关于伽玛射线暴磁场的若干思考

关于伽玛射线暴磁场的若干思考 张家铝 中国科学院院士 , 中国科技大学天体物理中心 , 合肥 230026 γ 关键词 射线暴 辐射机制 弯曲磁场 伽玛暴火球激波模型虽然从整体上形象地说明了爆发后的过程和主要特征 , 但近年随着观测的深入 , 似乎也 露出它在有些方面的考虑可能还不完全 , 例如它采用同步辐射近似 , 就相当于承认其磁场基本上是一种均匀场 , 而 匀场只有单一的一种形态 , 这无疑就将磁场强弱以外的所有其他重要信息全都抹掉了 。尤其在伽玛暴激波中 , 其 度 、压强等物理量都认为是非均匀的 , 怎么唯独由扰动机制产生的激波磁场又能看成均匀的呢 ? ! 本文仔细分析了这一问题 , 认为激波磁场中磁场弯曲引发的辐射可能才是主体部分 , 火球激波模型在解释某最新观测结果时遇到困难 , 可能正是忽略了这部分辐射的缘故 。如果用适合于弯曲磁场的同步2曲率辐射公式 , 就 很好地拟合一系列伽玛暴谱 , 统一解释过去难以说明的高能拐点和能量过剩现象 , 并对辐射区磁场结构 、产生机 以及激波加速机制做些初步的推断 。 由于观测手段的长足进步 , 20 世纪末天文学得到迅之一 。 51 54 猛发展 , 特别是宇宙学和高能天体物理 。众多新的发 伽玛射线暴释放的能量约 10 ,10 尔格/ 秒 , 但现 , 给天文学和物理学带来了巨大的挑战和机遇 。其中 46 47 ( ) 存在低能暴1 0 ,1 0 尔格/ 秒, 伽玛射线暴的大部( 最重要的当推暗物质 、暗能量 da r k m a t t e r , da r k e n e r2 能量都以 30 k e V 到几百万电子伏的光子形式释放 ,( ) ) gy和伽玛射线暴 ga m m a r a y b urs ts 的发现 , 它们作 部分的能量以余辉的形式释放。少量暴里还发现有为两个最大的谜团留给了 21 世纪 。 量大于 10 Ge V , 甚至达到 0 . 1 Te V 的高能部分 。伽暗物质 、暗能量的发现根本改变了人们对宇宙组成 以至整个物质世界的看法 。目前人们知道它们确实存 射线暴的原始尺度区大小约为 1 00 k m , 因此它不是星在 , 但不知道它们究竟是什么 。伽玛射线爆的影响虽然 层次的现象而只能是恒星尺度的; 初始爆发时标约为比不上暗物质和暗能量深远 , 但它带给人们的震撼也是 秒级 ; 重子污染十分小 , 以保证伽玛射线的转换 ; 而且十分巨大的 , 它的起源和本性至今还是一个谜 。伽玛射 可与超新星及星系恒星区的活动相关联 。线暴是一种高能伽玛射线的爆发现象。它具有极高的 现已发现的伽玛射线暴约 3 00 0 余个 , 持续时间能量 、极猛烈的爆发 、极短的时标和极其复杂的时间结 - 3 3 1 0 s ,1 0 s , 持续时间长于 2 s 的 , 称为长暴 , 约构和能谱结构 , 是宇宙中最剧烈的爆发现象之一 。伽玛 射线暴一次爆发释放的能量超过太阳一年所释放能量 3 / 4 ; 而持续时间短于 2 s 的 , 称为短暴 , 约占 1 / 4 。所的一千亿倍 。人们无法想象 , 怎么可能在如此短促的一 长暴都有 X 射线余辉 , 但只有一半探测到光学或射电瞬间产生如此巨大的能量 。 辉 。B ep p oSA X 卫星发现的余辉全部都是长暴的 。不近年来由于伽玛射线观测技术的不断进步 , 对于伽 2 00 4 年 11 月 2 0 日发射的 Swif t 卫星 , 已首次观测到(γ玛射线暴的频谱 、爆发时标 、成协情况 、多波段观测 、 短暴 G RB 0 5 05 9B 的 X 射 线 余辉 , 并测 定 其红 移) X 、光学 、射电等、余辉特征及光变等 , 都有了比较深入 0 . 2 25 。随后又观测到其他几个短暴余辉 , 给出了短 的了解和分析研究. 有些有争议的问题也已基本搞清 , 的距离 , 从而证明它们也是在宇宙学距离上 。Swif t 尤其是 1 99 7 年意大利2荷兰联合发射的 B ep p oS A X 卫 星还笫一 次 探 测 到 Z = 6 . 