伽玛射线暴

BATSE實驗所探測到的所有伽瑪射線暴來源方向。爆發源的分佈具有各向同性，並不集中於銀河系平面（圖的中間橫線）。

1963年，包括美國和蘇聯在內的多國簽署《部分禁止核試驗條約》，但美國懷疑蘇聯仍然在秘密進行核試驗。因此，美國發射了一系列名為帆船號衛星的太空伽瑪射線探測器，目的是監測在太空進行的核試驗所發出的伽瑪射線。[12]世界協調時1967年7月2日14時19分，帆船3號和4號衛星探測到了一次伽瑪射線閃光，但它卻和所有已知的核爆特徵截然不同。[13]洛斯阿拉莫斯國家實驗室由雷·克勒貝薩德爾為首的負責團隊對此並沒有合理的解釋，但也並不認為這是一次緊急事件，因此把數據暫時放在一邊，有待進一步調查。接下來美國又接連發射了更多的帆船號衛星，器材也有所改進，但克勒貝薩德爾的團隊仍然探測到一次又一次的神秘伽瑪射線暴。團隊在多個衛星的數據中比較探測到閃光的確切時間，以此推算出16次爆發的大約來源方向，[13]並完全排除了爆發來自於地球或太陽的可能性。探測數據並沒有被列為機密。[14]在詳細分析之後，1973年，克勒貝薩德爾等科學家在《天文物理期刊》上發表了〈來自宇宙的伽瑪射線暴之觀測〉一文。[10]

早期針對伽瑪射線暴的猜想大多都把來源定在銀河系以內。從1991年起，康普頓伽瑪射線天文台（CGRO）所承載的爆發與暫現源探測儀（BATSE）記錄了上千次伽瑪射線暴，發現這些爆發事件來自於宇宙各個方向，而並不集中於任何一個方向，亦即爆發源的分佈具有各向同性。[15]假如爆發源來自於銀河系內，那麼其分佈會集中於銀河系平面附近。科學家以此推斷，伽瑪射線暴一定來自於銀河系以外。[16][17][18][19]然而，有些主張爆發來自於銀河系內的模型仍然可以解釋各向同性的分佈。[16][20]

2018年10月，天文學家宣佈，2017年發生的伽瑪射線暴GRB 150101B和引力波事件GW170817很可能都是兩顆中子星碰撞所產生的。這兩件事件在伽瑪射線、可見光和X光特徵，乃至其所在星系的特性都有十分相似之處。因此，中子星碰撞事件所引發的千新星可能比科學界最初所預計的更為常見。[21][22][23][24]

2019年爆發的GRB 190114C釋放出的伽瑪射線能量高達1 TeV（一萬億電子伏特），是人類探測到能量最高的伽瑪射線暴。[25]2021年，科學家探測到來自銀河系能量為1.4 PeV的伽瑪輻射，比最高能伽瑪射線暴再高出一千倍左右，但它並不屬於伽瑪射線暴。[26]

餘輝

意大利和荷蘭合建的BeppoSAX衛星在1996年4月升空，它能夠準確測量伽瑪射線暴的來源方向，有助天文學家作後續觀測並判斷來源天體。

有多個解釋伽瑪射線暴原理的模型都預測，在最初伽瑪射線閃光過後，爆炸產生的噴發物與星際物質高速碰撞，會產生波長較長、逐漸減弱的「餘輝」。[31]最初探測並不成功，因為在爆發被發現後，很難即刻用其他波長觀測爆發的準確方向。1997年2月，BeppoSAX衛星探測到GRB 970228事件[nb 2]。它緊接著將X光相機對向爆發來源的方向，成功探測到了X光餘輝。威廉·赫歇耳望遠鏡也在原爆發的20小時之後，探測到了逐漸變暗的可見光餘輝。[32]伽瑪射線暴完全消熄之後，天文學家對可見光餘輝的準確來源方向進行深空拍攝，發現一個暗淡而遙遠的星系。[33][34]

由於該星系的光度太暗，因此天文學家在接下來的幾年間都未能測量出其距離。同年，BeppoSAX衛星又測得新的事件GRB 970508。天文學家在僅僅4小時以內就算出它的方向，因而可以更早地開始進行針對性觀測。從爆發源吸收光譜所得出的紅移值為z = 0.835，相等於距離地球60億光年。[35]科學家首次得出伽瑪射線暴的準確距離，並找到了爆發來源——一個極遙遠的星系。[33][36]這一發現在天文學界引發了爭論，但爭論在接下來的幾個月內逐漸溫和了下來。翌年，GRB 980425發生後不到一天又發生了超新星SN 1998bw，而且兩者的來源位置相同。科學家從而發現，伽瑪射線暴是和大質量恆星的爆炸息息相關的。[37]

