毛基荣[1]2002年在《Gamma暴余辉的相对论流体动力学演化和光变曲线》文中研究说明本文首先对Gamma暴的观测特性和物理过程作了简要的介绍 ,而后 ,对火球模型的相对论流体动力学机制和同步加速辐射机制作了论述。主要工作是 :具体研究火球所抛出壳层的相对论流体动力学演化 ,应用同步加速辐射机制 ,通过由共动坐标系到实验室坐标系的相对论变换 ,得到Gamma暴余辉的光变曲线。对于火球壳层的不同的动力学演化规律 ,各向同性或各向异性的壳层抛出形式 ,以及不同的外部介质环境 ,所得到的光变曲线都各不相同。通过对这些不同的光变曲线的比较 ,明确了Gamma暴余辉的整体的物理演化图象以及各种物理过程在Gamma暴余辉演化过程中所起的作用 ,并从余辉演化的方面进一步理解了Gamma暴的物理本质
毛基荣[2]2001年在《Gamma暴余辉的相对论流体动力学演化和光变曲线研究》文中研究说明本论文首先对Gamma暴的观测特性和物理过程作了简要的介绍，而后，对火球模型的相对论流体动力学机制和同步加速辐射机制作了论述。 本论文的主要工作是，具体研究火球所抛出壳层的相对论流体动力学演化，应用同步加速辐射机制，通过由共动坐标系到实验室坐标系的相对论变换，得到Gamma暴余辉的光变曲线。 对于火球壳层的不同的动力学演化规律，各向同性或各向异性的壳层抛出形式，以及不同的外部介质环境，所得到的光变曲线都各不相同。通过对这些不同的光变曲线的比较，明确了Gamma暴余辉的整体的物理演化图象以及各种物理过程在Gamma暴余辉演化过程中所起的作用，并从余辉演化的方面进一步理解了Gamma暴的物理本质。
苏成悦[3]2006年在《伽玛暴内禀脉冲动力学和辐射机制》文中指出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
贾兰伟[4]2007年在《伽马暴脉冲光变曲线与能谱的关系》文中研究表明伽马暴是一种来自宇宙深处的伽马射线在短时间内突然增强的现象,是目前观测到的宇宙间最剧烈的爆发现象。伽马暴在1967年首次被探测,由于它的极端高能,极短时标,巨大的辐射能等观测特征,使得现有天体物理学模型面对新的挑战,对伽马暴的研究因此具有巨大的诱惑力。本文首先对伽马暴领域的主要研究成果(包括观测的与理论的成果)进行了综述,然后详细介绍了本人在攻读博士学位期间从两个不同的角度来探讨伽马暴光变曲线与伽马暴能谱之间的关系所做的两个研究工作。第一个工作是探讨局域脉冲(local pulse)的半峰全宽FWHM与幂率指数α之间的关系。统计研究发现伽马暴脉冲的半峰宽度与能量存在指数约为α=0.4的幂率关系。这表明,至少在脉冲形态中,光变曲线与能谱之间是存在着联系的。以往的研究涉及到的脉冲数据为直接的观测值,而由于火球曲率效应的作用,该观测值是火球不同地方产生的局域脉冲的迭加。要了解光变曲线和能谱之间更本质的联系,我们应以局域脉冲为研究对象。我们想知道局域脉冲到底与什么物理量存在联系。我们将研究对象锁定在典型伽马暴单峰源中,这些源的光变曲线呈现快速上升指数下降的形态(通常称为FRED形态)。我们选择七个在其它文献中已被详细研究的单峰源,其中六个单峰源的局域脉冲已通过考虑曲率效应的辐射流量公式对观测数据的拟合而获得,而余下的一个我们采用同样的方法求得其局域脉冲。此外我们求出这些源的幂率指数α并根据所给的局域脉冲求得其半峰宽度FWHM。我们发现局域脉冲的FWHM与幂率指数α之间存在反相关关系。这一关系未曾被火球曲率效应所预言,亦没有其它模型做出过预言。该关系来源于对七个源的研究,需要更大的样本对之进行验证。不管怎样,探讨局域脉冲的特性与观测脉冲宽度对能量的依赖程度之间的关系为我们提供了一个研究伽马暴光变曲线与伽马暴能谱关系的新的视角。