劉傳璽，毛基榮

(1.中國科學(xué)院 云南天文臺(tái)，昆明 650011； 2.中國科學(xué)院大學(xué)，北京 100049； 3.中國科學(xué)院 天體結(jié)構(gòu)與演化重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，昆明 650011)

1 引言

γ射線暴(gamma-ray burst,GRB)是宇宙中恒星尺度的最劇烈爆發(fā)現(xiàn)象，它在短時(shí)間內(nèi)會(huì)產(chǎn)生強(qiáng)烈的γ射線輻射。γ射線暴的光變曲線很復(fù)雜，可由單個(gè)脈沖構(gòu)成，也可由多個(gè)脈沖構(gòu)成。γ射線暴的時(shí)標(biāo)從幾毫秒到幾千秒[1]，其中，長(zhǎng)暴的持續(xù)時(shí)間大于2 s，短暴的持續(xù)時(shí)間小于2 s[2]。Kumar和Zhang[3]曾提到，短暴的典型時(shí)間為0.3 s，長(zhǎng)暴的典型時(shí)間是30 s。γ射線暴的光變曲線輪廓可以由 Norris函數(shù)F(t)=Fpλe?τ1/(t?ts)?(t?ts)/τ2描述，其中，F(xiàn)p是X射線耀發(fā)的峰值流量；λ=e2(τ1/τ2)1/2是歸一化因子，其作用是使峰值時(shí)間處X射線耀發(fā)流量歸一化為Fp；τ1和τ2是擬合參量，并且(τ1τ2)1/2+ts是X射線耀發(fā)的峰值時(shí)間tp；ts是X射線耀發(fā)的觸發(fā)時(shí)間；t是從γ射線暴觸發(fā)開始計(jì)時(shí)的時(shí)間[4]。觀測(cè)到的γ射線暴光譜可以由Band等人[5]提出的光譜經(jīng)驗(yàn)函數(shù)描述，該函數(shù)由低能譜指數(shù)、峰值能量和高能譜指數(shù)描述[5]。Preece等人[6]統(tǒng)計(jì)了γ射線暴光譜經(jīng)驗(yàn)函數(shù)中的低能譜指數(shù)、峰值能量和高能譜指數(shù)的分布，發(fā)現(xiàn)峰值能量分布在10～7000 keV，典型值是250 keV；低能譜指數(shù)分布在?2～0，典型值是?1；高能譜指數(shù)分布在?4～?1，典型值是?2.2。Norris等人[7]發(fā)現(xiàn)，γ射線暴的峰值流量有光譜延時(shí)(spectral lag)，低能段的峰值流量滯后于高能段的峰值流量，但脈沖輪廓在低能段和高能段中保持自相似性。我們還注意到，短暴的光譜比長(zhǎng)暴的光譜硬[2]。Fishman等人[8]發(fā)現(xiàn)，在銀河系的坐標(biāo)中，γ射線暴分布是各向同性的，因此，γ射線暴應(yīng)該是在宇宙學(xué)距離上發(fā)生的，其平均光度是5×1044J·s?1[9–10]。

γ射線暴從瞬時(shí)輻射轉(zhuǎn)入余輝輻射后，早期X射線余輝輻射的光變曲線依次出現(xiàn)快速衰減(initial steep decay)、緩慢衰減(shallow decay)、標(biāo)準(zhǔn)余輝衰減(normal decay)和晚期快速衰減(late steep decay)[11–12]。X射線耀發(fā)(X-ray flare)是X射線余輝中的閃耀，如圖1所示。

迄今為止，γ射線暴的物理起源和中心引擎問題依然沒有答案。γ射線暴瞬時(shí)輻射與X射線耀發(fā)有相似的光變結(jié)構(gòu)。在γ射線暴瞬時(shí)輻射和X射線耀發(fā)脈沖結(jié)構(gòu)中，光譜演化均存在兩種模式：一種是光譜由硬變軟[13–14]，另一種是光譜硬度與流量成正相關(guān)[15–16]。因此，通過X射線耀發(fā)，我們可以了解中心引擎隨時(shí)間的演化過程以及γ射線暴的產(chǎn)生環(huán)境。部分γ射線暴中的X射線耀發(fā)亮度接近于γ射線暴瞬時(shí)輻射的亮度[17]。此外，研究高紅移γ射線暴的X射線耀發(fā)對(duì)研究早期宇宙也有重要意義。