美國太空總署尼爾·格雷爾斯雨燕天文台，2004年11月升空

雖然康普頓伽瑪射線天文台和BeppoSAX衛星分別在2000年和2002年退役，但天文學界此時對伽瑪射線暴這一新興領域興致勃勃，研發出一系列專門針對伽瑪射線暴的探測儀器，特別用於觀測緊隨著爆發所發生的後續事件。高能暫現源探測儀（HETE-2）在2000年升空，2006年退役，這段時間內大部分伽瑪射線暴都是由它發現的。[38]2004年升空的尼爾·格雷爾斯雨燕天文台（Swift）截至2022年仍在服役，是最成功的太空觀測實驗之一。[39][40]Swift搭載了一部敏感度極高的伽瑪射線探測器以及X光和可見光望遠鏡，這些儀器均可以自動快速轉向，充分捕捉爆發後的餘輝。2008年升空的費米伽瑪射線太空望遠鏡（簡稱費米）在一年內能夠探測到數百次爆發，其中光度和能量極高的爆發可以用它搭載的大面積望遠鏡觀測。科學家還對不少地面上的可見光望遠鏡做了升級，為它們安裝了能夠快速響應伽瑪射線暴坐標網絡訊息的機械控制軟件。在收到伽瑪射線暴發生的訊息之後，這些望遠鏡可以在幾秒鐘以內轉向爆發源的方向，甚至在伽瑪射線仍未熄滅之前就開始進行觀測。[41][42]

自從2000年代以來，天文學家對伽瑪射線暴有了更深入的了解。第一是意識到短伽瑪射線爆發現象很可能和超新星無關，而是中子星碰撞合併所致。第二是發現大部分伽瑪射線暴之後會有X光不穩定閃爍的現象，持續幾分鐘。第三是發現宇宙中最亮的天體（GRB 080319B）和當時已知最遙遠的天體（GRB 090423）。[43][44]

伽瑪射線暴的光變曲線

伽瑪射線暴的光變曲線種類繁多，[45]而且每一次爆發的光變曲線都是獨一無二的。[46]爆發時長短至數毫秒，長至數十分鐘。曲線可以有一個高峰，也可以由多個小脈衝所組成。有的脈衝形狀對稱，有的則上坡快，下坡慢。有的爆發事件之前會出現伽瑪射線暴前體，也就是先發生一次弱爆發，接著幾秒鐘至幾分鐘內毫無動靜，然後在發生真正的強烈伽瑪射線暴。[47]有些光變曲線曲折複雜，似乎毫無規律可言。[30]

儘管科學家能夠利用某些簡化的模型推導出大約類似的光變曲線，[48]但在曲線為何如此複雜多變的問題上卻沒有太大的進展。科學家提出了不少分類法，但這些分類規則往往只看光變曲線的表面化特徵，而不看爆發來源天體的確切性質。不過，伽瑪射線暴的爆發時長[nb 3]分佈呈雙峰特徵，意味著存在兩大類爆發：一類為平均0.3秒長的短爆發，另一類為平均30秒長的長爆發。[49]分佈的兩個峰很寬，中間有一大片重疊的區域，在這片區域內的爆發很難判斷屬於長或短類。更進一步的分類法還會考慮爆發時長以外的觀測或理論因素。[50][51][52][53]

短伽瑪射線暴

哈勃太空望遠鏡拍攝的千新星爆發餘輝。[54]

ALMA拍攝的GRB 211106A，這是科學家首次拍到短伽瑪射線暴的毫米波長餘輝。[55][56][57]

短伽瑪射線暴指的是持續時間不到2秒的伽瑪射線暴。此類爆發佔所有爆發的三成左右。2005年以前，科學家從未觀測到來自短爆發的餘輝，因此對此類爆發的來源所知甚少。[58]自此，科學家已觀測到數十次短爆發的餘輝，並判斷出其確切方向。他們發現，有的短爆發來自於恆星形成較少或不形成恆星的區域，例如大型橢圓星系和大型星系團的中心區域，[59][60][61][62]意味著短爆發和大質量恆星無關。另外，短爆發與超新星也沒有關聯，因此短爆發和長爆發是兩種背後原理不同的現象。[63]

