短伽玛暴的余辉辐射和快速射电暴的环境磁场

发布时间：2020-11-02 09:30

　　 伽玛射线暴(简称伽玛暴)是一类短时标增亮的伽玛射线闪,是迄今为止观测到的最剧烈的高能爆发现象。从上世纪60年代Vela卫星无意中发现伽玛暴以来,伽玛暴始终是天体物理领域的研究热点之一。一方面,伽玛暴的相关物理过程仍有待解决,如喷流的起源、伽玛暴的中心引擎、瞬时辐射的产生机制。另一方面,多信使(电磁辐射、中微子、引力波等)天文时代的到来为人们提供了更多的可能来了解极端高能条件下的物理过程。伽玛暴根据持续时间分布可为长暴(2s)和短暴(2s)。与超新星爆发成协的证据支持长暴起源于大质量恒星的坍缩。而短暴一般被认为是双致密星并合的产物。双中子星并合或黑洞-中子星并合会抛出富中子物质;这些物质通过快中子俘获过程合成大量不稳定重核,然后衰变加热抛射物,产生kilonova。陆续发现的多个与伽玛暴成协的kilonova候选体,为双致密星的起源提供了间接的证据。2017年,advanced LIGO/Virgo联合观测到第一个双中子星并合引力波信号GW170817。这个引力波源与短伽玛暴GRB 170817A成协直接证明,至少部分短暴起源于双中子星并合。伽玛暴的中心天体一般是中子星或恒星级黑洞。我们可以根据瞬时辐射及其余辉的光变特征推断其中心引擎的性质。例如,当光变曲线中呈现出延展辐射、X射线波段的平台或耀发时,中心可能是磁星。本文主要介绍短伽玛暴余辉中的多成分辐射及快速射电暴的环境磁场。第一章介绍短伽玛暴及余辉的研究背景,包含三个小节。第一节关于伽玛暴及其余辉的观测特征与经典理论。我们在第二节介绍了 kilonova的相关研究,包含快中子俘获的研究背景、kilonova模型、还有磁星风注入的merger-nova模型。第三节,我们关注第一个双中子星并合引力波事件GW170817的引力波和电磁观测,及其相关理论研究。其中非常重要的观测是发现双中子星并合、短伽玛暴和kilonova的成协。Merger-nova模型假设当双中子星并合的产物是毫秒磁星时,并合抛射物由玻印亭流星风加速。而蟹状星云的观测表明,最初由玻印亭流主导的磁星风将演化成正负电子对主导的相对论性流体。这样,轻子与周围物质相互作用时,产生脉冲星风云。因此,第二章从星云观测谈起,然后介绍脉冲星风云模型在伽玛暴喷流和双中子星并合中的应用。当磁星风注入伽玛暴喷流,星云反向激波辐射可以解释伽玛暴后一天左右出现的X射线鼓包。当磁星风注入双中子星并合抛射物时,可以产生光学与X射线波段的增亮;其中,光学增亮来自于富中子抛射物的热辐射,X射线耀发则是星云反向激波的同步辐射。第三章简述了快速射电暴的观测与研究,部分起源理论支持快速射电暴与伽玛暴及引力波事件成协;我们还介绍了估算快速射电暴环境磁场的方法,为研究其物理起源和宿主星系性质打开了新的窗口。最后一章是本文的总结与展望。
【学位单位】：南京大学
【学位级别】：博士
【学位年份】：2018
【中图分类】：P172.3
【部分图文】：

考虑到部分伽玛暴能谱中有热成分（如，ＧＲＢ?０９０９０２Ｂ；?Ｒｙｄｅ，?２００５；?Ｒｙｄｅ??＆?Ｐｅ’ｅｒ，２００９）和高能幂律成分（如，ＧＲＢ?０９０５１０；?Ａｂｄｏｅｔａｌ．，２００９），因此瞬??时辐射能谱可能包含Ｂａｎｄ谱、热谱和高能幂律谱这三种成分（图１．４）。??部分伽玛暴触发伽玛射线探测器之前被观测到有前暴（ｐｒｅｃｕｒｓｏｒ；?Ｋｏｓｈｕｔｅｔ??ａｌ．，?１９９５；?Ｂｕｒｌｏｎ?ｅｔ?ａｌ．，?２００９）。一般来说，与主暴相比，前暴的能谱较软，流量??较低，而且其与主暴的时间间隔比主暴的持续时间要长。另有部分伽玛暴的两??个相邻脉冲之间有长时间的宁静期，时间一般比Ｔ＾。的５％要长（Ｒａｍｉｒｅｚ－Ｒｕｉｚ?＆??２??

绝人多数定位精准的伽玛撻都Ｙｙｘ射线的探测数据。ｘ射线余辉的流说密度??可以用幂律形式表示，即ａ?Ｐ。??从图１．５ｎＪ？以看到，Ｘ射线余辉大致分为五个阶段（示意图１．６）。（１）陡降??阶段。紧随瞬时辐射的衰减，有５０％暴的Ｘ射线辐射会陡峭Ｆ降。－般认为，??陡降部分的辐射来自于喷流高纬处的瞬时辐射；高纬处光子与视线方向的夹??角较大，到达观测者的时间便会更迟。衰减指数ａ．Ｙ？－３基本满足曲率效应??的预测２）。但部分暴的衰减指数达到－１０，说明除／曲率效应??还应有其他机制促成陡降。（２）平缓下降阶段。６０％的暴辐射会趋于平缓（幂??律近似为－０．５），平缓是相对于标准余辉模型而言的。这个阶段持续时间大约??是？１０２－１０３ｓ。这个阶段的行为可能是由于中心引擎的能量注入、偏轴辐射、??３??