2 γ射線暴X射線耀發(fā)的觀測(cè)特征

Swift是用于觀測(cè)γ射線暴的多波段望遠(yuǎn)鏡，于2004年11月20日發(fā)射。BAT(Burst Alert Telescope)是搭載在Swift上的探測(cè)器，它能夠探測(cè)并快速定位γ射線暴，其精度可達(dá)幾角分。BAT的探測(cè)視場(chǎng)達(dá)到2.2 sr，探測(cè)能段為15～350 keV，定位精度達(dá)到3′。XRT(X-ray Telescope)的視場(chǎng)達(dá)到23.6′，能段為0.3～10 keV，定位精度達(dá)到5′′。XRT可以持續(xù)觀測(cè)γ射線暴X射線余輝，觀測(cè)的持續(xù)時(shí)間可以從BAT觸發(fā)γ射線暴后大約幾十秒到幾周，因此，通過XRT可以觀測(cè)早期和晚期的X射線耀發(fā)。XRT可以根據(jù)X射線余輝流量自動(dòng)切換觀測(cè)模式：在WT(windowed timing)模式中，可以觀測(cè)計(jì)數(shù)率較高的輻射，時(shí)間分辨率為1.8×10?3s；在PC(photon counting)模式中，可以觀測(cè)計(jì)數(shù)率很低的輻射，時(shí)間分辨率為2.5 s。需要注意的是，當(dāng)X射線余輝流量增加時(shí)，PC模式和WT模式會(huì)出現(xiàn)數(shù)據(jù)重疊[18]。利用XRT的模式轉(zhuǎn)化可以有效地觀測(cè)X射線耀發(fā)，防止X射線耀發(fā)流量過大而產(chǎn)生飽和。

X射線耀發(fā)的流量是其最直觀的觀測(cè)量。我們把X射線耀發(fā)的流量與γ射線暴瞬時(shí)輻射的流量作對(duì)比，以研究X射線耀發(fā)與γ射線暴瞬時(shí)輻射的相似性。GRB 050502B中出現(xiàn)了迄今為止最亮的X射線耀發(fā)，該X射線耀發(fā)出現(xiàn)在瞬時(shí)輻射后的12 min左右。GRB 050502B中的X射線耀發(fā)流量是X射線余輝流量的500倍，而且X射線耀發(fā)的光譜要比X射線余輝的光譜要硬[17]。O’Brien等人[20]發(fā)現(xiàn)，明亮X射線耀發(fā)的流量可以達(dá)到瞬時(shí)輻射流量的量級(jí)。Margutti等人[21]從X射線耀發(fā)的平均光度方面研究了X射線耀發(fā)的性質(zhì)。他們選取的X射線耀發(fā)信息來自于Swift-XRT的觀測(cè)數(shù)據(jù)(2005―2010年，Swift-XRT共觀測(cè)到44個(gè)γ射線暴X射線耀發(fā)，其紅移范圍為0.3～6.3)。他們發(fā)現(xiàn)，平均光度?L?隨時(shí)間的演化關(guān)系如下：?L?=1054.5±0.1t?2.7±0.1，其中，30

圖2 Swift-XRT觀測(cè)到的γ射線暴GRB 051117A余輝中X射線耀發(fā)的光變曲線

X射線耀發(fā)可以在余輝輻射的任何階段被觀測(cè)到[22]，其峰值時(shí)標(biāo)和持續(xù)時(shí)標(biāo)是檢驗(yàn)γ射線暴光變模型的重要觀測(cè)量。此外，X射線耀發(fā)的光譜演化性質(zhì)可以用來檢驗(yàn)X射線耀發(fā)和γ射線暴是否經(jīng)歷了相似的物理過程。GRB 050607 X射線余輝中有2個(gè)X射線耀發(fā)，其出現(xiàn)時(shí)間分別為γ射線暴后135 s和310 s，持續(xù)時(shí)間分別是159 s和255 s。它們的上升階段與下降階段具有不對(duì)稱性，表現(xiàn)為快速上升和緩慢下降的光譜結(jié)構(gòu)。這2個(gè)X射線耀發(fā)都表現(xiàn)出明顯的光譜演化：出現(xiàn)X射線耀發(fā)時(shí)，光譜變硬；隨著X射線耀發(fā)流量衰減，光譜逐漸變軟。先出現(xiàn)的X射線耀發(fā)相對(duì)于后出現(xiàn)的X射線耀發(fā)，其光譜較硬[23]。人們通過Swift-XRT對(duì)GRB 050822的觀測(cè)發(fā)現(xiàn)，在瞬時(shí)輻射后有3個(gè)X射線耀發(fā)，分別出現(xiàn)在γ射線暴后130 s,235 s,420 s。對(duì)于每一個(gè)X射線耀發(fā)，它的硬度與流量正相關(guān)，如圖3所示。Butler和Kocevski[15]也發(fā)現(xiàn)，在X射線耀發(fā)期間，光譜的硬度隨流量的增加而增加。X射線耀發(fā)出現(xiàn)時(shí)光譜變硬，說明X射線耀發(fā)的光譜有時(shí)間演化效應(yīng)[24]。Bernardini等人[25]研究了晚期(t>1000 s)X射線耀發(fā)性質(zhì)，并對(duì)比了早期(t<1000 s)X射線耀發(fā)的性質(zhì)。他們發(fā)現(xiàn)，晚期X射線耀發(fā)與早期X射線耀發(fā)具有相似的w-tp關(guān)系和tdecay-trise關(guān)系(tdecay和trise分別為X射線耀發(fā)的下降時(shí)標(biāo)和上升時(shí)標(biāo))。然而晚期X射線耀發(fā)與早期X射線耀發(fā)仍存在差異：晚期X射線耀發(fā)釋放的能量比早期X射線耀發(fā)釋放的能量低1個(gè)量級(jí)，且86%的晚期X射線耀發(fā)是由星際介質(zhì)的密度變化引起的[25]。