科學家最初推測，短爆發是兩顆中子星相互碰撞[64]或一顆中子星與一個黑洞相撞的結果。此類碰撞所產生的爆發星體稱為千新星。[65]天文學家在GRB 130603B爆發期間也觀測到了一顆有所關聯千新星。[66][67][68]由於狹義相對論訊息不可超越光速傳遞的原理，短爆發之短又意味著爆發源天體的體型必定是小的。爆發時長為0.2秒，即爆發源的直徑不超過0.2光秒（約6萬公里，地球直徑之四倍）。中子星在2秒以內落入黑洞並發出伽瑪射線之後，其環繞黑洞公轉的剩餘物質（將不再是中子物質）將在數分鐘至數小時內逐漸墮入黑洞，並發出X光。這能夠解釋天文學家所觀測到的X光餘輝。[58]

一部分短伽瑪射線暴可能來自鄰近星系中的軟伽瑪射線重複爆發源的大型耀斑。[69][70]

2017年，科學家探測到重力波事件GW170817，並且在僅僅1.7秒之後又探測到短伽瑪射線暴GRB 170817A。在詳細分析後，科學家確定此次事件來自兩顆中子星碰撞所產生的千新星。[6][64]

恆星生成區發生伽瑪射線暴的藝術示意圖。爆炸產生的能量形成兩條狹窄的射束，向相反方向射出。

雖然伽瑪射線暴源都極其遙遠，但它從地球上觀測卻光度很高。一般長伽瑪射線暴的全波段絕對星等和銀河系內一顆較亮的恆星相當，儘管前者有數十億光年之遙，而後者（大部分肉眼可見恆星）只有幾十光年左右的距離。大部分能量以伽瑪射線的形式釋放，某些伽瑪射線暴也會伴隨著光度很高的可見光爆發。例如，GRB 080319B離地球75億光年，但伴隨它的可見光爆發視星等為5.8，[80]相當於肉眼可見的最暗的恆星。這意味著，產生伽瑪射線暴的都是能量極高的現象。假設伽瑪射線暴源以球對稱的形式爆發，那麼GRB 080319B所釋放的能量就約等於太陽的質量，即通過質能等價關係把整個太陽的質量都轉化為輻射。[43]

伽瑪射線暴是高度聚焦的爆炸事件，大部分爆炸能量都集中於准直光束中，形成狹窄的噴流。[81][82]噴流的角寬可以從餘輝光變曲線的全波段「噴流驟停」時間直接估算出來，即當噴流無法再支持相對論性光束以致原本緩慢變暗的餘輝驟然變暗的時間。[83][84]觀測指出，不同爆發的噴流角寬有較大的差異，從2度至20度不等。[85]

由於爆發的能量是高度聚焦的，因此絕大部分爆發事件的光束都不朝向地球，也探測不到。當爆發光束正好朝向地球時，探測到的光度會比球對稱的爆炸高得多。考慮到這一聚焦效應，一般伽瑪射線暴所釋放的能量大約為10⁴⁴ J，約等價於太陽質量的二千分之一，[85]但仍比地球的質量（5.5 × 10⁴¹ J）高許多倍。這和Ib和Ic超新星所釋放的能量相近，亦符合理論模型。科學家曾觀測到幾個距離較近的伽瑪射線暴和高光度超新星同時爆發的現象。[37]從近距離Ic超新星光譜中的高度不對稱性[86]，以及通過在爆發一段時間以後噴流早已減速時做射電觀測[87]，可得到伽瑪射線暴高度聚焦的進一步證據。

相比長伽瑪射線暴來說，短伽瑪射線暴離地球較近，光度較低。[88]此類爆發的聚焦程度還沒有被準確測量過，不過有科學家認為，短爆發的准直性比長爆發低，[89]甚至是完全發散的。[90]

沃爾夫–拉葉星WR 124及其周圍的星雲，由哈勃太空望遠鏡攝。沃爾夫–拉葉星很可能是長伽瑪射線暴的前身天體。

大部分伽瑪射線暴源離地球遙遠，因此很難判斷是哪一種天體發生爆發的。某些長伽瑪射線暴和超新星相關，其來源星系也是活躍的恆星生成區，這都意味著長伽瑪射線暴與大質量恆星密切相關。最廣為接受的坍縮星模型主張，當質量極大、金屬量低、高速自轉的恆星在演化生命晚期，星核坍縮成為黑洞時，會發生長伽瑪射線暴。[91]星核附近的物質往中心下降，形成漩渦狀的高密度吸積盤，並沿旋轉軸噴出兩束相反的相對論性噴流，噴流衝破恆星外層，輻射出伽瑪射線。也有其他模型主張恆星坍縮形成的是磁星而不是黑洞，其餘生成過程基本不變。[92][93]

