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GRB 970508

GRB 970508是一次于协调世界时1997年5月8日21点42分发生的伽马射线暴（简称GRB），即伽马射线瞬间急速增强。伽马射线暴的发生通常与遥远星系的爆炸相关，放出电磁波中能量最强的伽马射线，并且在之后的一段长时间内放射波长较长的“余辉”（X射线、红外线、可见光、紫外线和无线电波）。

GRB 970508
GRB 970508爆发一个月后拍摄的照片。
发现
发现时间UTC1997年5月8日21点24
发现人BeppoSAX卫星
康普顿伽马射线天文台
尤利西斯号
持续时间15秒
位置
赤经06h 53m 49s[1]
赤纬+79° 16′ 19.6″[1]
红移0.835 ≤ z ≤ 2.3
距离6 × 109光年
能量
顶峰视星等 (V)19.6
总能量输出5 × 1050尔格 (5 × 1043焦耳)
参见伽马射线暴、分类:伽马射线暴

GRB 970508是被安装在X射线天文学卫星BeppoSAX上的伽马射线暴监视系统探测到的。天文学家马克·梅茨格（Mark Metzger）断定，GRB 970508的爆发点距离地球有60亿光年，这是人们第一次量度伽马射线暴的距离。

这次爆发前，天文学界并对于伽马射线暴发生地点会距离地球多远并没有共识。一些学者认为它们发生在银河系以内，但因为能量不高而显得暗淡；其他学家则认为它们发生在宇宙大尺度距离上，并不发生在银河系内，而且能量极高。尽管伽马射线暴可能有很多种，意味着两种理论可以共存，但是这次量度出来的大距离明确地证明射线暴发生在银河系外。

GRB 970508也是第一个被探测到放射无线电波“余辉”的伽马射线暴。天文学家戴尔·弗雷利用无线电波强度的波动，得以算出其来源膨胀的速度几乎达到光速。这提供了有力的证据，证明伽马射线暴是相对论性的爆炸。

发现 编辑

 
艺术家绘制的BeppoSAX卫星假想图

第一个伽马射线暴是在1967年由维拉号人造卫星（一系列用于探测太空中核爆的卫星）观测到的。[2]第一个被观测到的伽马射线暴余辉是GRB 970228的X射线余辉，[3]由BeppoSAX衛星（一颗意大利—荷兰人造卫星，主要任务是研究X射线）发现。[4]

协调世界时1997年5月8日21点42分，BeppoSAX卫星上的伽马射线监视仪器记录到了一个伽马射线暴，其时长为15秒。[5][6]这次爆发也被研究太阳的尤利西斯号及康普顿伽马射线天文台上的“爆炸及瞬时爆发源实验”探测到，[7]并位于BeppoSAX卫星两个X射线广角相机的拍摄范围内。几个小时以内，BeppoSAX卫星工作小组就将其位置固定在一个直径大约10角分的误差范围内。[6]

观测 编辑

 
位于新墨西哥州的甚大天线阵

确定好射线暴的粗略位置之后，BeppoSAX工作小组成员恩里科·科斯塔（Enrico Costa）联络了美国国家射电天文台甚大天线阵的天文学家戴尔·弗雷尔。后者于协调世界时1点30分（发现后4小时内）开始在20厘米波长做观测。[8]弗雷尔在准备观测的时候，联络了正在操作海尔望远镜的天文学家斯坦尼斯拉夫·杰科夫斯基（Stanislav Djorgovski）。后者马上对照了他的照片与数位巡天上之前的照片，但并没有发现误差范围以外的新信号。杰科夫斯基在加州理工学院的同事对数据进行了更多分析，但也找不到任何新信号。[8]

第二晚，杰科夫斯基再次观测同一区域。他比较了两晚的图片，但没有天体的光度在5月8日至9日有明显减弱。[9]梅茨格注意到有一颗星体增加了亮度，但他估计那是颗变星，而不是伽马射线暴。由简·凡·帕拉迪斯（Jan van Paradijs）率领的一个阿姆斯特丹研究团队成员泰图斯·嘉拉玛（Titus Galama）和保罗·格鲁特（Paul Groot）对比了WIYN望远镜于8号和威廉·赫歇尔望远镜于9号所拍摄的照片，同样未能发现在此时段减弱亮度的光源。[9]

发现了此次射线暴的X射线余光之后，BeppoSAX团队提供了一个更准确的方位，而梅茨格之前以为是变星的星体仍然在这个误差较小的范围内存在。加州理工大学团队和阿姆斯特丹的团队均未发布任何有关这颗天体的结论。5月10日空间望远镜研究所的霍华德·邦德发布了他的发现，[10]并由之后的可见光余光证实。[9]

1997年5月10日晚之11号清晨，梅茨格的同事查尔斯·斯泰德尔（Charles Steidel）在凯克天文台录得了该星体的光谱，[11]并将数据交给梅茨格。梅茨格其后辨认了一组镁和铁的吸收谱线，得出红移值为z = 0.8349 ± 0.0002，[12][13][14]表示来自射线暴的光线已被大约60亿光年以外的物质吸收。[15]尽管射线暴本身的红移还未被确认，但是我们能够推论射线暴来自更加遥远的地方，因为吸收光谱的物质必须处于地球与射线源之间。[11][16]光谱中缺少莱曼α森林，因此限制了红移值z ≤ 2.3。[13][14]芝加哥大学的丹尼尔·E·里查特（Daniel E. Reichart）经进一步研究指出z ≈ 1.09。这是第一次科学家能够量度伽马射线暴的红移[17][18]卡拉阿托天文台录得了数条可见光光谱，波长位于4,300 Å（430 nm）至7,100 Å（710 nm）和3,500 Å（350 nm）至8,000 Å（800 nm），但并未发现发射谱线。[19]

