html5-img
1 / 51

伽玛暴 X 射线耀发

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. 伽玛暴光变曲线.

maxima
Télécharger la présentation

伽玛暴 X 射线耀发

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. 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

  2. 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

  3. 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

  4. 伽玛暴现象

  5. 伽玛暴的空间各向同性分布

  6. 伽玛暴光变曲线 • 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

  7. 伽玛暴非热辐射能谱

  8. 2类伽玛暴：长暴和短暴 长暴 短暴 2 s

  9. 长暴余辉的发现 1997年Science十大科技进展之一 第一个伽玛暴余辉：GRB970228 t -1.3 Costa et al., 1997, Nature, 387, 783

  10. GRB 990123光学闪的发现 1999年Science十大科技进展之一 t -2.0 t -1.1 Akerlof et al., 1999, Nature, 398, 400

  11. GRB 030329 和超新星SN 2003dh成协的发现 2003年Science十大科技进展之一 Hjorth et al., 2003, Nature, 423, 847

  12. 短暴余辉的发现 2005年Science十大科技进展之一 GRB 050509B X射线余辉 GRB 050709 光学余辉 faint SN Ic t -1.33+-0.45 Gehrels et al., Nature 437, 851 Hjorth et al., Nature 437, 859

  13. 短暴的基本性质 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1048 – 1050 erg, 比长暴低2-3个量级(051221除外,1051.3 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 !

  14. 伽玛暴－余辉的过渡：GRB tail辐射 t -3.15+-0.22 t -0.82+-0.07 Tagliaferri et al., Nature 436, 985

  15. 伽玛暴－余辉的过渡：GRB tail辐射 t -3.15+-0.22 t -0.82+-0.07 1/ tail emission Tagliaferri et al., Nature 436, 985

  16. 翻译自Gehrels, Piro & Leonard 2002, Scientific American

  17. 翻译自Gehrels, Piro & Leonard 2002, Scientific American

  18. 翻译自Gehrels, Piro & Leonard 2002, Scientific American

  19. 标准模型下的余辉光变曲线 均匀星际介质 自由星风 X-ray X-ray radio radio Wu, Dai, Huang & Lu 2005, ApJ, 619, 968

  20. 高红移伽玛暴GRB 050904@z=6.295 Haislip, et al., 2006, Nature, 440, 182

  21. 高红移伽玛暴GRB 050904@z=6.295 t=3.4days, t = 4 hrs, Kawai, et al., 2006, Nature, 440, 184

  22. X射线耀发：BeppoSAX的早期观测 GRB 011211 GRB 011121 Piro et al., 2005, ApJ 623, 314

  23. X射线耀发：Swift的发现 t9.5 t-9.5 t-1.6 t-0.8 XRF 050406 GRB 050502B t-0.5 长暴 Burrows et al., 2005, Science 309, 1833

  24. X射线耀发：Swift的发现 短暴 GRB 050709 GRB 050724 Villasenor et al., Nature 437, 855 Barthelmy et al., 2005, Nature 438, 994

  25. 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<<余辉时标t ，且越晚的耀发其t 越长； 5. 短暴中X射线耀发出现在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；

  26. 早期X射线余辉的分类 无flare 有hump 有flare 无hump 无flare 无hump 有flare 有hump O’Brien et al., 2006, astro-ph/0601125

  27. 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

  28. 快转塌缩星核心碎裂模型 stellar core X射线耀发出现的时间： King et al., 2005, ApJ 630, L113

  29. 伴星激波加热模型 — 短暴100s后的X耀发 t=10s t=42s t=184s MacFadyen et al., astro-ph/0510192

  30. 超吸积模型 B H 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： Perna, Armitage, & Zhang, ApJL (astro-ph/0511506)

  31. 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)

  32. 双中子星并合成大质量中子星的 磁重联模型

  33. 双中子星并合成大质量中子星的 磁重联模型（短暴）

  34. 大质量中子星存在的可能性分析：理论 Morrison, Baumgarte, & Shapiro, 2004, ApJ, 610, 941

  35. 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

  36. 当 B-field (initially poloidal) 大质量中子星 可忽略 core crust Dai, Wang, Wu & Zhang, 2006, Science, 311, 1127

  37. 大质量中子星 B-field (poloidal) core B-field (toroidal) crust Dai, Wang, Wu & Zhang, 2006, Science, 311, 1127

  38. 当 磁浮力达到临界值 大质量中子星 B-field (poloidal) core B-field (toroidal) crust Dai, Wang, Wu & Zhang, 2006, Science, 311, 1127

  39. 净力密度： 浮出中子星表面的时间： B-field (poloidal) core B-field (toroidal) crust Dai, Wang, Wu & Zhang, 2006, Science, 311, 1127

  40. 浮出物的能量和最大质量： 浮出物洛仑兹因子 下限： B-field (poloidal) core B-field (toroidal) crust Dai, Wang, Wu & Zhang, 2006, Science, 311, 1127

  41. 理论上： 观测上： (050709,050724) B-field (poloidal) core crust Dai, Wang, Wu & Zhang, 2006, Science, 311, 1127

  42. 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

  43. GRB 050502B t9.5 t-9.5 t-0.8 Burrows et al., 2005, Science 309, 1833

  44. X射线耀发的t_0效应 Wu, Dai, Wang, Huang, Feng & Lu, astro-ph/0512555

  45. 伽玛暴早期余辉的内禀光变曲线

  46. X射线耀发：滞后的内、外激波模型 晚期 喷出物 早期 喷出物 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? 内激波： X射线耀发(LIS)？ 内激波： 伽玛暴？ 滞后内激波模型(LIS)：Burrows et al. 2005; Zhang et al.2005,Fan & Wei2005; 滞后外激波模型(LES): Piro et al.2005, Galli & Piro2006;

More Related