在銀河系裡，沃爾夫–拉葉星和此類恆星最為相似。沃爾夫–拉葉星溫度極高、質量極高，其氫外層幾乎已散失殆盡。從這一角度來看，海山二、阿佩普、WR 104都有在未來發生伽瑪射線暴的可能性。[94]不過，科學家不能確定銀河系恆星是否具備發生伽瑪射線暴的所有必要特徵。[95]

大質量恆星並不能解釋所有的伽瑪射線暴事件。有證據顯示，某些短伽瑪射線暴是在非恆星生成區或不含大質量恆星的區域發生，例如橢圓星系和銀暈。[88]科學家認為，短伽瑪射線暴最為可能是雙中子星系統合併的結果。兩顆相互公轉的中子星因釋放引力波而喪失能量並逐漸靠近，[96][97]直至被潮汐力突然撕裂，兩者碰撞後形成一顆黑洞。物質向剛形成的黑洞墮落並形成吸積盤，同時釋放出巨大的能量，這一階段和坍縮星模型相似。其他還有林林總總解釋短伽瑪射線暴的模型，包括：中子星和黑洞合併，吸積盤引發中子星坍縮，原初黑洞蒸發，引力坍縮過程中的物質在黑洞事件視界外徹底瓦解成伽瑪射線，等等。[98][99][100][101][102]

伽瑪射線暴是如何把巨大的能量轉換為電磁輻射，直至2010年還沒有科學共識。[107]要成功解釋伽瑪射線暴，提出的模型必須用物理過程解釋，天文觀測到的各種光變曲線、光譜及其他特徵是如何產生的。[108]尤其難以解釋的是，某些爆發事件似乎有著非常高的能量轉換效率，爆炸能量轉換為伽瑪射線的比率可高達一半以上。[109]對伴隨著GRB 990123和GRB 080319B的可見光爆發的觀測表明，[80][110]某些爆發的物理過程可能以逆康普頓散射為主。這一模型主張，原先存在的低能光子被爆炸中的相對論性電子散射，突然獲得巨大的能量，成為伽瑪射線。[111]

相對來說，科學家對伽瑪射線暴後的長波長餘輝（從X光至射電波）有更好的了解。沒有即時轉化為輻射的爆炸能量，就會以高速物質的形式存在，以接近光速的速度向外噴出，並與周邊的星際物質碰撞，所產生的相對論性衝擊波繼續向星際空間進發。反彈回來的二次衝擊波有可能再次進入向外進發的物質。衝擊波內能量極高的電子在磁場的作用下加速，發出橫跨大部分電磁波譜的同步輻射。[112][113]這一模型能夠成功解釋餘輝在長時間後（爆炸後幾個小時至幾天）的特徵，但它未能解釋伽瑪射線暴後短時間內的許多餘輝特徵。[114]

格林威治標準時間2015年10月27日22時40分，雨燕天文台累計發現了1000次伽瑪射線暴。[115]

伽瑪射線暴對生命有害，甚至有摧毀性的破壞力。地球位於銀河系的外圍，而在整個宇宙當中，適合生命繁衍的環境也正正是大星系外圍密度較低的區域。從各類型星系的分佈可以推算出，只有約10%的星系可以繁衍生命。而且，z大於0.5的高紅移星系會高頻率發生伽瑪射線暴，恆星也過於密集，因此不宜生命。[116][117]

至今科學家觀測到的伽瑪射線暴都源自銀河系以外極其遙遠的地方，對地球沒有任何威脅。不過，假如在銀河系內離地球5千至8千光年處發生一次伽瑪射線暴，[118]而且它所產生的高能噴流正指向地球，那麼它就會對地球上的生態造成破壞，甚至有毀滅性的作用。目前所有衛星在宇宙中所觀測到的伽瑪射線暴總和頻率為每天一次。截止2014年3月，最接近地球的伽瑪射線暴為GRB 980425，距離為4千萬秒差距（即1億3千萬光年，紅移z = 0.0085），[119]，源於一個SBc型矮星系。[120]GRB 980425所釋放的能量遠遠低於平均，它和Ib型超新星SN 1998bw相關。[121]

