课题主要成员： 戴子高、袁峰、梁恩维、吴雪峰 参与人员：门云鹏 2013.11.14，北京 XTP科学目标模拟分析进展研讨会 宇宙极端爆发物理规律 -伽玛暴X 射线辐射 课题主要成员： 戴子高、袁峰、梁恩维、吴雪峰 参与人员：门云鹏 2013.11.14，北京

Swift XRT指标 XTP XTP有效探测面积 比Swift/XRT高近2个量级！

报告内容 科学问题一：伽玛暴中心引擎活动时标 科学问题二：伽玛暴辐射区域的磁场位型 科学问题三：伽玛暴喷流结构

报告内容 科学问题一：伽玛暴中心引擎活动时标 科学问题二：伽玛暴辐射区域的磁场位型 科学问题三：伽玛暴喷流结构

超长伽玛暴样本 GRB 110328A（Swift 1644+57） 目前的解释被认为是一颗较大质量（10^5 – 10^6太阳质量）黑洞潮汐瓦解一颗恒星并吸积恒星物质产生喷流（Burrows et al. 2011, Nature, 476, 421）。 Levan et al., 2013, arXiv: 1302.2352

超长伽玛暴 GRB 121027A （1）超长伽玛暴GRB 121027A X射线辐射时标可以展示伽玛暴中心引擎的最大活动时标（Peng, et al., 2013, arXiv: 1302.4876）。 （2）超长暴X射线辐射的观测（时间演化与偏振大小），可以研究伽玛暴中心引擎的机制和具体过程（物质回落吸积、中微子湮灭还是Blandford-Znajek机制）以及限制伽玛暴的前身星（Wu, Hou & Lei, 2013, ApJ, 767, L36）

GRB 070110 大探测面积、高时间分辨X望远镜可能对伽玛暴早期microflares从“本底”分辨出来 进一步揭示伽玛暴中心能源各种尺度的活动时表和能量 GRB 070110

伽玛暴光学microflares - 已有人开始研究 3个微耀发 Swenson, et al., 2013, arXiv:1303.0286

伽玛暴光学microflares - 已有人开始研究 耀发与背景的流量比分布 Swenson, et al., 2013, arXiv:1303.0286

报告内容 科学问题一：伽玛暴中心引擎活动时标 科学问题二：伽玛暴辐射区域的磁场位型 科学问题三：伽玛暴喷流结构

磁场位型：中心带出的有序磁场 磁场随半径降低 （极向或环向，R-1或R-2） Moll 2009

磁场位型：激波放大的无序磁场 两个相对运动的束流在起伏的种子磁场中电荷分离， 各自形成电流，从而放大磁场 相对论二流Weibel不稳定放大磁场 电子饱和放大 离子饱和放大 两个相对运动的束流在起伏的种子磁场中电荷分离， 各自形成电流，从而放大磁场 Medvedev, Loeb (1999)

磁场位型：激波放大的无序磁场 相对论激波磁场放大的模拟 Frederiksen et al. (2004)

点偏振 不规则磁场分解： B║：平行激波运动方向； B┴：垂直激波运动方向； 磁场各向异性参数： 点源的线偏振度：

2类偏振统计模型 (1) SO：synchrotron with ordered B-field (2) SR：synchrotron with random B-field SO SR

伽玛暴偏振样本模拟 （参考Toma et al. 2009, ApJ） 伽玛暴爆发率（红移分布/抽样）： 伽玛暴喷流张角分布： 伽玛暴喷流能量基本为常数： 伽玛暴观测角分布： p(θv) dθv =sin θv dθv 5. 伽玛暴辐射能谱-Band Function

左：我们的模拟； 右：Toma et al. 2009, ApJ 伽玛暴偏振样本模拟比较 左：我们的模拟； 右：Toma et al. 2009, ApJ

左：我们的模拟； 右：Toma et al. 2009, ApJ 伽玛暴偏振样本模拟比较 左：我们的模拟； 右：Toma et al. 2009, ApJ

偏振样本模拟 （参考Toma et al. 2009, ApJ） 伽玛暴爆发率（红移分布/抽样）： 伽玛暴喷流张角分布： 伽玛暴观测角分布： p(θv) dθv =sin θv dθv 其他相关性： Ep – Lp, γ – Lp (伽玛暴、X射线耀发) tb – Lb (X射线平台) 等等 模拟产生与 观测一致的 研究样本 （如X耀发、 X平台）

I、伽玛暴主暴结束后随后的X射线耀发（X-ray flares） Burrows et al., 2005, Science, 309, 1833 （1）绝大部分伽玛暴都有X射线辐射，其中相当一部分存在X射线耀发现象。 （2）自Swift卫星发射以来一直到2011年7月底，所探测到的伽玛暴中有133个被XRT（0.2-10 keV）发现有X射线耀发。被证认出的X射线耀发共计316个。

X射线耀发（X-ray flares）观测样本 耀发的峰值流强在1e-9 erg/cm^2左右； 耀发的峰值时间在300秒，也有少部分是1万秒以上；

X射线耀发（X-ray flares）观测样本 预估X耀发总流量（Fp*Tp）集中在1e-6.5 erg/cm^2。

X射线耀发（X-ray flares）模拟样本

XTP对X射线耀发偏振样本模拟 最小可探测偏振度： 1 mCrab = 2.4e-11 erg/cm^2/s，定义在2-10keV能段的光子能流。 若辐射源2-10 keV流量为1 mCrab且连续观测时间10^6 s，即光子时间积分流量2.4e-5 erg/cm^2, XTP偏振灵敏度（MDP, minimum detectable polarization）约为0.5%。 偏振探测灵敏度反比于时间积分流量的负0.5次方。 积分流量2.4e-7 erg/cm^2（例如，2-10 keV流量为1 mCrab且连续观测时间10^4 s）可探测的偏振度约为5%； 积分流量1e-8 erg/cm^2可探测的偏振度约为25%。因此，可以预期有相当一部分的X射线耀发都能被XTP进行偏振观测。

II、伽玛暴主暴结束后随后的X射线平台相 （shallow decay） 物质为主能量注入？ 磁场为主能量注入？ 磁耗散过程？ Cusumano et al., 2006, ApJ, 639, 316 Troja et al., 2007, ApJ, 665, 599

平台相“Poynting能量注入”模型 正向激波能量: Ek,iso ∝ t1-q, 注入光度 (Dai & Lu 1998): Poynting flux 无能量注入光变曲线 毫秒磁星 或 快转黑洞 注入结束 正向激波 正向激波能量: Ek,iso ∝ t1-q, Poynting flux see Zhang et al., 2006, ApJ Nousek et al., 2006, ApJ B-field

平台相“物质为主能量注入”模型 无能量注入光变曲线 注入结束 正向激波 洛仑兹分布(Rees & Meszaros 1992):

X射线平台相观测样本 （1） 平台相一般X射线能流为1e-11 erg/cm^2/s； （2） 持续时标达1000s – 100ks，多数在1万秒左右；

X射线平台相观测样本 （3） 平均总流量达1e-7 erg/cm^2。 预期有一些特别明亮的X射线平台相能被XTP进行偏振观测， 偏振灵敏度可达10%左右。

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自1997年以来，特别是2004年Swift卫星上天之后，约90%观测到伽玛暴X余辉; 受X射线探测器灵敏度影响，大多数晚期X余辉未探测到，仅一小部分探测到 晚期喷流拐折； (3) 后期X辐射能谱及其演化 GRB 060729： 最长的X余辉 Grupe, Burrows, Wu, et al., 2010, ApJ