余勇博[1]2018年在《伽玛射线暴中的能量注入过程及相关高能天体物理现象研究》文中提出伽玛射线暴(简称伽玛暴)是一种来自宇宙空间随机方向的短时间内伽玛射线突然增强的高能爆发现象。它是宇宙大爆炸以后最剧烈的恒星级天文爆发现象之一。自从1967年Vela卫星发现伽玛暴以来,伽玛暴的研究一直是天体物理领域的热点。1997年伽玛暴在低能段长持续时间的对应体一余辉被发现以后,伽玛暴相关问题的研究进入了黄金时期。历经康普顿伽玛射线天文台、BeppoS AX卫星、Swift、Fermi卫星时代,经过大约半个世纪的努力之后,如今人们基本确认了伽玛暴的宇宙学距离,长伽玛暴的大质量恒星坍缩起源,建立了余辉标准模型。近来,对短伽玛暴GRB 170817A和引力波GW170817成协的观测研究表明,部分短伽玛暴来源于双中子星的并合过程。目前人们已经观测到了从射电到GeV伽玛射线能段的多波段余辉辐射。对余辉多波段辐射的研究不仅可以检验和完善伽玛暴的理论模型,还有助于了解伽玛暴激波中的微观物理过程、辐射机制、周围环境结构以及宿主星系特征等基本问题。本论文的研究内容包括通过拟合伽玛暴多波段余辉来检验伽玛暴的统一动力学模型,以及基于能量注入机制对伽玛暴余辉中增亮现象的解释。论文的具体组成如下:第一章是对伽玛暴领域的简要综述,介绍了伽玛暴瞬时和余辉的观测与理论,以及当下人们正在集中研究的问题。第二章包含了我们在伽玛暴领域的工作。我们在标准的余辉动力学演化方程的基础上考虑能量注入来解释特殊的伽玛暴余辉。我们分别考虑了常数能量注入,中心黑洞回落吸积产生的延迟能量注入以及中心磁星磁偶极辐射能量注入。在第三章中,我们利用脉冲星对周围行星的潮汐瓦解和吸积过程成功解释了PSR J0738-4042自转减慢速率的变化。我们认为,第一个鼓包阶段来自于潮汐瓦解物质第一次经过中心天体时的吸积,随之而来的下降过程则是来自于潮汐瓦解物质沿着高离心率的椭圆轨道飞离中心天体导致的吸积率降低,最后自转减慢速率相对而言比较稳定则是因为物质在经过轨道圆化之后形成的稳定的盘吸积。另外,我们提出了一种全新的寻找奇异星的方法。最近对短伽玛暴GRB 170817A和引力波GW 170817成协的观测表明至少部分短暴来源于双中子星的并合过程,在第四章,我们统计了短伽玛暴的流量和峰值光子流量,统计表明,短伽玛暴可以分为两类,具有延展辐射的可以分为一类,而不具有延展辐射的可以分为另一类。结合延展辐射的产生机制,我们认为具有延展辐射的短伽玛暴应该来自于双中子星的并合,而不具有延展辐射的短伽玛暴来自于黑洞和中子星的并合。最后,在第五章我们列举了伽玛暴研究领域中存在的难题,总结了我们的工作对现有研究的贡献,提出了自己的一些看法。以我们的工作为出发点,我们展望了接下来要开展的系列工作。
许云[2]2003年在《γ射线暴火球模型的研究》文中研究说明本文在伽玛射线暴的标准火球模型的基础上，主要作了两个方面的研究工作：中心有脉冲星的火球模型和含有同步自吸收的火球模型。 伽玛射线暴是一种高能量，短时标的γ射线突然爆发的天体物理现象。它是在二十世纪六十年代末偶然被发现的，至今它仍是天文学上的一大谜。1997年以来，由于意大利和荷兰合作研制的BeppoSAX卫星的杰出贡献，人们观察到了一些伽玛射线暴的余辉，证实了它们的宇宙学起源。余辉的观测也证实了火球模型的正确性，伽玛射线暴在其持续的几秒钟能量高达10~(50)—10~(54)尔格，不可避免地要形成一个以极端相对论速度向外膨胀的火球。 