伽玛暴的偏振
偏振参量应该算是天体物理学中十分重要但又相对匮乏的信息。对于伽玛射线暴来说，如果可以获得偏振，就可以获知一系列通常只能依靠推测得出的关键性质。但当下监测爆发的主力设备偏振测量功能普遍不足，因此这偏振也就成了争议话题。
按流行的非热图景，伽玛暴辐射可以归因为同步加速辐射以及逆康普顿散射。单电子的同步辐射本来就具有偏振性，散射也可以作为起偏机制之一。然而对于大量电子组成的集体来说，偏振特性就要取决于磁场结构了。而倘或瞬时辐射软光子的起源是某些人所说的热谱与非热谱叠加，事情又另当别论。
这样看来爆发的偏振特性与辐射区磁场与辐射机制直接相关。由此可以限制爆发的成分和驱动机制：一般认为高偏振度会涉及源区的大尺度规则磁场；中低偏振度有借助激波产生的磁场讨论，若视线方向偏离喷流中心，还可以测得更大的偏振。除此之外，偏轴的康普顿散射以及磁流体不稳定性产生的局域规则磁场也是偏振的来源，宿主星系还有可能对余辉偏振带来影响。不同模型对偏振度的大小、演化及统计分布的预言不尽相同，考虑暴源又很难用其他手段查清，余辉行为更是对前身天体的本质不甚敏感，偏振不失为窥探中心能源的良好途径。
伽玛暴偏振几种可能的产生机制，a为辐射区的大尺度规则磁场；b为偏轴喷流+偏轴观测，由于视线方向所见磁场平行和垂直于波前的分量并不相同，也会出现偏振；c为激波波前的磁流体不稳定性。（图片来源：Steele et al. 2009）
提到伽玛暴的偏振就一定要先说说名噪一时的GRB 021206。Coburn & Boggs 2003号称根据RHESSI对该暴瞬时辐射的观测得到了高达80%的伽玛光子偏振。这一数值几乎已经处于现有理论允许的上限，如果探测属实，磁场在驱动伽玛暴产生的过程中必然要发挥相当大作用。
GRB 021206散射事件的角度分布，上图为测量值（十字）与非偏振源理论值（菱形）的比较，下图为拟合结果，对应线偏振度80±20%的入射光。（图片来源：Coburn & Boggs 2003）
但后来其他小组没有重复得到类似的结果，故而这一观测争议颇大，Nature杂志的编辑Leslie Sage更是在某次会议报告中将Coburn & Boggs 2003的发表视为自己的一大工作失误。不过也不能因此就说偏振不可能存在：RHESSI的数据信噪比偏低，定论难以给出。
这就涉及了高能偏振观测的首要麻烦——系统误差的改正。RHESSI记录GRB 021206的仪器是锗探测器群，本来并非为偏振测量制造。但软伽玛射线在最终为此类探测器吸收之前，还有可能先与其他邻近的探测器发生康普顿散射。散射事件与入射光子的偏振方向垂直，如果集中于某一方向，就可以推断入射光具有本征偏振特性。不仅是RHESSI，当前其他卫星的高能偏振测量也基本利用的是这一原理。
RHESSI的9架锗探测器示意。（图片提供：RHESSI/GSFC/NASA）
原则上说，分析数据只需寻找同时被两架或以上的探测器记录的事件即可。问题在于，并不是所有的光子都会发生散射，多半只是被单一探测器吸收了事。以GRB 021206为例，散射比例只有10%不到。对于如此小的样本，哪怕是全偏振光都不会产生过强的信号。所以伽玛暴的偏振仅凭RHESSI恐怕是难下定论了。
当下另一颗可用的卫星是INTEGRAL。其IBIS与SPI两台仪器都有一定的偏振测量能力。曾有人利用SPI的数据研究过亮暴GRB 041219A，发现了较强的正信号。IBIS对该暴的记录还显示了偏振度随时间的大幅度变化，且人们还发现，积分时间越短，偏振越明显。不过INTEGRAL也免不掉系统误差的干扰，已经发表的几项GRB 041219A相关工作就已存在矛盾之处了。
更早些时候，还有两次爆发存疑：GRB 930131与GRB 960924，瞬时辐射偏振度分别不低于35%和50%。这是受GRB 021206的启发，重新处理康普顿伽玛射线天文台的数据时发现的。康普顿在设计之初基本就没有考虑过偏振，用于爆发响应的BATSE也是相距较远的分立探测器，不适合寻找彼此之间的散射。这次研究者借助了一个很巧妙的中介——地球大气。但由于现有地球大气模型并不能做到精准，这35%与50%的数据并不能用于细致研究。
截止到2003年1月，19次伽玛暴光学余辉偏振测量的结果，横轴为角度，纵轴为偏振度。（图片来源：Covino et al. 2003）
