伽玛暴的中心能源
伽玛暴的中心能源应该说是伽玛暴所有相关问题中最为棘手的一个了。虽然人们常说长暴起源于大质量恒星坍缩，大多数短暴起源于致密星并合，但这只是很简化的概述而已，还有很多细节有待探讨。由于中心能源光深很大且位于宇宙学距离上，以现在的手段根本没有办法对其进行直接观测，所以到目前为止，中心能源的确切特性还是个开放性的问题。
如果要讲中心能源研究的历史，那就应该追溯到上世纪60年代Vela卫星发射前后的猜想，还有Vela的第一批爆发探测公布后兴起的理论研究热潮。不过在此期间由于观测限制很少，这些研究的不确定性相当大，其中的多半模型早已被人抛弃。至于随后银河卫星的双回旋吸收线搅局事件更是只能算个插曲而已，河内中子星作为伽玛暴的源头一说在主流学术界也几乎是无人再谈。
本文以Stan Woosley新近发表的一篇综述为基础，要说的是伽玛暴观测步入正轨之后中心能源的相关研究，时间上看是1997年BeppoSAX卫星发现爆发余辉并有红移测量之后。此时伽玛暴正式被确定为宇宙学现象，观测数据的积累也为理论分析提供了诸多线索和限制，人们讨论中心能源的盲目性大为减少。
从简化的一面入手。长暴与大质量恒星的关联相对明朗，一是很多长暴是与宿主星系的恒星形成区成协，且宿主星系以年轻星系居多；另外还有若干确定与超新星成协的经典案例。另一方面，一些数值模拟工作也大致给出了长暴起源的图景：大质量恒星坍缩，在恒星核心产生致密天体（一般认为是黑洞），然后星周物质下落，先形成环绕致密天体的吸积盘，然后通过提取角动量形成可以最终穿透星周的包层的喷流。至于我们所见的爆发，那是喷流离开包层之后才会发生的，标准模型是利用火球+内外激波来解释，也有以磁场为主导的理论。相比之下短暴要扑朔迷离得多，致密星并合只是理论上的猜测，在观测上，这类爆发可以出现在任何一类星系中，行为也更加多样。
数值模拟中穿过包层的相对论性喷流。（图片来源：Zhang et al. 2004）
由于长短暴的中心能源差异较大，以下分别介绍，先说长暴。都说长暴普遍发生在高红移宇宙，那么红移有多高呢？根据雨燕卫星的观测，平均红移介于2.2到2.6之间，对应的宇宙年龄是几十亿年。例外不是没有，不过低红移爆发能量偏低。这是长暴中心能源模型的第一条线索：由于此处的星系存在明显的演化，金属丰度变化迅速，恒星形成率也普遍较高，所以长暴应该起源于异于当前的环境。
更近一步，长暴倾向于发生在小型不规则星系的亮区，其分布类似于超大质量恒星起源的Ic型超新星。再考虑部分爆发与超新星成协的事实，可以由此推测出长暴前身星的质量下限。具体数字各人得出的结论不同，但是基本上不会低于20倍太阳质量，甚至可能会高达40倍太阳质量以上。
另外如果数值模拟给出的图景属实，前身星就需要保存较多的角动量才能产生吸积盘进而是喷流。恒星在主序星阶段损失角动量的主要途径是星风，星风的强度又与金属丰度强相关，这样看来长暴应该更倾向于出现在低金属丰度的环境下。除了角动量，前身星的低金属丰度还有利于减少恒星的质量损失，提高爆发前的质量，为伽玛暴的发生铺平道路。观测证据也都支持低金属丰度的推论，如与爆发成协的超新星金属丰度比典型值更低，很多爆发的宿主星系也有较低的金属丰度，低金属丰度的恒星随红移分布也与长暴吻合等等。如果金属丰度增加，爆发可能会因为角动量不足而变弱，这也得到了观测数据的支持（在高金属丰度的邻近宇宙中，伽玛暴数量偏少且亮度较低）。
第四条线索是能量。观测上伽玛暴的典型各向同性能量在1052尔格左右，高者可以达到1055尔格，低者可能低至1050尔格或者更低，虽然现在一般认为爆发其实是以高度各向异性的喷流形式发生的。喷流以外，考虑相对论性集束效应，朝向地球而来的高速辐射源看上去要比实际亮很多（也就是哪怕不考虑喷流，爆发的真实能量也是要小于观测能量的）。值得一提的是，数个与超新星成协的长暴能量都比较低（如GRB 980425和GRB 030329），也远小于超新星的非相对论性能量，这让一些研究者猜测，超新星与伽玛暴的能量比例可能存在一个分布，也许还有二者能量相当的情况存在。不论如何，若想解释长暴，中心能源需要有能力将如此多的能量注入相对论性运动是必备条件，而黑洞喷流确实可以实现这一点。
