林一清

(厦门理工学院光电和通信工程学院，福建 厦门 361024)

费米卫星对伽玛暴的观测及其对理论模型的挑战*

林一清

(厦门理工学院光电和通信工程学院，福建 厦门 361024)

伽玛暴(GRBs)是宇宙中最剧烈的爆发现象之一，它的起源和中心机制仍然是研究和争论的焦点。Fermi伽玛射线空间望远镜能观测到很宽的能段及高能的伽玛光子。它的观测使得我们对伽玛暴现象的理解进入一个新的时代。Fermi的高能观测为进一步研究暴的辐射机制、伽玛暴及其余辉的物理条件提供有力的工具。主要介绍了Fermi的一些观测特征及其理论研究进展。

伽玛射线；观测；暴；辐射

Fermi伽玛射线空间望远镜(Fermi Gamma-Ray Space Telescope, Fermi)是2008年6月11日发射升空的高能望远镜。它的能段在8 KeV到300 GeV，其中包含两个仪器：大范围望远镜(Large Area Telescope, LAT)具有较宽视场，可观测到高能段伽玛射线，覆盖能段从大约20 MeV到超过300 GeV[1]；GRB监测器(Gamma-ray Burst Monitor, GBM)专门为伽玛暴的研究而设计，可以做全天空的巡天，能段范围从8 KeV到40 MeV[2]。目前，GRB监测器是研究伽玛暴在KeV-MeV能量波段内辐射最好的仪器，而这个波段是伽玛暴瞬时辐射最激烈的区域。通过LAT的观测，对高能瞬时辐射的了解扩展到几十个GeV。Fermi卫星的科学目标包括活动星系核、脉冲星、超新星遗迹、伽玛暴等各种可能有高能光子辐射的现象[3]。Fermi开始工作三年来，GBM共观测到800个伽玛暴[4]，LAT观测到28个伽玛暴[5]。图1给出LAT和GBM前两年观测的伽玛暴的空间分布[6]，再次证明了伽玛暴空间分布的各向同性。下面简单介绍Fermi卫星发射后一些伽玛暴的观测和理论研究进展。

图1 Fermi暴前两年观测的空间分布，取自Bhat et al. 2011

Fig.1 The surface distribution of the GRBs detected by the FERMI satellite during the first two years of observation (adapted from Bhat et al. 2011)

1 Fermi卫星的宽能段观测

由于Fermi卫星的能段宽，更好地揭示了伽玛暴谱的成分及其演化，同时，宽能段的观测还为细致分析暴的持续时间对能量的依赖关系提供了可能性。

1.1 新时代伽玛暴的分类

一个基本的问题涉及到伽玛暴有多少本质不同的分类，这对应本质不同的前身星和可能不同类型的中心发动机。经典的伽玛暴分类是根据持续时间，一般用T90(指光子数累积计数从5%到95%)或者T50(指光子数累积计数从25%到75%)作为典型时标。目前公认的分类方法是由文[7]作者提出的，他们对CGRO/BATSE暴进行分析，发现瞬时辐射持续时间T90呈双峰分布，平均值分别是26.2 s和0.33 s，由此将伽玛暴分为长暴(T90>2 s)和短暴(T90<2 s)。

但是Swift和Fermi卫星的观测却显示不一样的图像。Fermi宽能段的观测为细致分析暴的持续时间对能量的依赖关系提供可能性，对伽玛暴的分类再次提出挑战。

第一，没有证据表明长暴GRB060614、GRB

060505跟超新星成协[8]，不符合长暴的塌缩星模型[9]，那么这几个长暴的起源是什么呢？

第二，持续时间T90分布依赖于能量，双峰分布具有仪器选择效应[10]。图2和表1是GBM在8～1 000 KeV波段的T90与其它卫星数据演算出的该波段T90的比较[10]。表1列出以2 s做为分界点，不同仪器长短暴的比例，发现不同仪器的长短暴比例相差很多；图2是不同仪器持续时间T90的分布，可以看到只有在BATSE样本中才能清晰地看到双模式分布，而其它的样本中，如BeppoSAX、Integral和GBM中，T90分布只有一个峰，但是在短的持续时间那边有一个肩，而在HETE-2样本中，双模式的特征完全消失；同时，触发时间也依赖于仪器，一些早期粒子可能没办法被仪器触发，因此，可能丢失了伽玛暴刚开始的点，所以说伽玛暴持续时间的双峰分布具有仪器选择效应。其次，持续时间T90还依赖于能量[10]。事实上，当仪器工作在一个较硬的能量波段时，在初始的硬辐射之后，后面那个较软的延展性伽玛辐射将超过仪器的能量波段范围。比如用BATSE仪器观测的时候，GRB060614看起来像是一个短暴，但是如果用GBM观测的话，它就可以是长暴。即暴的持续时间依赖于能量，一些短暴在低的能量波段，可以是长暴。考虑Fermi/GBM暴在不同能量波段(8～15 KeV、15～25 KeV、25～50 KeV、50～100 KeV、100～350 KeV和350～1 000 KeV能量波段)的持续时间T90来研究能量对持续时间T90的依赖关系[10]，

图2 8～1 000 KeV波段不同仪器T90的分布，取自Qin et al. 2012

Fig.2 Distributions ofT90values in various energy bands observed by different satellites (adapted from Qin et al. 2012)

表1不同仪器长短暴的比例，取自Qin et al. 2012

Table1NumberratiosofSGRBs(shortGRBs)toLGRBs(longGRBs)detectedbydifferentsatellites(adapted from Qin et al. 2012)

