伽玛暴X射线耀发.ppt

单击此处编辑母版标题样式,单击此处编辑母版文本样式,第二级,第三级,第四级,第五级,*,*,*,伽玛暴,X,射线耀发,吴雪峰,中国科学院紫金山天文台,紫台南大“粒子核宇宙学联合研究中心”,合作者,:,陆埮、戴子高、冯珑珑、黄永锋、王祥玉、张冰,首届黑洞天体物理前沿问题年度研讨会 北京高能所,2006-4-23,内容,1997-2005,伽玛暴研究进展,X,射线耀发的中心能源机制,X,射线耀发时变的“滞后内激波和外激波”解释,内容,1997-2005,伽玛暴研究进展,X,射线耀发的中心能源机制,X,射线耀发时变的“滞后内激波和外激波”解释,伽玛暴现象,伽玛暴的空间各向同性分布,轮廓,复杂、无规则,持续时间,毫秒,千秒,光变时标,1,毫秒,甚至 0.1,毫秒,伽玛暴光变曲线,伽玛暴非热辐射能谱,2,类伽玛暴：长暴和短暴,短暴,长暴,2 s,第一个伽玛暴余辉：,G,RB970228,t,-1.3,Costa et al.,1997,Nature,387,783,长暴余辉的发现,1997,年,Science,十大科技进展之一,t,-2.0,t,-1.1,Akerlof,et al.,1999,Nature,398,400,GRB 990123,光学闪的发现,1999,年,Science,十大科技进展之一,GRB 030329,和超新星,SN 2003dh,成协的发现,Hjorth,et al.,2003,Nature,423,847,2003,年,Science,十大科技进展之一,短暴余辉的发现,Gehrels,et al.,Nature 437,851,GRB 050509B,X,射线余辉,2005,年,Science,十大科技进展之一,GRB 050709,光学余辉,faint SN,Ic,t,-1.33+-0.45,Hjorth,et al.,Nature 437,859,1.,红移较低,(,050509b,z=0.225;,050709,z=0.16;,050724,z=0.257;,050823,z=0.722;,051221,z=0.546,),；,2.,典型的各向同性能量为,10,48,10,50,erg,比长暴低,2-3,个量级,(051221,除外,10,51.3,erg,MHD?,Prof.Wang,DX,),；,3.,不与超新星成协（无超新星增量成分）；,4.,宿主星系为年龄较老、恒星形成较少的椭圆星系或不规则星系（,051221 SFR,较高,1.5Msun/yr,）；,5.,短暴发生在宿主星系外围（,051221,除外）；,基本支持,NS-NS,（,NS-BH,）并合模型,!,短暴的基本性质,伽玛暴余辉的过渡：,GRB tail,辐射,Tagliaferri,et al.,Nature 436,985,t,-3.15+-0.22,t,-0.82+-0.07,伽玛暴余辉的过渡：,GRB tail,辐射,Tagliaferri,et al.,Nature 436,985,t,-3.15+-0.22,t,-0.82+-0.07,1/,tail emission,翻译自,Gehrels,Piro,&Leonard 2002,Scientific American,翻译自,Gehrels,Piro,&Leonard 2002,Scientific American,翻译自,Gehrels,Piro,&Leonard 2002,Scientific American,Wu,Dai,Huang&Lu 2005,ApJ,619,968,标准模型下的余辉光变曲线,X-ray,X-ray,radio,radio,均匀星际介质,自由星风,高红移伽玛暴,GRB 050904z=6.295,Haislip,et al.,2006,Nature,440,182,Kawai,et al.,2006,Nature,440,184,高红移伽玛暴,GRB 050904z=6.295,t=3.4days,t=4 hrs,Piro,et al.,2005,ApJ,623,314,GRB 011121,GRB 011211,X,射线耀发：,Beppo,SAX,的早期观测,Burrows et al.,2005,Science 309,1833,XRF 050406,GRB 050502B,t,9.5,t,-9.5,t,-0.8,t,-1.6,t,-0.5,X,射线耀发：,Swift,的发现,长暴,Villasenor,et al.,Nature 437,855,GRB 050709,X,射线耀发：,Swift,的发现,GRB 050724,Barthelmy,et al.,2005,Nature 