本文详细介绍了伽玛射线暴的观测特性，余辉的观测，火球模型以及能源机制。接着讨论了中心有脉冲星的γ射线暴火球模型，假设在火球中心有一强磁场的毫秒级脉冲星，这个脉冲星将通过磁偶极辐射不断的供给火球能量。开始时注入的能量还很小余辉呈现衰减，随着注入能量的增大，余辉会回升，最终随着磁偶极辐射的衰减，余辉再次衰减。我们选用合适的能量转化方程，计算出GRB970228和GRB000301的辐射谱，理论计算很好的拟合观测结果，解释了γ射线暴余辉的光变曲线含有平坦的特征，证明了中心脉冲星对火球余辉演化有重要影响。本文还研究了考虑同步自吸收的火球模型，电子对同步辐射光子的吸收过程有可能使原有的同步加速辐射谱形发生显著的变化，这就是同步加速自吸收。由于吸收系数随辐射光子频率的减小而快速增长，这一现象在同步辐射的低频段较为明显。计算出GRB970508的余辉，得到了光学波段和射电波段的光变曲线，计算结果和观测结果也符合的较好，解释了GRB970508的余辉光变曲线随时间先上升再下降的特征。
刘当波[3]2006年在《新辐射机制在高能天体物理学中的理论与应用研究》文中指出最近十几年来，由于空间技术的飞速发展，使X射线和γ射线天文学进入空前繁荣时期，极大地扩展和深化了我们对宇宙，对自然界的认识。各种新发现，新理论，新学说层出不穷，成果举世瞩目。例如，活动星系核(AGN)，特别是Seyfert 1星系的性质奇特的铁Kα线的发现，就是近十年X射线天文学最重要的成果之一。铁Kα线是认识AGN中央大黑洞周边物理环境及状态的最重要探针，因此成为近年X射线天文观测和黑洞理论研究的一大热点。再如近十年中伽玛暴研究的巨大进展，使之三次入选美国‘Scicence’杂志评出的年度十大科学成就。伽玛暴研究已经成为天体物理学中一个焦点领域，对今后物理学和天文学发展有很大的潜在意义。人们期待着，新的科学突破会从天文学开始。但与观测成果相比，理论现状相对落后。这包括两方面：即对这些高能天体的物理了解及对高能辐射机理本身的基础研究。弄清辐射机理是揭示这些奇异天体性质的关键第一步，而目前国际上在这方面进展不大。仅对活动星系核，类星体，以及伽玛暴这几类天体而言，面对观测资料，至今存在着很多无法解决的困惑。有些难题甚至已经困扰天文界二、三十年。理论落后观测的现状首先表现在辐射理论研究进展缓慢，而目前新发现的高能天体的观测性质对经典辐射理论提出了严重挑战。为此，本论文的主要研究课题是X射线和γ射线天文学中新辐射机制的研究及其应用。第一章为绪论，概述了本文对辐射机制研究的主要内容。从第二章到第十一章主要对Cerenkov线状辐射理论，强磁场中回旋辐射的量子理论，强磁场中相对论电子的共振逆Compton散射机制(简称RICS)，Compton软化处理方法和双光子湮灭吸收及其它们在天体物理中的应用进行了一系列的研究．现分叙如下。在上世纪80年代，尤峻汉等人就提出，当具有各向同性速度分布的相对论电子穿过气体区域或者轰击稠密气体区域的表面时，所产生的Cerenkov辐射集中在原子特征谱线附近的狭窄频段上，因而这种辐射可看作一种特殊的发射线，称为Cerenkov线状辐射或简称Cerenkov发射线。这是一种新的谱线发生机制。在第二章中简介Cerenkov线状辐射基本理论，系统地引出Cerenkov线状辐射的相关公式。