γ射線暴中長(zhǎng)暴和短暴的物理起源及其周圍的星際介質(zhì)都不相同。區(qū)分長(zhǎng)暴和短暴中的X射線耀發(fā)對(duì)于了解γ射線暴的前身星和γ射線暴周圍的星際介質(zhì)具有重要意義。Mu等人[26]研究了短暴中明亮的X射線耀發(fā)，發(fā)現(xiàn)Fp>3Fb(Fb是γ射線暴X射線余輝在X射線耀發(fā)峰值時(shí)間處的流量)。Margutti等人[27]比較了長(zhǎng)暴和短暴中X射線耀發(fā)的觀測(cè)性質(zhì)，發(fā)現(xiàn)短暴中X射線耀發(fā)的光度比長(zhǎng)暴中X射線耀發(fā)的光度小1個(gè)量級(jí)；然而，在短暴和長(zhǎng)暴中，X射線耀發(fā)的光譜隨時(shí)間的演化是一致的，X射線耀發(fā)在上升段光譜變硬，而在下降段光譜變軟。在短暴和長(zhǎng)暴中，X射線耀發(fā)的w-tp關(guān)系也是一致的。

圖3 GRB 050822余輝中X射線耀發(fā)的光變曲線

γ射線暴余輝在X射線中出現(xiàn)增亮?xí)r，還可能在光學(xué)波段出現(xiàn)增亮[28]。通過多波段觀測(cè)余輝耀發(fā)的峰值時(shí)間和持續(xù)時(shí)間，可以研究X射線耀發(fā)與余輝在其他波段耀發(fā)的聯(lián)系。不同的輻射機(jī)制下，其余輝可能在不同能段發(fā)生增亮現(xiàn)象，因此，輻射機(jī)制的不同成分(同步輻射、熱輻射或逆康普頓散射)可能對(duì)余輝增亮有不同影響。Perri等人[29]發(fā)現(xiàn)，在GRB 050730中同時(shí)出現(xiàn)X射線耀發(fā)和光學(xué)耀發(fā)。Yi等人[30]統(tǒng)計(jì)了γ射線暴光學(xué)耀發(fā)的時(shí)間分布(樣本來自Swift-UVOT 2005年4月―2010年12月的觀測(cè)數(shù)據(jù)[31–32]，其中共有119個(gè)光學(xué)耀發(fā))，發(fā)現(xiàn)光學(xué)耀發(fā)與X射線耀發(fā)的峰值時(shí)間都分布在102～106s內(nèi)，并有相似的w-tp關(guān)系。相似的時(shí)間統(tǒng)計(jì)性質(zhì)表明，γ射線暴的光學(xué)耀發(fā)與X射線耀發(fā)有聯(lián)系。然而，Becerra等人[33]用COATLI望遠(yuǎn)鏡和XRT望遠(yuǎn)鏡分別觀測(cè)了GRB 180205的光學(xué)余輝和X射線余輝，發(fā)現(xiàn)在X射線耀發(fā)出現(xiàn)時(shí)，光學(xué)余輝未出現(xiàn)增亮現(xiàn)象。此外，Wang和Dai[34]以及He等人[35]都發(fā)現(xiàn)，GRB 100728A在X射線耀發(fā)期間還有吉電子伏能段的輻射，這說明在GRB 100728A的X射線耀發(fā)階段可能存在逆康普頓散射。但是，Troja等人[36]的統(tǒng)計(jì)研究表明，在X射線耀發(fā)期間兆電子伏至吉電子伏能段和光學(xué)能段沒有出現(xiàn)耀發(fā)現(xiàn)象。

