伽玛暴简史
最近在拼本科毕业论文，这篇文章就当作是背景调研工作的一部分了。其实文章早就写得差不多了，谁料本周计算机再度出事，且此回甚是厉害，已经到了非换机不可的地步，所以发文的事情就只好一拖再拖了。本文在括号中附上正式论文中出现的参考文献备查，考证这些东西实在是让人抓狂啊~~~
发现与早期研究
伽玛射线暴是自大爆炸以来宇宙中最为猛烈的爆发，是宇宙空间伽玛射线短时间内增强的现象，持续时间约为0.01-1000秒，光变曲线不规则。其特征能量可达1053尔格，比超新星爆发的1051尔格还要高两个量级。由其快速的光变时标可以确定，这是一种恒星级尺度的过程。
伽玛暴的发现则可以说是个偶然。尚处冷战时期的1967年，原本用于监视前苏联核试验的Vela卫星探测到了一次伽玛射线流量突增。由于这一发现在当时尚属军事机密，观测结果迟迟没有公布。直到1973年，洛斯阿拉莫斯实验室的R. Klebesadel等人才总结了1969年至1972年间Vela卫星发现的16次爆发，并将结果作为快讯发表在《天体物理学杂志》上（Klebesadel, Strong & Olson 1973），正式宣布了伽玛暴的发现。下图即为首个伽玛暴的光变曲线。
图片来源：http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000702.html
之后不久，关于伽玛暴的各式理论纷纷登台亮相，理论的种类甚至一度超过了伽玛暴的数目。这些理论主要分为两大类：一是认为伽玛暴起源于银河系以内，如脉冲星起源；二是宇宙学起源，如霍金宣称的黑洞蒸发理论(Hawking 1974）和后来流行的火球模型（Cavallo & Rees 1978）。而值得一提的是，Colgate在关于伽玛暴的首篇观测论文发表之前就已经提出，核心坍缩的超新星是伽玛暴的可能来源（Colgate 1968）。这在当代的研究中得到了证实。
由于1979年在软伽玛射线复现源SGR 0526-66的巨耀发中发现了8秒周期的脉冲（Mazets et al. 1979），且1988年银河（Ginga）卫星在伽玛暴X射线光谱中探测到的几十keV谱线一度被解释为回旋吸收线（Murakami et al. 1988），用脉冲星来解释伽玛暴的理论一时风行，人们认为伽玛暴之谜业已解开，甚至连M. J. Rees这样的火球模型元老也对其深信不疑。
康普顿伽玛射线天文台和BeppoSAX卫星的贡献
康普顿伽玛射线天文台（下图，以下简称CGRO）属于NASA大天文台计划的4架大型设备之一，于1991年发射。它的发射标志着伽玛暴研究新时代的到来。
图片来源：http://cossc.gsfc.nasa.gov/
先前伽玛暴起源未定的一大原因是其空间分布的不确定性。CGRO的观测表明，虽然伽玛暴的分布并不符合严格均匀分布所要求的分布，但也没有关于银盘或银心的成团性，且各向同性性质很好（Meegan et al. 1992）。由于脉冲星分布则集中在银道面上，而银晕中并不存在符合这些特点的已知天体，这样看来，最有可能的解释就是宇宙学起源了。
CGRO探测到的2704个伽玛暴分布，采取银道坐标系。（图片来源：http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000628.html）
同时CGRO也没有再次探测到回旋吸收线的存在，这使得脉冲星起源的理论显得更为不可靠。至于软伽玛射线复现源，人们也逐渐认识到，其起源与一般意义上的伽玛暴并不相同。
此外，CGRO还发现了伽玛暴的双模分布，即以2秒为界，T90（即累计流量占总流量90%的时间）长于此值的为长暴，短于此的为短暴，其典型时标分别为20秒和0.2秒（Kouveliotou et al. 1993），而且短暴在能谱上更硬些。
伽玛暴时标分布，可见短暴偏硬，长暴偏软。（图片来源：Kulkarni et al. 2000）
