X射线闪、低光度伽玛暴 及相关X射线暂现源的研究 黄 永 锋 南 京 大 学

内容提要 1. X射线闪的研究 2. 中子星-小天体碰撞的研究 3. 低光度GRB的研究

X-ray flash的发现 通常GRB的能量中，X波段只占百分之几。 但上个世纪90年代，日本的Ginga卫星就发现部分伽玛射线暴有着很软的能谱(Strohmayer et al. 1998)。 随后，荷兰-意大利的BeppoSAX卫星确认了X-射线闪的存在(Heise et al. 2001)。 1996-2001年BeppoSAX运行期间，共观测到17个XRF事例，约占其定位的伽玛射线暴总数的四分之一。 (Feroci et al. 2001) HETE-II卫星的GRB样本中,Hard GRBs, X-ray Rich GRBs, X-ray flashes约各占三分之一。 Vedrenne & Atteia, 2008

GRB 980329与XRF 971019光变曲线的对比，可以看出XRF在伽玛射线波段几乎没有辐射（Piro L. & Hurley K GRB 980329与XRF 971019光变曲线的对比，可以看出XRF在伽玛射线波段几乎没有辐射（Piro L. & Hurley K., 2012, Cambridge University Press, Eds. Kouveliotou C., Wijers R.A.M.J., Woosley S.）。

XRF 020903 z =0.251 (Soderberg et al. 2003b). HETE-II 峰值光子能量Epeak分布概率，其最可能的值是3.7keV（Sakamoto T. et al. 2004）。 z =0.251 (Soderberg et al. 2003b). HETE-II

HETE-II XRF 030723 Butler et al. 2005

HETE-2卫星小组对X-射线闪的定量定义 Hard GRBs： S[2-30]/S[30-40] < 0.3 (lg S < 0.5) X-Ray Rich GRBs：0.3 < S[2-30]/S[30-40] < 1 (XRR) X-Ray flashes： S[2-30]/S[30-40] > 1 (XRF) Sakamoto T. et al. 2004

HETE-2卫星的GRB样本。Sakamoto T. et al. 2004

不同类型GRB的性质对比 Sakamoto T. et al. 2004

不同类型GRB的性质对比 Sakamoto T. et al. 2004

不同类型GRB的性质对比 黄道坐标系中的分布 Sakamoto T. et al. 2004

XRF中测出红移的仍非常少 Lamb et al. 2005

XRF在标准烛光关系研究中有重要地位 Lamb et al. 2005

XRF的理论模型 主要有三大类可能的解释： （1）高红移伽玛暴； （2）被偏轴观测的伽玛暴； （3）脏火球伽玛暴或failed-GRB。 对很多XRF红移测量的结果表明它们的红移并不高，第一种模型作为对X-射线闪的基本模型已被排除。 关于第二和第三类模型，目前还有着激烈的争论。 基本上，这两种机制都和伽玛射线暴的本质有着密切的联系。对X-射线闪开展研究，有助于深入了解伽玛射线暴的爆发机制、前身星特征、宇宙恒星形成历史以及超新星爆发过程等等。

构建GRB统一模型的不同尝试 Lamb et al. 2005 Rossi et al. astro-ph/0401124 The power-law universal jet model The variable jet opening angle model Rossi et al. astro-ph/0401124 Lamb et al. 2005

我们关于XRF 030723的两成分喷流模型 Huang, et al. 2004, ApJ，605， 300

EP卫星对XRF研究的可能贡献

EP卫星对XRF研究的可能贡献 XRF是EP的极佳观测对象：卫星波段0.5 - 4 keV，对XRF有高度的敏感性。 综合HETE-2和Swift的结果，预计每年全天空发生XRF约120次。EP视场60ox60o，约覆盖全天十分之一，其每轨道有效观测时间比例约0.57，预计每年可以探测到约7次。 另外，XRR在EP卫星的工作波段内也会有很强的辐射，估计每年还可以探测3到5次XRR。 综合起来，预计EP卫星每年可以观测到约10次XRR和XRF，将大幅增加此类样本的数目。

内容提要 1. X射线闪的研究 2. 中子星-小天体碰撞的研究 3. 低光度GRB的研究

30 years timing history of PSR B1930+22 Espinoza et al. 2011

Espinoza et al. 2011

Glitches of 2 Magnetars Dib et al. 2008

Explanations for glitches The origin is still debated: Superfluidity: interaction of quantized neutron vortex lines with the neutron-rich nuclear clusters in the inner crust (Negele & Vautherin 1973; Pizzochero 2011) Crust-cracking events (Ruderman et al. 1998) ?

