從緻密星併合產生奇特伽瑪射線暴揭示磁星的形成

核心概念

文章報導了對一個奇特且非常明亮的伽瑪射線暴 GRB 230307A 的廣頻即時輻射數據進行的全面分析，發現儘管其持續時間長，但其特性與千新星的關聯表明它起源於緻密星併合，且隨著伽瑪射線輻射的消失，出現了一個延長的 X 射線輻射成分，這標誌著磁星中心引擎的可能出現。

摘要

GRB 230307A 的觀測特性

• GRB 230307A 是一個極其明亮的伽瑪射線暴，由 GECAM 和 Fermi/GBM 幾乎同時探測到。
• LEIA 在 0.5-4 keV 的軟 X 射線波段探測到 GRB 230307A 的即時輻射。
• 後續觀測表明，該爆發很可能與紅移為 z = 0.065 的附近星系有關，並且與千新星特徵相關，這意味著該爆發起源於雙緻密星併合。

GRB 230307A 的起源證據

• GRB 230307A 的多波段即時輻射數據（0.5-6000 keV）支持緻密星併合起源。
• 其相對較小的最小變異時間尺度、在各相關圖上的位置、與 II 型伽瑪射線暴的 Amati 關係的偏差、與宿主星系的顯著偏移等特性都與 I 型伽瑪射線暴（即緻密星併合起源）一致。

GRB 230307A 的時間和光譜分析

• GECAM-B 和 GECAM-C 能量範圍內的光變曲線呈現同步脈衝，峰值和谷值特徵相匹配。
• 15-6000 keV 的時間分辨光譜顯示出顯著的演化，與「強度跟踪」模式一致。
• 在對數-對數空間中繪製能量通量光變曲線時，在觸發後約 21-26 秒處的所有五個 GECAM 波段（15-30 keV、30-100 keV、100-350 keV、350-700 keV 和 700-2000 keV）中都發現了一個斷裂，之後光變曲線以這些波段的指數（αˆ）分別為 2.45+0.02−0.02、2.85+0.01−0.01、3.34+0.02−0.02、4.12+0.06−0.06 和 5.3+0.3−0.3 衰減。
• 這些測量的斜率與僅由於即時輻射突然停止後高緯度輻射引起的瞬態衰減斜率（αˆ）和光譜斜率（βˆ）之間關係的理論預測完全一致，即 αˆ = βˆ +2（所謂的曲率效應）。
• 與硬 X 射線和伽馬射線相比，0.5-4 keV LEIA 波段的軟 X 射線輻射表現出不同的行為。
• 輻射以平台的形式持續更長的時間（> 250 秒），然後下降。
• 與高能 GECAM 光譜相比，其光譜形狀在最初的 100 秒內顯示出不太顯著的演化。
• 值得注意的是，從開始到約 76 秒，其光譜形狀與從 GECAM 數據得出的光譜能量分佈向低能量的外推有很大差異。
• 這些偏差不能簡單地歸因於在伽瑪射線暴中經常看到在低能量處的簡單光譜斷裂，而是暗示著一種不同的輻射過程主導著 LEIA 波段。
• 隨著高能輻射在約 21-26 秒處突然停止（衰減斜率由曲率效應控制），LEIA 波段的後期衰減斜率比曲率效應預測的要淺，這表明中心引擎的內在時間演化。
• 這些事實表明，LEIA 波段的軟 X 射線輻射來自伽瑪射線暴的不同輻射成分，該成分從爆發開始就已經出現。
• 76 秒後，隨著伽瑪射線輻射的消失，聯合 LEIA 和 GECAM 光譜可以使用單個截止冪律模型很好地擬合。
• 這表明 76 秒後，整個光譜由 LEIA 觀察到的新出現成分主導。

