伽玛暴的射电后续观测
伽玛暴的后续观测绝对称得上是当代天文观测中的异数——几乎零门槛（带有自动跟踪控制系统的中小型业余望远镜足够派上用场）、高度自动化（基本可以实现从一开始接到触发指令转向直到初期数据处理，全面由计算机完成），外加争分夺秒（专用望远镜最快在卫星触发后数十秒即可就位，大型望远镜在相关事件发生时往往也会以最高优先级尽快关注爆发天区）。不过射电后续观测却是伽玛暴观测中的异数。由于伽玛暴射电余辉的持续时标往往长达数月乃至年余，时间上并没有像光学以上其他波段那样紧迫。相反，由于余辉演化特性的缘故，极早期射电波段的流量较弱，过早开始观测反而难以取得很好的效果，等待主暴过后数日再将射电天线指向暴源也不迟。
最近做了一些与伽玛暴射电余辉相关的工作，读过若干总结性的论文，又将1997年以来所有射电余辉相关的GCN通报通通扫了一遍，第一个印象就是关注伽玛暴的射电望远镜数量之少，称得上字面意义的屈指可数：甚大天线阵（VLA，以及完成扩展升级后的卡尔·G·央斯基甚大天线阵）占据绝对主导；另外澳大利亚望远镜致密阵（ACTA）、遍布全美的甚长基线射电望远镜阵（VLBA）、荷兰的韦斯特博克综合孔径射电望远镜（WSRT）、英国的赖尔望远镜（以及升级后的AMI大型阵）、印度的大型米波望远镜（GMRT）也进行过少量常规后续；日本的野边山45米射电望远镜以及俄罗斯的RTF-32各提供过那么一两次观测通报；早期还依稀见过BIMA和OVRO的身影；再然后就是布雷高原干涉仪、IRAM三十米天线、詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜、CARMA、SMA、ALMA（连带预研机APEX）这几处毫米/亚毫米波望远镜了（加上亚毫米波这才16处，即使有疏漏也不会差到哪里去，于是手指+脚趾并用，够了……）。很多知名的大型射电望远镜，特别是单天线望远镜，比如波多黎各的阿雷西博天线、美国的101米绿堤望远镜、澳大利亚的Parkes天文台、德国的埃菲尔斯伯格100米射电望远镜之类，压根就没有搀和过这方面的事务。当然，VLA作为伽玛暴射电余辉的发现地，又拥有Dale A. Frail这样的射电余辉研究先驱，还跟加州理工学院的S. R. Kulkarni等大佬级人物合作紧密；而WSRT这边也是坐拥R. A. M. J. Wijers这种权威人士，所以这些地方设有系统性的伽玛暴后续监测计划不足为奇。其实伽玛暴的射电观测在台站/人员方面的集中对研究期间的背景资料查询来说倒是很方便，记得几个名人就万事大吉了；但关于如此集中的原因，本人真还是想不通啊，莫非与分辨率有关？
伽玛暴的射电余辉什么样？在观测上，它自然表现为瞬变点源。
GRB 970828的射电余辉在1997年9月1日的形态。图中圆圈表示ROSAT卫星提供的定位误差框，框中的十字丝表示余辉所在，仅仅1天前这里还是空无一物。余辉的西南侧存在另一个射电源，但是由于后者的亮度在整个监测期间保持不变，因此应该不属于这个伽玛暴。（图片来源：Djorgovski et al. 2001）
但由于伽玛暴射电辐射的寿命格外长，期间参数演化明显，导致同步辐射的数个特征频率依次陆续扫过射电波段。所以按照标准的正向激波模型，伽玛暴射电余辉是带拐折幂律形式。不过在此之前，正向激波可能会在最初数日内形成一个明显的射电峰；数日后的喷流拐折效应可能会让幂律谱的衰减加快；而数月之后余辉进入非相对论演化，应该就要用到Sedov-Taylor自相似解而不是Blandford-McKee解来描述了。
伽玛暴射电余辉的标准形态，早期是反向激波主导的辐射峰，随后是正向激波主导的拐折幂律，然后数十日内进入非相对论性演化，最后被宿主星系辐射淹没。这条光变曲线对应的应该是均匀暴周介质的情况，不过对大多数伽玛暴来说看上去还是比较合适的。（图片来源：Frail 2005）
但实际情况就有些糟心了。在射电波段，星际闪烁效应导致的不规则光变显著，对伽玛暴这种致密点源尤其明显。所以在暴源没有充分膨胀，辐射区尺度尚小的早期，射电余辉的流量起伏严重。比如第一个有射电余辉探测的GRB 970508，好一个从头闪到尾。可是Chandra & Frail (2012)硬是用双幂律函数把这货中后期的行为拟合成功了，4.86 GHz频段的峰值时间为57.6日，误差还只有0.9日，谁能给我讲一讲这是如何做到的？本人的某师弟正在为此头大呢……
GRB 970508射电余辉的光变曲线，上为4.86 GHz，下为1.43 GHz。（图片来源：Frail et al. 1997）
当然，GRB 970508也属于格外奇葩的例子，大半余辉还是比较正常的拐折幂律形态。如果将所有伽玛暴的射电光变曲线叠合在一起，不难发现其整体行为与标准形态还是比较接近的：