再有就是不论从观测还是理论，长暴前身星必须要剥离氢包层。观测上，与长暴成协的是不具备氢氦包层的Ic型超新星；理论上，相对论性喷流难以在爆发的典型时标内穿透氢包层。结合大质量前身星的要求，长暴应该是起源于沃尔夫—拉叶星的，但是因为存在角动量的限制，并非所有的沃尔夫—拉叶星都满足要求。
沃尔夫—拉叶星WR 124及其星风在周围产生的星云M1-67，这类恒星是演化到晚期的大质量恒星，初始质量大于太阳20倍，当前的沃尔夫—拉叶星普遍具有强星风。（图片提供：ESO）
接下来的事情关乎中心能源的自转，这是提取角动量生成喷流的要求。不夸张地说，这一点可能是产生长暴的关键因素，因为不是所有的大质量恒星最后都可以作为伽玛暴爆发，长暴的发生率要比普通超新星小得多，而且当前模型对伽玛暴中心能源的自转（尤其是星体核心区域的自转）要求非常高，甚至高过了普通中子星。由此，如何让普通恒星拥有极高的自转速度也就是需要解决的问题了。
解决渠道有三个，其一是相互作用的双星系统，其二是低磁矩单星，其三是高速自转且演化均匀的大质量主序星。双星是最先提出的模型，可以顺畅地经由相互作用为前身星赋予较大的角动量，甚至还可以放松对金属丰度的要求，能够解释某些宿主星系金属丰度并不低的爆发。但它的问题在于由于讨论过程中往往过于简化，经常会产生过量的长暴前身星，且忽略了恒星核心的角动量，还存在时标的疑难。低磁矩单星的不确定性也不少，原因是当下人们并不能确切了解大质量恒星辐射层内不稳定性产生的磁场情况。至于第三种理论，它是假设星体在诞生之初就已经具备了快速自转（赤道附近每秒300到400千米），这样的恒星由于存在强环流，内部的化学组分几乎均匀，在主序结束的时候几乎耗尽了内部所有的氢元素，不经巨星阶段，直接就能演变为沃尔夫—拉叶星。这种恒星不会像普通恒星那样存在包层和核心之间的密度大跳变，核心的自转速度也可以维持下去。当然，这些都还存在未决因素，也许几种说法相互结合能取得更好的结果，但目前并无定论。
这样看来，长暴起源于大质量恒星坍缩是没有什么疑问了。由此的一个遗留问题就是，伽玛暴与超新星之间是否存在过渡？前面已经提过伽玛暴能量与成协超新星能量（确切地说应该是产生伽玛暴的相对论性能量与超新星的非相对论性能量）之比可能存在分布，典型超新星可以认为是后者主导，亮暴可以认为是前者主导，过渡类型还有待发现。决定这个比例的很可能就是角动量。由于伽玛暴前身星质量很大，黑洞很可能不经中子星回落而直接形成。如果此种情况下星体核心旋转很快，它就更可能以长暴的面目示人。
说到过渡，SN 2009bb以及SN 2007gr也提供了一些线索。它们属于一类由中心能源而非放射性元素衰变驱动的超新星，但是并没有成协的伽玛暴。其中的原因可能是中等相对论性喷流亮度不足，也有可能是偏轴观测。也许这类超新星数量并不少，如果今后能观测到更多样本，甚至发现与长暴成协的样本，人们对伽玛暴与超新星联系的认识会更进一步。
中心能源驱动的超新星的艺术图，与伽玛暴非常相似。（图片提供：Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF）
那么如何提取角动量产生喷流呢？理论计算表明，发挥作用的可能是Blandford-Znajek效应或者是其他MHD机制。已经有很多工作表明，只要注入足够的能量，这样的喷流可以具备合适的速度和张角，产生长暴。早年的计算通常假设注入的能量以热能为主，现在越来越多的人开始考虑磁能，而且发现后者也可以供应长暴之需。之前也有过中微子相关的讨论，不过这一机制似乎并不能提供足够的能量。喷流之外，也有对吸积盘风的研究，认为这一因素也可能发挥比较重要的作用，尤其是会影响成协超新星的性质。
坍缩星模型的难题是黑洞究竟是如何产生的。有模拟结果显示，如果参数选择不合适，在黑洞形成之前，星体可能就会因为不稳定性而掀飞，不过这一结论也只是初步的。
