毫秒磁星作为伽玛射线暴中心引擎的研究

发布时间：2017-05-12 17:15

  本文关键词：毫秒磁星作为伽玛射线暴中心引擎的研究，由笔耕文化传播整理发布。

【摘要】：从上世纪六十年代美国Vela卫星无意中发现伽玛暴到现在,伽玛暴研究已经持续了近半个世纪。伽玛暴是一种短时标的高能光子爆发,持续时间从几十毫秒到几万秒。持续时间短于～2s的暴为短暴,长于～2s的为长暴。大量观测已经证实,长暴起源于大质量恒星的死亡。短暴最可能的起源是致密双星并合。一般认为伽玛暴的瞬时辐射来自中心引擎持续活动产生的内激波,而其余辉源于相对论抛射壳层与周围介质的碰撞产生的同步辐射。多年来的研究使我们对长暴与短暴的宿主星系有了较为详尽的了解。长暴通常发生在年轻的漩涡星系及不规则星系中,而且发生在恒星形成区。至今没有在年老的椭圆星系中发现长暴。而短暴既可能发生在年轻的星系中,也可能发生在年老的椭圆星系中。理论上来讲大多数长暴都应该伴随有超新星爆发,而观测上也不断发现长暴与超新星成协事件。对于短暴,理论预言应该存在一种新星,即所谓的kilonovao这是因为双中子星在并合过程中会向周围抛射出一部分富含中子的物质,这些物质通过快中子过程合成放射性核素。其衰变能加热抛射物,形成kilonovao2013年发现的与GRB130603B成协的红外增量可能是首个直接观测到的kilonova,这为短暴的致密双星并合假设提供了较有力的支持。目前,伽玛暴的研究已经进展到可能最终确定其中心引擎究竟为黑洞还是中子星的阶段。这需要系统研究中子星与黑洞两种不同中心引擎所导致的电磁辐射、引力波辐射、中微子辐射的异同。本文第一章详细阐述了有关进展。有关黑洞作为中心引擎的研究已经颇为丰富。过去十年间广义相对论数值模拟取得了非常快的进步。这些模拟发现黑洞可产生相对论喷流,因而可作为伽玛暴的中心引擎。然而,有一些观测特征似乎不能轻易糅合到黑洞模型中去。如伽玛暴常存在持续数百秒甚至数万秒的X射线平台、短暴的延展辐射、X射线耀发等。对于这些特征最简洁的假设就是他们由磁星的转动能驱动。为了研究中心引擎为磁星时伽玛暴瞬时辐射及其余辉的辐射特征,研究人员在过去十年间做了大量研究。本文所做的研究就是在这样的背景下进行的。通常我们对伽玛暴的观测是先看到其瞬时辐射,然后观测到余辉。但如果中心引擎为磁星的话,快速转动的磁星会向抛射物注入Poynting流。这种能量注入可使得位于短暴喷流张角之外的观测者观测到来自磁星的电磁信号。在第二章我们假设来自磁星的Poynting流会很快变成正负电子对主导的极端相对论星风。星风加速抛射物,抛射物又推动周围介质,形成正向激波。与此同时,相对论星风受到抛射物阻挡,形成反向激波。正反激波产生同步辐射。我们发现,最近发现的光学暂现源PTF11agg可非常干净地解释为毫秒磁星驱动的反向激波辐射。PTF11agg不伴随伽玛暴,也未有X射线探测。这类暂现源构成了一个独特的观测窗口。在研究PTF11agg时我们没有考虑抛射物对反向激波辐射的吸收,对抛射物动力学也做了许多简化处理。在第三章,我们对抛射物动力学做了严格计算。发现该严格解与上述简化处理很接近。我们也考虑了抛射物对反向激波的吸收,发现在光学波段,在取得PTF11agg的第一个数据点时,抛射物已经透明,因而我们对PTFllagg的处理是正确的。我们在第三章对抛射物的不透明度做了细致的研究。双星并合之后抛射出去的物质是很纯的快中子物质,对这种物质性质的实验室研究非常困难。如果我们能从天文观测上得到其某些性质,那将是极为重要的。我们探讨了通过观测不同电磁波段来研究其性质的可能性。物质的不透明度对温度、入射光的波长都很敏感。我们发现,在反向激波早期阶段,X射线的不透明度主要来自电子汤姆森散射,光学波段不透明度主要来自bb(束缚-束缚)跃迁,而紫外波段的不透明度则很可能来自bf(束缚-自由)跃迁。因此将会观测到紫外电离突破。我们详细计算了X、紫外、光学等各个波段的辐射。我们发现,用这种多波段观测只能得到不透明度的一个较为松散的限制。前两章没有考虑逆康普顿散射对电子冷却的影响。我们知道,反向激波中的电子极端相对论的,其逆康普顿散射不容忽视。为此我们在第四章考虑逆康普顿散射。对于同步辐射,逆康普顿散射会影响同步冷却频率,使该频率降低。我们发现,第三章的动力学与逆康普顿散射共同作用的结果是使冷却频率与第二章计算PTF11agg时得出的冷却频率非常接近。目前有多个望远镜可探测高能伽玛光子。本章我们计算了毫秒磁星驱动的反向激波的逆康普顿散射,为利用高能光子探测器探测并合后毫秒磁星的诞生提供理论依据。计算发现,现有的望远镜如Fermi/LAT、CTA可探测到来自～1 Gpc处的毫秒磁星的辐射。这种辐射持续的时间是磁星的自转减慢时标,大约为一天。第五章对伽玛暴研究领域目前较为热点的问题展开了一些讨论,这些问题的解决无疑将大大推动伽玛暴的研究。
【关键词】：伽玛射线暴 高能辐射机制 逆康普顿散射 同步辐射 光变曲线
【学位授予单位】：南京大学
【学位级别】：博士
【学位授予年份】：2015
【分类号】：P172.3
【目录】：