短短几年中，基于火球和内外激波的伽玛暴标准模型建立了起来（Rees & Mészáros 1992；Mészáros & Rees 1993；Rees & Mészáros 1994），并预言了低能波段的余辉辐射。为验证此模型，下一步的工作显然是探测余辉，并尝试确定其红移。
火球模型示意，中心能源喷射出火球，在膨胀过程中，火球速度不同的壳层碰撞产生的内激波造就了伽玛暴自身辐射和光变；火球与星际介质作用产生的正反激波是早期余辉的来源。（Ghisellini 2001）
1996年春，意大利和荷兰合作的BeppoSAX卫星应运而生（Boella et al. 1997）。为探测伽玛暴余辉，该卫星的一大设计重点是快速精确定位。一旦全天伽玛暴监视器（Gamma-Ray Burst Monitor）被触发，宽视场照相机（Wide Field Camera）就可以迅速将爆发定位，精度约3角分。窄视场仪器（Narrow Field Instruments）则可以在几小时内将精度进一步提升到1角分。
BeppoSAX卫星。（图片来源：http://www.esa.int）
BeppoSAX首度立功是在1997年2月28日，当时它在GRB 970228主暴后8小时内探测到了X射线余辉的存在，余辉以的指数衰减（Costa et al. 1997；van Paradijs et al. 1997）。同时，在GRB 970228爆发后不到21小时内，地面天文台探测到了逐渐变暗的光学增亮，这被认为是主暴的光学余辉。同年3月，位于La Palma的北欧光学望远镜和位于智利的欧洲南方天文台新技术望远镜进行了后续观测，发现爆发的位置存在一个星系，初步确认了伽玛暴的宇宙学起源（van Paradijs et al. 1997）。随后，Frail等人利用甚大天线阵发现了GRB 970508的射电余辉（Frail et al. 1997）。而Metzger等则利用Keck望远镜在其光学余辉中探测到了谱线红移，其数值约为0.835（Metzger et al. 1997）。至此，伽玛暴的起源之争终于尘埃落定，而标准模型的地位也巩固了下来。对伽玛暴余辉的研究荣登Science杂志的年度十大科学进展排行榜。
GRB 970228的X射线余辉。（Costa et al. 1997）
GRB 970508的光学余辉。（图片来源：http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap970513.html）
BeppoSAX的另一大发现是伽玛暴与超新星的成协性。超新星1998bw出现在GRB 980425爆发后两天，位于星系ESO 184-G82的旋臂中（Galama et al. 1998）。GRB 980425的各向同性能量仅在1047尔格的量级上，且余辉演化与典型的伽玛暴余辉或超新星均有所不同。大动能、高光球速度的极超新星（Hypernova）模型为此提出（Iwamoto et al. 1998）。研究者发现，可以利用 SN 1998bw的光变曲线来解释某些伽玛暴的晚期余辉增亮，如GRB 980326（Bloom et al. 1999）。
1999年，地面监测计划ROTSE在GRB 990123中发现了强烈的光学闪（Akerlof et al. 1999），这符合正反激波模型所预言的火球和星际物质相互作用的情况（Sari & Piran 1999），可以用反向激波很好地说明。为解释其超大的流量，Kulkarni等人提出，伽玛暴的能量应该是集中在张角较小的喷流内，而不是各向同性地喷发（Kulkarni et al. 1999）。此项研究再度列入了Science杂志的年度十大科学进展。
2000年升空的HETE-2卫星则首次确认了伽玛暴与超新星的成协性，即GRB 030329与Ic型超新星SN 2003dh。这一发现表明，伽玛暴（长暴）与大质量恒星的死亡相联系，坍缩星模型成了主流（Mészáros 2003）。GRB 030329与SN 2003dh的明确成协使得伽玛暴研究第三次被评为Science杂志的年度十大科学进展。
