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这篇文章算是撰写毕业论文期间对伽玛射线暴总结的最后一篇，主要内容系由Zhang (2011)总结而来，因此反映的是2011年的问题。不过时隔两年，这些问题仍旧存在，而且短时间内基本上也不会得到太好的解决，因此现在写来也不算过时。最大的感触是：问题的大部头果然还是集中在瞬时辐射啊……

伽玛暴的分类

分类这个问题在前文已经提到过了。传统上，伽玛暴的分类只以持续时标（顶多再加上能谱硬度）来分为长短两类，而且还是观测者系不经红移修正的时标。除了某些像GRB 060614这样兼具长短暴特性的奇葩，这个标准更大的麻烦是，持续时标是严重取决于探测器质量和工作能段的。早年的定义都是以康普顿伽玛射线天文台BATSE仪器为准的，但现在在役的探测器工作能段与它都不尽相同，灵敏度也自然比先前有所提升。这一麻烦直接导致不同探测器给出的长短暴比例不尽相同，还一并引出了延展辐射之类的棘手事情。但BATSE的工作能段并没有什么特殊性（当前的探测器也没有），单纯出于历史原因，以它作为定义是否合理？同一爆发不同探测器给出的不同时标要如何处理？虽说这一模糊的界限影响的只是少数持续时标在分界线左右的爆发，但也不可小视。

后续观测给出了长短暴前身天体不同的线索，由此就促使研究者开始从物理本质为伽玛暴分类。具体情况还是参见前文吧，在此不赘述。虽然前文提到的标准尚存争议，但认识到前身天体的重要性总归是好事。不过由于根据物理本质分类的具体方式还存在争议，后文姑且继续沿用长短暴的称呼。

关于前身天体

因此第二个问题就来了：伽玛暴的前身天体是什么？鉴于已知伽玛暴都是发生在宇宙学距离上的，而且还是随机发生，以现有技术基本无法分辨其前身星，因此只能依靠手头的观测证据结合理论模型来对其进行探讨。

长暴还好说一些，由于与Ic型超新星以及星系中的产星区成协，一般人们认为它们源自质量最大最明亮的沃尔夫—拉叶星，且具有较高的角动量。这里情况又可以分为两类，分别是单一的大质量恒星，还有双星，后者还可以再划分为双星系统中的大质量恒星坍缩以及双星并合两种情形。对于单星，为了同时解释氢包层损耗（需要强烈星风进而是较高的金属丰度）以及快速自转（需要高角动量进而是低金属丰度）二者，人们又提出了星体内部化学成分快速混合的理论。

但与Ic型超新星成协这一点也需要额外提醒一下。截止到2011年，所有与超新星成协的伽玛暴中，只有GRB 030329算得上是典型的伽玛暴，其他的光度都偏低。就算这两年有新增事例，想必事例数量也是屈指可数。这样问题就来了：现今实际上是依靠极少（如果不是单一的话）的可靠案例来断言长暴与超新星成协，有没有这样一种可能，也就是低光度暴其实与典型伽玛暴不尽相同？另外考虑相当一部分爆发压根没有后续的光学余辉观测，更没有宿主星系的认证，与产星区成协的规律是否存在选择效应？有观测证据表明，这样光学暗的爆发可能是产生于尘埃消光显著的星系中的，这与低金属丰度矛盾。虽然周边环境的金属丰度与星体本身的丰度不可等同，但总归正相关的趋势是存在的。这样的问题说明，我们对长暴的前身星具体特性还有待进一步了解。

如果说长暴前身天体还存在枝节问题有待解决，短暴的前身天体干脆就是只有间接推测。现在的理论基本将其锁定为双致密星并合，但究竟是双中子星，还是中子星与黑洞的组合？二者都可以用于解释部分短暴。有些红移偏高（大于1）的短暴光度与典型长暴相当，需要借助高度准直的喷流才能解释，而这是双中子星并合难以做到的，中子星与黑洞的组合又因为需要黑洞质量大且自转迅速，也相当罕见。另外单凭双致密星并合，为了解释短暴数量随红移的演化，短暴的光度函数必须有较平坦的形态，这样导出的峰值流量分布又与观测不符。所以基于此，是否我们需要修正短暴的前身天体理论？还是说并非所有短暴都起源于双致密星并合？这些都是有待探讨的话题。