The Magnetar 1E2259+586 P=6.979 s ( = 0.143 Hz) d = 4+/-0.8 kpc A few history glitches observed

History glitches: 9 years overview 2002 glitch Possible micro anti-glitch? Icdem et al. 2012

An anti-glitch in April 2012 Archibald et al. 2013, Nat.

A hard X-ray burst: Exb=1.1e38 erg (36ms, Fermi/GBM,10-1000keV) An X-ray afterglow: Ex=2.1e41 erg (2-10 keV, Fx ~ t-0.38) Pulse profile: changed Foley et al. 2012 Model 1: + x2=45.4/44 Archibald et al. 2013, Nat.

Possible models for anti-glitches Internal mechanisms Internal superfluid spins slower than the crust? (Thompson et al. 2000) External mechanisms Strong outflows (Tong 2013) Sudden twisting of magnetic fields (Lyutikov 2013) Accretion disk of retrograde matter (Katz 2013; Ouyed et al. 2013) Cannot explain the rarity or Not a sudden glitch, cannot explain the outburst.

Our model: collision of a solid body with the magnetar Huang & Geng, 2013, submitted (arXiv:1310.3324)

Our model: collision of a solid body with the magnetar Huang & Geng, 2013, submitted (arXiv:1310.3324)

Our model: collision process broken up distance: Collision duration: (Colgate & Petschek 1981) Huang & Geng, 2013, submitted (arXiv:1310.3324)

Consistency with observations Association with an outburst Duration of the outburst (36ms) Energy release in the afterglow (2.1e41 erg) Amplitude of the anti-glitch ( ) Huang & Geng, 2013, submitted (arXiv:1310.3324)

Discussion: more collision events are possible Tremaine & Zytkow 1986 The capture radius could be as large as: 20Rns --- 80 Rns

Collision possibility Asteroids disturbed by other planets? Oort-like cloud objects scatterd toward the NS? Collision of planets, generating small bodies? Neutron star escaping its original planet system? …… Collision rate: 1 per 5,000 --- 3e7 years for a single NS. (Mitrofanov & Sadgeev 1990)

Collision-induced glitches/anti-glitches Collision can produce either glitches or anti-glitches They can be either radiatively active or inactive Unlikely show any periodicity for a single NS More likely happen in young pulsars than old ones May have already been observed previously A new method to probe the capture events of neutron stars.

监测碰撞可能产生的hard X-ray bursts 监测X射线脉冲星的glitch/anti-glitch现象 EP卫星对中子星－小天体碰撞现象研究的可能贡献 监测碰撞可能产生的hard X-ray bursts 监测X射线脉冲星的glitch/anti-glitch现象

低光度伽玛暴的研究 低光度暴：各向同性光度显著低于典型暴。 低光度暴约为1046－1048 erg/s（典型暴1051－1053 erg/s） 可能具有高爆发率:~300 Gpc-3 yr-1（普通暴的爆发率~1 Gpc-3 yr-1）（Liang et al. 2007） 可能具有大喷流张角

低光度伽玛暴的重要科学问题 低光度暴的起源未知。 低光度暴常与超新星成协？目前在6个探测到与超新星成协伽玛暴中，有4个为低光度暴 低光度暴的引力波辐射、高能中微子辐射、宇宙线辐射等均是重要课题。

EP对低光度暴的研究能力 目前只有6个低光度暴被观测到。 导致如此低的探测效率可能原因主要是目前的伽玛暴探测卫星一般是工作在20-300 KeV能段，而这类暴的峰值光子能量主要在几个keV能段。 因此，具有在几个KeV能段触发能力的宽视场EP探测器有望显著提高低光度暴的观测能力。 按照Liang et al. (2007)的的光度函数和聚束因子fb=14， 假设EP的阈值为5.6×10-11 erg.cm-2.s-1（100秒积分灵敏度）, 那么EP每年将能探测到约7个低光度暴。这样的探测效率比目前的伽玛暴卫星探测效率高大约一个数量级。

Thank You! 小 结 1.EP卫星预计每年可观测到约10次XRF和XRR 小 结 1.EP卫星预计每年可观测到约10次XRF和XRR 2.EP卫星可有效监测中子星-小天体碰撞现象及相伴的glitch事件 3.EP卫星预计每年可观测到7个低光度暴 4.如果能增加伽玛射线探测器，EP卫星的功能将全面增强 Thank You!