x 射线闪、低光度伽玛暴及相关 x 射线暂现源的研究

X 射线闪、低光度伽玛暴及相关 X射线暂现源的研究

黄永锋

南京大学

内容提要

1. X 射线闪的研究

2. 中子星 -小天体碰撞的研究

3. 低光度 GRB 的研究

X-ray flash 的发现• 通常 GRB 的能量中， X波段只占百分之几。

• 但上个世纪 90年代，日本的 Ginga 卫星就发现部分伽玛射线暴有着很软的能谱 (Strohmayer et al. 1998) 。

• 随后，荷兰 -意大利的 BeppoSAX 卫星确认了 X-射线闪的存在 (Heise et al. 2001) 。

• 1996-2001 年 BeppoSAX 运行期间，共观测到 17个 XRF 事例，约占其定位的伽玛射线暴总数的四分之一。 (Feroci et al. 2001)

• HETE-II 卫星的 GRB 样本中 ,Hard GRBs, X-ray Rich GRBs, X-ray flashes 约各占三分之一。

Vedrenne & Atteia, 2008

GRB 980329 与 XRF 971019 光变曲线的对比，可以看出 XRF 在伽玛射线波段几乎没有辐射（ Piro L. & Hurley K., 2012, Cambridge University Press, Eds. Kouveliotou C., Wijers R.A.M.J., Woosley S. ）。

峰值光子能量 Epeak 分布概率，其最可能的值是 3.7keV （ Sakamoto T. et al. 2004 ）。

z =0.251 (Soderberg et al. 2003b).

XRF 020903

HETE-II

Butler et al. 2005

XRF 030723HETE-II

Hard GRBs ： S[2-30]/S[30-40] < 0.3 (lg S < 0.5)X-Ray Rich GRBs ： 0.3 < S[2-30]/S[30-40] < 1 (XRR) X-Ray flashes ： S[2-30]/S[30-40] > 1 (XRF)

Sakamoto T. et al. 2004

HETE-2 卫星小组对 X- 射线闪的定量定义

HETE-2 卫星的 GRB 样本。 Sakamoto T. et al. 2004


不同类型 GRB 的性质对比


黄道坐标系中的分布

不同类型 GRB 的性质对比

Lamb et al. 2005

XRF 中测出红移的仍非常少

Lamb et al. 2005

XRF 在标准烛光关系研究中有重要地位

XRF 的理论模型主要有三大类可能的解释：（ 1）高红移伽玛暴；（ 2）被偏轴观测的伽玛暴；（ 3）脏火球伽玛暴或 failed-GRB 。• 对很多 XRF 红移测量的结果表明它们的红移并不高，第一

种模型作为对 X-射线闪的基本模型已被排除。• 关于第二和第三类模型，目前还有着激烈的争论。• 基本上，这两种机制都和伽玛射线暴的本质有着密切的联

系。对 X-射线闪开展研究，有助于深入了解伽玛射线暴的爆发机制、前身星特征、宇宙恒星形成历史以及超新星爆发过程等等。

Lamb et al. 2005

The power-law universal jet model The variable jet opening angle model

Rossi et al. astro-ph/0401124

构建 GRB 统一模型的不同尝试

Huang, et al. 2004, ApJ ， 605 ， 300

两成分喷流

我们关于 XRF 030723 的两成分喷流模型

EP 卫星对 XRF 研究的可能贡献

• XRF 是 EP 的极佳观测对象：卫星波段 0.5 - 4 keV ，对 XRF 有高度的敏感性。

• 综合 HETE-2 和 Swift 的结果，预计每年全天空发生 XRF 约 120 次。 EP视场 60ox60o ，约覆盖全天十分之一，其每轨道有效观测时间比例约 0.57 ，预计每年可以探测到约 7次。

• 另外， XRR 在 EP 卫星的工作波段内也会有很强的辐射，估计每年还可以探测 3到 5次 XRR 。

• 综合起来，预计 EP卫星每年可以观测到约 10次 XRR 和 XRF ，将大幅增加此类样本的数目。

EP 卫星对 XRF 研究的可能贡献

内容提要

1. X 射线闪的研究

2. 中子星 -小天体碰撞的研究

3. 低光度 GRB 的研究

Espinoza et al. 2011

30 years timing history of PSR B1930+22

Espinoza et al. 2011

Glitches of 2 Magnetars

Dib et al. 2008

Explanations for glitches

The origin is still debated:• Superfluidity: interaction of quantized neutr

on vortex lines with the neutron-rich nuclear clusters in the inner crust (Negele & Vautherin 1973; Pizzochero 2011)

• Crust-cracking events (Ruderman et al. 1998) ?

The Magnetar 1E2259+586

• P=6.979 s ( = 0.143 Hz)

•

•

• d = 4+/-0.8 kpc

• A few history glitches observed

sHz /108.9 15

GB 130 109.5

History glitches: 9 years overview

Icdem et al. 2012

2002

glitch

Possible micro anti-glitch?