29 的 高 红 移 伽 玛 射 线 ( ) 星第一次探测到余辉 af t e r gl ow , 测出了红移 , 从而确 G RB 05 0 90 4 , 这对极早期宇宙的研究是有重要意义 认了伽玛射线暴是宇宙学距离上能量巨大无比的一种 伽玛射线暴是宇宙大爆炸之后所知的最猛烈的爆发 , 恒星级爆发现象 , 使伽玛射线暴的研究进入到一个崭新 时期 , 成为国际天文学界和物理学界最热门的研究课题 且是瞬间产生于一个几百公里的极小区域 , 因此是什 中心能源机制触发这一爆发 ? 是什么天体能在如此 促的时间里产生和释放出如此巨大的能量 ? 伽玛射 暴爆发后其能量是如何辐射出来的 ? 有什么特征 ? 测到的流量 , 时标、频谱 、光变等是怎样产生的 ? 根据现激波中电子的同步辐射 。电子的能谱指数决定了余辉 , 它的性质主要决定 的光变曲线 。有关余辉的理论表明 有的观测数据又能带给我们什么启示 ? 这都是理论研 ( ) 于抛射物 喷出物的动能和尺度 , 与最初的能量起源 究急需搞清的问题 。 ( ) 中心引擎似乎并无关系。 目前提出的伽玛射线暴中心能源机制模型已超过 49 54 20 0 多个 , 一般它们都能给出 10 ,10 尔格/ 秒的高能 , 但似乎还没有一个模型能够完美解释所有观测事实。 因为任何一个关于中心能源机制的模型 , 除了必须能够 产生伽玛射线暴观测到的巨大能量外 , 还必须能在极短 时标内发射出来 , 并产生伽玛射线暴观测得到的相对论 性喷流; 对于短暴和长暴 , 高能暴和低能暴也必须能够 ( 给出解释 ; 而且对伽玛射线暴的产生率 约每个星系每 5 ) 10 年一个, 也应很好说明 ; 同时 , 它必须能够产生伽玛 射线暴观测到的 1 ms 时标的光变和总体持续时间 。对 于任何最新观测结果 , 它都应有合理解释 , 否则就要被 淘汰 。目前有关伽玛射线暴的中心能源机制基本上还 图 1 火球激波模型示意图是借用了来自活动星系核 、吸积盘和超新星的有关理论 和研究成果构建的 。大体可分为两类 : 一类认为伽玛射 在伽玛射线暴的研究中 , 伽玛暴谱的研究似乎还是线暴来自于黑洞附近大质量盘的吸积 , 而大质量盘是伴 头等重要的 , 因为它与中心源的关系更加紧密。通过伽 随黑洞形成时产生的 , 它主要用来说明长暴 。另一类认 玛暴谱的研究不但可以提供暴产生的能量 、尺度 、局域 为中子星与中子星或者中子星与黑洞并合时产生的黑 磁场 、粒子能谱分布和加速机制等情况 , 而且可以提供 洞 吸积盘系统可能是短暴的主流能源机制模型 。目前 暴产生前后的物理环境及膨胀火球的重要信息 。 尽管伽玛射线暴的光变曲线相互差异很大 , 但是它 们的谱型却很相近 , 这就为其辐射机制的研究带来了方 便 。伽玛暴谱是非热辐射谱 , 1 99 4 年 Ka t z 利用各向同 性入射角的同步辐射谱很好地拟合了一些伽玛暴谱 , 获 , 谁是谁非 , 尚无定论 。而且这些模型都各种模型很多 γ得很大成功 , 从而使人们普遍认为暴的辐射应是同步 还比较“传统”, 对于伽玛射线暴这一谜团是否内涵有更 γ辐射 。但是进一步观测表明 , 大多数暴谱是有拐点和 多新的物理机理 , 似乎揭示得还不太够 。 ( ) 高能过剩的 , 其低能 2 0 ,1 00 k e V 的谱指数与高能 对于伽玛射线暴的研究 , 目前更多的还是研究它爆 发后的种种情况 , 这方面火球激波模型为大家提供了一 个很好的平台 , 使人们可以在这个平台上进一步分析各 ( ) > 10 M e V 谱指数差异很大 , 而且各个暴各不相同 。种观测结果 、探究其产生的原因和推断出有关的物理过 程 。火球激波模型暂时没有考虑伽玛射线暴中心的能 S h a ef e r 合并多颗卫星的观测结果 , 得到一组 2 0 k e V ,源机制 , 它只描绘出了爆发后的图景 , 不过它已得到大 2 00 M e V 的伽玛暴谱 , 用同步辐射模型都无法解释 。多数人的认可 , 被称为模型。火球激波模型认为 , 为了克服与观测结果的矛盾 , 人们按习惯在同步辐射上伽玛暴爆发时 , 致密的“中央引擎”可以将喷发出的火球 加上了康普顿效应来解释。但 G his elli ni 等人对加入康 ( ) 膨胀速度加速到相对论速度 , 接近光速其中快壳层追 普顿机制的做法提出质疑 , 认为火球模型难以自然产生 上慢壳层时会产生内激波 ; 它在外部介质中减速时要产 这种机制所需的参数。