GRB 170817A在晚期出現(xiàn)不明亮的X射線耀發(fā)事件(Fp<3Fb)，其發(fā)生的時(shí)間在暴后156 d。該X射線耀發(fā)的持續(xù)時(shí)間w是24 d，其峰值光度Lp為2×1032J·s?1[37]。GRB 170817A在爆發(fā)后156 d出現(xiàn)的X射線耀發(fā)的Lp與tp的關(guān)系，與Bernardini等人[25]統(tǒng)計(jì)的X射線耀發(fā)的Lp-tp關(guān)系一致，并且該X射線耀發(fā)的w/tp6 0.15。L等人[38]還給出了該X射線耀發(fā)的各向同性能量EX,iso和各向同性光度LX,iso，它們分別是3.13×1038J和1.54×1032J·s?1。L等人[38]對(duì)比GRB 170817A晚期X射線耀發(fā)和Swift觀測(cè)的X射線耀發(fā)的觀測(cè)特征，發(fā)現(xiàn)GRB 170817A晚期X射線耀發(fā)與其他γ射線暴中X射線耀發(fā)的Lp-EX,iso,Lp-LX,iso,Lp-tp,z,w-tp關(guān)系一致，其中，tp,z是紅移改正的峰值時(shí)間。該晚期X射線耀發(fā)可能由磁化的噴流引起的。

2.1 X射線耀發(fā)的統(tǒng)計(jì)樣本和統(tǒng)計(jì)性質(zhì)

Chincarini等人和Yi等人都建立了各自的X射線耀發(fā)的統(tǒng)計(jì)樣本，并以各自樣本為基礎(chǔ)，統(tǒng)計(jì)了X射線耀發(fā)的觀測(cè)性質(zhì)。

Chincarini等人[39]選取的樣本來自于Swift-XRT的觀測(cè)數(shù)據(jù)，時(shí)間跨度為2005年4月―2008年3月。Chincarini等人選取X射線耀發(fā)基于下述原則：(1)X射線耀發(fā)要有完整的上升段、峰值和下降段；(2)X 射線耀發(fā)可以用 Norris函數(shù)F(t)=Fpλe?τ1/(t?ts)?(t?ts)/τ2擬合；(3)如果一個(gè)γ射線暴有多個(gè)X射線耀發(fā)，每一個(gè)X射線耀發(fā)都可被分辨出來；(4)X 射線耀發(fā)必須是明亮的 (Fp>5×10?16J·m?2·s?1)；(5)X 射線耀發(fā)的峰值時(shí)間必須小于1000 s。他們最終選取了113個(gè)X射線耀發(fā)樣本，對(duì)應(yīng)了56個(gè)γ射線暴，其中，GRB 051210和GRB 070724是短暴，21個(gè)γ射線暴標(biāo)有紅移信息。

Chincarini等人和Yi等人統(tǒng)計(jì)的X射線耀發(fā)樣本中，X射線耀發(fā)的性質(zhì)具有以下共性：(1)X射線耀發(fā)的持續(xù)時(shí)間隨X射線耀發(fā)能量的增加而減少；(2)X射線耀發(fā)的持續(xù)時(shí)間隨峰值時(shí)間的增加而線性增加；(3)X射線耀發(fā)的光譜比瞬時(shí)輻射的光譜軟；(4)X射線耀發(fā)的輻射強(qiáng)度隨峰值時(shí)間衰減；(5)X射線耀發(fā)的典型能量是1044J；(6)一個(gè)γ射線暴有多個(gè)X射線耀發(fā)時(shí)，后出現(xiàn)的X射線耀發(fā)的能譜要比先出現(xiàn)的X射線耀發(fā)的能譜軟。