本工作的创新之处是首次探讨由拟合得到的火球局域脉冲与由观测值得到的幂率指数之间的关系,所得二者之间存在的相关关系即为新发现的一种关系。第二个工作是利用由Kocevski et al.(2003)给出的着名的伽马暴脉冲样本检验Qin et al.(2006)做出的有关伽马暴脉冲硬度系数演化规律的若干预言。这是从另一个角度来研究伽马暴光变曲线与伽马暴能谱之间关系的一个工作。Qinet al.(2006)研究了火球曲率效应模型中谱硬度在一个脉冲中随时间变化的规律,据此做了若干预言。为了能够讨论谱硬度在一个脉冲中的演化细节,他们定义了一个称为RHR(raw hardness ratio)的物理量,发现RHR曲线随相应的源其谱的硬软程度而呈现不同形态,其中非常硬的源其RHR曲线表现为一个无凹陷的完整的脉冲,而硬谱源其RHR则表现为一个在其下降段有凹陷的脉冲,而软谱源其RHR曲线仅有凹陷而无脉冲。在他们的工作中,仅有少数几个观测例子得到讨论。他们所预言的现象是否能够在一个较大样本中得到证实还不得而知。为了对Qin et al.(2006)的预言在统计上做出检验,我们选择了由Kocevskiet al.(2003)给出的着名的伽马暴脉冲样本,此样本中的脉冲光变曲线已在前人的工作中被证实是与火球曲率效应所预言的观测特征相吻合。从该样本我们得到66个伽马暴脉冲。这些脉冲的已减除背景的光变曲线数据由BATSE网站提供。根据Qin et al.(2006),我们对去背景的光变曲线数据加入一个给定的常量背景数据,利用这些数据求得RHR(这样可以保证硬度比的定义中不会有分母为零的现象出现)。在得到的66个源的RHR曲线中,除了两个可能因为谱硬度信号过低无法辨认外,其余64个源均呈现Qin et al.(2006)所预言的形态。仿照Qin et al.(2006),我们将这64个源分为叁类:第一类源的RHR呈现出无凹陷的完整的脉冲,第二类源的RHR为一个在其下降段有凹陷的脉冲,而第叁类源的RHR曲线仅有凹陷而无脉冲。在Qin et al.(2006)的预言中,这叁类源的谱硬度是不同的,其中第一类最硬,第二类次之,第叁类最软。为了检验这一预言,我们计算它们的硬度比HR。与RHR不同的是,HR是个时间积分,能够较粗略地判断谱的软硬程度。(注意,在我们的分类中,我们仅仅根据RHR曲线的形态而不是RHR的数值,如RHR的峰值,进行判断。)我们做了这叁类源的HR分布图并对这些分布做了K-S检验,发现第二类源确实比第叁类源硬,第一类源数目太少(3个源)未能做统计检验,但从它们的HR值还是看得出来它们是相对较硬的。此外,我们的研究还证实了Qin et al.(2006)中的另一个基于火球曲率效应的预言,即第一和第二类源的RHR峰值先于光变曲线的峰值出现。我们的一个意外发现是RHR曲线的最小值比传统采用的HR对分辨脉冲的软硬程度更为敏感。我们建议根据RHR的曲线的形态或(和)RHR的最小值,fm2将伽马暴脉冲分为叁类。普遍的观点认为,伽马暴脉冲产生于内激波或外激波。激波通过同步辐射将部分运动能转化为辐射能。脉冲的硬度很可能与激波强弱有关与磁场强度有关。因此将脉冲如此分类将在一定程度上把光变曲线和物理过程联系了起来。这一工作的创新点是从统计上检验由曲率效应预言的伽马暴脉冲硬度比演化曲线的形态及其分类,所得到的RHR曲线的最小值比传统采用的HR对分辨脉冲的软硬程度更为敏感的结论为首次发现。
