發(fā)布時間：2020-11-02 09:30

　　 伽瑪射線暴(簡稱伽瑪暴)是一類短時標(biāo)增亮的伽瑪射線閃,是迄今為止觀測到的最劇烈的高能爆發(fā)現(xiàn)象。從上世紀(jì)60年代Vela衛(wèi)星無意中發(fā)現(xiàn)伽瑪暴以來,伽瑪暴始終是天體物理領(lǐng)域的研究熱點之一。一方面,伽瑪暴的相關(guān)物理過程仍有待解決,如噴流的起源、伽瑪暴的中心引擎、瞬時輻射的產(chǎn)生機制。另一方面,多信使(電磁輻射、中微子、引力波等)天文時代的到來為人們提供了更多的可能來了解極端高能條件下的物理過程。伽瑪暴根據(jù)持續(xù)時間分布可為長暴(2s)和短暴(2s)。與超新星爆發(fā)成協(xié)的證據(jù)支持長暴起源于大質(zhì)量恒星的坍縮。而短暴一般被認(rèn)為是雙致密星并合的產(chǎn)物。雙中子星并合或黑洞-中子星并合會拋出富中子物質(zhì);這些物質(zhì)通過快中子俘獲過程合成大量不穩(wěn)定重核,然后衰變加熱拋射物,產(chǎn)生kilonova。陸續(xù)發(fā)現(xiàn)的多個與伽瑪暴成協(xié)的kilonova候選體,為雙致密星的起源提供了間接的證據(jù)。2017年,advanced LIGO/Virgo聯(lián)合觀測到第一個雙中子星并合引力波信號GW170817。這個引力波源與短伽瑪暴GRB 170817A成協(xié)直接證明,至少部分短暴起源于雙中子星并合。伽瑪暴的中心天體一般是中子星或恒星級黑洞。我們可以根據(jù)瞬時輻射及其余輝的光變特征推斷其中心引擎的性質(zhì)。例如,當(dāng)光變曲線中呈現(xiàn)出延展輻射、X射線波段的平臺或耀發(fā)時,中心可能是磁星。本文主要介紹短伽瑪暴余輝中的多成分輻射及快速射電暴的環(huán)境磁場。第一章介紹短伽瑪暴及余輝的研究背景,包含三個小節(jié)。第一節(jié)關(guān)于伽瑪暴及其余輝的觀測特征與經(jīng)典理論。我們在第二節(jié)介紹了 kilonova的相關(guān)研究,包含快中子俘獲的研究背景、kilonova模型、還有磁星風(fēng)注入的merger-nova模型。第三節(jié),我們關(guān)注第一個雙中子星并合引力波事件GW170817的引力波和電磁觀測,及其相關(guān)理論研究。其中非常重要的觀測是發(fā)現(xiàn)雙中子星并合、短伽瑪暴和kilonova的成協(xié)。Merger-nova模型假設(shè)當(dāng)雙中子星并合的產(chǎn)物是毫秒磁星時,并合拋射物由玻印亭流星風(fēng)加速。而蟹狀星云的觀測表明,最初由玻印亭流主導(dǎo)的磁星風(fēng)將演化成正負(fù)電子對主導(dǎo)的相對論性流體。這樣,輕子與周圍物質(zhì)相互作用時,產(chǎn)生脈沖星風(fēng)云。因此,第二章從星云觀測談起,然后介紹脈沖星風(fēng)云模型在伽瑪暴噴流和雙中子星并合中的應(yīng)用。當(dāng)磁星風(fēng)注入伽瑪暴噴流,星云反向激波輻射可以解釋伽瑪暴后一天左右出現(xiàn)的X射線鼓包。當(dāng)磁星風(fēng)注入雙中子星并合拋射物時,可以產(chǎn)生光學(xué)與X射線波段的增亮;其中,光學(xué)增亮來自于富中子拋射物的熱輻射,X射線耀發(fā)則是星云反向激波的同步輻射。第三章簡述了快速射電暴的觀測與研究,部分起源理論支持快速射電暴與伽瑪暴及引力波事件成協(xié);我們還介紹了估算快速射電暴環(huán)境磁場的方法,為研究其物理起源和宿主星系性質(zhì)打開了新的窗口。最后一章是本文的總結(jié)與展望。
【學(xué)位單位】：南京大學(xué)
【學(xué)位級別】：博士
【學(xué)位年份】：2018
【中圖分類】：P172.3
【部分圖文】：

