伽玛暴的前兆
伽玛暴在观测上表现为伽玛射线流量短时间内的突增和随后的衰减。为了有效将真正的伽玛暴与其他瞬变现象区分开来，现有探测器一般都会设置一个较高的阈值，只被流量高于此限的事件触发。由此就带来了伽玛暴的前兆现象。这里所谓的前，指的是在触发时间之前。因为前兆流量往往比主暴低很多，不足以吸引探测器的注意，它们是在事后的数据处理中被人发现的。
部分伽玛暴伴有前兆的现象最初是由银河卫星发现的，对象是GRB 900126（这样看来，用莫名其妙的回旋吸收线把研究者拖入歧途的银河也不止是伽玛暴领域的搅局者嘛）。这个暴的前兆发生在主暴之前8秒，辐射能谱偏软，以软X射线为主。说来GRB 900126其实是前兆中的另类，因为绝大多数前兆都只表现出了非热辐射谱，但这个例子却是拥有明确的热谱的。除了能谱非热与流量偏低（约一个数量级不到）之外，一般前兆持续时标较短，与主暴之间的间隔往往长于主暴的持续时标T90，或者至少与T90相当，且前兆与主暴的持续时标存在较弱的相关性。
一些伽玛暴前兆的例子。（图片来源：Burlon et al. 2008）
前兆与主暴的能谱相关性却是存在争议的。最早进行系统性前兆搜索的Koshut et al. (1995)发现，前兆的能谱比主暴更软更硬者皆有；但随后的Lazzati (2005)却使用不同的方法发现前兆能谱普遍软于主暴。就算最近用雨燕卫星等带有红移信息的新数据进行的分析也没能让争端完全平息下来。
这里必须要说明的是，前兆的存在与否、特性如何，以及具体发生在何时，很大程度上是取决于探测器水平以及数据处理方法的。除了能谱软硬之争之外，Koshut et al. (1995)与Lazzati (2005)找到的前兆比例以及前兆和主暴的分隔时间也存在相当大的分歧，前者比例小（约3%）而间隔长（100秒），后者比例大得多（约20%）而间隔更短（30秒），与前兆的存在性相比，这里具体的数字可能并没有那么重要。
不过因为倘或直接与主暴相关的初始辐射强度较低，完全有可能被探测器无视，甚至连前兆本身的定义都是很模糊的。一般在研究工作中，人们将暗于主暴，且在主暴开始之前流量回落到背景值的事件定义为前兆。至于是否触发探测器，是否与主暴存在足够长的间隔，不同人给出了不同的意见。如果不必考虑不触发探测器这一要求，某些伽玛暴由若干彼此间隔甚久的峰组成，第一个辐射峰也许是可以被看作是前兆的。而如果不计与主暴的间隔，某些尖峰既可能是前兆，也有可能是主暴的第一个辐射峰。
前兆与主暴辐射各向同性能量之间的弱相关性，前者大致是后者的三分之一。这里前兆的选择标准只包括暗于主暴以及流量在主暴开始之前回落到背景值两条。（图片来源：Burlon et al. 2008）
前兆的理论解释大致可以分为三类：前身星起源、抛射物火球起源，还有中心能源的两个活动阶段。前身星模型认为，前兆源自相对论性膨胀的喷流与星周包层相互作用，可以认为是终端激波从星体中突破的过程。火球相关模型预言的前兆辐射与火球变得光学薄，原先被束缚其中的光子向外逃逸有关。最后一种模型认为，伽玛暴的前身星一开始坍缩形成中子星，中子星的收缩和冷却过程形成了前兆；随后中子星因为吸积积累的质量而转化为黑洞，产生了伽玛暴的主暴辐射。
这三种模型给出了各自的前兆行为预言。对于前身星以及火球相关模型来说，最大的问题在于其预言的间隔时间过短。前身星模型是用观测视角效应来解释这段宁静期的，大抵只能允许最长10秒的间隔，而根据内激波的演化，火球模型给出的间隔时间更短。此外前两种模型都认为前兆理应具有黑体辐射，虽然观测到的幂律谱可以通过多色黑体叠加而得，但麻烦在于难以解释往往与主暴接近的谱指数。中心能源双阶段活动模型虽然克服了时间间隔与谱形的问题，它的难点却是难以产生前兆所需的巨大能量。
大多数前兆都是在T90长于2秒的长暴中发现的，甚至某些针对前兆的搜索工作干脆排除了持续时标较短的伽玛暴；而前身星模型更是只对起源于大质量恒星坍缩的长暴适用。不过也有研究者在短暴数据中系统性地搜索过前兆，并且得到了正面的结果，而且GRB 090510更是显示出了两个前兆的迹象，分别出现在触发的13秒和0.5秒之前。对于短暴来说，主暴和前兆之间似乎不存在明显的联系，有无前兆的爆发之间也没有什么本质性的区别。
短暴GRB 090510的前兆。（图片来源：Troja et al. 2010）
对于短暴来说，前兆更有可能是中心能源相关的过程，而不大可能是来自光球辐射的。这里的中心能源过程可能是中子星外壳破裂时的耀发，也可能是磁陀星磁层的相互作用，或者是喷流与爆发前抛出的富重子星风的相互作用。当然，前兆作为主暴一部分的可能性也不能完全排除掉，毕竟还是存在不少具有间歇性活动的爆发的。
参考资料：
[1] Burlon, D., et al. 2008, ApJ, 685, 138
[2] Koshut, T., et al., 1995, ApJ, 452, 145
[3] Lazzati, D., 2005, MNRAS, 357, 722
[4] Troja, E., et al., 2010, ApJ, 723, 1711
