初识软伽玛射线复现源
读过一堆伽玛暴相关的经典文献之后，导师首先布置下来的任务却是关于软伽玛射线复现源（Soft Gamma-ray Repeater，SGR）的。虽说主要工作是要用伽玛暴理论来解释已有的观测数据，不过既然在此之前连软伽玛射线复现源是个什么东西都搞不大清楚，那就先补充一下背景知识吧。
软伽玛射线复现源这个名词很久以前就听说过了，也知道大概的观测现象，也就是不定期的伽玛射线与X射线重复爆发。由于辐射主要集中在软伽玛射线与硬X射线能段上，故名“软”伽玛射线再现源。如果说伽玛暴是宇宙中最猛烈的爆发，那么SGR可以称为最猛烈的重复爆发源。
SGR的故事要追溯到1979年3月5日。是日，强烈的伽玛射线闪光扫过太阳系，10架航天器依次触发，星载爆发监视设备纷纷达到了饱和。此时的人们已经知道了伽玛暴这个现象，Kevin Hurley主持的行星际观测网也已开始运转，按说此次爆发不会引起太多的影响。不过这次有些例外：它比先前的任何一次伽玛暴都要强得多，但持续时间更短，只有0.2秒。主暴过后，还有脉冲闪烁出现在较软的辐射尾中，周期8秒。第2天，同一天区又出现了持续时间较长但较弱的爆发。类似的现象一直持续到1983年春，共计16次。话说这脉冲连带重复爆发与随后银河卫星的回旋吸收线事件一道，给伽玛暴的研究搅了浑水，在此也就不必再多讲了。
1979年3月5日爆发的光变曲线，为前苏联的金星12号探测器测得。（图片来源：E. P. Mazets et al., 1979, Nature 282, p. 587）
浑水终归是浑水，真相在随后大白天下：这实际上是软伽玛射线再现源的爆发，与一闪即逝的伽玛暴并不相同。这个名词起源于1980年代中期，当时Hurley意识到，1979年晚些时候发现的又一个软伽玛源其实与另外两个源类似：之前在1979年1月7日的小规模爆发，以及前文所述的同年3月中旬探测到的重复爆发亮源。1986年7月，在法国图卢兹召开的一次会议上，天文学家赞同了Hurley的发现，并以SGR来称呼它们。Hurley所指的这个源也根据赤道坐标被命名为SGR 1806-20，后来它在2004年发生了史上最猛烈的一次SGR耀发，这是后话。
日后的数据处理确认，1979年3月5日的那次爆发与大麦哲伦云中的超新星遗迹N49成协。现在人们知道，其来源实际上是软伽玛射线再现源SGR 0526-66。至于第三个源，就是同样于1979年发现、并于1986年再度爆发的SGR 1900+14了。
伦琴X射线卫星眼中的超新星遗迹N49。图中左上角的白色方框表示的是1979年3月5日爆发的位置，而框中的亮斑就是SGR 0526-66的所在。（图片提供：ROSAT）
话说SGR 0526-66是让无数人头疼不已。由于人们认为这是中子星相关的现象，倘或它发生在将近20万光年外的大麦云内，其巨大的光度也就成了麻烦：0.2秒内释放出了相当于太阳3000年内辐射总量的能量。另一方面，N49的形成时间也为现象的解释提供了一条线索：这一现象应发生在年轻的中子星中。但倘或将8秒脉冲闪烁看作自转周期，新的问题又出现了。对于年轻的中子星来说，这一周期简直长得不可想象。
与伽玛暴研究类似，早期的SGR理论千奇百怪。譬如什么冲入中子星的小天体，还有什么中子星内部的相变，以及奇异夸克星之类。最后的胜出者却是个半路出家者：同样开始于1986年的磁陀星模型。
本来磁陀星模型并不是为了SGR而提出，而只是为了解释射电脉冲星的强磁场问题。Christopher Thompson与Robert Duncan利用计算机模拟出了磁场的演化过程：快速自转与对流会拖曳炽热的新生中子星磁力线，通过发电机效应产生整体磁场。倘或自转足够快（每秒200周以上），最后产生的磁场最高可以达到1016高斯，远高于1012高斯的射电脉冲星典型值，大大出乎预料。
磁陀星又如何与SGR扯上关系的呢？首先是自转频率。虽说磁陀星产生的必要条件是快自转，但强磁场一旦形成，却对星体有着强烈的制动作用。只消几千年，星体自转就可以减速到每周8秒左右——正与SGR 0526-66的情况吻合。
