γ暴余辉的发现.PPT

活跃形势 观测概况 标准模型 后标准效应 能源机制 展望 1997年世界10大科技成就 特强?暴-GRB990123 1999年世界10大科技成就 ?暴论文的分布 K. Hurley, 2001.3/ipn3/bibliogr.html ?暴论文的逐年 分布。 1973-首次发表 1979-Mazets表 1991-GRO卫星 1997-BeppoSAX ?暴论文的分布 K. Hurley, 2001.3/ipn3/bibliogr.html 累计分布 ?暴论文累计已达 到5000篇。  暴时间特征 波形 复杂、没有规则 持续时间 ～ ms - 1000 s 变化时标 ～ 1ms , 甚至 ～ 0.1ms ?暴的发现 花 絮 恒星层次的事件 1991年前：谱特征 吸收线特征 ~ 10 keV: 看作回旋吸收线： 意味着存在强磁场 ~ 1012 高斯 。 发射线特征 ? 400 keV，看作经红移的湮灭线： 相当于中子星表面引力红移。 类似热谱的X-射线尾巴: 含距离信息(?)。 似乎意味着: 银河系内磁中子星表面的局部过程。 双吸收线特征 GRB 880205 GRB 880205 双吸收线: 19.3?0.7 keV 38.6?1.6 keV ? 1.7×1012 G X-射线尾巴的类热谱特征 GRB870303 X-射线尾巴 的温度: kT=1.6 keV kT=1.2 keV 1991后的能谱 既未发现吸收线特征； 也未发现发射线特征。 ***“非热”与“高能存在”是1991前后的共识*** 1991年后：? 暴 能 谱 光子能量： 10keV – 10GeV 非热谱，幂律谱 高能未见切断 空间分布 高度各向同性 BATSE 银河系全景图(瑞典吕德天文台) 作为对照—银河系内天体 脉冲星的空间分布  统计学上 支持 ? 宇宙学距离 ?暴持续时间很短，无法安排后续的观测。 ?暴的发生在空间上是随机的，在时间上也是随机的，无法预先作准备。 除短暂的?射线（和少量X射线）外，没有其他波段上的对应体，无法借助其他波段上的已知距离的天体加以证认。 ? 射线的定位精度极低，在其误差范围内有太多的天体，无法确认哪一个天体与它成协。  BeppoSAX: γ暴余辉的发现(1997) 宿主星系红移值的测定 余辉：1997重大发现 光学余辉 余辉: 幂律衰减 射 电 余 辉 ? 早期起伏 ? 空间尺度小 ? 晚期平滑 ?暴辐射的能量 余辉带来的巨大突破  膨 胀 火 球 火球模型示意 标准模型简化假设 ? 相对论性的 ? 各向同性的 ? 同步辐射 ? 均匀星际介质 典型的质子数密度 ~ 1 cm-3 ? 短暂脉冲式的能量注入 统一模型的提出 环境效应的研究 喷流机制的多参数研究 辐射机制的研究 持续能量注入 5年内在γ暴领域发表SCI论文50余篇 被国际上200余篇论文引用 极端相对论阶段不长 观测可以持续很长时间 前人的极端相对论模型不能给出非相对论和绝热情形的正确极限 统一模型的提出 动力学演化统一模型 点划线： 极端相对论 虚线： Sedov极限 实线： 统一模型 总结性文章 ARAA(天文与天体物理年鉴)-2000 (van Paradijs, Kouveliotou, Wijers) 据γ暴研究其环境的状态 据环境状态研究γ暴的起源 非均匀环境 GRB970616 n ~ r -k ? ? n ~ r -2 (星风环境) (Dai, Lu, MNRAS, 1998) 支持?暴起源于大质量恒星塌缩的观点。 (Chevaliar, Li, ApJ, 2000) GRB990123光变曲线的拐折 （Fruchter, et al., astro-ph/9902236）