Yi等人篩選X射線耀發(fā)的標(biāo)準(zhǔn)與Chincarini等人的標(biāo)準(zhǔn)并不完全一致，差別在于：(1)Yi等人沒有對(duì)X射線耀發(fā)的峰值時(shí)間進(jìn)行限制；(2)Yi等人擬合的X射線耀發(fā)函數(shù)與Chincarini等人的函數(shù)不同。Yi等人統(tǒng)計(jì)的X射線耀發(fā)樣本與Chincarini等人統(tǒng)計(jì)的X射線耀發(fā)樣本的不同之處是：(1)Chincarini等人統(tǒng)計(jì)的X射線耀發(fā)的峰值時(shí)間和持續(xù)時(shí)間都小于1000 s，Yi等人統(tǒng)計(jì)的X射線耀發(fā)的峰值時(shí)間為102～106s，并集中分布在100～1000 s，且X射線耀發(fā)的持續(xù)時(shí)間也集中分布在100～1000 s；(2)Chincarini等人統(tǒng)計(jì)的X射線耀發(fā)輪廓是非對(duì)稱的，trise/tdecay=0.49，Yi等人統(tǒng)計(jì)的X射線耀發(fā)輪廓是近似對(duì)稱的，trise/tdecay=1.08；(3)Chincarini等人提出，X射線耀發(fā)與γ射線暴瞬時(shí)輻射的觀測(cè)性質(zhì)相似，Yi等人[40]由統(tǒng)計(jì)得到的γ射線暴X射線耀發(fā)觀測(cè)性質(zhì)推斷，X射線耀發(fā)是由磁化噴流物質(zhì)釋放能量所引起的。

Mu等人[41]從Berger[42]的67個(gè)短暴中選出了31個(gè)有Swift-XRT快速響應(yīng)(t<100 s)的短暴。此外，他們還從2013年1月―2017年8月的觀測(cè)數(shù)據(jù)中選出了有Swift-XRT快速響應(yīng)的 18 個(gè)短暴。他們采用函數(shù)F(t)=Fpλe?τ1/(t?ts)?(t?ts)/τ2，擬合這 49 個(gè)短暴中的 X 射線耀發(fā)，發(fā)現(xiàn)GRB 050724,GRB 131004,GRB 161004中有明亮的X射線耀發(fā)(Fp>3Fb)。他們還發(fā)現(xiàn)，GRB 131004和GRB 161004中的明亮X射線耀發(fā)服從w2+β(β是譜指數(shù))，這也說明這兩個(gè)短暴中的明亮X射線耀發(fā)可能與中心天體的活動(dòng)有關(guān)。

在不同天體中(如Sgr A*,M87,γ射線暴)人們都發(fā)現(xiàn)了X射線耀發(fā)[44]。Wang等人[44]統(tǒng)計(jì)了不同天體中出現(xiàn)的X射線耀發(fā)的特征，并與太陽產(chǎn)生的X射線耀發(fā)相比較，以尋找其中的聯(lián)系。他們發(fā)現(xiàn)，這些天體的X射線耀發(fā)的能量和持續(xù)時(shí)間的累計(jì)分布都服從冪律函數(shù)，且冪律指數(shù)差異不大，這表明噴流是由磁場(chǎng)主導(dǎo)的。

3 γ射線暴X射線耀發(fā)的理論模型

GRB 130925A中有X射線耀發(fā)，而且在X射線耀發(fā)之后的X射線余輝中，出現(xiàn)了熱輻射和非熱輻射成分。當(dāng)噴流被熱的包層包裹時(shí)，X射線余輝中的熱輻射成分來自于包層的熱輻射[45]。

γ射線暴的理論模型之一是火球模型( fireball model)，包括內(nèi)激波機(jī)制產(chǎn)生γ射線暴[46–47]和外激波機(jī)制產(chǎn)生γ射線暴余輝[48]。Giannios[49]建立了耗散光球模型(photosphere)，以解釋?duì)蒙渚€暴瞬時(shí)輻射的光變曲線和能譜。致密天體通過吸積過程噴出速度不等的殼層。如果噴流具有不同的磁化區(qū)域，在噴流和殼層運(yùn)動(dòng)過程中，噴流在光球半徑處產(chǎn)生熱輻射，磁場(chǎng)和激波的耗散產(chǎn)生非熱輻射[50]。X射線耀發(fā)的理論模型與γ射線暴的理論模型密切相關(guān)。X射線耀發(fā)可以用火球模型和光球模型解釋。磁場(chǎng)主導(dǎo)的噴流中，磁場(chǎng)的不穩(wěn)定性和磁重聯(lián)過程會(huì)加速噴流，并為X射線耀發(fā)提供能量。另外，噴流中能量的各向異性分布使得余輝出現(xiàn)增亮現(xiàn)象(增亮的持續(xù)時(shí)間與各向異性輻射區(qū)域的尺度有關(guān))，并可能導(dǎo)致X射線耀發(fā)。在致密天體的間歇性吸積過程中，磁場(chǎng)可以調(diào)節(jié)吸積率，并改變噴流能量，因此，我們可能觀測(cè)到一個(gè)γ射線暴的多次X射線耀發(fā)。