估算伽瑪射線暴的確切發生頻率並不容易。在一個銀河系大小的星系裡，長伽瑪射線暴的發生頻率估計為一萬年一次到一百萬年一次，[122]其中只有很小一部分的爆發會指向地球。因為科學家還不了解此類爆發的聚焦程度，所以短伽瑪射線暴的發生頻率就更是一個未知數，但應該和長伽瑪射線暴相近。[123]

由於伽瑪射線暴只會沿方向相反的兩束噴流發出能量，因此只有在噴流方向的天體才會受到高能伽瑪射線的放射。[124]

雖然在地球附近發生直指地球的摧毀性伽瑪射線暴目前只是一個理論可能，但可以肯定的是，銀河系內其它高能量現象已經對地球的大氣有所影響。[125]

由恆星坍縮引發的短伽瑪射線暴臆想圖。[132]

科學家從未觀測到來自地球所處的銀河系以內的伽瑪射線暴。[133]銀河系內在過去是否發生過爆發，也是一個未解之謎。隨著科學界對伽瑪射線暴及其前身天體的了解不斷提升，人們也逐一記下可能在過去發生過或在將來會發生爆發的各個系內天體。如今觀測到的長伽瑪射線暴都和超高光度超新星（又稱極超新星）相關，而大部分高光度藍變星和高速自轉的沃爾夫–拉葉星都被認為會以星核坍縮超新星的形式死亡，並伴隨長伽瑪射線暴。需要謹慎的是，科學家目前對伽瑪射線暴的了解全部來自宇宙歷史長河中較早期的星系，而此類星系的金屬量很低，很難把其中恆星的演化過程直接套用於銀河系這類金屬量較高的後期星系。[134][135][136]

1. 例外的是1979年3月5日爆發的GRB 790305b。此次光度極高的閃光過後，天文學家成功地追尋到它的來源——大麥哲倫星系內的超新星遺骸N49。今天科學家認為此次事件是一次磁星大型耀發，其實更像軟伽瑪射線重複爆發源，而不是「真正」的伽瑪射線暴。
2. 伽瑪射線暴的命名方式如下：GRB是伽瑪射線暴的縮寫，其後是各兩位數的年、月、日，再接著是以字母代表當天發現的伽瑪射線暴順序，A為當天首個，B為當天第二個，如此類推。2010年之前發生的伽瑪射線暴只有在當天探測到多於一次爆發事件時，才會附上字母順序。
3. 爆發時長一般以T90定義，即爆發源釋放能量總值的90%所需的時間。天文學家發現，有些原以為是短爆發的伽瑪射線暴，其發生後還會出現一次更長的爆發。如果把後者納入到光變曲線之內，所得的T90值就會延長至幾分鐘。

• Vedrenne, G.; Atteia, J.-L. . Springer. 2009. ISBN 978-3-540-39085-5.
• Chryssa Kouveliotou; Stanford E. Woosley; Ralph A. M. J. (编). . Cambridge: Cambridge University Press. 2012. ISBN 978-0-521-66209-3.
• Bing Zhang. . Cambridge: Cambridge University Press. 2018. ISBN 9781139226530.

维基共享资源上的相关多媒体资源：伽玛射线暴

伽瑪射線暴探測任務

• 尼爾·格雷爾斯雨燕天文台:
  • 美國太空總署雨燕天文台官網首頁
  • 英國雨燕科學數據中心 （页面存档备份，存于）
  • 賓夕法尼亞州立大學雨燕任務操作中心 （页面存档备份，存于）
• 高能暫現源探測儀HETE-2 （页面存档备份，存于）
• 國際伽瑪射線天體物理實驗室INTEGRAL （页面存档备份，存于）（維基百科條目）
• 爆發與暫現源探測儀BATSE
• 費米伽瑪射線太空望遠鏡 （页面存档备份，存于）（維基百科條目）
• 伽瑪射線輕型探測器AGILE （页面存档备份，存于）（維基百科條目）
• 高能X光巡天望遠鏡EXIST （页面存档备份，存于）
• 美國太空總署的伽瑪射線暴目錄 （页面存档备份，存于）

伽瑪射線暴事後追蹤任務

• 伽瑪射線暴座標網絡GCN （页面存档备份，存于）
• 爆發觀測與可見光暫現源探測系統BOOTES （页面存档备份，存于）（維基百科條目)
• 伽瑪射線暴可見光及近紅外線探測器GROND （页面存档备份，存于）
• 卡茨曼自動成像望遠鏡KAIT（維基百科條目)
• 可移動望遠鏡機械人系統MASTER （页面存档备份，存于）
• 機械人可見光暫現源搜尋實驗ROTSE （页面存档备份，存于）