因此 , 人们又在原同步辐射的基 生外激波 。内激波产生伽玛射线波段的伽玛暴 , 而外激 础上加进了光学厚 , 自吸收以及电子各向异性入射 , 均 ( ) 波则产生伽玛暴的余辉图 1 。 匀磁场分层等影响来拟合。不过这些努力 , 人为因素很 γ 在内激波中 , 激波将火球膨胀的动能转化成射 多 , 可调参数很多 , 而且谱指数的演化没能很好解决 。 火球激波模型虽然从整体上形象的说明了爆发后 线 , 激波加速带电粒子 , 得到相对论性的幂律能谱; 同时 的过程和主要特征 , 但随着观测的深入 , 也暴露了它在 激波的扰动机制产生磁场 , 在磁场中相对论性带电粒子有些方面的考虑可能并不完全 , 例如它认为伽玛暴激波 通过同步辐射产生伽玛光子 。幂律分布的正负电子产 中的辐射最初都是来源于相对论性电子的同步辐射 , 这 生同步辐射的幂律谱 。对一些复杂的伽玛暴谱 , 为与观 就可能是一缺失。因为用同步辐射计算处理 , 就意味着 测对比 , 还常常要引入一些其他机制 , 例如认为同步辐 激波产生的磁场可看成均匀场 , 由磁场弯曲引发的辐射 射产生的伽玛光子可以通过逆康普顿效应或其他过程 完全可以忽略 。但事实是否如此呢 ? 火球激波模型在 再产生次级光子。余辉的辐射一般认为是来自正向外 解释某些最新观测结果时遇到困难 , 又似乎表明磁场弯 知道 , 如果采用同步辐射近似 , 就相当于承认其磁场基本上都是均匀的 , 因为同步辐射只适用于均匀场 。均匀 场只有一种形态 , 这样做 , 无疑就将磁场强弱以外的所 有其他有关磁场的重要信息都抹掉了。尤其在伽玛暴 激波中 , 其密度、压强等物理量都是非均匀的 , 为什么唯 独由扰动机制产生的磁场又能看成均匀的呢 ? ! 不久前 X. L . De ng 等人在一篇题为“Ga m ma2Ra y B ursts’Sp ect ra a n d Sync hr o2Cur vat ure Mec ha nis m ”的论 文中仔细分析了这一问题 , 他们认为激波磁场中磁场弯 曲引发的辐射不能忽略掉 , 并用我们提出的同步 曲率辐 射拟合了一组伽玛暴谱 , 统一解释了过去难以说明的高 [ 1 ] 能拐点和能量过剩现象。他们的结果很有说服力的表 图 2 同步辐射拟合结果 明 , 将伽玛暴激波磁场看成均匀磁场可能是错误的。 ( ) 同步 曲率辐射 Sy n c h r o2Cu r va t ur e R a di a t i o n 机 制是 1 99 5 年我和郑广生为了将同步辐射和曲率辐射统一成一种机制而提出来的 。我们导出了一组包括总功 率 、频谱、特征频率及偏振特性在内的普适性公式 , 不但 解决了弯曲磁场中相对论性粒子的辐射问题 , 而且将同 步辐射和曲率辐射完全统一到一种更加普遍的新机制 中 。我们的新机制提供了一组实用公式 , 使各种磁场中 相对论性粒子的辐射问题都可以计算和研究 , 是一组不 受磁场大小和磁场弯曲程度限制 , 并且适用所有投射角 [ 2 , 3 ] 的普适性公式。我们的计算分析表明 , 在磁场曲率 很大的情况下 , 如果仍用同步辐射近似处理的话 , 其总 图 3 同步 曲率辐射拟合结果 辐射功率可差 2 、3 个量级 , 频谱范围相差也很大 。X . 同步 曲率辐射对 C G R O 观测到的四个伽玛射线L . D e n g 等人充分认识到这点 , 所以他们放弃了同步辐 的时间平均谱的拟合结果也很好 。这几个伽玛射线射近似 , 而采用同步 曲率辐射机制重新研究了系列伽 都是很亮的伽玛射线暴 , 它们的光子能量范围扩展有 ,4 个量级 。而且这些谱中高能部分具有各种不同的 玛暴谱 。由于弯曲磁场不同于单一形态的均匀场 , 其形 , 用同步辐射根本无法拟合 , 但用同步 曲率辐射指数 态可以多种多样 , 有偶极场、螺旋场 、无规场 、涡旋场、丝 能拟合得非常好 。而且参数选取基本沿用相应源原管状磁场等等 , 同步2曲率辐射机制提供了一组原始公 ρ 同步辐射模型的取值 , 只增加了一个磁场曲率半径式 , 可用于讨论和计算各种形态的弯曲磁场中有关的辐 已 。