3.1 火球模型

3.1.1 內(nèi)激波機(jī)制

3.1.2 外激波機(jī)制

Fan和Wei[53]根據(jù)外激波的輻射，給出了X射線耀發(fā)的流量隨時(shí)間的衰減函數(shù)(tobs/trc)?(2+β)，其中，trc是反向激波穿過殼層的時(shí)間。

3.2 光球模型

Beniamini和Kumar[58]考慮用光球模型解釋X射線耀發(fā)。他們根據(jù)該模型得出：(1)中心引擎活動(dòng)只局限在很短的時(shí)間里；(2)瞬時(shí)輻射和X射線耀發(fā)是在它們各自光球半徑處發(fā)生的；(3)產(chǎn)生瞬時(shí)輻射和X射線耀發(fā)的噴出物質(zhì)是同時(shí)從中心引擎里噴出的；(4)兩類物質(zhì)有不同的速度。由此可以得出，瞬時(shí)輻射和X射線耀發(fā)的時(shí)標(biāo)范圍和光球半徑的范圍，都與洛倫茲因子的分布有關(guān)。

Ruffini等人[59]發(fā)現(xiàn)，在X射線耀發(fā)的光譜中，有顯著的熱輻射的貢獻(xiàn)。Ruffini等人[60]提出，中子星在超新星噴射介質(zhì)中發(fā)生超吸積，最終坍縮成黑洞，并產(chǎn)生e+-e?等離子體。該等離子體同超新星噴射物質(zhì)一起演化到光學(xué)薄，并在光球半徑處產(chǎn)生了X射線耀發(fā)。熱輻射成分的出現(xiàn)表明，輻射物質(zhì)經(jīng)歷了從光學(xué)厚到光學(xué)薄的演化過程。

3.3 磁耗散機(jī)制

如果γ射線暴噴流是磁化的，那么，我們可以采用磁場(chǎng)耗散機(jī)制解釋X射線耀發(fā)現(xiàn)象。例如，Giannios[61]提出了一個(gè)產(chǎn)生短時(shí)標(biāo)X射線耀發(fā)的模型，即當(dāng)噴流與外部介質(zhì)相互作用時(shí)，噴流內(nèi)磁場(chǎng)發(fā)生耗散。X射線耀發(fā)的時(shí)標(biāo)與磁耗散的尺度緊密相關(guān)，磁耗散的尺度越小，X射線耀發(fā)的時(shí)標(biāo)越短。

3.4 各向異性輻射機(jī)制

γ射線暴噴流各向異性的輻射會(huì)引起X射線耀發(fā)的光變曲線的變化。Geng等人[62]提出，X射線耀發(fā)的快速衰減(α>2+β)是由于各向異性同步輻射引起的。由于磁場(chǎng)垂直于噴流運(yùn)動(dòng)方向，電子沿磁場(chǎng)作螺旋運(yùn)動(dòng)。如果電子的數(shù)量分布由電子運(yùn)動(dòng)方向與磁場(chǎng)方向的夾角決定，那么，電子的輻射就會(huì)出現(xiàn)各向異性。如果電子以小傾角沿著磁場(chǎng)螺旋運(yùn)動(dòng)，那么，我們就會(huì)看到觀測(cè)區(qū)域的邊緣要比中心明亮，因此，由于曲率效應(yīng)，X射線耀發(fā)的峰值位置要晚出現(xiàn)。他們認(rèn)為輻射面上的輻射主要集中在以視線方向?yàn)檩S的圓環(huán)上，環(huán)的寬度會(huì)隨時(shí)間變寬，而該寬度的時(shí)標(biāo)為T⊙，圓環(huán)劃過能量波動(dòng)區(qū)域的動(dòng)力學(xué)時(shí)標(biāo)為TD，因此，各項(xiàng)異性輻射的相對(duì)持續(xù)時(shí)標(biāo)為T⊙>TD[63]。噴流中能量波動(dòng)尺度一旦滿足TD

3.5 其他物理過程

還有一些物理過程，主要包括吸積驅(qū)動(dòng)噴流[64–65]、吸積盤與黑洞磁耦合[66]、磁星旋轉(zhuǎn)驅(qū)動(dòng)噴流[67]和磁場(chǎng)間歇地驅(qū)動(dòng)吸積盤[68]，這些都可以用來解釋?duì)蒙渚€暴X射線耀發(fā)現(xiàn)象。