孔思伟[5]2012年在《伽玛暴余辉及伽玛射线脉冲双星多波段辐射的研究》文中提出伽玛射线暴(简称伽玛暴)是一种来自宇宙空间的短时标、高强度的伽玛射线爆发现象。它是宇宙大爆炸以后最剧烈的天文爆发现象。自从在1967年被偶然发现(1973年发表文章)以来,该爆发现象的起源及相应的物理过程一直是天文学家们研究的最前沿课题之一。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。目前人们已经观测到了余辉从射电到GeV伽玛射线能段的多波段辐射。对余辉多波段辐射的研究不仅可以检验和完善伽玛暴的标准模型,还有助于了解伽玛暴激波中的微观物理过程、辐射机制、周围环境结构及宿主星系特征等基本问题。除了发生在宇宙学尺度上的伽玛暴以外,银河系中的一些脉冲双星系统也会产生伽玛射线及其他多波段的辐射。这类系统是由脉冲星和年轻的大质量恒星组成,目前能够确定的只有PSRB1259-63/LS2883这一个系统。此外,虽然LS5039、LS I+61°303、HESS J0632+057及1FGLJ1018.6-5856这四个系统中致密天体的类型还不是很明确,但是很多人相信可能也是脉冲星。这类系统一般有着从射电到TeV伽玛射线的多波段辐射,且各波段的光变曲线是随轨道周期性变化的。在星风相互作用模型下对此类系统多波段辐射的研究可以帮助了解脉冲星风及大质量恒星星风的性质。本论文的研究内容是伽玛暴余辉及伽玛射线脉冲双星的多波段辐射,其中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、对余辉中增亮现象的解释以及对伽玛射线脉冲双星PSR B1259-63/LS2883的多波段光变曲线的拟合。本文首先分别对伽玛暴及伽玛射线脉冲双星的研究现状做一简单的综述,随后对我们的几个具体工作进行详细的介绍,最后是对未来的工作做一些展望。论文的具体组成如下：第一章是对伽玛暴研究领域的综述。首先回顾了四十多年来对伽玛暴及其余辉的观测进展,其中包括了Swift卫星和Fermi卫星的最新观测结果。接下来从理论方面介绍了伽玛暴的标准火球模型和余辉的标准模型,包括动力学演化和辐射机制等等。最后还对伽玛暴的中心能源模型和伽玛暴宇宙学的研究进行了简单的介绍。第二章是对伽玛射线脉冲双星研究领域的综述。首先总结了PSR B1259-63/LS2883、LS5039、LSI+61°303、HESS J0632+057及1FGL J1018.6-5856这五个系统的多波段观测特征。随后对脉冲双星系统的星风相互作用模型进行了详细的介绍,具体包括星风作用产生弓激波的几何形状、激波中的磁场和电子分布、产生多波段辐射的各种辐射机制以及双星系统中光子湮灭过程等内容。第叁章中我们通过拟合GRB980703的多波段余辉光变曲线对余辉的统一动力学模型进行了检验。该伽玛暴有着丰富的多波段观测数据,特别是它的射电余辉非常明亮以至于在爆发后1000多天还能被观测到。此外,它的多波段余辉光变曲线中没有特殊的特征,也就是说没有增亮、平台、快速衰减或缓慢衰减等现象。以上这些特点使得GRB980703成为伽玛暴研究领域中非常重要的样本之一,尤其是在研究深度非相对论阶段余辉行为中显得更加弥足珍贵。我们使用一个既适用于绝热情形又适用于高度辐射情形、既适用于极端相对论阶段又适用于非相对论阶段的余辉统一动力学模型对该伽玛暴的多波段余辉进行了拟合。计算结果表明余辉的统一动力学模型可以满意地解释GRB980703多波段余辉光变曲线的行为。通过拟合我们还得到了一些关于伽玛暴外流和周围环境的物理参数,并对GRB980703宿主星系的消光量进行了估计。第四章中我们提出了对伽玛暴余辉中增亮现象的一种可能的解释。随着观测数据的积累和观测技术的进步,尤其是在Swift卫星上天以后,人们在伽玛暴余辉中发现了许多标准余辉模型所不曾预言的特征,其中之一就是在许多伽玛暴余辉中发现了增亮现象。我们发现在余辉统一动力学模型中加入大质量恒星周围的星风泡环境及激波微观物理参数的变化可以较好地解释伽玛暴余辉中的一些增亮现象。我们研究了各个模型参数对伽玛暴余辉产生的影响,并利用该模型对GRB060206、GRB070311及GRB071010A的光学和X射线余辉光变曲线进行了拟合。