图 4 中给出的是对其中 G RB 9 1 05 03 伽玛射线暴γ射问题 , 并已成功用于脉冲星 、A GNs 等具体研究中。 拟合结果 。结果显示 , 同步 曲率辐射能带来比同步辐射更多得多 的磁场信息 。X . L . D e n g 等人在意识到用同步 曲率 辐射可能是解决问题的途径以后 , 导出了无规磁场中幂 律电子分布的同步 曲率辐射谱公式 , 并应用它很好的 [ 1 ] 拟合了一系列伽玛暴谱。例如 G RB 9 30 13 1 是由康普顿伽玛射线望远镜观测到的最亮的伽玛射线暴之一。 它的谱由于有很宽的能量范围 , 对伽玛射线暴辐射机制 的研究非常重要 。如图 2 所 示 , B r o m m 用同步辐射只 [ 4 ] 能拟合其低能部分 , 对高能部分无能为力。但用同步 曲率辐射直到很高的能量都拟合得非常好 , 特别是高 ( ) 能部分的拟合尤为贴切图 3 。图 4 对 G RB910503 的拟合结果 同步 曲率辐射不但能够十分贴切的拟合很多原来为一起变化的 , 这和观测到的高能部分和低能部分的流 量随时间独立演化相矛盾。正因为如此 , 任何试图用火 , 而且具有下述其他很多机制都没无法解释的伽玛暴谱 球激波中电子的康普顿效应来解释 G RB 9 41 01 7 高能谱 有的优点 : 的模型都难于使人相信 。后来又提出各种各样其他解 ( ) 1一些伽玛暴谱中难于解释的拐点和高能过剩 , 决 , 但这些模型可调参数太多 , 没有一个能得到广 在同步曲率机制中是适当参数下的自然结果 。不需要 泛的认同 。 人为加入任何其他的机制 。 用同步 曲率辐射拟合 , 结果非常好 , 并可通过拟合 ( ) ρ 2对每一个确定的伽玛暴谱 , 只有曲率半径一 个可调参数 。 参数的变化研究其演化 。从而对一些物理量的变化规 ( ) 3其他参数都可采用特征值 , 曲率半径一般小于5 中给出的是对 G RB 94 10 17 律也给出明确的限制 。图 发射区的尺度 , 大约 10 0 ,1 00 0 c m 。 伽玛射线暴五个不同时间段时谱的拟合结果 。 ( ) 4电子幂律分布的谱指数 p , 基本可采用同步辐 同步 曲率辐射统一拟合了很多伽玛暴谱 , 特别是 射的结果 , 保证了低能段的吻合 。 ( ) 5同步 曲率辐射仅有一个可调参数 , 因此很容易 一些用其他机制难于说明的谱 , 而且用于余辉的研究也 给出了很好的结果 , 这说明它较之同步辐射有明显的优 越性 。这也就促使我们思考一些更深层次的问题 , 特别 用它研究了一些伽玛暴谱的演化 。 是磁场的结构 、产生机制以及物理特性等 , 对于激波的 , 只有一个可调参数 , 可 用同步 曲率辐射机制拟合 加速机制 , 我们也希望通过各种拟合结果的分析找出可 信度应该是较大的 , 而且它很容易对一些谱做出比较 ,能的限定条件 , 推动对加速机制的认识和研究 , 最后揭 因此可用它研究伽玛暴谱的演变 。例如 , 2 00 3 年发现的 示出伽玛射线暴一些更深层次的物理规律 。 ( ) G RB 94 10 17 , 是一个具有超高能V e r y Hi g h En e r gy伽 目前对伽玛暴激波磁场的产生尚没有任何完善的 玛射线的伽玛暴 , 其辐射谱的高能段在观测能量范围内 理论 , 但我们根据对一系列同步 曲率辐射拟合谱的综 没有看到截断 , 表明在 20 0 M e V 以上应该还有辐射 , 目 前已观测到其能量已达到 0 . 1 Te V 。G RB 9 41 01 7 的谱 , , 以及对 Go n z al e z 给出的 G RB 9 41 01 7 五个不同合分析 除了显现其高能谱独特外 , 观测也给出了在五个不同时 时间段谱的演化研究 , 可以得到对内激波磁场形成机制 间段时谱的变化 , 这就给研究谱的演化提供了可能 。在 ( 三个不同能段 3 0 k e V ,2 M e V , 2 M e V ,1 0 M e V , 1 0 ( ) 以及加速机制的新约束条件 内激波产生伽玛暴谱。) M e V ,20 0 M e V , 五个时间段内的流量变化表明 , 这个 只有满足条件的磁场及加速机制才有可能成为深入考谱的高能部分和低能部分在时间演化性质 、谱指数等方 虑的对象 。 