中心能源

根据观测特性，伽玛暴的中心能源需要能够驱动高光度的高能外流物，且重子成分相对很少，还需要具备优良的准直性。同时由于伽玛暴光变迅速，其中心能源的尺度也应该是恒星级的。又由于在主暴过后存在X射线耀发，中心能源应该可以持续活动较长的时间。

最为人熟知的中心能源理论当属黑洞加吸积盘的组合，它可以适用于长短暴二者。在这样的框架下，能量主要来自吸积盘的高速吸积或者黑洞的快速自转，喷流则分别通过中微子湮灭以及Blandford-Znajek机制产生。这两种机制产生的喷流成分不同，前者的重子污染更为严重，而后者携带有强磁场，更可能是坡印廷流主导的。真实的伽玛暴更可能是介于二者之间的。

另一种模型则认为，伽玛暴的中心是快速自转（接近允许值上限）的磁陀星，磁陀星通过自转减慢提供能量，足以驱动明亮的长暴。不过由于磁陀星的开放磁力线张角较大，单凭这一机制难以产生高准直性的喷流。磁陀星本身也可以参与吸积过程，且相应的中微子湮灭速率更快。但由于伽玛暴所需的吸积率极高，这种情况下的磁陀星会迅速转化为黑洞。此外中微子驱动的磁陀星喷流也可能遭受更重的重子污染，不足以驱动伽玛暴的发生。磁陀星之外，还有人提出了更为奇异的奇异夸克星模型，认为它的稳定性可能优于中子星。

第一种模型是最为流行的，但磁陀星或奇异星的模型也并非毫无证据，因为有些爆发的抛射物质量与动能小于典型与伽玛暴成协的Ic型超新星，由此前身星可能质量不大，不足以形成黑洞；而余辉阶段的平台期也可以自然地解释为磁陀星或奇异星的自转减慢。实际情况可能是这几类中心能源都存在，不过现在人们还不知道有什么明确的观测指标能够区分磁陀星和奇异星模型。

抛射物组分

这里所说的伽玛暴抛射物成分主要分为三类：物质、磁场和光子，光子在散射光深降至1以下的光球层处与其他两种成分脱耦，磁场成分在观测者眼中则由于洛伦兹变换转化成了带有电场的坡印廷流。最经典的伽玛暴火球模型认为物质占据抛射物的主导，虽然其中也弥漫着大体规则的磁场，但磁场并不对动力学演化发挥重要作用。不过新近又出现了以磁场为主导的更加复杂的模型，认为物质在其中不扮演主要角色。

物质主导与磁场主导模型的区分并非易事。某些伽玛暴疑似具有较大的偏振度，且某些伽玛暴（如GRB 080916C）拥有跨越6、7个数量级的Band谱，并不具备物质主导模型预言的热成分，这都更倾向于磁场主导而非物质主导。但GRB 090902B的时间分辨谱却明显表现出了准黑体成分，又支持物质主导的模型。由此，真实的爆发可能还是处于混合状态的，不妨引入磁化因子，也就是观测者眼中的磁场密度与物质密度之比，调节这个参数，应该就可以得到不同的观测特性了。

另一种区分方式是通过理论估算出伽玛暴辐射区的尺度。不同的模型给出的伽玛射线辐射区半径不尽相同，且大抵大于光球层半径。利用早期余辉由于高纬度曲率效应造成的陡降期、利用爆发的瞬时光学辐射限制同步自吸收频率，还有利用高能光子限制爆发光深都可以给出辐射区半径的线索。虽然现在这样的样本为数不多，但有磁场主导的爆发居多的迹象。

此外与伽玛暴成协的特高能宇宙线以及中微子数目也可以用于模型的限制。虽然这其中还有很大的不确定性，但总的来说，物质主导的模型给出的宇宙线以及中微子流量要高得多。由于目前IceCube探测器还没有发现与伽玛暴确定成协的中微子，也算是为磁场主导模型增加了一个证据。