• 摘要4-6
• Abstract6-9
• 致谢9-14
• 第一章 伽玛射线暴研究现状14-112
• 1.1 伽玛射线暴的观测特性14-30
• 1.1.1 伽玛暴的发现14-15
• 1.1.2 伽玛暴的光变曲线15-20
• 1.1.3 Band谱20-21
• 1.1.4 长暴与短暴的分类21-23
• 1.1.5 伽玛暴的起源23-29
• 1.1.6 空间探测器29-30
• 1.2 激波物理30-38
• 1.2.1 非相对论激波：谢多夫(Sedov)自相似解30-32
• 1.2.2 相对论激波32-33
• 1.2.3 粒子加速33-37
• 1.2.4 随机磁场的产生37-38
• 1.3 辐射机制38-50
• 1.3.1 同步辐射38-45
• 1.3.2 逆康普顿散射45-50
• 1.4 伽玛射线暴火球模型50-73
• 1.4.1 火球的产生与加速51-55
• 1.4.2 伽玛暴涉及到的时间55-56
• 1.4.3 瞬时辐射的内激波模型56-58
• 1.4.4 余辉标准模型58-68
• 1.4.5 喷流68-73
• 1.4.6 火球动力学演化：统一动力学模型73
• 1.5 伽玛暴更为精细的效应73-78
• 1.5.1 等时面效应73-76
• 1.5.2 曲率效应76-78
• 1.5.3 环境因素与密度跳变78
• 1.6 伽玛暴的中心能源78-98
• 1.6.1 黑洞吸积模型80-95
• 1.6.2 磁星周围的吸积盘95-98
• 1.7 双中子星并合98-106
• 1.7.1 引力波的直接探测98-99
• 1.7.2 核合成99-100
• 1.7.3 Kilonovae(也称Macronovae)100-104
• 1.7.4 正向激波104-106
• 1.8 经验关系106-109
• 1.8.1 τ_(lag)-L_(iso)相关性：Norris关系106-107
• 1.8.2 V-L_(iso)相关性：Fenimore-Reichart关系107
• 1.8.3 E_peak)-E_(iso)关系式：Amati关系107-108
• 1.8.4 E_peak)-E_(iso)关系式：Yonetoku关系108
• 1.8.5 E_peak)-E_(iso)相关性：Ghirlanda关系108
• 1.8.6 E_peak)-E_(iso)-t_(break)相关性：Liang-Zhang关系108
• 1.8.7 E_peak)-E_(iso)-T_(0.45)相关性108-109
• 1.8.8 经验关系式的局限性109
• 1.9 伽玛射线暴宇宙学109-112
• 第二章 PTF11agg作为双星并合后毫秒磁星驱动的反向激波辐射的第一个证据112-120
• 2.1 引言112
• 2.2 模型112-116
• 2.3 数值计算和暂现源PTF11agg116-119
• 2.4 总结与讨论119-120
• 第三章 双星并合后毫秒磁星驱动的反向激波辐射与电离突破120-134
• 3.1 引言120-122
• 3.2 反向激波辐射122-127
• 3.3 电离突破127-130
• 3.3.1 不透明度的估计127-129
• 3.3.2 来自反向激波的紫外线电离突破129-130
• 3.4 讨论130-132
• 3.5 总结132-134
• 第四章 通过高能辐射来探测并合后毫秒磁星的诞生134-148
• 4.1 引言134-135
• 4.2 逆康普顿散射对同步辐射的影响135-138
• 4.3 探测新生磁星138-144
• 4.3.1 逆康普顿谱及其光变曲线138-142
• 4.3.2 数值计算142-144
• 4.4 总结与讨论144-145
• 4.5 附录：逆康普顿散射解析解145-148
• 第五章 问题与展望148-152
• 5.1 中心引擎148-151
• 5.2 快速射电暴及其他课题151-152
• 附录A 相对论激波自相似解的推导152-164
• A.1 自相似解的分类152
• A.2 激波跳跃条件152-155
• A.3 方程组的简化155-157
• A.4 自相似变量的引入157-158
• A.5 以自相似变量取代r158-161
• A.6 能量注入与反向激波161-162
• A.7 存在介质密度梯度时的激波162-164
• 参考文献164-196
• 发表文章目录196-197

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本文编号：360404