伽瑪射線暴- 維基百科，自由的百科全書

伽瑪射線暴（英語：Gamma Ray Burst，縮寫GRB），又稱伽瑪暴，是來自天空中某一方向的伽瑪射線強度在短時間內突然增強，隨後又迅速減弱的現象，持續時間在0.01-1,000 ... 伽瑪射線暴 維基百科，自由的百科全書 跳至導覽 跳至搜尋 伽瑪射線暴（英語：GammaRayBurst，縮寫GRB），又稱伽瑪暴，是來自天空中某一方向的伽瑪射線強度在短時間內突然增強，隨後又迅速減弱的現象，持續時間在0.01-1,000秒，輻射主要集中在0.1-100MeV的能段。

伽瑪暴發現於1967年，數十年來，人們對其本質了解得還不很清楚，但基本可以確定是發生在宇宙學尺度上的恆星級天體中的爆發過程。

伽瑪暴是目前天文學中最活躍的研究領域之一，曾在1997年和1999年兩度被美國《科學》雜誌評為年度十大科技進展之列。

伽瑪暴GRB990123光學波段的照片，顯示伽瑪的宿主星系。

目次 1伽瑪射線暴的研究歷史 1.1發現及早期研究 1.2宇宙學起源的證實 1.3餘輝的發現 1.4雨燕時代 1.5費米時代 2伽瑪射線的觀測特徵 2.1時標和能譜 2.2餘輝 2.3在天球上的分布 3伽瑪暴的成因 3.1長暴 3.2短暴 4伽瑪暴研究展望 5參見 6參考文獻 7外部連結 伽瑪射線暴的研究歷史[編輯] 發現及早期研究[編輯] 1960年代，美國發射的船帆座衛星（英語：Vela(satellite)）裝有監測伽瑪射線的儀器，用於在簽署《部分禁止核試驗條約》後，監視蘇聯核試時產生的大量伽瑪射線。

1967年，這顆人造衛星發現來自宇宙的伽瑪射線突然增強，隨即又快速減弱，這種現象是隨機發生的，大約每天發生一到兩次，強度可以超過全天伽瑪射線的總和，而且來源不在地球，而是宇宙空間。

由於保密原因，關於伽瑪射線暴的首批觀測資料直到1973年才被公開[1]，並很快得到蘇聯Konus衛星的證實。

由於伽瑪暴的持續時間非常短暫，而且方向不好確定，起初對伽瑪暴的研究進展十分緩慢，連距離這樣的基本物理量都難以測定。

1980年代，基於Ginga衛星的觀測結果，許多人相信伽瑪射線暴是發生在銀河系中的一種現象，成因與中子星有關，並圍繞中子星建立起數百個模型。

1980年代中期，美籍波蘭裔天文學家玻丹·帕琴斯基提出，伽瑪射線暴發生在銀河系外，是位於宇宙學距離上的遙遠天體，然而這種觀點並沒有得到普遍認可。

宇宙學起源的證實[編輯] 康普頓伽瑪射線天文台記錄到的2千多個伽瑪射線暴分布圖 1991年美國發射了康普頓伽瑪射線天文台（CGRO），這顆衛星的八個角上安裝了八台同樣的儀器BATSE，能夠定出伽瑪射線暴的方向，精度大約為幾度。

幾年時間裡，對3,000餘個伽瑪暴的系統巡天發現，伽瑪射線暴在天空中的分布是各向同性的，支持了伽瑪射線暴是發生在遙遠的宇宙學尺度上的觀點，並且引發了帕琴斯基與另一位持相反觀點的科學家拉姆的大辯論。

如果伽瑪射線暴確實位於宇宙學尺度上，那麼由它的亮度可以推斷，伽瑪暴必定具有非常巨大的能量，在幾秒時間裡釋放出的能量就相當於幾百個太陽一生中所釋放出的能量總和，是人們已知的宇宙中最猛烈的爆發。

例如1997年12月14日發生的一次伽瑪暴，距離地球120億光年，在爆發後一兩秒內，其亮度就與除它以外的整個宇宙一樣明亮，它在50秒內釋放出的能量相當於銀河系200年的總輻射能量，比超新星爆發還要大幾百倍。

在它附近的幾百千米範圍內，再現了宇宙大爆炸後千分之一秒時的高溫高密情形。

而1999年1月23日發生的一次伽瑪暴比這還要猛烈十倍。

義大利和荷蘭合作的BeppoSAX衛星,發射於1996年4月,提供的伽瑪射線爆發的第一個準確的位置，允許後續的觀察和識別來源。

餘輝的發現[編輯] 1996年，義大利和荷蘭合作發射了BeppoSAX衛星，這顆人造衛星能夠準確地測定伽瑪射線暴的方位，定位精度約為50角秒，這就為地面上的望遠鏡在伽瑪暴未消逝之前尋找其光學對應體提供了強而有力的支持。

