】【science andrew macfadyen 文 shea 譯】大約每天一次，來自宇宙深處的爆發就會使得地球浸浴在低能γ射綫中。γ射綫暴（以下簡稱γ暴）於60年代末首次被軍用衛星發現，是宇宙中最明亮的爆發。長時間γ射綫暴（以下簡稱長暴）被認為是大質量恆星死亡的標志，同時也標志着黑洞或者中子星的誕生。在2003年3月29日出現的長暴退去之後顯現出的超新星sn2003dh證實了這一觀點。
γ暴是大約100kev的非熱γ射綫在短時間內的閃現。大約2/3的γ暴的平均持續時間為35秒。這些長暴與短暴比起來有着比較軟的譜。同時它們也有着毫秒量級的光變時標，以及幾秒鐘的減弱和再次增亮，更有甚者可以持續長達2000秒。如果γ暴具有快速的光變（微秒量級）和極大的能量（大約1052爾格）的話，那麽它極有可能是一個恆星質量的緻密天體所觸發的γ暴。
1966年，科爾加特（colgate）曾預言，超新星爆發的激波産生了γ暴。現在看來他的模型是錯誤的，但是γ暴確實與大質量恆星的死亡有關。不過這些恆星並不像通常那樣爆發，它們會形成不對稱的噴流。這些相對論噴流造成了我們觀測到非熱譜和快速的光變。長暴中噴流的動能大約是超新星的10倍。一個關鍵問題是，在γ暴中為什麽如此多的能量卻集中在如此少的物質（大約10-5個太陽質量）中，而不像超新星那樣集中在幾個太陽質量的物質中。在γ暴和超新星中，更多的能量（1053爾格）以中微子和引力波的形式被釋放。能量在光子（從γ射綫到射電輻射）、中微子和引力波之間分配的具體過程將是我們充分瞭解長暴的關鍵。
可觀測到的長暴大約每個星係每1千萬年發生1次。但是x射綫觀測顯示γ暴呈現出束流的形態，因此我們看到的僅僅是那些噴流指嚮我們的爆發。所以，在加上那些沒有對準我們的γ暴之後，γ暴的發生概率大約是每個星係每1萬年發生1次。如果超新星的發生概率是每個星係每100年發生一次的話，那麽大致上每100個超新星中就會有一個是長暴。γ暴可能會導致黑洞（坍縮星）、強磁場中子星（磁星）或者大質量中子星的形成。
按照長暴的坍縮星模型，一些旋轉的大質量恆星（其質量大於25個太陽質量）無法爆發形成普通的中子星。相反的，恆星的核心坍縮成了黑洞。如果在坍縮時，恆星自轉地足夠快，那麽恆星中的氣體就會在黑洞周圍形成一個吸積盤。由此釋放的引力能就在恆星自轉軸的方向上驅動了嚮外的噴流。另外，吸積盤中的磁場還可以從旋轉的黑洞中直接提取能量。
由於在恆星自轉軸的方向上不存在離心勢，因此極區的物質會快速地掉入黑洞。通過磁場可能還包含中微子湮滅的作用，吸積盤的能量就會沉積在這個低密度的通道中，形成高準直性的快速噴流。還留在極區的恆星氣體就會受到激波加熱，其中的大部分會被吹散。最終噴流會衝恆星表面，加速到相對論速度。另外，由於無法冷卻，大部分要被吸積的氣體會被吸積盤拋出，因此産生的外流氣體和噴流中的激波最終會導致整個恆星的爆發。
坍縮星模型預言，長暴會和恆星爆發一起出現。由於離開吸積盤的高溫氣體可以形成56ni，在γ暴的光學對應體中這些爆發將會以超新星的形式被觀測到。當恆星死亡時，它的半徑必須比較小，衹有這樣由吸積盤驅動的相對論噴流才能衝破恆星，這類超新星應該被分類為ib或者ic型，而sn2003dh就是ic型超新星。
坍縮也有可能形成強磁場、高速旋轉的中子星。磁星可以通過磁場來加速噴流。在坍縮星（黑洞）和磁星（中子星）模型中，噴流都由極端相對論性粒子構成，它可以成功地穿破恆星的表面，並且在內部碰撞消耗能量之前傳播相當遠的距離，同時也會發出我們觀測到的γ射綫。另一種可能時，噴流由等離子體組成，通過等離子體不穩定性耗散能量。
任何一個長暴模型都要解釋在超新星sn2003dh和sn1998bw中所觀測到的大量56ni。ib和ic型超新星之所以看上去如此明亮都是由於這種同位素放射性衰變所造成的。在坍縮星模型中，56ni來自從吸積盤中被拋出的氣體風。這一氣體風與相對論噴流不同，它在極區以大張角（30°）嚮外流動。噴流本身不會合成足夠的56ni，也不會包含大量的物質。
原文：science 2 january 2004; 303: 45-46 [doi: 10.1126/science.1091764] (in perspectives)
由於γ暴本身持續的時間比較短，給觀測帶來了很大的睏難。當γ暴出現時，很難在短時間內把望遠鏡對準γ暴源測量它的亮度。而且由於地球大氣層對γ射綫的吸收，衹能在空間探測γ暴。衹有精確而快速地測定出它們的位置，其他的衛星或者地面上的望遠鏡才能對它們進行觀測。hete-2衛星定出了許多γ暴的位置，其中也包括grb030329。將於2004年春季發射的swift衛星將會為在多波段（從γ射綫到可見光）同時觀測γ暴帶來一場革命。 |
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