与暂时不靠谱的高能偏振测量相比，光学余辉方面倒还算比较确定，早在1999年就有报告称探测到了百分之几的偏振。截止到2003年初，这样的测量共对9次爆发进行过20余次，其中有19组正探测。其中偏振度最高为GRB 020405，9.8%，其他都相对较低。稍晚的GRB 030329则是以偏振度随时间的演化而出名。
后起之秀是加那利群岛利物浦望远镜装备的偏振仪RINGO。一般来说，光学偏振可以依次测量不同偏振方向的流量方便地求出。但是传统方法并不适合瞬变源的观测。专门为伽玛暴偏振监测而研制的RINGO优点就在于可以在短时间内给出准实时的偏振信息，而且还兼具较大视场。为了达到这一目标，该仪器使用快速旋转的偏振片，令偏振光产生随时间变化的信号。时间信号随即由旋转的棱镜转化成环状的空间信号，最终由CCD记录在案。
RINGO对偏振恒星BD +64 106的观测结果，可见所得圆环有明显的明暗变化。（图片提供：Liverpool Telescope）
RINGO自2006年投入使用至今，共进行过两次著名的测量：GRB 060418与GRB 090102。RINGO对GRB 060418的观测始于卫星触发后的203秒，这一时间对应于火球的减速，正反激波都应对光学辐射有所贡献。此次爆发只有8%的偏振度上限。GRB 090102则是有10.3%的偏振成分，相应观测时间内的光学辐射应由反向激波主导。这两次的结果粗看有些矛盾，可以认为前者缺乏而后者拥有大尺度规则磁场。不过它们也可以统一在电磁坡印廷流作为伽玛暴成分的框架之下，改变坡印廷流与动能流量的比例进而改变激波的行为，就可以得到不同的结果——对于GRB 060418，较高（略大于1）的坡印廷流比例抑制了反向激波；而GRB 090102的坡印廷流稍弱，导致了更强的激波存在。当然为了最终解释光学偏振的成因，更多的样本是需要的。
RINGO眼中的GRB 060418与场星（右图），这次爆发对应的圆环并无明显的亮度变化。左图为斯隆数字巡天对同一天区拍摄的照片，以供对比之用。（图片来源：Mundell et al. 2007）
线偏振之外，圆偏振也有过讨论，它同样可以作为探测规则磁场的工具。根据计算，射电余辉会有更为明显的圆偏振。但现在的几次射电观测只是提供了上限而已。不过总的来说，理论给出的圆偏振度较线偏振更小。
那么未决的瞬时高能偏振呢？现在有好几个计划中的项目以解决该问题为目标，如GRAPE、TIGER、POLAR和POET。测量原理无外乎散射外加针对高能的电子对产生，与现有设备并无本质区别。但这些仪器在设计时都作了专门的优化，如选择合适的散射角度，扩大视场等等。而RINGO也即将升级为灵敏度更高、时间分辨率更好的RINGO2。当所有这些仪器投入使用后，也许确实能够排除某些理论模型，不过真实情形还有可能是偏振性质的多样化。无论如何，由此带来的认识飞跃却是可以预期的。
参考资料：
[1] 关于RHESSI：Coburn, W. & Boggs, S. E., Nature, 423, 415 (2003)以及Rutledge, R. E., & Fox, D. B., MNRAS, 350, 1288 (2004)
[2] 关于INTEGRAL：Ubertini, P. et al., 2009, arXiv:0910.4346 [astro-ph.CO]
[3] 关于CGRO的偏振探测：Willis, D. R. et al., A&A, 439, 245 (2005)
[4] 关于早期光学偏振测量：Covino, S. et al., 2003, in Gamma Ray Bursts in the Afterglow Era — 3rd workshop
[5] 关于利物浦望远镜的光学观测：Steele, A. et al., 2009, arXiv:0912.3391 [astro-ph.HE]
[6] Magnetic Power Revealed in Gamma-Ray Burst Jet
[7] 关于RINGO：http://telescope.livjm.ac.uk/Info/TelInst/Inst/RINGO/
[8] 关于圆偏振的讨论，可参见Matsumiya, M. & Ioka, K., 2003, arXiv:astro-ph/0307462v2
