最亮的伽马射线暴GRB 221009A
什么是伽马射线暴
伽马射线暴（伽马暴, GRB）是一种宇宙中的高能爆发现象。它的名字来源于它的能量主要集中在伽马射线波段。伽马射线单个光子能量要高于X射线，位于整个电磁波谱的最高能段。在这样的能量下，光的粒子性占主导，所以伽马射线穿透力极强，几乎不能被人为的偏折。所以伽马射线望远镜直接由一些粒子探测器组成，没有一般望远镜的光路部分。伽马射线暴是宇宙尺度的现象，来源于银河系外的其他星系。伽马暴的辐射一般分为三个阶段，前兆辐射、主暴和余辉。伽马暴的总能量极高，如果我们假设伽马暴辐射是各向同性的，按照到达地球的能流和到地球的距离计算，伽马暴一秒钟辐射的能量要比太阳一生所辐射的还多。虽然人们发现它的辐射其实是由极窄的（一度左右）极端相对论性（接近光速）喷流产生的，并非各向同性，但它的能量依旧惊人。
伽马暴分为长暴和短暴，它们有着不同的形成机制。长暴被认为是由于大质量恒星塌缩形成的，许多长暴与超新星爆发成协。而短暴则被认为是由双致密星并合产生，与引力波暴GW170817成协的短暴证实了这一点[1]。虽然伽马暴的起源已经明确，但人们对它的中心引擎知之甚少。现在广为接受的BZ机制认为喷流起源于黑洞吸积冻结了较强磁场磁流体，但依旧有很多问题需要解决[2]。
最亮的伽马射线暴
图一 伽马暴总能量随红移变化图。自身的五角星指示的是GRB 221009A。可以看出其总光度是所有伽马暴中最亮的，而且它的红移也属于较小的，也就是说它离地球较近[3]。
图二 各探测器每年探测到的伽马暴数量随其流量的变化。灰色竖线指示的是GRB 221009A的流量，而横线则指示的估计的事件率。可以看出GRB 221009A是千年一遇甚至万年一遇的伽马暴[3]。
GRB 221009A被称为有史以来最亮的伽马射线暴（BOAT）。测量到的它的峰值流量和辐射的总能量是有史以来探测到的最明亮的。从图一可以看出，它的红移为0.151，在所有伽马暴中属于离地球较近的。GRB 221009A的等效各向同性总能量也是迄今为止最高的少数几个之一，而峰值光度处于已知分布的前1%。从图二可以看出，通过对观测到的所有的伽马暴的辐射总能量和峰值流量的概率分布推算，GRB 221009A似乎是一次千年一遇的事件。因此，它几乎可以确定不是整个宇宙历史上最明亮的伽马射线暴；但可能是人类文明开始以来最明亮的伽马射线暴[3]。
洛伦兹因子的困境
对于伽马射线这样的高能光子，它的能量已经大于相对论中的电子静止能（即mec2）。这就导致了伽马光子可以相互碰撞产生正负电子对。但需要注意的是，碰撞过程中需要考虑动量守恒，所以只有在共动系也就是总动量为0的参考系下单个光子的能量超过电子静能才能发生电子对湮灭。由于我们可以接收到高能光子，所以这个湮灭过程不能吸收大部分的高能光子。但在有大量低能光子情况下，高能光子被吸收是由概率来描述的，高能光子发生碰撞的概率取决于低能光子的密度和光子的散射截面，也就是高能光子可能与低能光子碰撞的等效面积。散射截面受碰撞角和光子能量影响，越高能的光子可以与它湮灭的低能光子的能量就可以越低，越容易被吸收。光子密度则主要与距离相关，而我们用来估算距离的方法使用一个特征时间乘以特征速度，其中描述速度的物理量就是洛伦兹因子。
费米组采用了单区模型，也就是假设低能光子和高能光子都来源于同一个辐射区[4]。在这样的模型中，光子相互碰撞几乎是对心碰撞散射截面也较大。而且这个辐射区是用低能光子估计出来的，所以特征时间也很短。这些因素就导致了只有在洛伦兹因子很大时高能光子才能不被吸收。这也导致了一个问题，那就是用这种方法所限制的洛伦兹因子的下限要远大于用余辉估计出的值而不合理。如果应用双区模型就可以有效放宽洛伦兹因子的限制。我们认为高能光子源于外激波，而低能光子来源于主暴。这也就是说在外激波的半径之外才会发生湮灭。而外激波对应的特征时间要远大于主暴，同时碰撞角也较小，减小了散射截面。这最终导致洛伦兹因子的下限下降到了合理区间[6]。
光变曲线中的秘密
图三 TeV波段的光变曲线和光深变化曲线。对于上图，橙色的十字代表LHAASO测量的数据点[5]，十字的长度表示误差，蓝色直线是他们拟合的第二阶段的光变曲线。对于下图，橙色十字是假设在被遮挡之前的光变曲线服从上图蓝色曲线所估计出的光深，蓝色曲线是我们模型所计算得到的光深。