面都有着显著的区别。尽管 30 0 k e V 附近的谱的流量 我们知 道 , 同 步 辐 射 拟 合 给 出 的 约 束 条 件 是 : [ 5 ] 减小了三个数量级 , 高能部分流量却保持不变。如果 2 ΓγΓ ( ) B / 1 + Z为常量 , 其中是物质喷流的洛伦兹因用同步 辐 射 机 制 , 是 难 于 产 生 很 高 能 段 辐 射 的 , 20 0 mi n M e V 以上的超高能伽玛光子是什么机制产生的呢 ? 而 γ mi n 子 , Z 是伽玛暴的红移。为幂律能量分布电子的低 4且为什么低能部分随时间大幅度变化时不影响其高能 能截断 。因此它限定了磁场的大小 : 内激波磁场?10 部分呢 ? G , 外激波磁场?10 G 。根据下面 G RB 9 41 01 7 五个不 ( ) 同时间段谱的主要拟合参数表 1以及对一系列拟合谱 最容易想到的解释当然还是逆康普顿散射 , 也有不 的综合分析 , 我们可以得到同步 曲率辐射对磁场给出 少模型先后提出 , 但康普顿流量是要随着同步辐射的行 2 Γγρλ( ) λ 的新的约束条件 1 + Z= : /常量 ,是参数 , 以mi n ρ及期望值 ?磁场特征尺度 。 表 1 G RB 94017 五个不同时间段谱的主要拟合参数 2 3 2 3 ()ΓγΓγρp ΓγΓγp Ti me s [B ] [] i [B ] [B ] f i mi n , i i 12i mi n ,i i 8min , f f 12min , f f 8 - 18 t o 14 15 . 2 30 . 4 14 t o 47 9 . 62 15 . 3 47 t o 80 6 . 6 8 . 71 5 . 4 24 . 2 13 . 3 2 . 2 80 t o 113 2 . 54 2 . 08 113 t o 211 0 . 283 0 . 077 [ 5 ] 22 Γ γ γ其中 , Ti me 是从 B A TS E t ri gge r 给出的时间;是外流的洛伦兹因子; [B ] = B /min 1 2 min 12 338 γ ργ ρ 10 ; [/] =// 10 ; p 是电子能量分布的系数; 下标 i , f 分别表示内激波和向前激波。min mi n 图 5 对 G RB941017 五个不同时间段时谱的拟合结果 Ta va ni 用同步辐射模型讨论 G RB 9 10 60 1 时较稳定 。这 也 就 给 出 了 对 磁 场 形 成 机 制 的 新 要 求 。对2 ρG RB 93 01 31 而言 ,期望值 = 1 . 4 3 ×1 0 c m , M e d ve de v 出的 p 等于 6 , 所以 5 . 4 的取值是合理的。但用费米和 L oe b 以前在激波研究中曾指出 , 相对论性两流体不 制模拟给出的指数 p = 2 . 2 ,2 . 5 , 这表明标准费米加稳定性可以在无碰撞激波中产生稳定的无规取向强磁 机制不能达到这一要求 , 内激波加速机制还有待深入场 。这种 Wei bel 不稳定性产生的磁场特征尺度和激波 3 虑 。同 时 , 从 拟 合 参 数 中 可 以 看 出 , 五 个 时 间 段相对论性皮层厚度相当 。对内激波而言约为 1 0 c m , 也 32 Γρ( ) B / 1 + Z?3 . 8 基本不变 , 这也就给伽玛暴的磁许这种机制可以满足要求 。 对 G RB 94 10 1 7 五个不同时段谱的演化研究 , 我们 和动力学机制提出了一种更为明确的约束。因为红移也得到了对内激波加速机制的限定条件。在拟合参数 Γ 是不变的 , 如果喷流的洛伦兹因子在这段时间也基中 , 五个时间段电子能谱指数 p 的取值都是 5 . 4 , 这表明 ρ 不变 , 磁场强度 B 和曲率半径就应该满足如下的变β辐射谱指数变化不一定伴随着能谱指数 p 的变化。 关系 :能谱指数是与加速机制相关联的 , 这说明其加速机制比 32 ρ B = 常数 。 根据这些限定条件 , 再加上深入细致的物理分 p h ys J , 1998 , 493 : 8262833 . 