雨燕时代及未来
雨燕卫星是NASA在2004年11月20日发射的伽玛暴观测卫星，轨道高度600千米。雨燕升空前，对伽玛暴的研究局限于长暴，对余辉的了解也有很大的延滞性。这是受仪器的反应速度所致。如BeppoSAX卫星探测到了相当数量的光学“暗暴”，一般认为，其原因就是其上窄视场仪器定位的延迟。
雨燕的主要研究目标是以下几点：伽玛暴前身星的性质、前身星周边环境、伽玛暴分类，以及用伽玛暴探索早期宇宙。为更好地完成任务，雨燕以快速反应为特点，可以在20至70秒内在天空中转过50度（Barthelmy et al. 2005）。
雨燕搭载有3台仪器：用于探测原初爆发的爆发预警望远镜（Burst Alert Telescope，以下简称为BAT）、用于研究X射线余辉的X射线望远镜（X-ray Telescope，以下简称为XRT），以及用于获取光变曲线和光谱的紫外/光学望远镜（Ultra-Violet/Optical Telescope，以下简称为UVOT）。
雨燕卫星及主要观测仪器。（图片来源：http://www.astro.psu.edu）
其中的BAT是高度灵敏的大视场编码掩模望远镜，可以一次监视全天面积的1/7，定位精度约1至4角分。在爆发后12秒内，它就可以完成探测、定位工作，确定是否要作进一步的观测，如果需要，即将指令传达给控制系统。（Barthelmy et al. 2005）
X射线余辉的后续观测由XRT完成。这是一架Wolter I型掠射式望远镜，可以在BAT探测到伽玛暴发生后的100秒内以5角秒的精度定位并测量爆发。XRT可以以10毫秒的时间分辨率精确测量光变曲线。除此之外，XRT还附有光谱研究设备，可测定主暴和余辉的光谱信息，如通过寻找发射线来确定星际介质成分，由测量铁线来获取红移信息等等（Burrows et al. 2005）。
RC式望远镜UVOT的用途则是观测光学/紫外余辉。虽然其口径只有30厘米，但因其出众的光学质量和太空轨道的有利条件，它的灵敏度完全可以做到与地基4米级望远镜媲美。UVOT的反应时间快于30秒，而且可以根据需要在300秒内要求地面望远镜进行协助观测（Roming et al. 2005）。
如今，雨燕卫星每年可以探测到100个左右的伽玛暴。它还为伽玛暴研究带来了几个新的突破。首先是短暴余辉的发现。雨燕率先发现了短暴GRB 050509B的X射线余辉，并进一步发现它处在椭圆星系的外缘（Gehrels et al. 2005）。这样，短暴的双致密星并合起源逐渐成为主流（Fox et al. 2005）。
在余辉研究方面，雨燕还发现了不同于标准模型预言的早期演化，如陡降之后的平台期和X射线耀发等。
此外，雨燕还凭借GRB 050904的发现，将伽玛暴的红移记录从先前的4.5刷新到了6.29（Tagliaferri et al. 2005）。这一红移值意味着该爆发发生在大爆炸后仅仅9亿年的时候，可能会为早期恒星演化提供独特的线索。
GRB 050904的红移高达6.29。（图片来源：http://heasarc.gsfc.nasa.gov/）
另外一个值得一提的发现是GRB 060614。这是一次持续102秒的爆发，明显属于长暴，但从各波段的时间延迟与光度极大值的关系，且又缺乏超新星成分来看，却与短暴类似（Mangano et al. 2007）。这使得人们重新考虑伽玛暴的分类和起源。
下一个突破也许来自GLAST卫星（Lichiti et al. 2004），这是预计于2008年初发射的硬伽玛射线卫星。它将致力于高能伽玛射线的观测，在工作波段上可以弥补当前伽玛暴探测卫星的不足，还计划进行伽玛射线巡天。而雨燕还会继续工作，与GLAST联合观测，有望掀起伽玛暴研究的新高潮。
GLAST卫星。（图片来源：http://www.astro.psu.edu）