在仔细观察图三中高能光子的光变曲线时可以发现在前面有一个明显的凹陷，我们猜测这可能是由高能光子在这一区间被阻挡导致的。在这里我们介绍一个用来描述光子被遮挡程度的物理量，光深。光深的定义是入射与出射光强之比的对数，之所以采用对数是把两次遮挡的相乘改为相加便于计算。我们首先想到的是级联效应。级联效应指的是光子与电子碰撞产生正负电子对，之后正负电子对继续与光子碰撞，这样循环下去就可能产生很大的光深。但是在这个暴的情况下通过计算发现这个效应不足以产生足够的光深。之后我们还考虑了很多效应，例如来自外激波和抛射物的电子的散射，以及与来自外激波的低能光子的湮灭，它们都不足以产生足够的光深[7]。
最后我们还是只能把目光再次投向主暴的光子。但是在主暴流量峰值时，光子密度最大，光深理应最强，但观测中主暴的峰值和高能光子光变曲线上的凹陷之前却有一个几秒的延迟。我们发现这是因为与高能光子湮灭的主暴的低能光子和到达地球的光子方向不同，走过的长度也不同，这个差异这导致了最后的时间差。至于为何外激波的低能光子就不能阻挡，主要还是亮度的问题，主暴的亮度要远高于外激波[8]。
[1]Abbott, B. P., “GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral”, <i>Physical Review Letters</i>, vol. 119, no. 16, 2017. doi:10.1103/PhysRevLett.119.161101.
[2]R. D. Blandford and R. L. Znajek, “Electromagnetic extraction of energy from Kerr black holes.,” , vol. 179, pp. 433–456, May 1977.
[3]Burns, E., “GRB 221009A: The Boat”, The Astrophysical Journal, vol. 946, no. 1, 2023. doi:10.3847/2041-8213/acc39c.
[4]Lesage, S., “Fermi-GBM Discovery of GRB 221009A: An Extraordinarily Bright GRB from Onset to Afterglow”, The Astrophysical Journal, vol. 952, no. 2, 2023. doi:10.3847/2041-8213/ace5b4.
[5]LHAASO Collaboration, “A tera-electron volt afterglow from a narrow jet in an extremely bright gamma-ray burst.”, Science, vol. 380, no. 6652, pp. 1390–1396, 2023. doi:10.1126/science.adg9328.
[6]Gao, D.-Y. and Zou, Y.-C., “Jet Lorentz Factor Constraint for GRB 221009A Based on the Optical Depth of the TeV Photons”, The Astrophysical Journal, vol. 956, no. 2, 2023. doi:10.3847/2041-8213/acfed1.
[7]Shen, J.-Y., Zou, Y.-C., Chen, A. M., and Gao, D.-Y., “What absorbs the early TeV photons of GRB 221009A?”,Monthly Notices of the Royal Astronomical Societ, vol. 529, no. 1, pp. L19–L22, 2024. doi:10.1093/mnrasl/slad188.
[8]Gao, D.-Y. and Zou, Y.-C., “Early TeV Photons of GRB 221009A Were Absorbed by the Prompt MeV Photons”, The Astrophysical Journal , vol. 961, no. 1, 2024. doi:10.3847/2041-8213/ad167d.
作者：高端塬 华中科技大学天文学系博士研究生
编校：邹远川
文章编号：华中大天文240304A