第五章中我们对到目前为止唯一一个确定其中致密天体为脉冲星的伽玛射线双星系统一PSR B1259-63／LS2883的多波段观测进行了解释。该系统X射线和TeV伽玛射线能段的光变曲线的轮廓是类似的,均在近星点两侧呈双峰分布。最近Fenni卫星的观测结果表明该系统GeV伽玛射线辐射的光变曲线在近星点前没有明显的信号,但在近星点后出现了明显的耀发现象。这些多波段性质都很难用标准星风相互作用模型来解释。一些数值模拟结果表明在星风相互作用产生的弓激波的尾部,辐射物质的整体运动可以达到中等相对论性甚至极端相对论性速度。我们发现该区域中经Doppler增强的同步辐射可以很好地产生观测到的GeV伽玛射线能段的耀发现象。此外,我们还发现之前在Crab星云中发现的脉冲星风中能流的各向异性效应对产生X射线和TeV伽玛射线能段光变曲线的双峰结构有着至关重要的作用。我们用这两种效应对PSRB1259-63／LS2883的多波段光变曲线及能谱进行了很好的拟合。最后,第六章是作者对未来有关伽玛暴和伽玛射线脉冲双星工作的展望。
兰迷香[6]2016年在《伽玛暴及其它天体过程中的偏振研究》文中进行了进一步梳理伽玛暴是来自宇宙深处的剧烈的爆发现象。其辐射分为两个阶段,首先看到的是瞬时辐射,随后会观测到余辉。瞬时辐射的光变曲线非常复杂,通常由一个或多个脉冲组成。瞬时辐射的谱通常有Band谱来描述。余辉的光变相对简单,通常由分段的幂律来描述。科学家提出了瞬时辐射的内激波模型和余辉的标准模型。随着观测的进行,瞬时辐射和余辉的观测都呈现出多样的观测特点。不同的模型也被相继提出来,用于解释多样的观测。伽玛暴的辐射机制通常被认为是同步辐射。而同步辐射是高度偏振的。随着偏振观测技术的发展,现在已经有一些仪器在进行偏振观测,如LT,VLT,和INTEGRAL等等。偏振观测可用于研究源中的磁场,源的几何结构等性质。本论文主要围绕伽玛暴及其它天体物理过程中的偏振性质展开。第一章是伽玛暴领域尤其是偏振研究领域的综述,主要介绍的是伽玛暴及其余辉的主要观测性质和理论解释,尤其是其中的偏振的观测和理论研究。内容包括瞬时辐射的观测和理论模型(主要有内激波模型,ICMART模型和耗散光球模型),余辉的观测和理论模型(余辉的标准模型,早期正反激波模型,统一动力学模型,其它动力学模型,能量注入模型,同步自康普顿散射模型),瞬时辐射和余辉中的偏振观测,偏振的理论模型(随机磁场中的同步辐射模型,规则磁场中的同步辐射模型,逆康普顿散射模型以及有结构的喷流模型),以及其它天体物理过程(快速射电暴,超新星和活动星系核)中的偏振。第二章到第五章是本人在偏振方面的工作。第二章研究的是伽玛暴早期余辉中偏振性质。在这一章中,以统一动力学模型为基础,我们推导了一个包含反向激波的动力学模型,这个动力学模型也可以从早期相对论阶段演化到晚期的非相对论阶段。之后,在两种磁场构型下,我们计算了早期光学余辉的偏振演化。如果偏振方位角逐渐改变其值或者偏振方位角突然改变90度时对应的偏振度非0,则可推断3区的磁场为平行场,对应的中心引擎为磁星。如果偏振方位角突然改变90度时对应的偏振度为0,则3区的磁场可能为环形场,对应的中心引擎可能是黑洞。我们用本章中的模型拟合伽玛暴GRB120308A的光变曲线和偏振演化,发现两个磁场构型都能拟合该暴的观测数据,因此对于这个暴,我们并不能区分它的中心引擎是磁星还是黑洞。第叁章研究的是伽玛暴晚期光变曲线中的平台期的偏振演化,并以此来区分两个主流模型。大约一半的伽玛暴X射线余辉中观测到了平台期。有两个主流模型可以解释这个观测现象,分别是相对论星风泡模型和结构化的抛出物模型。相对论星风泡模型的中心引擎为毫秒磁星,晚期的能量注入为Poynting流,其中的磁场构型为平行场。