定量给出Cerenkov出射线的强度、轮廓、线宽、红移等特征。这种新型谱线发射机制在天体物理中有潜在的重要性，可用来探讨活动星系核的宽发射线的起源和性质(包括类星体和Seyfert 1星系在X射线和光学波段的宽线)。本章中，我们利用Cerenkov线状辐射理论公式计算了氢原子巴尔末谱线的强度比，成功地解释了类星体与赛弗特Ⅰ型星系中很陡的巴尔末减缩。另外，我们也利用Cerenkov线状辐射理论成功地解释了类星体的氢发射线之间系统性的微小红移差。这为活动星系核的氢的宽发射线主要起源于Cerenkov线状辐射机制的提供了观测证据。铁K线是目前公认的认识活动星系核(ACN)中央大黑洞和X射线密近双星黑洞周遍物理环境及状态的最重要的探针。第三章中，利用Cerenkov线状辐射机制探讨了活动星系核中的铁K线起源问题。为解决目前流行的“光电吸收-荧光线发射”机制的某些预言与观测的不符，我们建议采用Cerenkov线发射机制重新探讨AGN中的铁K线起源。理论计算表明，在合理的参数范围内，的确可以产生足够大的能与观测比较的Cerenkov谱线强度(或光度)。我们利用Cerenkov机制也合理地解释了观测中反常的铁线Kα／Kβ强度比。并预言铁Kα线和Kβ线存在系统性的红移差，期待观测上的验证。我们这一新模型的提出既为解释AGNs中的铁K线提出了新的途径，同时也对AGNs的物理研究有明显的影响，AGN中心巨黑洞的周边环境可能比以前所设想的有更多的激烈高能活动，有大量相对论电子存在，而且气体也更加稠密。在X射线和γ射线天文学中，强磁场中非相对论性热电子的回旋辐射是一种重要的谱线发射和谱线吸收机制。在强磁场中，经典电磁学给出的回旋辐射理论已不再适用。本文第四章中，我们介绍了尤峻汉等人近年发展的回旋辐射的半经典量子理论。与以前的QED结果相比，回旋辐射的半经典量子理论的结果更具物理直观性，且更为简洁实用。本章中，我们利用量子回旋吸收公式对孤立中子星1E1207.4-5209 X射线回旋吸收线的做了理论分析，完成了对位于0.7和1.4 keV两条吸收线的等值宽度的拟合，并由此导出自转轴的空间取向。强磁场中相对论电子的共振逆Compton散射(简称RICS)是γ射线天文学中一种重要的γ射线辐射机制。与一般逆Compton散射不同，RICS机制讨论强磁场中相对论电子沿中子星磁轴飞行的共振的逆Compton散射。这是一种新的高效、高能、辐射带有尖锐方向性的辐射机制。在第五章，我们给出单个相对论电子共振逆Compton散射的解析谱功率分布公式，给出了实验室系中共振逆Compton散射的匹配条件γhv_i(?)hv_B(或(?)h(?)_i(?)hv_B，又叫近似共振条件)。当幂律分布的N(γ)=N_0γ~(-n)(γ_1＜γ＜γ_2)的电子系集体沿磁偶极场运动时，我们计算了变化磁场中集体的共振逆康普顿散射(RICS)，得到了各种典型的周边低频场环境下的集体RICS谱形。在5.5节中，我们尝试利用RICS机制重新探讨伽玛射线暴中原初伽玛射线的辐射。指出了流行的‘火球—内激波’模型在解释伽玛射线暴中原初伽玛射线辐射存在的一些问题，论证了RICS机制产生伽玛射线暴中原初伽玛射线辐射的可能性，RICS机制可能是解释伽玛射线暴中早期伽玛射线辐射的有希望的新尝试。X射线穿过‘冷’等离子体的Compton软化过程是X射线天文学中辐射转移中的一个重要内容。