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双星中的伽马射线暴


作为宇宙中(zhong)(zhong)最(zui)剧烈的(de)(de)(de)爆发(fa)现象,伽(jia)(jia)(jia)(jia)马(ma)(ma)射线暴(bao)(以下(xia)简称伽(jia)(jia)(jia)(jia)马(ma)(ma)暴(bao))往(wang)往(wang)依据其瞬时(shi)辐射持(chi)续时(shi)间长短分(fen)为长伽(jia)(jia)(jia)(jia)马(ma)(ma)暴(bao)和(he)短伽(jia)(jia)(jia)(jia)马(ma)(ma)暴(bao)两种。目前人们普遍认(ren)为长伽(jia)(jia)(jia)(jia)马(ma)(ma)暴(bao)一(yi)般起源(yuan)(yuan)于(yu)大(da)质量(liang)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)演(yan)化(hua)(hua)末期的(de)(de)(de)剧烈坍(tan)缩,而短伽(jia)(jia)(jia)(jia)马(ma)(ma)暴(bao)则(ze)起源(yuan)(yuan)于(yu)双(shuang)(shuang)中(zhong)(zhong)子(zi)星(xing)(xing)(xing)或(huo)中(zhong)(zhong)子(zi)星(xing)(xing)(xing)与(yu)黑(hei)洞并(bing)合。大(da)部分(fen)的(de)(de)(de)大(da)质量(liang)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)都处于(yu)双(shuang)(shuang)星(xing)(xing)(xing)甚至(zhi)多星(xing)(xing)(xing)系(xi)统(tong)中(zhong)(zhong),长伽(jia)(jia)(jia)(jia)马(ma)(ma)暴(bao)的(de)(de)(de)前身星(xing)(xing)(xing)应当也不例外。实(shi)际上,对于(yu)大(da)质量(liang)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)演(yan)化(hua)(hua)产(chan)生(sheng)(sheng)长伽(jia)(jia)(jia)(jia)马(ma)(ma)暴(bao)的(de)(de)(de)具体机制(zhi),就存在单星(xing)(xing)(xing)化(hua)(hua)学(xue)均(jun)匀演(yan)化(hua)(hua)通道与(yu)双(shuang)(shuang)星(xing)(xing)(xing)演(yan)化(hua)(hua)通道两种解释(shi),其中(zhong)(zhong)所谓(wei)单星(xing)(xing)(xing)化(hua)(hua)学(xue)均(jun)匀演(yan)化(hua)(hua)也往(wang)往(wang)指的(de)(de)(de)是等效单星(xing)(xing)(xing)——即间距(ju)较远(yuan)、相互影响较弱的(de)(de)(de)双(shuang)(shuang)星(xing)(xing)(xing)。短伽(jia)(jia)(jia)(jia)马(ma)(ma)暴(bao)则(ze)被(bei)认(ren)为主要起源(yuan)(yuan)于(yu)双(shuang)(shuang)中(zhong)(zhong)子(zi)星(xing)(xing)(xing)并(bing)合或(huo)中(zhong)(zhong)子(zi)星(xing)(xing)(xing)与(yu)黑(hei)洞并(bing)合事(shi)件。产(chan)生(sheng)(sheng)短伽(jia)(jia)(jia)(jia)马(ma)(ma)暴(bao)的(de)(de)(de)双(shuang)(shuang)致密星(xing)(xing)(xing)系(xi)统(tong)也可能(neng)存在于(yu)球状星(xing)(xing)(xing)团内(nei)的(de)(de)(de)多星(xing)(xing)(xing)系(xi)统(tong)中(zhong)(zhong)。


尽管人(ren)们在研究伽(jia)(jia)(jia)马(ma)(ma)暴(bao)起(qi)源时时人(ren)们会考虑存在伴(ban)星(即"致密星并合"模型)的(de)可(ke)能(neng)性,但(dan)对于(yu)是(shi)在研究伽(jia)(jia)(jia)马(ma)(ma)暴(bao)产(chan)生之(zhi)后的(de)辐(fu)射、演化与(yu)观测(ce)特(te)(te)征时,此前的(de)大部分工作则往(wang)往(wang)往(wang)往(wang)忽视(shi)了若(ruo)伽(jia)(jia)(jia)马(ma)(ma)暴(bao)有了其存在的(de)伴(ban)星的(de)可(ke)能(neng)影(ying)响存在所(suo)带来(lai)的(de)影(ying)响。,特(te)(te)别是(shi),尤其是(shi)伴(ban)星如果位于(yu)伽(jia)(jia)(jia)马(ma)(ma)暴(bao)的(de)相对论性喷(pen)流张角范(fan)围之(zhi)内(图(tu)1),则给伽(jia)(jia)(jia)马(ma)(ma)暴(bao)的(de)辐(fu)射带来(lai)的(de)遮挡、反射、以(yi)及伴(ban)星本身被伽(jia)(jia)(jia)马(ma)(ma)暴(bao)辐(fu)射激发产(chan)生次级辐(fu)射等(deng)的(de)情况还(hai)未曾被仔细地(di)研究。


图1:双星中伽马暴(bao)的(de)几何(he)构(gou)型。研究人员假设伴星位于伽马暴(bao)喷(pen)流的(de)初始(shi)张角范围内(nei)。观(guan)测(ce)(ce)者(zhe)可(ke)能(neng)在喷(pen)流轴(zhou)上,也可(ke)能(neng)偏轴(zhou),甚至是从背后观(guan)测(ce)(ce)喷(pen)流。不同构(gou)型下,观(guan)测(ce)(ce)者(zhe)将看到不同的(de)现象。图片(pian)来源见文献[1]。