我们就可以对内激波磁场的大小 、结构 、产生机制及电B R O M M V , S C HA E F E R B E . Th e sp ec t r u m of G RB 930131 4 子加速机制进行推测 。初步可以认为 : G RB 9 41 01 7 内 () 3 Sup e r b owl B u rs t f r o m 20 k EV t o 200 M EV [J ] . As t r op h ys J , 激波磁场特征尺度约为 1 0 c m , 磁场强度? 1 T , 可能 1999 , 520 : 6612665 . 32 ρ是一种无规取向的涡旋场 , 以保证 B = 常数的关系 γ5 GO N ZAL E Z M M , e t al . A 2r a y b u rs t wi t h a hi g h2e ne r gy ρ成立 。根据期望值 ?磁场特征尺度的条件 , 内激波磁 sp ec t r al c o mp o ne nt i nc o nsis t e nt wi t h t h e s y nc h r ot r o n s h oc k 场可能由相对论性两流体不稳定性产生 ; 而且从电子能 m odel . N a t ur e , 2003 , 424 : 7492751 . ASA D A K , e t al . A h elic al ma g ne tic f i el d i n t h e j e t of 3 C 273 6 谱分布指数的变化来分析 , 费米加速机制似乎还不是理 [J ] . PASJ , 2002 , 54 :L 39243 . 想的加速机制 , 可能需要从物理上寻找更有效的加速机 制 。而且演化时辐射谱指数的变化并不一定伴随着电 子能谱指数的变化 , 说明这种加速机制比较稳定 。 S o me Cons i de r a t i ons on M a g ne t i c Fi el d of Ga m m a2 磁场的上述属性 , 除了强度以外 , 过去是没有人能 R a y B u rs t s 提供的 。因为一般火球激波模型采用同步辐射近似 , 就 Z H A N G J i a2l ü是将激波磁场看成均匀场 , 均匀场只有一种形态 , 对磁 CAS Me m ber , Ce nt er f or As t r op hysics , U ni versi t y of Scie nce a n d 场范围和尺度大小 、磁场曲率多少 、磁场分布情况等重 Tec h n ol ogy of Chi na , Hef ei 230026 要问题都毋须涉及 。这样做 , 无疑将磁场强弱以外的所 Abs t r a ct The f r e que ntl y ci t e d f i r e ball2s h oc k m odel of Ga m ma2R a y 有其他有关的重要信息都抹掉了 。但用同步 曲率辐射 ( ) B urs t h e r e af t e r , G RB ca n e xp l ai n w ell t he mai n f e a t u r es a n d p r oc ess es af t e r t h e b u rs t . This m o del , h ow e ve r , is c h all e n ge d b y t h e l a t es t hi g h2r es ol uti o n o bse r va ti o nal r es ul ts d u ri n g t he l as t f e w ye a rs , w hic h p r es e nt s o me cl ues o n t h e i nc o mp l e t e ness of i ts t h e o2 却必须考虑这些问题 , 而且我们通过与观测的比对分r e t ic al c o nsi de r a ti o ns . Fo r e xa mp l e , o ne basic ass u mp ti o n of t h e f 析 , 就有可能了解到磁场多方面的信息 , 使我们对伽玛 i r e ball m o del is usi n g t he s t a n da r d s y nc h r ot r o n r a di a t i o n mec h a2 暴磁场的特性有更清楚的认识。