磁星引擎的證據

• 對 LEIA 光變曲線進行平滑斷裂冪律擬合，得到斷裂時間 79.6+5.5−5.8 秒前後的衰減斜率分別為 0.40+0.05−0.05 和 2.32+0.16−0.15。
• 這種模式與新生、快速旋轉的磁星的磁偶極子自旋下降定律基本一致。
• 用磁星模型對光度光變曲線的最佳擬合產生了 2.1+0.6−0.5 ×10^16 G 的偶極磁場、3.3+0.9−0.9 毫秒的初始自旋週期和 5.4+2.0−2.0 ×10^−3 的輻射效率。
• X 射線平台也可以在具有長期吸積盤的黑洞引擎中解釋。
• 然而，如此長壽的圓盤最終會很快蒸發，從而導致噴射引擎突然停止。
• LEIA 光變曲線的最終衰減斜率比曲率效應預測的要淺，這一事實排除了這種可能性，並加強了磁星的解釋。
• 餘輝模型的外推與觀測數據之間的顯著差異表明，軟 X 射線成分不太可能是 X 射線餘輝。
• 通過引入由於低能同步加速器自吸收引起的低能光譜斷裂，進一步的建模表明，即時輻射的整個光譜能量分佈可以通過即時輻射（在低能處迅速下降）和新的磁星成分的組合來解釋。

磁星引擎的意義

• 從併合事件中識別出磁星引擎表明，中子星 (NS) 的狀態方程相對較硬。
• 與規則千新星的關聯表明，從磁星引擎注入噴射物的能量是適度的。
• 磁星引擎也挑戰了目前無法從新生磁星產生相對論噴流的建模者。
• 一種可能性是，當原中子星冷卻下來並且風變得足夠乾淨時，在磁星誕生後幾秒鐘就會發射出高度磁化的噴流。

GRB 230307A 的前身星之謎

• 有了磁星引擎，前身星只能是雙中子星併合或（接近錢德拉塞卡極限）白矮星-中子星併合。
• 對於前一種可能性，必須解釋為什麼這種爆發時間特別長。
• 對於後一種情況，GRB 230307A 和 GRB 211211A 之間的光變曲線和光譜演化並不完全相似，這一事實表明該機制必須能夠產生不同的光變曲線。
• 對類似事件的未來多信使觀測有望最終揭示這些奇特系統的前身星的身份。

統計資料

GRB 230307A 的持續時間在 10-1000 keV 能量範圍內為 41.52 ± 0.03 秒。
在相同的能量範圍內，峰值通量和總能量分別為 4.26+0.08−0.07 × 10−4 erg cm−2 s−1 和 (3.10 ± 0.01) × 10−3 erg cm−2。
0.5-4 keV 軟 X 射線波段的持續時間為 199.6+5.1−2.2 秒。
峰值通量為 3.6+0.6−0.5 × 10−7 erg cm−2 s−1。
磁星模型的最佳擬合產生了 2.1+0.6−0.5 ×10^16 G 的偶極磁場、3.3+0.9−0.9 毫秒的初始自旋週期和 5.4+2.0−2.0 ×10^−3 的輻射效率。

引述

"The central engine that powers gamma-ray bursts (GRBs), the most powerful explosions in the universe, is still not identified."
"Here we present a comprehensive analysis of the broad-band prompt emission data of a peculiar, very bright GRB 230307A."
"Intriguingly, an extended X-ray emission component shows up as the γ-ray emission dies out, signifying the likely emergence of a magnetar central engine."

