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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 ，北京
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Swift XRT指标 XTP XTP有效探测面积 比Swift/XRT高近2个量级！
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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
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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
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超长伽玛暴样本 GRB A（Swift ） 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:
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超长伽玛暴 GRB A （1）超长伽玛暴GRB A 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: ）。 （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）
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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
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伽玛暴光学microflares - 已有人开始研究
3个微耀发 Swenson, et al., 2013, arXiv:
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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:
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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
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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
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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)
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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)
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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：
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2类偏振统计模型 (1) SO：synchrotron with ordered B-field (2) SR：synchrotron with random B-field SO SR
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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
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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
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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
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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）
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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（ keV）发现有X射线耀发。被证认出的X射线耀发共计316个。
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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；
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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。
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X射线耀发（X-ray flares）模拟样本
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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。
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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
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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
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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):
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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；
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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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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
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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 ： 最长的X余辉 Grupe, Burrows, Wu, et al., 2010, ApJ
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