由于辐射场和等离体介质的能量交换，将会使出射光的谱形发生很大的改变。第六章中介绍处理X射线或γ射线穿过‘冷’等离子体的Compton软化过程的一种简便的解析方法—推广的Kompaneets扩散方程。该方程既适用于Compton软化过程，也适用于Compton硬化过程。利用此推广的Kompaneets方程计算了天体物理中4种常见辐射谱(发射线、黑体谱、幂律谱和热轫致谱)的Compton软化，所得结果同MonteCarlo模拟结果和Ross-McCray方程的数值求解结果一致。相对于Monte Carlo方法，推广的Kompaneets扩散方程更具物理直观性，且求解简捷方便。因此，推广的Kompaneets方程是处理Compton软化的一种有效方法。双光子湮灭造成的γ射线吸收是γ射线天文学中一种重要的吸收机制。在第七章，我们对双光子湮灭造成的γ射线吸收做了详细的理论分析，得出了双光子湮灭的匹配条件(hω)·(hω′)≈3(m_0c~2)~2，有利于对伽玛射线观测谱做定性物理分析，预言了在宇宙伽玛辐射谱中可能会出现线状吸收结构。另外，我们也得到了不同低频辐射场下双光子湮灭的吸收系数，可用来定量分析伽玛辐射谱穿过周边低频场所造成的吸收。总之，在本篇论文中，主要阐述了我攻博期间在X射线和γ射线天文学中辐射机制的理论和应用研究方面所做的研究工作。研究工作主要包括：Cerenkov线状辐射理论的应用研究，强磁场中回旋辐射量子理论的应用，强磁场中相对论电子的共振逆Compton散射机制的研究及应用，Compton软化处理方法和双光子湮灭吸收。在第八章中我们对本论文的主要研究内容做了一个简单总结，并对我们以后在X射线和γ射线辐射机制方面可能的应用研究做了一些展望。
苏成悦[4]2006年在《伽玛暴内禀脉冲动力学和辐射机制》文中认为本文介绍作者在攻读博士学位期间的工作情况。综述了伽玛射线暴的研究现状和进展，提出了一个相对论激波模型来拟合和分析伽玛暴的光变曲线，并提出了一种方法对伽玛暴的几种辐射机制进行分析和限制。 许多人运用各种方法来寻找伽玛暴光曲线的统计特征和单暴脉冲的形态，证实了伽玛射线单暴的“快速上升，指数下降(FRED)”的特征。如何解释和理解这一形态特征，成为我们关注的问题。一般认为，伽玛射线暴的光曲线是复杂多变的，它可认为是许多的单暴脉冲构成，对单暴脉冲的研究，对于理解伽玛射线暴的形成机制是十分重要的。根据我们得到的单暴脉冲形态，我们提出了一个相对论性激波模型，利用压力波的传播与激波间的递推关系，对单暴脉冲的形成进行研究，得到了一些有意义的结果并对伽玛暴形成的动力学过程进行了描述。(1)伽玛暴的形成是火球中的等离子体，在“中心发动机”的驱动下，压力波的传播动力学特性形成激波而产生；(2)解释了伽玛射线暴中单暴脉冲快速上升，指数下降的形态(“FRED”)，产生这一形态的原因主要是等离子流体动力学特性造成；即使在“中心发动机”驱动的加速阶段的时标大于减速阶段的时标的情况下，仍能产生这一形态；(3)给出了“中心发动机”的驱动方式(或说过程)对产生的单暴脉冲形态(“FRED”)的影响并不重要的结果，这一结果与Blandford指出的；“中心发动机”的驱动对压力波传播不产生影响的结论一致；(4)伽玛暴单脉冲的半宽主要由加速阶段决定。 