而且前两年对 3 C 27 3 nis m t o ap p r oxi ma t e t h e hi g h e ne r gy e missi o ns f r o m G RBs . This is e 喷流的观测已表明 , 其中激波产生的磁场不是均匀场 , [ 6 ] qui val e nt t o cl ai m t h a t t h e ma g ne tic f i el d i nsi de G RB is u nif or ml y 而是呈螺旋状的。这也就使我们更加坚信 , 伽玛暴激 dis t ri b ut e d , w hi c h s me a rs out m os t of t h e i mp o r t a nt i nf o r ma ti o n of 波磁场也绝不会是均匀的 。 ma g ne tic f i el d c o nf i gu r a ti o n ot h e r t h a n t h e f i el d s t r e n gt h . I n t h e s t ud y of G RB s h oc ks , i t is ge ne r all y beli e ve d t h a t m os t of t h e p h ysi2 当然 , 伽玛射线暴激波中的辐射是否来源于同步c al qua nt i ti es , s uc h as de nsi t y a n d p r ess u r e , a r e i n h o m oge ne ous 曲率辐射 , 还有待于进一步观测的证明 , 我们期待 Swif tt h r ough out t h e s h oc ke d r e gi o n . Th e n w h y is i t p l a usi bl e t o ass u me 卫星能提供更多 、更宽波段、分辨率更高的谱 , 特别是随 t h e s h oc ke d ma g net ic f i el d al o ne t o be h o m oge ne ous , w hi c h o ri gi2 时间演化的积分谱。而且理论已证明 , 同步 曲率辐射 na t es f r o m p e r t u r ba t i o n m ec h a nis m ? 机制具有比同步辐射更高的偏振 , 今后偏振的观测将有I n t his p ap e r , w e a nal ysis t his p r o bl e m i n det ails , a n d r e ga r d t 利区分究竟是什么机制起主要作用 。 伽玛射线暴至今h a t t h e r a di a ti o n i n duc e d by c u r va t ur e of s h oc ke d ma gne ti c f i el d li 还是一个没有完全解开的谜团。 nes p l a ys a si g nif i c a nt r ol e i n G RB e missi o ns . Th e t r a di ti o nal f i r e2 它爆发的能量极高 , 尺度又小 , 所以是很容易产生一些 ball2s h oc k m o del me e ts dif f i c ul ti es i n e xp l ai ni n g s o m e l a t es t o bs e r2 极端物理条件的 , 并使它与粒子物理、核物理 、等离子体 va ti o nal r es ul ts . This m a y be c a us e d by i g n o r a nc e of t h a t i mp o r t a nt p 物理及凝聚态物理等许多学科密切关联 , 而且对它的研 o r ti o n of r a di a ti o n a b ove . Ma ki n g ap p li c a t i o n of t h e f o r m ul a e of 究也必将促进一些边缘学科的产生和发展。