GRB 970508被发现后5天，于5月13日，弗雷尔继续用甚大天线阵进行观测。[20]他在射线暴处观察波长3.5厘米，并立即探测到强信号。[20]24小时之后，这个信号明显增强，另外他也探测到波长为6厘米和21厘米的信号。[20]这是第一次确认发现了伽马射线暴的无线电余光。[20][21][22]

之后的一个月内，弗雷尔观测到这个无线电源的亮度各天有着明显的波动，但平均持续上升。不同波长信号的波动并不一致，普林斯顿大学的杰里米·古德曼（Jeremy Goodman）解释这是因为银河系中星体间的等离子体导致了无线电波的曲折。[21][23]只有当放射源的视直径小于3微角秒，这种无线电亮度的迅速变化才会发生。[23]

特性 编辑

在能量范围为40至700keV间运作的BeppoSAX伽马射线暴检测器录得了(1.85 ± 0.3) × 10−6 erg/cm2 （1.85 ± 0.3 nJ/m2）的积分通量，而宽视场相机（2–26 keV）测得(0.7 ± 0.1) × 10−6 erg/cm2（0.7 ± 0.1 nJ/m2）的积分通量。[24]爆发和瞬变源试验设备（简称BATSE）（20–1000 keV）录得(3.1 ± 0.2) × 10−6 erg/cm2（3.1 ± 0.2 nJ/m2）的积分通量。[7]

爆发后大约5小时，该天体在U频（光谱的紫外线区域）的视星等为20.3 ± 0.3，在R频（光谱的红色区域）为21.2 ± 0.1。[19]首次探测到爆发后大约两天，余光在两个光谱区域达到亮度顶峰值，U频的19.6 ± 0.3于5月11日02:13 UTC，和R频的19.8 ± 0.2于5月10日20:55 UTC。[19]

在基特峰国立天文台的天文学家詹姆斯·E·罗兹（James E. Rhoads）分析了射线暴，并发现它的辐射的方向性不强。[25]弗雷尔和他的同事进行进一步的分析，算出爆发放出的总能量约为5×1050 ergs（5×1043 J），而罗兹得出伽马射线的总能量约为3×1050 erg（3×1043 J）。[26]这表示此次爆发的伽马射线与喷射物的动能相当，因此可以排除任何不能有效制造伽马射线的射线暴模型。[26]

距离尺度与发射模型 编辑

这次爆发之前，天文学家对伽马射线暴的距离并没有一致的观念。尽管爆发的均向性表示他们并不在银河系平面上发生，一些天文学家提出这些射线暴在银河系的扁球体内发生，而其亮度不高是因为放射的能量不高。也有人认为射线暴发生在物理宇宙学范围内的其他星系中，它们能被探测到是因为能量极高。所量度的距离和计算出来的射线暴释放的总能量都支持后者理论，一场争论就此结束。[27]

整个5月，无线电讯号的波动逐渐消失。这表示自从探测到爆发之后，这无线电源显著地扩大了。利用已知的距离和波动消失的时间，弗雷尔算出无线电源几乎以光速膨胀。[28]现有的模型已经包括了以相对论速度膨胀的可能性，但这是第一次有强烈的证据支持这一理论。[29][30]

主星系 编辑

 
GRB 970508的主星系，摄于1998年8月

GRB 970508的余光在爆发被探测之后19.82天后达到顶峰亮度值，并其后以幂定律斜度减弱超过100天。[31]余光最终消失，显示出其寄主：一个不断制造恒星的矮星系，视星等为V = 25.4 ± 0.15。[31][32]这个星系符合扁率为0.70 ± 0.07的指数盘。[31]GRB 970508可见光余光的红移为z = 0.835，与主星系z = 0.83的红移值相符，表示与过去观测的射线暴有所不同，GRB 970508可能和一个活动星系核相关。[31]

脚注 编辑

  1. ^ 1.0 1.1 Djorgovski 1997
  2. ^ Schilling 2002, pp. 12–16
  3. ^ Costa 1997
  4. ^ Schilling 2002, pp. 58–60
  5. ^ Pedersen 1997
  6. ^ 6.0 6.1 Schilling 2002, pp. 115–116
  7. ^ 7.0 7.1 Kouveliotou 1997
  8. ^ 8.0 8.1 Schilling 2002, pp. 116–117
  9. ^ 9.0 9.1 9.2 Schilling 2002, pp. 118–120
  10. ^ Bond 1997
  11. ^ 11.0 11.1 Schilling 2002, pp. 121–123
  12. ^ Varendoff 2001, p. 383
  13. ^ 13.0 13.1 Metzger 1997a
  14. ^ 14.0 14.1 Metzger 1997b
  15. ^ Katz 2002, p. 148
  16. ^ Katz 2002, p. 149
  17. ^ Schilling 2002, p. 120
  18. ^ Reichart 1998
  19. ^ 19.0 19.1 19.2 Castro-Tirado 1998
  20. ^ 20.0 20.1 20.2 20.3 Schilling 2002, p. 124
  21. ^ 21.0 21.1 Katz 2002, p. 147
  22. ^ NRAO 1997
  23. ^ 23.0 23.1 Schilling 2002, p. 125
  24. ^ Galama 1998
  25. ^ Rhoads 1999
  26. ^ 26.0 26.1 Paczyński 1999, p. 2
  27. ^ Schilling 2002, p. 123
  28. ^ Waxman 1998
  29. ^ Schilling 2002, p. 126
  30. ^ Piran 1999, p. 23
  31. ^ 31.0 31.1 31.2 31.3 Fruchter 2000
  32. ^ Bloom 1998

参考资料 编辑

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