從以下內容提煉的關鍵洞見

Magnetar emergence in a peculiar gamma-ray burst from a compact star merger

by H. Sun, C.-W... 於 arxiv.org 11-22-2024

https://arxiv.org/pdf/2307.05689.pdf

深入探究

除了磁星引擎之外，還有哪些其他的理論模型可以解釋 GRB 230307A 的觀測結果？

除了磁星引擎之外，還有其他理論模型試圖解釋 GRB 230307A 的觀測結果，主要包括：

長時間吸積的黑洞引擎模型: 該模型認為，黑洞吞噬伴星物質形成吸積盤，並在長時間內持續產生噴流，從而產生長時間的伽瑪射線暴。然而，此模型難以解釋 GRB 230307A 中觀測到的軟 X 射線平台期，因為長時間吸積盤最終會被快速蒸發，導致噴流引擎突然停止。

混合模型: 一些模型嘗試結合黑洞和磁星引擎來解釋觀測結果。例如，一個模型提出，初始階段由黑洞引擎主導，產生伽瑪射線暴的主要爆發，隨後磁星引擎啟動，產生延遲的軟 X 射線平台期。

然而，這些替代模型都面臨著各自的挑戰：

長時間吸積的黑洞引擎模型難以解釋軟 X 射線平台期的持續時間和光變曲線形狀。
混合模型需要精細的參數調節才能同時滿足伽瑪射線和 X 射線觀測結果，並且缺乏明確的物理機制來解釋兩種引擎之間的轉換。
相比之下，磁星引擎模型能夠更自然地解釋 GRB 230307A 的多波段觀測特徵，包括長時間的軟 X 射線平台期、平台期後的衰減曲線以及與千新星的關聯性。

如果 GRB 230307A 的前身星不是緻密星併合，那麼它會是什麼？

雖然觀測證據強烈支持 GRB 230307A 起源於緻密星併合，但如果考慮其他可能性，以下幾種前身星模型值得探討：

大質量恆星核塌縮: 這是長時間伽瑪射線暴的傳統模型。然而，GRB 230307A 的宿主星系性質、紅移、光變曲線特徵以及千新星關聯性都與典型的長時間伽瑪射線暴不符。

特殊的白矮星-中子星併合: 某些模型認為，接近錢德拉塞卡極限的白矮星與中子星併合也可能產生類似 GRB 230307A 的爆發現象。但該模型需要特定的併合條件，並且難以解釋觀測到的長時間爆發。

涉及奇異星的併合: 奇異星是一種假設的緻密天體，由比中子星更重的奇異物質組成。奇異星與中子星或黑洞的併合也可能產生伽瑪射線暴。然而，目前缺乏直接觀測證據支持奇異星的存在。

總體而言，目前尚無其他前身星模型能夠比緻密星併合更合理地解釋 GRB 230307A 的觀測結果。

未來哪些觀測可以幫助我們更好地理解伽瑪射線暴的起源和物理機制？

為了更深入地理解伽瑪射線暴的起源和物理機制，未來需要進行以下關鍵觀測：

多信使觀測: 結合電磁波（如伽瑪射線、X 射線、光學、射電波）和引力波、中微子等多信使觀測，可以全面揭示伽瑪射線暴爆發過程中的能量釋放機制、噴流形成和輻射過程。

早期多波段觀測: 利用具有大視場和高靈敏度的望遠鏡，對伽瑪射線暴進行早期多波段觀測，可以捕捉到爆發早期的關鍵信息，例如前身星性質、噴流初始速度和環境特徵。

伽瑪射線偏振觀測: 伽瑪射線偏振攜帶著伽瑪射線暴磁場和輻射機制的關鍵信息。未來高靈敏度的伽瑪射線偏振探測器將有助於揭示伽瑪射線暴的中心引擎和噴流組成。

大樣本觀測研究: 通過積累更多伽瑪射線暴樣本，特別是包含豐富觀測信息的樣本，可以更精確地限制伽瑪射線暴的物理模型，並揭示不同類型伽瑪射線暴之間的聯繫。

理論模型的發展: 需要發展更完善的理論模型來解釋伽瑪射線暴的爆發機制、噴流形成、輻射過程以及多信使輻射。

通過結合以上觀測和理論研究，我們有望在未來解開伽瑪射線暴的起源之謎，並利用這些宇宙中最劇烈的爆發現象來探索極端物理環境下的基本物理規律。