历次伽玛暴的射电余辉光变曲线，图中蓝色区域表示平均光变曲线，彩色细线表示若干特定的爆发，其中GRB 980425与GRB 060218是与超新星成协且光度较低的两个例子，GRB 030329是与超新星成协且光度正常的例子，GRB 090423是高红移暴，GRB 070125是一次能量极高的爆发。射电余辉背后主暴的不同类型在后文要谈到。
另一个印象就是射电余辉的探测率。以Chandra & Frail (2012)为例，这篇论文总结了1997年至2011年初所有伽玛暴的射电观测情况，其中共涉及了304次爆发，只有95个有确切的射电余辉观测（这其中只有63个拥有同波段3次以上的探测，可以描绘出光变曲线），还有3个观测到了疑似余辉，总体探测率不足三分之一。更值得一提的是，雨燕卫星的发射对射电探测并无太大影响——作为比较，雨燕卫星让X射线余辉的探测率从先前的42%翻番到了93%，而光学余辉也从48%增加到了75%（嗯，其实这后一组数据比印象中的高了很多，记得雨燕时代也只有一半不到的伽玛暴有光学余辉探测来着？还是说这个探测率是针对射电观测样本而言的，具有选择效应？），这当然是星载仪器快速反应能力以及GCN日益完善的功劳。另外，所有具备射电余辉探测的伽玛暴必伴有X射线余辉或光学余辉，并无只能在射电一个波段探测的情形，但光学暗射电明亮的情形还是存在的，比如前面提到的GRB 970828。
影响探测率的最重要因素就是仪器的灵敏度——有确切探测的伽玛暴，其射电射电余辉的平均流量是275微央斯基；而若将所有的探测上限囊括在内，平均流量只会略有下降，是170微央斯基。这说明很多爆发并无射电信号相伴的原因只是它们的流量太低，低过了现有仪器的下限，压根无法被观测到而已。作为这一论点的佐证，所有具有确切射电探测的伽玛暴，平均而言皆属亮暴，其他波段余辉也系统性地较明亮（不过只有主暴11小时过后的光学余辉流量与射电正相关，这一点也可能是由仪器灵敏度导致的）。但也有说法认为，探测率之外，伽玛暴本身也确实有射电明亮或昏暗的本征差异。这或许是因为不同的中心能源（磁场还是物质主导）会带来瞬时辐射和余辉动能之间的不同配比，但现在因为样本数量有限的缘故，这一点还不能得到完全肯定。
不过这并不意味着拥有射电余辉的伽玛暴花样少。这些爆发也是长短皆有（不过短暴截至2011年只有2个，后面的已经没有太多印象了……），另外不乏能谱较软的X射线闪，也有若干与超新星成协的案例。它们的红移分布与雨燕时代的伽玛暴总体情况接近，最远甚至达到了8.26（GRB 090423）。但总的来说，短暴和X射线闪的射电余辉都偏暗，而超新星成协的长暴则是亮暗不一。能够探测到高红移伽玛暴射电余辉的原因是，在高红移宇宙，距离的增加对红移的增大并不敏感，所以哪怕红移相差很大，在地球上的观测者看来，类似爆发的光度变化也不会太显著。
高红移暴GRB 090423余辉的光变曲线，图中红、绿、粉、蓝色依次表示X射线、K波段红外、J波段红外与8.46 GHz射电频段。（图片来源：Chandra et al. 2010）
至于观测频段，对于VLA而言一般是从8.5 GHz开始，这也是该阵列最灵敏的频段，常规积分时间是30分钟。如果在8.5 GHz频段探测到了余辉，那么后续的其他频率观测也会陆续开展，常用的包括1.43、4.86、15、22.5 GHz等（不过扩展后的情况有所不同）。对于WRST来说，初始观测频率要低一些，一般是4.8GHz；赖尔望远镜则是15 GHz。如果没有记错的话，有确切探测的最低频段是GMRT的1.288 GHz（GRB 030329），不过0.6 GHz的观测尝试也是进行过的。这些探测最早始于卫星触发后的0.026天（GRB 050416A，但初始的GCN通报并未将其视作正式探测，可能是因为极早期误差过大不好判断，但也与后来的余辉演化相一致的缘故），一般则在主暴的数日过后开始。而如果是高红移暴或者亮暴，哪怕一开始没能发现射电余辉的迹象，后期各台站也经常会坚持搜索，而且往往会在余辉增亮到峰值之后有所获（上图中的GRB 090423就是这样的一个例子）。
典型射电余辉的演化都是从高频开始的，频率越高，峰值时刻就越早，流量也越强。另外低频遭受的同步辐射自吸收也无法忽略，尤其是在暴周介质较致密的情况下，因此在高频段（如Ka波段或毫米/亚毫米波段）观测射电余辉优势较强，实际情况往往也是余辉辐射在低频段系统性缺失。不过依Chandra & Frail (2012)提供的拟合数据，若干伽玛暴的多波段光变曲线行为有些奇怪，峰值时间随频率的降低并不是单一的增加关系，原因不明。
“标准”的伽玛暴多波段射电余辉，图中蓝、绿、红、黑色曲线代表的频段依次降低，可见光变曲线辐射峰明显的变化规律。（图片来源：Chandra & Frail 2012）
曾有一些伽玛暴有过射电偏振的测量，最晚甚至是在暴后20余天进行的。所得结果是线偏振与圆偏振兼而有之，但除了GRB 100925A有确切的线偏振度测量之外，其他基本只得出了上限，上限的数值最低甚至还不过百分之几。