An anti-glitch in April 2012Archibald et al. 2013, Nat.

Model 1:Hz810)6(5.4

sHz /10)2(7.2 14

Hz810)7(6.3

sHz /10)2(6.2 14+ x2=45.4/44

A hard X-ray burst: Exb=1.1e38 erg (36ms, Fermi/GBM,10-1000keV)

An X-ray afterglow: Ex=2.1e41 erg (2-10 keV, Fx ~ t-0.38)

Pulse profile: changed

Foley et al. 2012

Archibald et al. 2013, Nat.

Possible models for anti-glitches

Internal mechanisms• Internal superfluid spins slower than the crust? (Thompson et al. 2000)

External mechanisms• Strong outflows (Tong 2013)

• Sudden twisting of magnetic fields (Lyutikov 2013)

• Accretion disk of retrograde matter (Katz 2013; Ouyed et al. 2013)

Cannot explain the rarity

or

Not a sudden glitch, cannot explain the outburst.

Our model: collision of a solid body with the magnetar

Huang & Geng, 2013, submitted (arXiv:1310.3324)

Our model: collision of a solid body with the magnetar

nspln41

x /~101.2~ RmGMergE s

gm 21pl 101.1~

)(22 cplplc IpVmI

cnspl 22 IpGMm

,170mp kmb 6.2


Our model: collision process

gm 21pl 101.1~

3pl /8 cmg kmr 70pl

.cm102.1)/( 103/1ns

2plplb SGMrR

broken up distance:

36ms ms122

3

22/1

b

nspla

R

GMrt

Collision duration: (Colgate & Petschek 1981)


Consistency with observations

• Association with an outburst• Duration of the outburst (36ms)• Energy release in the afterglow (2.1e41 erg) • Amplitude of the anti-glitch ( )Hz810)6(5.4


Discussion: more collision events are possible

gm 21pl 101.1~

,170mp

kmb 6.2

cmM 4.1cm10G10cm10cm g 8

107.19/1

Θ

ns

3/4

6ns

9/4

140

9/2

6

pl

9/2

3

pl7

MRBrb

The capture radius could be as large as: 20Rns --- 80 Rns

Tremaine & Zytkow 1986

Collision possibility

• Asteroids disturbed by other planets?• Oort-like cloud objects scatterd toward the NS?• Collision of planets, generating small bodies?• Neutron star escaping its original planet system?• ……

• Collision rate: 1 per 5,000 --- 3e7 years for a single NS. (Mitrofanov & Sadgeev 1990)

Collision-induced glitches/anti-glitches

• Collision can produce either glitches or anti-glitches• They can be either radiatively active or inactive• Unlikely show any periodicity for a single NS• More likely happen in young pulsars than old ones• May have already been observed previously

• A new method to probe the capture events of neutron stars.

•监测碰撞可能产生的 hard X-ray bursts

•监测 X射线脉冲星的 glitch/anti-glitch 现象

EP 卫星对中子星－小天体碰撞现象研究的可能贡献

低光度伽玛暴的研究

•低光度暴：各向同性光度显著低于典型暴。•低光度暴约为 1046－ 1048 erg/s （典型暴 1051－ 1053 erg/s ）

•可能具有高爆发率 :~300 Gpc-3 yr-1（普通暴的爆发率 ~1 Gpc-3 yr-1）（ Liang et al. 2007 ）

•可能具有大喷流张角

低光度伽玛暴的重要科学问题• 低光度暴的起源未知。

• 低光度暴常与超新星成协？目前在 6个探测到与超新星成协伽玛暴中，有 4个为低光度暴

• 低光度暴的引力波辐射、高能中微子辐射、宇宙线辐射等均是重要课题。

EP 对低光度暴的研究能力

• 目前只有 6个低光度暴被观测到。• 导致如此低的探测效率可能原因主要是目前的伽玛暴探测

卫星一般是工作在 20-300 KeV 能段，而这类暴的峰值光子能量主要在几个 keV 能段。

• 因此，具有在几个 KeV 能段触发能力的宽视场 EP探测器有望显著提高低光度暴的观测能力。

• 按照 Liang et al. (2007) 的的光度函数和聚束因子 fb=14 ，假设 EP 的阈值为 5.6×10-11 erg.cm-2.s-1（ 100秒积分灵敏度） , 那么 EP 每年将能探测到约 7个低光度暴。这样的探测效率比目前的伽玛暴卫星探测效率高大约一个数量级。

小结1.EP 卫星预计每年可观测到约 10 次 XRF 和 XRR

2.EP 卫星可有效监测中子星 -小天体碰撞现象及相伴的 glitch 事件

3.EP 卫星预计每年可观测到 7个低光度暴

4.如果能增加伽玛射线探测器， EP 卫星的功能将全面增强

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