能量耗散与粒子加速机制

伽玛暴的能源归根结底，可以用中心致密天体的吸积来解释。吸积过程释放的部分能量会转化为热能，形成高温火球。火球在自身压强下膨胀，转化为抛射物动能。在强磁场存在的情况下，致密星的转动能还可以被转化为坡印廷流释放，抛射物中的磁压也会加速自身。火球的热能最终在光深等于1的光球层附近通过热辐射的形式释放出去。考虑绝大多数伽玛暴辐射谱形态非热，在光球之上，抛射物的整体动能还要通过某种方式转化为粒子动能，最终变为激波区域的非热辐射。坡印廷流也可以被转化为磁重联区的粒子辐射。这是当下两种比较流行的能量耗散机制，不过真正用到实际爆发中，却是麻烦重重。

激波加速是最经典的耗散机制，传统模型认为，物质主导的抛射物中不同速度壳层的碰撞产生了内激波，导致了电子加速。但是这样的机制难以解释观测到的低能辐射谱与统计关系，还存在辐射效率偏低、辐射区半径过小等麻烦。而且在激波加速过程中，粒子应该表现出相对论性的麦克斯韦分布成分，但观测上并没有发现这一点的迹象。另一方面，纯粹的磁场主导Poynting流耗散模型虽然可以解决谱指数、辐射区半径等难题，但却要求过大的磁化因子，在实际爆发中难以达到。

因此解决之道也许是结合磁场与内激波的内部碰撞诱发磁重联和湍流（ICMART）模型？抛射物中快慢壳层的碰撞导致磁力线扭曲，进而诱发雪崩式重联事件，粒子在重联区中被加速，最终形成伽玛暴的非热辐射。但是这个模型的麻烦之处在于，该过程相当复杂，具体细节只能通过数值计算进行探讨。但可惜的是，迄今尚无数值模拟工作讨论该模型的相关问题，只能等待。

辐射机制

伽玛暴的余辉存在多波段辐射，可以用同步辐射及其康普顿散射解释得很好。爆发的辐射机制难题主要集中在瞬时辐射方面：瞬时辐射通常是用双幂律Band谱来描述的，一般被视作非热辐射谱，所以通常也是使用同步辐射连带逆康普顿散射来解释。但是同步辐射最大的难题在于电子的快冷却谱指数与爆发实际的谱指数不同。由于同步辐射冷却时标通常很短，远小于系统的动力学演化时标，电子理应遵循快冷却分布，但观测数据并不支持这一点（不过实际的数据尚可通过磁场的快速衰减或是引入粒子的持续加速机制来解释）。另外不少爆发的低能谱指数也远比同步辐射的允许值为硬，由此产生了所谓的死线疑难，其解释包括引入光球辐射的热成分，还有考虑磁场尺度小于电子回旋半径的所谓跳动辐射。

谱形之外，另一个问题在于同步辐射的频率。如果抛射物是物质主导的，而且所有电子都被加速，那么分摊到每个电子头上的能量很少，所得的辐射频率可能只有实际观测值的几百分之一，这样看来，被加速的只是少数电子。不过对于磁场主导的抛射物来说，这个问题倒不是那么的显著，这也是近年来磁场主导模型得到热烈讨论的原因。

借助同步辐射自康普顿散射或是被散射到高能区域的热辐射光子来探讨瞬时辐射的能谱也是一种选择。前者认为同步辐射是占据光学波段的，我们接收到的伽玛射线来自散射后的同步光子，这样就可以回避电子数过多的疑难。这种机制曾被用于解释著名的肉眼爆发GRB 080319B，但是问题在于该暴的光学辐射相对高能存在延迟且变化更低，再加上能量方面的考虑，只考虑简单的散射恐怕也是远远不够的，何况只有极少数的爆发拥有如此明亮的光学瞬时辐射。后者的麻烦在于热辐射谱形与观测到的低能谱差异甚大。不过如果热辐射光子并非起源于抛射物的光球，而是来自前身星释放的其他东西，那么问题可能还要再进行讨论。而在轻子主导的辐射机制之外，也有人尝试用重子（如质子）的同步辐射以及相互作用引发的衰变反应来解释伽玛暴的瞬时辐射。这样的模型要求抛射物是重子为主的。

区分这些辐射机制最关键的观测量是伽玛射线能段的偏振。目前可靠的爆发瞬时辐射偏振数据少而又少，不过还是显示了偏振的存在，而且存在明显的演化。不过起偏机制亦是有多种，因此必须积累相当多的统计样本才能下定论，这还有待未来探测器的工作。