考慮到部分伽瑪暴能譜中有熱成分（如，ＧＲＢ?０９０９０２Ｂ；?Ｒｙｄｅ，?２００５；?Ｒｙｄｅ??＆?Ｐｅ’ｅｒ，２００９）和高能冪律成分（如，ＧＲＢ?０９０５１０；?Ａｂｄｏｅｔａｌ．，２００９），因此瞬??時輻射能譜可能包含Ｂａｎｄ譜、熱譜和高能冪律譜這三種成分（圖１．４）。??部分伽瑪暴觸發(fā)伽瑪射線探測器之前被觀測到有前暴（ｐｒｅｃｕｒｓｏｒ；?Ｋｏｓｈｕｔｅｔ??ａｌ．，?１９９５；?Ｂｕｒｌｏｎ?ｅｔ?ａｌ．，?２００９）。一般來說，與主暴相比，前暴的能譜較軟，流量??較低，而且其與主暴的時間間隔比主暴的持續(xù)時間要長。另有部分伽瑪暴的兩??個相鄰脈沖之間有長時間的寧靜期，時間一般比Ｔ＾。的５％要長（Ｒａｍｉｒｅｚ－Ｒｕｉｚ?＆??２??

絕人多數(shù)定位精準(zhǔn)的伽瑪撻都Ｙｙｘ射線的探測數(shù)據(jù)。ｘ射線余輝的流說密度??可以用冪律形式表示，即ａ?Ｐ。??從圖１．５ｎＪ？以看到，Ｘ射線余輝大致分為五個階段（示意圖１．６）。（１）陡降??階段。緊隨瞬時輻射的衰減，有５０％暴的Ｘ射線輻射會陡峭Ｆ降。－般認(rèn)為，??陡降部分的輻射來自于噴流高緯處的瞬時輻射；高緯處光子與視線方向的夾??角較大，到達觀測者的時間便會更遲。衰減指數(shù)ａ．Ｙ？－３基本滿足曲率效應(yīng)??的預(yù)測２）。但部分暴的衰減指數(shù)達到－１０，說明除／曲率效應(yīng)??還應(yīng)有其他機制促成陡降。（２）平緩下降階段。６０％的暴輻射會趨于平緩（冪??律近似為－０．５），平緩是相對于標(biāo)準(zhǔn)余輝模型而言的。這個階段持續(xù)時間大約??是？１０２－１０３ｓ。這個階段的行為可能是由于中心引擎的能量注入、偏軸輻射、??３??

即先是以－０．７４－－０．４６的冪律緩慢遞減，之后再轉(zhuǎn)為正常遞減的光變曲線，??冪律在－１．７２到－１．３４之間。當(dāng)噴流進入拐折階段，光學(xué)輻射會快速衰減，其冪律??指數(shù)將小于－２。實際上參看圖１．７，我們也可以依照Ｘ射線的方法，建立光學(xué)余??輝的標(biāo)準(zhǔn)光變模型（Ｌｉ?ｅｔａｌ．，２０１２）：?ｌａ為與瞬時轄射時期的光學(xué)閃，ｌｂ為外激波??貢獻的早期光學(xué)閃，ＩＩ為緩慢衰減期（能量注入），ＩＩＩ為正常衰減階段（包含早??期鼓包），ＩＶ為噴流拐折后階段，Ｖ為光學(xué)閃，ＶＩ為后期再增亮，ＶＩＩ為可能的??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．
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本文編號：2866865