Lazzati等人[64]模擬了γ射線暴噴流傳播的不穩(wěn)定性所產(chǎn)生的X射線耀發(fā)。噴流能量的變化會(huì)影響X射線耀發(fā)的光度及其隨時(shí)間的演化。在模擬過程中，他們?cè)O(shè)置了10°的噴流張角，并設(shè)置X射線耀發(fā)的洛倫茲因子下限為5。噴流光度按照函數(shù)L0x?5/3衰減，其中，L0是初始噴流光度，x是用于調(diào)節(jié)噴流光度的無量綱量。該過程模仿的是吸積過程中的物質(zhì)回落。他們推測(cè)，早期X射線耀發(fā)與噴流張角的增加有關(guān)，而晚期X射線耀發(fā)與噴流張角的減小有關(guān)。X射線耀發(fā)的持續(xù)時(shí)間小于X射線耀發(fā)的峰值時(shí)間。

Luo等人[66]提出，中心引擎為黑洞的低吸積率(0.001M⊙～0.1M⊙s?1)過程可能產(chǎn)生短時(shí)標(biāo)的X射線耀發(fā)。該過程涉及吸積內(nèi)盤與中心黑洞之間的磁耦合機(jī)制(magnetic coupling,MC)。磁耦合過程被極偏角限制，并且其磁場(chǎng)強(qiáng)度隨盤半徑呈冪律變化，然而該模型不能解釋長(zhǎng)時(shí)標(biāo)的X射線耀發(fā)[66]。

雙中子星并合后形成磁星。磁星附近扭曲的磁力線所貯存的磁能會(huì)轉(zhuǎn)變?yōu)檎?fù)電子等離子體，并以星風(fēng)的形式噴射出磁星表面[69–70]。星風(fēng)驅(qū)動(dòng)雙中子星并合后的噴流物質(zhì)，噴流物質(zhì)又作用在星際介質(zhì)上，最終形成不同物質(zhì)組成的層狀結(jié)構(gòu)。激波化星際介質(zhì)中的相對(duì)論電子產(chǎn)生同步輻射，而雙中子星并合后，拋出物質(zhì)的輻射是熱輻射[71]。對(duì)于X波段的流量，熱輻射先達(dá)到峰值，隨后是同步輻射達(dá)到峰值。

坍縮恒星殘留的碎片或外部介質(zhì)都是吸積驅(qū)動(dòng)的物質(zhì)來源[72]。吸積體(例如黑洞)周圍的磁場(chǎng)可以改變吸積的速率、吸積的時(shí)間以及傳輸?shù)絿娏髦械哪芰?。?dāng)吸積流體的引力與磁力平衡時(shí)，吸積過程基本停止；隨后，吸積流體前端物質(zhì)被不斷累加，引力變大，磁場(chǎng)也不斷地被擠壓變形，最終吸積被重新建立，并產(chǎn)生噴流[68]。X射線耀發(fā)就是由間斷性磁場(chǎng)調(diào)制的吸積過程產(chǎn)生的。

產(chǎn)生X射線耀發(fā)的中心天體可能是雙中子星并合后的較差旋轉(zhuǎn)的毫秒脈沖星。磁星的較差旋轉(zhuǎn)使極向磁場(chǎng)扭曲并形成環(huán)形磁場(chǎng)。隨著環(huán)形磁場(chǎng)的增強(qiáng)，磁場(chǎng)從恒星表面被拋出，磁場(chǎng)在噴流中的耗散產(chǎn)生X射線耀發(fā)[73]。磁星可以吸積周圍介質(zhì)，回落的介質(zhì)會(huì)與磁星偶極磁場(chǎng)產(chǎn)生強(qiáng)烈作用。若介質(zhì)與磁星的距離為rm，回落物質(zhì)與磁星的共轉(zhuǎn)半徑為rc，那么，在介質(zhì)回落過程中，磁星吸積介質(zhì)后能否坍縮成黑洞，取決于rc與rm的相對(duì)位置：當(dāng)rc>rm時(shí)，磁星會(huì)坍縮成黑洞；當(dāng)rc

