瑪暴；大質量恒星；超新星；宿主星系

1 伽瑪暴介紹

伽瑪暴1967年被Vela發現，數十年間，人們對其了解還不是很清楚，但基本可以確定的是發生在宇宙學尺度上的恒星級天體中的爆發過程中。伽瑪暴分為兩種：短暴（小于2秒）和長暴（大于2秒）。長暴被認為是“超新星的類似物”，能量相當于太陽級恒星毀滅性爆發的50至100倍。當這樣一顆龐大的恒星爆炸時，將會留下一個黑洞或者超大質量中子星，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）碰撞產生的。這兩種情況都會產生一個黑洞。

其中，BATSE發現了瞬時輻射持續時間T90的雙峰結構分布，平均值分別為30秒和0.3秒，據此可將伽瑪暴以2秒為界分為長時標伽瑪暴和短時標伽瑪暴兩大類。這里，T90定義為時間累積流量占總流量比例從5%到95%之間的持續時間（T50則對應25%到75%之間的持續時間）。通常我們還將探測器高低能量通道所接收到的光子數之比定義為伽瑪暴的硬度，這個量本質上決定于譜的峰值能量和譜指數。而BATSE的觀測結果表明長暴硬度較低，短暴硬度較高。

BATSE以其大樣本的統計發現伽瑪暴位置在天球上的角分布具有各項同性，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提供了有力證據。

2 伽瑪暴與大質量恒星的起源關系

兩個非常重要的觀測能幫我們建立長暴與大質量恒星死亡的關系：（a）長GRB與Ic型核塌陷SNe的關系和（b）恒星形成星系中長GRB的唯一位置，以及它們相對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部明亮的恒星形成區域的一致性。SN的成協是基于光譜觀測的，在處觀測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標為15-20天，這與Ic型SN的亮度和顏色曲線相匹配。還有觀測到的長GRB-SN峰值大小分布相對較窄，對大部分的樣品只橫跨約1 mag。此外，長GRB成協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分布成協的，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域存在空間相關性。

3 伽瑪暴與超新星系之間的關系

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

在缺乏SN成協的短GRB樣本中，其宿主星系仍然有恒星形成活動，這說明利用星系類型作為區分短長爆會嚴重影響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量恒星。同樣，我還發現有兩次短爆發（GRB 051221a和070724a）是與超新星不成協的，據分析，這兩個爆有可能屬于塌縮型的長爆。還有第三個爆（GRB 080905A）的持續時間超過短和長GRB名義上的時間界限。這些事件都缺乏相關的SNe與之成協，這一事實使人們對個別事件的塌陷起源的統計表示懷疑。

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的第二個明顯區別是在橢圓星系中出現了一些短GRB。目前的短GRB樣本中包括了兩個具有亞秒級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（概率約為總數的1–5%）。總的來說，約20%的短GRB與早期類型的宿主星系相關。在幾乎所有情況下，宿主星系被認定為早期星系的結論是基于光譜觀測的結果，主要是沒有看到這類星系的恒星形成活動（約<0.11個太陽質量每年），近紅外線光譜能量分布所顯示其單個恒星的年齡>1 Gyr，以及根據HST觀察的形態上的信息判斷的。在下一段中，我們將看到宿主星系的分布信息，以及其對前身星的啟示。但是，從爆發上來講至少發現一些短GRB就出現在橢圓星系中，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，宿主星系的關聯是至關重要的，因為到目前為止，基本上所有的短GRB紅移（光譜或光度）都是從相關的宿主那里獲得的。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的光學光度），它們是沒有紅移測量的，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比較大，因此會發生在較低的紅移。短爆發生在早期和晚期星系中的紅移分布具有相似性表明，“Swift”的靈敏度確實對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。這同時反映了短暴爆發的能量更低，同樣也是恒星形成活動與短GRB發生之間延遲時間較長的原因。

一些人試圖利用觀測到的紅移和數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。他們發現，要解釋觀測到的紅移分布，需要一個相對于宇宙恒星形成歷史之間的時間延遲。然而，有人指出，要用一個簡單的光度函數來再現對數的數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間分布。這種分布可能比較奇怪，相較于系統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”探測器的靈敏度影響紅移分布，但它并不是在對觀測到的紅移分布產生影響的唯一因素。這可能反過來對模型限制的參數產生影響。