我们从理论的角度系统地研究了几种辐射机制的谱硬率(hardness ratio)与最大峰频v_p(最大峰能e_p)的关系，包括：热同步辐射、热康普顿辐射、热轫致辐射、冷却模型和“Band”谱等主流辐射机制，我们得到了(1)硬率与峰能e_p的理论函数关系和曲线；(2)上述几种辐射机制对应的谱硬率和谱的最大峰能之间的关系是非线性的，这与其他人提出的伽玛射线暴观测结果反应二者是伪线性的结论一致，并且显示它们实际上是分布在一个区域，边界是自然的；(3)同步谱曲线比韧致辐射谱曲线更好地符合观测数据；(4)在低能区，几种模型大致都与观测数据有一定的符合，但在高峰能区，数据分布开始出现扩散的趋势，因此在该区对一个给定的源，有可能明确是哪种辐射机制起作用；(5)硬
彭朝阳[5]2007年在《伽玛射线暴单脉冲光变曲线和能谱的研究》文中认为伽玛射线暴(简称伽玛暴)是一种来自宇宙空间的伽玛射线在短时间内突然增强的现象，是目前观测到的最剧烈的爆发现象。伽玛暴在1967年首次被探测以来，就一直是极具吸引力的谜。虽然在短短的三十多年来，人们对伽玛暴的研究取得了一些进展，但还有很多问题没有被认识清楚。本论文首先对伽玛暴的研究概况做一综述，然后详细介绍了本人在博士期间做的几个研究工作。第一章到第四章为综述部分。第一章比较详细地介绍了伽玛暴的主要观测仪器；第二章简要介绍了伽玛暴在四个观测阶段的基本观测和统计特征；第三章介绍了伽玛暴的主要理论研究成果；第四章主要介绍了与伽玛暴有关的两个重要问题。第五章到第八章是工作部分，主要介绍本人在伽玛暴的光变曲线和能谱方面的几个研究工作。其中第五章主要介绍我们工作的一个主要模型Qin多普勒模型。第六章是基于第五章介绍的Qin多普勒模型及其它的应用所做的一个工作。在伽玛暴脉冲宽度和能量之间存在幂律关系，我们首先简要列出了前人研究的结果。最近，在假设以相对论速度膨胀的火球表面的多普勒效应很重要的基础上，Qin等研究表明：在大多数情况下，上述的幂律关系存在于特定的能量范围内，而且在同一个暴的相同的能量范围内，上升宽度和下降宽度的比值和能量之间存在一个趋势相反的幂律关系。我们用两个包含很好的脉冲的伽玛暴样本检验了这个关系。在BATSE能量范围内，我们两个样本中的大多数暴(大约65％)的脉冲宽度和能量之间存在幂律反相关，而在脉冲宽度比值和能量之间存在幂律相关关系。这些表明，这大多数暴很可能产生于那些发生在相对论膨胀火球表面的辐射。而且我们发现，两个样本的宽度比的上限不会超过0.9，这和以前多普勒模型预测的一致。根据两个幂律指数位于不同的平面区域，我们把这些暴分成三个不同的子类，我们怀疑这些位于不同平面区域的暴产生于不同的辐射机制。第七章探讨伽玛暴谱延迟和伽玛暴脉冲宽度之间的关系。我们主要研究了相对谱延迟和相对脉冲宽度的关系。伽玛暴谱延迟现象很普遍，但是这个问题的明确答案还没有给出。我们运用一个包含82个伽玛暴脉冲的样本研究发现：伽玛暴谱延迟和脉冲宽度之间存在一个较强的相关关系，而相对谱延迟和相对脉冲宽度之间却没有相关性。我们怀疑谱延迟和脉冲宽度之间的相关性是由于伽玛暴的洛仑兹因子引起的。我们对相对量的分析表明，内禀的谱延迟可能反映脉冲的其它方面，而既不是和激波动力学时间有关也不是和由于曲率效应引起的时间延迟有关。第八章研究了伽玛暴单脉冲谱的演化规律。我们仔细研究了Kaneko等最新的BATSE谱样本，发现有一类脉冲的峰值能量E_(peak)遵循软-硬-软的演化规律，我们选取了82个分离得较好的这类伽玛暴脉冲研究了它们的E_(peak)演化的统计特征。