短時間γ射線暴

英文為【Stephan Rosswog 】。在發現至今超過35年的時間裡，γ射線暴（以下簡稱γ暴）始終是宇宙中最激動人心、最神秘的事件。γ暴是在全天γ射線背景中短時間的高能光子暴發。已持續時間2秒鐘為界，可以把它們分為長時間γ射線暴（簡稱長暴）和短時間γ射線暴（簡稱短暴）。現在我們已經對長暴有了充分的了解，包括它在不同波段的餘輝、紅移、寄主星系以及與恆星形成區的成協性等等。與之形成對比的是，我們對短暴的認識還僅僅局限在γ射線波段。

基本介紹

• 中文名：短時間γ射線暴
• 外文名：Stephan Rosswog 
• 簡稱：γ暴
• 特性：具有極高的準直性

γ暴可能有兩種不同的前身星

總體上講，這兩類γ暴可能有兩種不同的前身星，或者它們有著相同的前身星，只是由於初始條件不同（例如初始的旋轉不同）導致了兩者的差異。不過可能性更大的是，這兩種γ暴有著各自不同的前身星，因為它們在持續時間上有著本質上的不同。短暴有著比較硬的譜，也就是說短暴有著更多的高能光子，它峰值能量也比較高，而且它們隨時間的演化也呈現出不同的形態。宇宙的膨脹以及中央引擎噴射物質的速度都會影響峰值能量的大小。因此如果在短暴中出現高峰值能量的話，這就意味著要么中央引擎產生了極高速的噴流，要么它距離我們比較近。統計分析則顯示短暴有著相對比較近的距離分布。

緻密雙星的併合

緻密雙星的併合--兩個中子星的併合，或者是一個中子星和一個低質量黑洞的併合--長久以來一直被認為是γ暴的中央引擎。這一併合現象可以產生1053爾格的能量，同時也可以解釋γ暴的短時標特性。最近長暴與超新星的成協性已經被證實。緻密雙星的併合現在僅僅被認為是短暴的觸發機制。

短暴的近距離特性

如果γ射線輻射僅僅來自高準直性的噴流，那么只有當噴流對準地球的時候我們才能觀測到它，而且我們會錯過絕大部分的爆發。這意味著短暴的發生率比我們觀測到的要高很多。即使γ射線輻射具有極高的準直性，目前對緻密雙星併合機率的估計也足以解釋所有的短暴。由於雙星系統從誕生到最終併合要經歷很長的時間，因此由緻密雙星併合產生的γ暴應該出現在宇宙相對較晚的時期。福萊（Fryer）等人估計在相同的紅移處短暴的發生率是長暴的0.5-0.8倍，這為短暴的近距離特性提供了新的支持。

一般情況下都假設，不管前身星系統是什麼，它都會形成一個由電子-正電子對、光子和少量重子組成的"火球"。為了解釋γ暴的能譜，最終的火球都必須達到極端相對論速度。唯一的可能是火球僅僅包含了10-5個太陽質量的重子物質，否則只能形成非相對論噴流。

中微子-反中微子對的湮滅

是什麼原因使得高溫的併合遺蹟在一定體積內可以積聚所需的能量，而又幾乎沒有重子物質呢？可能的解釋是中微子-反中微子對的湮滅和磁過程。

對併合的三維流體動力學模擬顯示中微子湮滅可以在沿著原來雙星轉動軸的方向上驅動兩束相對論噴流。只有噴流具有較高的準直性並且能夠延伸到較遠的地方時，這樣相對論噴流中所包含的能量才能解釋我們的觀測。這一高準直性的噴流確實也存在著觀測上的證據。

一些與磁場有關的機制也會參與其中。最近對中子星併合的模擬確證了1992年鄧肯（Duncan）和湯普森（Thompson）所提出的理論。兩顆中子星的併合會在併合遺蹟的中央形成一個（壽命可能很短的）超大質量中子星。由於它的高速自轉以及它與其他物質在轉動周期上的差異，使它成了一部發電機，可以把原先的磁場放大到3×10^17高斯。這種"超脈衝星"可以產生短暫的極端相對論星風，其中包含的能量可以達到10^52爾格。如果這一理論是正確的，那么短暴的能量釋放應該由兩部分組成：一部分是由中微子-反中微子湮滅導致的相對較弱且具有較高準直性的噴流，另一部分是非準直性的由磁場構成的，這部分包含了更多的能量。

對短暴的觀測

為了對短暴的中央引擎有更好的了解，我們必須在其他波段上對它進行觀測。在我們第一次觀測到長暴的餘輝之後，我們對長暴的認識有了革命性的飛躍。希望今年發射的SWIFT衛星能幫助我們探測到短暴的餘輝。這些觀測可以確定短暴是否真的發源於比較近的區域，說不定還能解釋短暴到底是什麼，它是否像長暴一樣也與恆星形成區成協，或者出現在星系的其他地方，例如星系的外圍。

短暴起源於雙星系統的決定性證據將會來自地面上的引力波探測器，例如LIGO或者GEO600。一個併合中的雙星系統會發出獨特的引力波。如果在γ暴發生的同時探測到引力波，那將會是在γ暴研究中具有里程碑意義的。