在近期发表(biao)的一(yi)篇论文(wen)项工作中(zhong),南京大学硕士研究(jiu)生邹泽城(cheng)等人首次详细(xi)研究(jiu)了双星中(zhong)伴(ban)星位于(yu)主星产生的伽马暴(bao)喷流张(zhang)角中(zhong)的情形(图1)。文(wen)中(zhong)此项工作考(kao)虑(lv)了位于(yu)正轴(zhou)(zhou)、偏轴(zhou)(zhou)或反向(xiang)喷流内(nei)的观测(ce)者,以及位于(yu)伽马暴(bao)辐射(she)区内(nei)、外的伴(ban)星共六种几(ji)何(he)组合结(jie)构,得到(dao)了,详细(xi)研究(jiu)了不同几(ji)何(he)构型下其对应伽马暴(bao)的观测(ce)特征,还考(kao)虑(lv)了包括正轴(zhou)(zhou)时(shi)伴(ban)星的遮挡效(xiao)(xiao)应和偏轴(zhou)(zhou)时(shi)伴(ban)星的反射(she)效(xiao)(xiao)应(见图2)。这些观测(ce)效(xiao)(xiao)应特征可以被用于(yu)研究(jiu)伽马暴(bao)前身星系统(tong)的性(xing)质。

图2:双星中伽马暴(bao)观测(ce)特征(zheng)示(shi)意。在(zai)不同(tong)的(de)(de)几何构型下(xia),观测(ce)者(zhe)可看(kan)(kan)到(dao)不同(tong)的(de)(de)现象。观测(ce)者(zhe)在(zai)轴(zhou)上视线被部(bu)分遮挡时,可看(kan)(kan)到(dao)较暗弱(ruo)的(de)(de)主暴(bao)。观测(ce)者(zhe)偏轴(zhou)时,可看(kan)(kan)到(dao)反射成分。而当观测(ce)者(zhe)在(zai)背离喷流运(yun)动方向时,仍可以在(zai)晚期看(kan)(kan)到(dao)显著的(de)(de)反射成分。图片(pian)来源(yuan)见文献[1]。


其(qi)中(zhong),尤(you)其(qi)有趣的(de)(de)是,若伴星位于伽(jia)(jia)马(ma)暴(bao)辐射区外,偏轴观测者将能(neng)(neng)够看观测到伴星反(fan)射原伽(jia)(jia)马(ma)暴(bao)产生的(de)(de)辐射。这(zhei)种反(fan)射成分具有较(jiao)低(di)(di)的(de)(de)能(neng)(neng)量、较(jiao)软的(de)(de)能(neng)(neng)谱和较(jiao)长的(de)(de)持(chi)续时间(jian),从因而可能(neng)(neng)会被观测者误(wu)认为是一个(ge)(ge)暗弱(ruo)的(de)(de)伽(jia)(jia)马(ma)暴(bao)。这(zhei)一反(fan)射模型可以(yi)解释至(zhi)少一部分未(wei)知起源的(de)(de)低(di)(di)光度伽(jia)(jia)马(ma)暴(bao)。例如,历史(shi)上著名的(de)(de)低(di)(di)光度伽(jia)(jia)马(ma)暴(bao)GRB 980425就可能(neng)(neng)是一个(ge)(ge)原本各向同(tong)性(xing)能(neng)(neng)量1054erg、峰值能(neng)(neng)量1MeV的(de)(de)伽(jia)(jia)马(ma)暴(bao)被反(fan)射之后的(de)(de)结(jie)果(见图(tu)3)。


图3:"反(fan)射(she)"伽(jia)马(ma)暴、低光度(du)伽(jia)马(ma)暴与普通伽(jia)马(ma)暴的(de)Amati关系图。图中可(ke)见(jian)(jian)不(bu)同类型的(de)伽(jia)马(ma)暴分布在(zai)不(bu)同的(de)区域(yu)。但需要注意的(de)是,一(yi)些(xie)暗弱(ruo)且能(neng)谱较软的(de)伽(jia)马(ma)暴完(wan)全有可(ke)能(neng)是比较强的(de)伽(jia)马(ma)暴经反(fan)射(she)后(hou)产生的(de)。例(li)如,橙色箭头从一(yi)个伽(jia)马(ma)暴指向其(qi)对应的(de)"反(fan)射(she)"伽(jia)马(ma)暴,它恰好与著名(ming)的(de)低光度(du)伽(jia)马(ma)暴GRB 980425吻合。图片来源见(jian)(jian)文献[1]。


这项工作的初始创意源自于yabo88vip登陆张彬彬老师开设的高年级科研特色课程《引力波及相关天体物理课程》的课程大作业,。经拓展研究后,该工作以Gamma-Ray Burst in a Binary System为题在2021年10月份发表于美国《天体物理学报》[1]。yabo88vip登陆的硕士研究生邹泽城同学为论文第一及通讯作者,张彬彬老师与黄永锋老师为论文共同通讯作者,云南天文台的赵晓红老师合作参与了此项工作。该论文在预印本阶段受邀将标题与摘要发布于国际天文学联合会"大质量恒星委员会"(IAU Commission G2 on Massive Stars)的简讯(Massive Stars Newsletter)[2]。本工作得到国家自然科学基金、科技部重点研发计划、江苏省双创计划、中央高校基本科研业务费专项资金等项目的支持。



参(can)考(kao)文献:

[1] Zou, Ze-Cheng, Zhang, Bin-Bin, Huang, Yong-Feng, & Zhao, Xiao-Hong. 2021. Gamma-Ray Burst in a Binary System. ApJ, 921, 2.

[2]