在它的幫助下，天文學家率先發現在1997年2月28日爆發的一個伽瑪暴的光學對應體，稱為伽瑪暴的「光學餘輝」。

後來又陸續發現數個類似的餘輝，不僅有可見光波段的，還有無線電波段、X射線波段，並且還證認出了伽瑪暴的宿主星系。

對宿主星系紅移的觀測證實，伽瑪暴遠在銀河系以外，是宇宙學距離上的天體。

餘輝的發現使人們能夠在伽瑪暴發生後數月甚至數年的時間裡對其持續觀測，大大推動了伽瑪暴的研究。

雨燕時代[編輯] 美國國家航空暨太空總署的雨燕衛星發射於2004年11月。

BeppoSAX號衛星一直運作至2002年，和CGRO（與BATSE）在2000年脫離軌道。

但是，伽馬射線暴研究的革命激勵開發一些專門設計的附加工具來探索伽瑪射線暴的性質，尤其是在緊隨爆炸以後的最早時刻。

其中至今最成功的太空飛行任務，雨燕衛星，在2004年被發射，截至2014年仍處於運行狀態。

2004年11月20日，美國國家航空暨太空總署發射了用於探測伽瑪暴的雨燕衛星，它最大的特點是反應迅速，能夠對轉瞬即逝的伽瑪暴進行快速的響應。

費米時代[編輯] 2008年6月，費米衛星成功發射，它搭載了伽瑪射線爆發監控儀器（Gamma-RayBurstMonitor，縮寫為GBM），可以每年數百次爆發的速度探測，其中有一些是有極高的能量足夠亮到可以用費米大面積望遠鏡（LargeAreaTelescope，縮寫為LAT）進行觀察。

伽瑪射線的觀測特徵[編輯] 時標和能譜[編輯] 伽瑪射線的持續時間一般在0.01秒到1,000秒左右，以2秒為界，大致可以分為長暴（longburst）和短暴（shortburst）兩類，典型的持續時間分別為30.0秒和0.3秒。

時變的輪廓比較複雜，往往具有多峰的結構。

長暴的能譜較硬，短暴的能譜較軟。

餘輝[編輯] 伽瑪射線暴爆發過後會在其它波段觀測到輻射，稱為伽瑪射線暴的餘輝。

根據波段不同可分為X射線餘輝、光學餘輝、無線電餘輝等。

餘輝通常是隨時間而指數式衰減的，X射線餘輝能夠持續幾個星期，光學餘輝和無線電餘輝能夠持續幾個月到一年。

在天球上的分布[編輯] 伽瑪射線暴在天空中的分布是各向同性的，但遠距離的伽瑪射線暴明顯少於近距離的，顯示出非均勻各向同性，可以被膨脹宇宙學模型所支持，表明伽瑪射線暴是發生在宇宙學距離上的。

伽瑪暴的成因[編輯] 長暴[編輯] 一般認為長暴產生於大質量恆星塌縮為黑洞的過程。

1998年發現伽瑪暴GRB980425與一個超新星SNIb/Ic1998bw相關聯。

這是一個重要的發現，暗示伽瑪暴的成因可能是大質量恆星的死亡。

2002年，一個英國的研究小組研究了由XMM-牛頓衛星對2001年12月的一次伽瑪暴的長達270秒的X射線餘輝的觀測資料，發現了伽瑪暴與超新星有關的證據，發表在2002年的《自然》雜誌上。

進一步的研究揭示，普通的超新星爆發有可能在幾周到幾個月之內導致伽瑪射線暴。

目前大質量恆星的死亡會產生伽瑪暴這一觀點已經得到普遍認同。

短暴[編輯] 短暴產生於兩個緻密天體如中子星或黑洞的併合。

GW170817/GRB170817A的發現證實了這一模型。

伽瑪暴研究展望[編輯] 參見[編輯] 天文學主題 物理學主題 伽馬射線天文學 超新星 極超新星 伽瑪射線暴列表（英語：Listofgamma-raybursts） GRB130427A GRB090429B 恆星演化 快速無線電暴 參考文獻[編輯] ^Klebesadel,R.W.,Strong,I.B.,Olson,R.A.,1973,AstrophysicalJournal,182,L85. 外部連結[編輯] 維基共享資源中相關的多媒體資源：伽瑪射線暴 TheGRBCoordinatesNetwork（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） 閱論編中子星類型 電波寧靜中子星（英語：Radio-quietneutronstar） 脈衝星 單獨脈衝星 自轉動脈衝星 磁星 軟γ射線重複爆發源(SGR) 異常X射線脈衝星（英語：AnomalousX-raypulsar） 自轉型暫現無線電源（英語：Rotatingradiotransient） 聯脈衝星 聯脈衝星（英語：Binarypulsar） X射線脈衝星 X射線聯星 X射線爆發源 X射線脈衝星列表（英語：ListofX-raypulsars） 毫秒脈衝星 BeX射線聯星 中子星自旋加速（英語：Neutronstarspin-up） 性質 Blitzar（英語：Blitzar） 快速電波爆發 中子星震盪（英語：Neutron-staroscillation） 0號元素 錢德拉塞卡極限 托爾曼-奧本海默-沃爾可夫極限 Rp-過程 伽瑪射線暴 光學脈衝星（英語：Opticalpulsar） 定時噪聲 相對論星（英語：Relativisticstar） 自轉突變 脈衝星噴發 邦迪吸積（英語：Bondiaccretion） 准周期振盪（英語：Quasi-periodicoscillation） 尤卡過程 天體震動 相關條目 星震學 緻密星 夸克星 奇特星 超新星 超新星殘骸 模板 極超新星 夸克新星 白矮星 恆星黑洞 電波星（英語：Radiostar） 脈衝星行星 脈衝星風雲 索恩－祖特闊夫天體 中子星碰撞 發現 LGM-1 半人馬座X-3 白矮星、中子星和超新星年表 探測的人造衛星 羅西X射線計時探測器 費米伽瑪射線空間望遠鏡 康普頓伽瑪射線天文台 錢德拉X射線天文台 其它 X射線脈衝星導航 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