所以有必 s y nc h r o2c u r va t u r e r a di a ti o n , w hic h ca n t r e a t a nal ytic all y t h e p a r ti2 要请各方面专家给予更多的关注 。 cl e r a di a t i o ns i n t h e c u r ve d m a g ne tic f i el d , w e f i t w ell a s e ri es of 本文作者感谢邓小龙 、刘炯提供的资料及有益的讨 ne w G RB sp ec t r a , a n d p r es e nt a u nif i e d i nt e r p r e t a ti o n t ow a r d t h e ( ) 论 , 并感谢国家自然科学基金1 06 73 0 10 给予的支持 。 t u r n of f p oi nt a n d e ne r gy e xcess i n t he hi g h2e ne r gy p o r t i o n of t h e ( )2007 年 4 月 6 日收到 sp ec t r a . Th es e f e a t u r es a b ove a r e dif f i c ul t t o e xp l ai n wi t hi n t h e p as t s y nc h r ot r o n r a di a ti o n f r a me w o r k . Fu r t h e r m or e , t h e f i t ti n g of a s e ri es of G RB sp ec t r a all ows us t o gi ve s o m e ne w c o ns t r ai nts o n t 1 D EN G X L , XI A T S , L I U J . Ga m ma2r a y bu rs ts ’sp ec t r a a n d h e ma gne tic s t r uc t u r e of t h e e missi o n dis t ric t , o ri gi n of t h e s s y nc h r o2c u r va t u r e mec h a nis m [ J ] . As t r o n As t r op h ys , 2005 , h oc ke d ma g net ic f i el d , a n d t h e mec h a nis m of s h oc k a ccel e r a t i o n . 443 : 7472752 . 2 Z H A N G J L , C H EN G K S . R a di a t i o n f or m ul a e f o r a r el a t i vis2 Key wor ds ga m ma2r a y b urs t , r a di a t i n g M ec h a nis m , c ur ve d ma g2 t ic c ha r ge d p a r ticl e m ovi n g i n a c u r ve d sp i r al t r aj ec t o r y [ J ] . P ne tic f i el d h ys L e t t e rs A , 1995 , 208 : 47252 . 3 Z HA N G J L , YU A N Y F . Q ua nt u m r a di a ti o n f o r m ul a e of a ) ( ne w r a di a ti o n mec h a nis m i n a c u r ve d ma g ne tic f i el d [ J ] . As t r o2 责任编辑 :温文