4 觀測(cè)結(jié)果對(duì)模型限定的進(jìn)一步討論

除了采用理論模型解釋?duì)蒙渚€暴的X射線耀發(fā)，我們還可以利用X射線耀發(fā)的觀測(cè)結(jié)果限制模型參數(shù)。Jin等人[76]提出，可以采用兩種方法估算X射線耀發(fā)的洛倫茲因子：(1)假設(shè)噴流是重子主導(dǎo)的，并且噴流被熱力學(xué)壓強(qiáng)加速，那么，最終的洛倫茲因子由γ射線暴噴流的光度和X射線耀發(fā)產(chǎn)生處的火球半徑限制。用該方法可以得出洛倫茲因子的上限。(2)假設(shè)X射線耀發(fā)的快速下降是由曲率效應(yīng)導(dǎo)致的，那么，X射線耀發(fā)的流量衰減可以用函數(shù)(?T/trc)?(2+β)描述(?T是噴流從兩個(gè)殼層先后噴出的間隔時(shí)間)，且trc∝RX/(2Γ2c)。結(jié)合光變曲線可以得出，X射線耀發(fā)的洛倫茲因子分布范圍是10～1000。Yi等人[77]也根據(jù)X射線耀發(fā)的持續(xù)時(shí)間和噴流的動(dòng)力學(xué)性質(zhì)，給出了X射線耀發(fā)的洛倫茲因子的下限。Mu等人[78]利用曲率效應(yīng)研究了輻射區(qū)域與洛倫茲因子的關(guān)系。在計(jì)算流量時(shí)，涉及到多普勒效應(yīng)νobs=Γ(1+βccosθshell)νshell，其中，νobs是觀測(cè)到的光子頻率，βc=(1?1/Γ2)1/2，θshell是共動(dòng)系的運(yùn)動(dòng)方向與視線方向的夾角，νshell是共動(dòng)系中光子的頻率。多普勒效應(yīng)中包含了洛倫茲因子和緯度角(緯度角可以由衰減時(shí)間和輻射半徑替代)，因此，Mu等人[78]建立了洛倫茲因子與光度的關(guān)系。他們利用觀測(cè)到的X射線耀發(fā)光度，估算出X射線耀發(fā)的洛倫茲因子分布在17～87，X射線耀發(fā)的輻射區(qū)域范圍為1015～1016cm。此外，我們注意到，GRB 060714的5個(gè)X射線耀發(fā)很難用外激波和內(nèi)激波機(jī)制解釋[79]。GRB 170817A晚期(156 d)出現(xiàn)的X射線耀發(fā)的觀測(cè)特征可以由部分理論模型給出合理的解釋。Lin等人[65]提出，用致密天體吸積薄盤模型可以解釋GRB 170817A晚期X射線耀發(fā)的峰值光度；Piro等人[37]認(rèn)為，該X射線耀發(fā)可以由環(huán)形磁場(chǎng)的耗散產(chǎn)生；L等人[38]還提出，持續(xù)活動(dòng)的超大質(zhì)量中子星可以使GRB 170817A在晚期產(chǎn)生X射線耀發(fā)。

5 總結(jié)與展望

本文主要介紹γ射線暴X射線耀發(fā)的研究進(jìn)展，并著重介紹X射線耀發(fā)的觀測(cè)性質(zhì)以及相關(guān)理論模型。

X射線耀發(fā)具有以下主要觀測(cè)性質(zhì)：(1)快速上升和指數(shù)下降的光變結(jié)構(gòu)；(2)整個(gè)X射線耀發(fā)的光變輪廓具有不對(duì)稱性；(3)X射線耀發(fā)的持續(xù)時(shí)間與其峰值時(shí)間有線性關(guān)系；(4)X射線耀發(fā)在上升時(shí)標(biāo)內(nèi)的光譜較硬，而在下降時(shí)標(biāo)內(nèi)的光譜較軟；(5)無論是長(zhǎng)暴還是短暴，都可能出現(xiàn)X射線耀發(fā)，但是短暴中X射線耀發(fā)輻射的能量要低于長(zhǎng)暴中X射線耀發(fā)輻射的能量。

用于研究X射線耀發(fā)的理論模型主要包括火球模型、光球模型、磁耗散機(jī)制模型、幾何結(jié)構(gòu)的非各向同性輻射模型和其他物理模型。

今后對(duì)于γ射線暴X射線耀發(fā)的研究中，應(yīng)當(dāng)特別考慮觀測(cè)短暴中的X射線耀發(fā)。另外，應(yīng)當(dāng)根據(jù)γ射線暴的能譜分類建立不同的X射線耀發(fā)樣本，并進(jìn)一步比較γ射線暴的瞬時(shí)輻射與X射線耀發(fā)的區(qū)別和聯(lián)系。