即先是以－０．７４－－０．４６的幂律缓慢递减，之后再转为正常递减的光变曲线，??幂律在－１．７２到－１．３４之间。当喷流进入拐折阶段，光学辐射会快速衰减，其幂律??指数将小于－２。实际上参看图１．７，我们也可以依照Ｘ射线的方法，建立光学余??辉的标准光变模型（Ｌｉ?ｅｔａｌ．，２０１２）：?ｌａ为与瞬时辖射时期的光学闪，ｌｂ为外激波??贡献的早期光学闪，ＩＩ为缓慢衰减期（能量注入），ＩＩＩ为正常衰减阶段（包含早??期鼓包），ＩＶ为喷流拐折后阶段，Ｖ为光学闪，ＶＩ为后期再增亮，ＶＩＩ为可能的??超新星成分。??１〇名ｆ??＾?ｌａ．?Ｐｒｏｍｐｔ?Ｏｐｔｉｃａｌ??１０７?ｒ?（６／１４６）??８?：?，?／！?ｌｂ．?Ｒｅｖｅｒｓｅ?Ｓｈｏｃｋ??１０『／：／：？?（１０／１４６）?ｖ?〇ｐｔ｜Ｃａ｜Ｒａｒｅ??１〇－９?ｒ?；＼；?＼?：＼?；＼?（１９／１４６）??ｌ?Ｉ?Ｍ?ｉ?Ｉ?＼?＇?＇??＇ｗ?Ｃ?ｆ?丄，－丄〔一?／?ＩＩ．?Ｓｈａｌｌｏｗ?Ｄｅｃａｙ??〇?１０．”?ｒ?，＇、（３９／１４６）?ＶＩ?Ｒｅ－Ｂｒｉｇｈｔｅｎｉｎｇ??｜１〇．
【相似文献】

相关期刊论文 前10条

1 李兵;孙惠;王灵俊;魏俊杰;黄永锋;李立新;黎卓;梁恩维;吴雪峰;;特殊伽玛暴及伽玛暴的特殊辐射成分[J];中国科学:物理学 力学 天文学;2018年03期

2 林一清;程再军;;共动系中伽玛暴峰值能量的分布及其与光度的关系[J];天文学报;2017年03期

3 闻新;李佩冉;;强大的伽玛暴[J];太空探索;2017年01期

4 胡迪家;;问天(外两首)[J];躬耕;2017年02期

5 林一清;;费米卫星对伽玛暴的观测及其对理论模型的挑战[J];天文研究与技术;2013年04期

6 程再军;林一清;;共动坐标系中伽玛暴νF_ν谱的峰值能量分布[J];天文研究与技术;2016年04期

7 林一清;;不同卫星伽玛νF_ν暴谱的峰值能量分布[J];天文研究与技术;2016年03期

8 侯书进;黄金书;曲预宾;刘晶晶;;伽玛暴X射线余辉中的快速衰减与曲率效应[J];琼州学院学报;2014年05期

9 张博;吴雪峰;戴子高;;宇宙中最猛烈的爆发[J];科学世界;2015年12期

10 林一清;;伽玛暴及其早期X射线余辉的观测特征[J];天文学报;2007年04期

相关博士学位论文 前10条

1 林巍莉;短伽玛暴的余辉辐射和快速射电暴的环境磁场[D];南京大学;2018年

2 苏成悦;伽玛暴内禀脉冲动力学和辐射机制[D];中国科学院研究生院（云南天文台）;2006年

3 赵晓红;伽玛射线暴辐射效率、辐射能及早期余辉研究[D];中国科学院研究生院（云南天文台）;2007年

4 张富文;伽玛暴脉冲时变特征及其对能量的依赖[D];中国科学院研究生院（云南天文台）;2008年

5 徐明;伽玛暴外流与介质相互作用的研究[D];南京大学;2011年

6 操小凤;X射线双星快速光变研究与伽玛暴的光度和红移统计[D];华中师范大学;2012年

7 孔思伟;伽玛暴余辉及伽玛射线脉冲双星多波段辐射的研究[D];南京大学;2012年

8 贺昊宁;伽玛射线暴多信使手段的研究[D];南京大学;2012年

9 仪双喜;伽玛射线暴的早期余辉理论及其应用[D];南京大学;2015年

10 郝景萌;伽玛射线暴与恒星形成率的相关性研究[D];中国科学技术大学;2013年

相关硕士学位论文 前10条

1 黄晓利;伽玛暴早期反向激波辐射及其辐射区性质研究[D];广西大学;2017年

2 郭贝贝;伽玛暴的高能余辉及其辐射效率[D];广西大学;2016年

3 胡有栋;伽玛暴中X射线辐射时变行为特征[D];广西大学;2014年

4 魏俊杰;伽玛暴能谱和伽玛暴宇宙学[D];广西大学;2012年

5 周密;伽玛暴致密性若干问题的研究[D];云南师范大学;2009年

6 刘玉东;狭义相对论在伽玛暴致密性问题上的应用[D];云南师范大学;2008年

7 杨恩波;延展辐射型伽玛暴的多波段性质研究[D];贵州大学;2016年

8 仪双喜;伽玛暴初始洛仑兹因子和中心引擎的活动时标[D];广西大学;2011年

9 李亮;伽玛暴光学余辉中的各种辐射成分[D];广西大学;2012年

10 王远瞩;基于尘埃散射模型和标准余辉模型研究伽玛暴余辉辐射的光变和谱演化[D];广西大学;2015年

本文编号：2866865