至于爆发，关乎磁陀星壳层在强磁场作用下的不稳定性。在中子星形成的过程中，随着星体的冷却，在表面又会因为压力和引力的共同作用产生晶格状壳层，厚约1千米。普通中子星的壳层还算稳定，但当强磁场穿过磁陀星的壳层运动时，壳层会受到拉伸挤压作用，从而产生形变，并将星体内部加热。当形变积累到一定程度的时候，壳层破裂，产生星震。随之而来的磁场能释放加速了星体附近的带电粒子，释放出高能辐射。一般情况下，一秒释放的能量约合太阳1年的辐射总量。
磁陀星爆发过程示意。（图片提供：Dr. Robert Mallozzi, University of Alabama in Huntsville）
对于类似1979年3月5日事件的巨耀发（Giant Flare）来说，磁场不稳定性以及壳层破裂的规模还要大，往往伴有整个星体的壳层重组与磁场重联，这样才可以满足能量需要。当然，这类事件的发生频率要小一些。巨耀发的一般模式差不多就是3月5日事件所展现的，在最初零点几秒的爆发尖峰中，它们的最高能量可以达到MeV量级，之后跟随的是强度缓慢衰减的硬X射线尾。
观测上的统计规律也支持磁陀星之说。作为特殊的中子星，磁陀星也满足与银道面成协的分布。而业已确认的SGR中，除了大麦云中的SGR 0526-66之外，其余全部位于银道面附近。
SGR的磁陀星理论基本上在1995年前就已解决。3年后，有了观测方面的突飞猛进。先是Chryssa Kouveliotou率领她的小组发现了SGR 1806-20的7.5秒周期，然后是测出了脉冲周期的减慢速率，并求出了对应的磁场强度：约1015高斯，正符合1980年代的理论预言。然后Hurley的小组也给出了SGR 1900+14的5.16秒周期，并与Kouveliotou等人合作测出了类似的自转减慢和磁场强度，该源还在8月27日产生了一次巨耀发。另外，SGR 1627-41也是在此年发现的。正因为这些重大发现，后来1998年被称为“磁陀星之年”。
尤利西斯号探测器记录的1998年8月27日巨耀发，类似1979年的巨耀发，有短暂的高能尖峰和随后的脉冲。
顺带提一句，其实在普通的爆发与巨耀发之外，SGR还有第三种爆发形式——中等爆发（Intermediate Burst），长度几秒，其X射线尾更可长达数千秒。不过这也是一类罕见的现象。
当下已知的SGR源数目甚少，依照最新的文献，确定的SGR只有区区四个：SGR 0526-66、SGR 1806-20、SGR 1900+14与SGR 1627-41，其中前3个都是1979年的战果；另外还有几个候选对象。SGR罕见的原因可能是寿命：一般一个源只能以SGR的面目存在1万年左右。与宇宙的年龄相比，这只是一瞬间而已。
至于SGR之后的演化，当下的理论认为，它们先是变成反常X射线脉冲星，然后在几万年后归于沉寂。由于磁场的抑制，它们永远也不会象普通脉冲星那样发出灯塔一般的闪烁。
磁陀星的演化过程示意。
末了再看看，为什么SGR要用到伽玛暴理论？因为没有读过原始文献，本人并不清楚在爆发过程中磁约束的火球与伽玛暴标准模型的火球有无关联。但有一种可能性很难排除：用河外SGR巨耀发的尖峰来解释一部分时标短于0.2秒的短暴。这就要求将现有的短暴数据连同伽玛暴辐射模型与河内SGR理论比较。所以，这次倒不是说要本人就此改行，只是要尝试着将所学理论应用一下而已。
参考资料：
[1] `MAGNETARS’, SOFT GAMMA REPEATERS & VERY STRONG MAGNETIC FIELDS
[2] Happy birthday, Magnetars
[3] Magnetars by Chryssa Kouveliotou, Robert C. Duncan and Christopher Thompson, Scientifiv American, 2003