产生长暴的另一个选择是毫秒磁陀星，这一机制所需的角动量与坍缩星相仿，需要借助自转周期在一毫秒左右的强磁场新生中子星来实现，满足需要的中子星在所有新生中子星中属于少数。中子星的辐射来自自转供能，这种中子星的光度可以接近长暴的典型值，最近的研究还表明它们可能会驱动相对论性外流物质。但是若用毫秒磁陀星来解释长暴，这些还不够，细节问题还有待进一步论证，尤其是需要详细的数值模拟。
区分这两种模型的方法是寻找来自长暴的中微子。大质量恒星的坍缩往往伴有中微子的产生，而磁陀星相关是没有的。当然倘或发现了成协的超新星，那么该爆发就必然起源于坍缩星了。
如果对长暴中心能源的满篇无定论不爽，那么短暴会更让人失望。主流的双致密星并合模型并不像长暴的成协超新星那样有明显证据支持，只是可以较好解释观测现象而已。除了理论缺乏直接观测证据以外，参与并合的致密星种类也难以确定：有可能是双中子星，也有可能是中子星与黑洞。
由于本人对这一图景并不是很熟悉，只说一个大概。致密星并合之后，环绕着新生黑洞会产生吸积盘。吸积盘的形成基本是通过数值手段来研究，需要引入尽量真实的中子星状态方程、中微子过程，并考虑不对称现象。对于双中子星模拟，结果大致是在致密星彼此碰撞后的几个轨道周期内，中央会形成一个近似轴对称的物体，周围包裹着厚盘；轴向物质较少，可能是形成喷流的地点。
新近的一项双中子星并合的数值模拟，其中白色和绿色线条表示磁场，红色表示低密度区。（图片提供：NASA/AEI/ZIB/M. Koppitz and L. Rezzolla）
对于中子星与黑洞的相互作用，人们了解得更少。这种情况下的关键是黑洞与中子星质量之比，如果中子星质量太小，就可能直接冲入黑洞而不留任何痕迹。至于吸积盘的形成方式，也要依赖于中子星的状态方程。至于喷流的产生，除了磁流体机制，还有可能是中微子的作用。
其他短暴中心能源的模型还包括中子星或者黑洞吸积引发的坍缩、奇异星甚至是Ia型超新星相关。
在观测上，短暴由于持续时间短，本身就存在更大的不确定性。一般认为比较好的样本有4个，GRB 050509、GRB050709、GRB050724以及GRB 050813，它们都有精度很高的位置数据，并且确定了宿主星系。但是随后由于研究者的兴趣转移，再考虑技术上的难度，类似的优良样本越来越少，由此带来的直接弊病就是限制不足。现在很多都是从发生率的角度来探讨的。
想判定短暴确实起源于致密星并合的方法有没有呢？确实有一种：探测与爆发关联的引力波。这不仅需要改进现有探测器，还要加上那么一点点的运气：最好可以接收到爆发前后全过程的信号，甚至能捕获来自致密星并合最后阶段的引力波最好。还有一点是关乎爆发的取向，因为根据广义相对论，双星并合的引力波信号峰值出现在轨道面方向，理想情况下垂直于轨道面的方向上引力波强度为零；但现今的模拟给出的爆发则是以垂直于轨道面的方向为轴（幸好短暴的集束性并不如长暴那样强），所以必须有合适的取向才能同时观测到二者。话说回来，现在引力波探测本身都是悬而未决的话题，更不要提探测来自短暴的引力波了，最终确定短暴的真实身份还需要等待。
不同模型预言的双中子星并合过程产生的引力波波型。（图片来源：Kiuichi et al. 2010）
说完普遍情况，最后要说一说异数。其中之一是软伽玛射线复现源的巨耀发，它可能是部分短暴的成因。另一个是黑洞潮汐作用撕碎的恒星，典型应用是不久之前发生的GRB 110328A，该爆发持续时间长达数周有余，期间发生了多次增亮，且它的位置正好处在宿主星系的核心，这让很多天文学家猜测这是与星系中央特大质量黑洞关联的事件。除此之外，之前也有用中等质量黑洞的潮汐力解释另一次爆发的尝试。另外去年圣诞节当天发生的那次爆发也因为持续时间超长、光谱中存在黑体成分以及时间演化上的诸多反常特性让一些研究者提出特殊的模型来解释它。
参考资料：
[1] Woosley, S. E., 2011, Models for Gamma-Ray Burst Progenitors and Central Engines, to be published in Gamma-Ray Bursts
[2] Nakar, E., 2007, Physics Reports, 422, 166