当统一研究这些脉冲时，我们发现：a)它们的E_(peak)演化确实遵循软-硬-软的规律；b)软到硬的前段相对硬到软的后段的时间要短；c)后段最软的谱要比前段最软的谱要软；d)前段的谱比100 keV要硬，而后段的谱比50 keV的谱要硬，但有的比100 keV要软。这和目前伽玛暴产生的普遍观点一致。当把两类脉冲按脉冲形态分成Ⅰ类(上升宽度小于下降宽度)和Ⅱ类(上升宽度大于下降宽度)两类时，我们发现只有Ⅰ类和我们的普遍理论一致。而Ⅱ类除了前段比后段要长外，其它演化特征都相同。我们怀疑这两类脉冲的产生机制可能和内激波的不同过程有关。Ⅰ类可能产生于前激波，而Ⅱ类可能来自于反激波，这值得进一步探索。第九章列举了一些与伽玛暴有关的问题和展望。
郝志博, 戴子高[6]2013年在《奇异星周围的中微子主导吸积流》文中认为为统一解释伽玛射线暴(简称伽玛暴)与暴后再活动,提出了一个新的伽玛暴中心引擎模型—"奇异星-NDAF"模型(NDAF:Neutrino Dominated Accretion Flow,中微子主导吸积流).并计算了奇异星周围NDAF的结构.与其他中心致密天体不同的是,奇异星会向吸积流反馈以中微子为载体的奇异化相变能量.不考虑NDAF与奇异星的摩擦,结果表明:奇异星周围NDAF的结构对吸积率非常敏感;当吸积率大于0.18 M_⊙·s~(-1)时,"奇异星-NDAF"模型能统一解释伽玛暴与暴后再活动,这个范围大于无摩擦的"中子星-NDAF"模型能统一解释的范围;在统一解释的情形下,"奇异星-NDAF"模型湮灭总能量的分布非常宽阔,当吸积率大于0.3 M_⊙·s~(-1)时,湮灭总能量大于10~(51) erg;最后,当吸积率大于0.3 M_⊙·s~(-1)时,"奇异星-NDAF"模型的湮灭光度超过同等吸积率下"黑洞-NDAF"模型一个多量级,有利于解释某些光度极大的伽玛暴.
谢祎[7]2007年在《磁场对中微子主导吸积盘的影响》文中进行了进一步梳理伽玛射线暴是宇宙中的伽玛射线突然增亮的现象,是继大爆炸后最剧烈的爆发。自其发现以来就一直是天体物理中的一大谜团。现在一般认为长暴源自大质量恒星的星核坍缩,观测上与恒星形成区相关;短暴可能发生于双中子星(NS-NS)或中子星与黑洞(NS-BH)系统合并的过程中,观测上与年老的椭圆星系相关联。伽玛暴喷流的真实能量现在理论家和观测家达成的共识是～10~(51)ergs。另外,伽玛暴余辉的标准冲击波模型也已经建立起来了。本文主要研究伽玛暴的中央能源机制。目前较为成功的能源机制模型两种:一种来自重子喷流能量,一种是磁场耗散能量,分别有中微子主导吸积盘模型和磁化吸积盘模型与之对应。本文在这两种模型的基础上,研究了磁场对中微子主导吸积盘的影响,并对X射线耀的产生机制提供了一种可能的方案。论文的具体内容安排如下:首先,我们介绍了伽玛暴及其余辉的一些主要观测特征;介绍了黑洞吸积盘理论发展的主要脉络,以及当前伽玛暴领域中各种理论模型的综述。其次,我们着重介绍了伽玛暴中央引擎的两种理论模型,即中微子冷却主导的黑洞吸积盘理论和磁化吸积盘理论。在这两种模型的基础上,我们考虑了磁场对中微子主导盘的影响。通过模型计算,用方程解的结果比较了中微子辐射功率与磁场的BZ过程和BP过程的喷流功率的大小,发现电磁过程提能比中微子过程更为重要。接着,我们介绍了余辉中X射线耀的观测特征和现有的一些中央引擎重新启动以产生内激波的理论模型,同时我们也讨论了一种磁场放大与磁炸弹交替发生的模型,试图解释存在于一个暴后的多次发生的X射线耀。最后,我们对伽玛暴领域现阶段的研究状况及存在的一些问题作了总结与讨论,并对未来发展和我们下一步的研究方向作了展望。