438,994,短暴,X,射线耀发和变平的基本性质,1.,Swift,探测到的,X,射线余辉中有,1/2,存在,X,射线耀发；,中心能源间歇性“重启动”,!,2.,一个暴内的,X,射线耀发次数不定；,3.,一次,X,射线耀发能,/,瞬时伽玛暴辐射能,0.1 1.0,；,4.,耀发的时标,t,100,秒，,对,NS-NS,（,NS-BH,）并合模型提出了挑战,!,6.,Swift,探测到的,X,射线余辉中有,2/3,存在,X,射线变平，,中心能源对余辉的持续能量注入,!,7.X,射线闪和变平反相关；,早期,X,射线余辉的分类,OBrien et al.,2006,astro-ph/0601125,有,flare,无,hump,无,flare,无,hump,有,flare,有,hump,无,flare,有,hump,内容,1997-2006,伽玛暴研究进展,X,射线耀发的中心能源机制,X,射线耀发时变的“滞后内激波和外激波”解释,快转塌缩星核心碎裂模型,King et al.,2005,ApJ,630,L113,stellar core,X,射线耀发出现的时间：,MacFadyen,et al.,astro-ph/0510192,t=10s,t=42s,t=184s,伴星激波加热模型,短暴,100s,后的,X,耀发,超吸积模型,Perna,Armitage,&Zhang,ApJL,(astro-ph/0511506),引力潮汐力矩,粘滞力矩,吸积盘中形成环形间隙,其中的团块质量为,：,B H,其它模型：,1.,黑洞“磁势垒,”,模型,;,(,Proga,&Zhang,astro-ph/0601272,）,2.,火球中子、质子退耦模型,(,Dermer,&,Atoyan,astro-ph/0601142),双中子星并合成大质量中子星的,磁重联模型,双中子星并合成大质量中子星的,磁重联模型（短暴）,大质量中子星存在的可能性分析：理论,Morrison,Baumgarte,&Shapiro,2004,ApJ,610,941,大质量中子星存在的可能性分析：观测,Morrison,Baumgarte,&Shapiro,2004,ApJ,610,941,2.8Msun,的中子星有可能存在,core,crust,Dai,Wang,Wu&Zhang,2006,Science,311,1127,B-field,(initially,poloidal,),大质量中子星,当,可忽略,core,crust,Dai,Wang,Wu&Zhang,2006,Science,311,1127,B-field,(,poloidal,),大质量中子星,B-field,(,toroidal,),core,crust,Dai,Wang,Wu&Zhang,2006,Science,311,1127,大质量中子星,当,磁浮力达到临界值,B-field,(,poloidal,),B-field,(,toroidal,),core,crust,Dai,Wang,Wu&Zhang,2006,Science,311,1127,净力密度：,浮出中子星表面的时间：,B-field,(,toroidal,),B-field,(,poloidal,),core,crust,Dai,Wang,Wu&Zhang,2006,Science,311,1127,浮出物的能量和最大质量：,浮出物洛仑兹因子,下限：,B-field,(,toroidal,),B-field,(,poloidal,),core,crust,Dai,Wang,Wu&Zhang,2006,Science,311,1127,理论上：,观测上：,(050709,050724),B-field,(,poloidal,),内容,1997-2006,伽玛暴研究进展,X,射线耀发的中心能源机制,X,射线耀发时变的“滞后内激波和外激波”解释,Burrows et al.,2005,Science 309,1833,GRB 050502B,t,9.5,t,-9.5,t,-0.8,Wu,Dai,Wang,Huang,Feng,&Lu,astro-ph/0512555,X,射线耀发的,t_0,效应,伽玛暴早期余辉的内禀光变曲线,滞后内激波模型,(LIS),：,Burrows et al.2005;,Zhang et al.2005,Fan,滞后外激波模型,(LES),:,Piro,et al.2005,Galli,X,射线耀发：滞后的内、外激波模型,早期,喷出物,晚期,喷出物,内激波：,伽玛暴？,内激波：,X,射线耀发,(,LIS,),？,早期喷出物的外激波,(,LES,)?,晚期喷出物追上早期喷出物,内激波，抑或能量注入,?,谢谢！,