而结构化的抛出物模型的中心引擎为转动的黑洞,主要的注入能量为动力学能量,是否有规则磁场残留尚不清楚。我们知道对于结构化的抛出物模型,通常只有一个能段有平台期。但是对于相对论星风泡模型,平台期在光学和X射线波段都会有。我们的计算结果显示,如果是相对论星风泡模型,在平台期偏振度的演化会有一个鼓包,而结构化的抛出物模型中并没有这样的结构。因此,从平台期的偏振度观测我们可以区分两个模型。第四章研究的是双成分喷流模型下的伽玛暴的光学余辉的偏振性质。伽玛暴的一类中心引擎是黑洞加吸积盘系统。黑洞由于吸积物质会产生喷流。其中,一个是由于Blandford-Znajek机制产生的窄喷流,另一个是由盘产生的宽喷流。因此,窄喷流中的磁场构型就是环形的,而宽喷流中没有有序磁场。在我们取的参数下,早期余辉的光变由窄喷流主导,晚期余辉的增亮现象由宽喷流主导。早期的偏振度在某些观测角度处有鼓包。第五章研究的是进动喷流的辐射的偏振性质。这章的工作还在继续。先介绍一下初步的结果。黑洞加吸积盘系统可能是很多天文现象的中心引擎。如果黑洞的自转轴和盘的转轴不平行,则由黑洞驱动的或由盘驱动的喷流就会有进动的现象。我们的研究显示这样的进动的喷流的辐射和偏振的演化都有周期性的变化。最后在第六章我们总结伽玛暴的瞬时辐射和余辉的偏振的观测特点,以及偏振的理论模型。从偏振观测,我们可以区分不同的中心引擎和喷流的组份。从X射线余辉平台的偏振观测还可以区分两个平台期的主流模型。从偏振观测还能得到源的哪些物理信息还有待进一步的研究。
吕芬[7]2014年在《伽玛暴和Blazars的喷流辐射性质》文中研究表明本文首先简要介绍伽玛暴和活动星系核观测和理论的进展,然后给出我们将伽玛暴和blazars谱特点分析比较的结果。我们利用Fermi卫星发射以来到2014年4月Fermi/GBM仪器观测到的有红移测量的伽玛暴进行谱分析,得到一个具有38个源的样本。这些暴的时间积分谱以及最亮时刻的谱都可以用Band函数进行拟合,从而得到两种vFv谱中的单色峰值光度和相应的峰值能量分别为(Lps,Eps)、(Lpl,Epl)。我们发现最亮时刻的谱和时间积分谱的峰值能量是一致的。典型地,最亮时刻的单色峰值光度是时间积分谱的单色峰值叁倍。时间分辨谱比时间积分谱的光子谱指数普遍的偏大,尤其是低能谱指数尤为明显。两种谱下的峰值能量和峰值光度关系(Ep-Lp)斜率在误差允许范围内大体是一致的。这些结果表明时间积分谱中的峰值能量很有可能是由峰值时刻的谱主导造成的。时间积分谱的谱指数不同于峰值时刻最亮的谱指数,很有可能是由于在单一的暴中它是由分辨谱迭加造成得到。我们基于在一个暴内谱存在演化以及流量和峰值能量的关系做的模拟,也支持我们的推测。这些结果表明时问分辨谱中的Ept-Ept关系很少受被迭加效应影响的,很有可能反映的是一种关于辐射机制内禀特征。基于前面我们所做的伽玛暴的谱分析,我们将其时间积分谱的峰值能量和峰值光度(Ep-Lp)与blazars的同步辐射的峰值能量与同步辐射的峰值光度(Es-Ls)放在同一个图中进行探究。我们发现伽玛暴的样本分布在较高的Ep、较高的Lp区域,Ep-Lp相关性较为紧凑,即平谱射电类星体和低峰频的BL Lac天体聚集在低Ep、低Lp的区域,有这些微弱的趋势：有越高的同步辐射的峰值光度Ls的源,其同步辐射的峰值能量Es就越低。中峰频的BL Lac天体和高峰频的BL Lac天体分布在Es～2×10-3-102keV Ls～1044-1047ergs的区域,而且没有发现Ls和Es的相关关系。我们从辐射物理机制上探讨其可能的解释：伽玛暴可能本质上是由于高度磁化的喷流中快冷却的电子同步辐射造成的。平谱射电类星体和低峰频的BLLac天体Es-Ls微弱的反相关关系,可能是由于中等磁化的喷流慢冷却电子同步辐射造成的,在L,-Ep上的分布也有可能是由于物质主导的喷流快冷却电子同步辐射导致的。这些表明伽玛暴和blazars在轻子同步辐射框架下相对论喷流的物理辐射机制为一个统一图像。