汪凯凡[8]2015年在《陆埮 不灭的“奇异星”》文中研究说明在国际天文物理学界,很多人都知道中国有一个强大的"伽玛射线暴家族",它在世界高能粒子物理与天体物理研究中的地位无可替代,而这个家族里最重要的人,就是著名天体物理学家陆埮,大家习惯称他为"教父""祖师爷""奇异星"。由于陆埮对中国天文学的杰出贡献,中科院国家天文台曾将1998年2月23日发现的、获得国际永久编号的第91023号小行星正式命名为"陆埮星"。但就在2014年12月3日,当"陆埮星"再一次划过天际,人们却再也见不到"奇异星"的身影。
周英华[9]2008年在《伽玛暴早期X射线余辉研究》文中研究表明伽玛射线暴(简称伽玛暴)是来自宇宙空间的伽玛射线短时间内大爆发的现象。虽然在短短的三十多年里,人们对伽玛暴的研究取得了一些进展,但还有很多问题没有认识清楚。本论文首先对伽玛暴的研究概况做一点综述,然后详细介绍了本人在硕士期间做的研究工作：本文系统阐述了伽玛射线暴的观测仪器、伽玛暴及其余辉的观测特征、伽玛暴及其余辉的理论模型、伽玛暴分类及其早期X射线余辉。本文收集了160个伽玛暴的伽玛射线流量和早期X射线余辉流量,通过统计分析发现：亮暴和暗暴的伽玛射线流量和早期X射线余辉流量都是相关的,但是暗暴的分散度比亮暴大一些。一种可能的解释是两类暴的前身相同,它们应该都是从同一源发出的。它们爆发的总能量相当,表明暗暴的光学波段能量被压制可能是由于环境引起的。
贾建军, 黄永锋[10]2004年在《奇异星壳层塌缩的数值研究》文中研究说明当奇异星表面的电场不足以支撑整个壳层的时候,壳层就有可能全部落入奇异核中.对这一过程的研究,可以为观测上证认奇异星提供一些可能的理论线索.数值计算表明,底部密度为-8.3×1010gcm-3,亦即质量为-3 4×10-6M(?)的壳层在约5.4×10-3s时间内塌缩到奇异核中,可导致一次持续约0.15s的爆发事件.在过程中平均每个重子释放约6.3 MeV的能量,总辐射能则可高达-1046-1047ergs.这可以用来解释宇宙中一些爆发现象.
参考文献：
[1]. 伽玛射线暴中的能量注入过程及相关高能天体物理现象研究[D]. 余勇博. 南京大学. 2018
[2]. γ射线暴火球模型的研究[D]. 许云. 华中师范大学. 2003
[3]. 新辐射机制在高能天体物理学中的理论与应用研究[D]. 刘当波. 上海交通大学. 2006
[4]. 伽玛暴内禀脉冲动力学和辐射机制[D]. 苏成悦. 中国科学院研究生院（云南天文台）. 2006
[5]. 伽玛射线暴单脉冲光变曲线和能谱的研究[D]. 彭朝阳. 中国科学院研究生院（云南天文台）. 2007
[6]. 奇异星周围的中微子主导吸积流[J]. 郝志博, 戴子高. 天文学报. 2013
[7]. 磁场对中微子主导吸积盘的影响[D]. 谢祎. 华中科技大学. 2007
[8]. 陆埮 不灭的“奇异星”[J]. 汪凯凡. 科学家. 2015
[9]. 伽玛暴早期X射线余辉研究[D]. 周英华. 云南师范大学. 2008
[10]. 奇异星壳层塌缩的数值研究[J]. 贾建军, 黄永锋. 天文学报. 2004