王灵俊[8]2015年在《毫秒磁星作为伽玛射线暴中心引擎的研究》文中指出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。在第叁章,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。我们在第叁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,第叁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。
黄晓利[9]2017年在《伽玛暴早期反向激波辐射及其辐射区性质研究》文中研究指明伽玛射线暴是宇宙中大质量恒星塌缩或者双致密星并合产生的极端剧烈的爆发现象,其瞬时辐射及其余辉辐射产生于黑洞/强磁场中子星(磁星)吸积或转动驱动的极端相对论性喷流。早期光学反向激波辐射的观测对理解伽玛暴辐射物理和暴周环境性质提供十分重要的线索。我们对叁个伽玛暴观测实例GRBs 140512A、161017A、160625B分析发现,它们的光学光变演化行为由正反向激波辐射共同贡献。GRB140512A的光学数据来自TNT观测,我们的分析认为其瞬时辐射阶段对应的光学辐射属于瞬时辐射成分;峰值处的光学辐射属于反向激波贡献,并且光学余辉光变曲线可采用外激波模型下的反向激波加正向激波成分进行解释;其相对辐射效率Re=0.02,说明反向激波区域的辐射效率比正向激波的辐射效率低。而它们不同的磁化参数也表明各自反向激波区域的磁化程度并不相同(GRB 140512A,RB=8187;GRB 160625B,RB～222;GRB161017A,RB～16)。此外,我们还比较分析发现GRB 140512A与GRBs 990123、090102、130427A的早期光学反向激波辐射有相近的RB值,说明它们的辐射差异主要是由于喷流动能、初始洛伦兹因子以及暴周环境介质密度不同引起的。一般认为,伽玛暴和活动星系核的高能辐射都是来自相对论性喷流,且不同质量黑洞驱动的相对论性喷流可能遵循相同的物理规律。对于伽玛暴而言,其峰值能量Ep,z、各项同性峰值光度Liso和初始洛伦兹因子之间有紧密相关性。通过分析BLLacs、FSRQs和NLS1样本,我们的结果表明活动星系核喷流辐射的Lrsyn(Esyn,z,Γ)关系与伽玛暴Lp,zr(Ep,z,Γ0)关系并不相同,且不同源同步峰的光度与其洛伦兹因子的依赖程度也表现出明显差异。这可能是由于这些对象喷流不同的结构(连续性喷流/间歇性喷流)和喷流组分。
参考文献：
[1]. Gamma暴余辉的相对论流体动力学演化和光变曲线[J]. 毛基荣. 云南天文台台刊. 2002
[2]. Gamma暴余辉的相对论流体动力学演化和光变曲线研究[D]. 毛基荣. 中国科学院云南天文台. 2001
[3]. 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
[4]. 伽马暴脉冲光变曲线与能谱的关系[D]. 贾兰伟. 中国科学院研究生院（云南天文台）. 2007
[5]. 伽玛暴余辉及伽玛射线脉冲双星多波段辐射的研究[D]. 孔思伟. 南京大学. 2012
[6]. 伽玛暴及其它天体过程中的偏振研究[D]. 兰迷香. 南京大学. 2016
[7]. 伽玛暴和Blazars的喷流辐射性质[D]. 吕芬. 广西大学. 2014
[8]. 毫秒磁星作为伽玛射线暴中心引擎的研究[D]. 王灵俊. 南京大学. 2015
[9]. 伽玛暴早期反向激波辐射及其辐射区性质研究[D]. 黄晓利. 广西大学. 2017