InstrumentBand/KeVSGRB∶LGRBркмм(likelihoodratio)HETE-2/FREGATE6～800∶820.32(2.28)SWIFT/BAT15～15051∶5577.5×10-22(134.621)BeppoSAX/GRBM40～700111∶8921.8×10-18(108.54)INTEGRAL/SPI-ACS20～8000196∶7243×10-30(204.84)Fermi/GBM8～100039∶2531.0×10-11(60.91)CGRO/BATSE25～2000500∶15410(545.48)

并与其它观测卫星在相同能量波段的结果进行比较。发现不同能量波段的持续时间T90分布基本上与不同仪器上相应能量波段上得到的分布相符。持续时间T90与能量之间的关系基本上符合一个公式：T90∝E-0.15。这就意味着，能量越低，持续时间就可能越长。最后，以前普遍认为暴的持续时间T90还是一个对理解中心机制很重要的因素，是暴中心机制生命时间的一个指针。但是，在计算伽玛暴中心机制的时候如果考虑到晚期X射线耀发，会发现中心机制的持续时间要比T90长的多，如图3中心机制持续时间和T90的关系图[10]，所以T90不是一个显示伽玛暴中心机制生命时间很好的指针。

第三，一些短暴不是起源于塌缩模型。GRB

090426的持续时间T90=1.2s[11]，无疑应该归为短暴，但是对宿主星系和早期余辉的性质分析表明暴的环境与典型长暴相似，它的起源可能与大质量恒星的中心塌缩星模型相关[11-12]。

图3 中心机制持续时间和T90的关系图，取自Qin et al. 2012

Fig.3 The relationship between the central-engine time scale andT90(adapted from Qin et al. 2012)

上面的发现对暴的分类方式提出新的挑战，打破了把暴分为长暴和短暴的分类法。

1.2 伽玛暴谱成分和瞬时演化

伽玛暴谱的研究对理解伽玛暴的实质非常重要。人们可以从中得到暴的能量、辐射机制、喷流结构、发射区域大小、局域磁场、粒子分布、加速机制、中心机制、周围环境以及膨胀火球等的信息。Fermi卫星联合LAT和GBM对伽玛暴的观测覆盖了8 KeV到几百个GeV[1]的波段，这么宽的能量范围可以更好地解释谱的成分及其演化，对伽玛暴辐射机制的研究非常重要。图4列出3种不同成分(Band成分、热成分和幂律成分)的伽玛暴谱[5]。Fermi的观测数据表明虽然只有一小部分的暴可以被LAT观测到[13]，但是大部分GBM暴的谱仍然可以很好地用Band函数[14]来拟合，直到GeV，中间没有任何谱的截断，或者在MeV-GeV之间有附加的鼓包，如图4(a)GRB080916C的谱。有些暴的GeV波段，除了有波谱外，还有一个附加的幂律谱，如图4(b)短暴GRB090510的谱。而GRB090902B和GRB081221的谱主要由热辐射主导，如图4(c)。

长暴中的谱能(还有谱和光度)关系的真实性受选择效应的影响。观测者对这些关系最好研究的是Ep和Fluence关系或者是Ep和峰值流量关系(peak flux)。Amati等2002年用已知红移的12个暴得到伽玛暴各项同性能Eγ,iso和Ep之间的经验公式[15]。一个非常重要的问题是Ep-Eiso关系是真实存在的还是仪器选择效应造成的？Ghirlanda等2004年利用在光学波段(有时是在X射线或射电波段)出现拐折的时间得到了喷流修正的能量Eγ, j，得到一个Ep和Eγ, j之间更紧密的关系式[16]。同时，各向同性最大光度Lp, iso也被发现在同一个暴中跟Ep具有相关性[17]，这个Ep-Lγ, iso关系在一个伽玛暴脉冲中甚至更强，特别是在衰减阶段，可能是Amati/Yonetoku关系的根源[18-19]，这意味着Amati/Yonetoku关系不是观测选择效应引起的[20]。Lu等根据Fermi具有红移测量暴的数据，用谱分析得到的各项同性光度代替Eiso做出Liso-Ep关系图，如图5，发现这些暴谱的Liso-Ep关系与之前从Fermi前卫星观测暴数据得到的Yonetoku关系符合得很好[21]。

图4 GRB080916C、GRB090510和GRB100724B 3个暴GBM和LAT谱的连接，取自Zhang et al. 2011

Fig.4 Spectra combining GBM and LAT observations for GRB 080916C, GRB 090510,and GRB 100724B (adapted from Zhang et al. 2011)

分析伽玛暴的谱γfγ随时间的演化为了解伽玛暴这种现象潜在的物理过程提供了重要的线索，对整个暴的演化的研究提供整体行为和单个脉冲的结构。脉冲是伽玛暴光变曲线中的基本特征，并且是光变曲线的基本组成，所以在脉冲中研究谱的演化是理解伽玛暴瞬时辐射的关键。谱的硬度通常用不同能段的技术比率描述或者谱中某些特征量表示，比如Ep(Ep为γfγ谱中的峰值，表征谱的硬度)。伽玛暴时间积分谱中，Ep随时间的演变比较剧烈。对于Ep的演化方式，在单脉冲暴中，主要有两种形式[22-24]，一个是从硬到软的演化即Ep单调下降，另一种演化形式为“跟踪” (track)，即Ep随流量增大而增大或随流量的减小而减小。Lu等针对Fermi GBM亮暴做了一个具体的时间分辨谱分析，再次证实了这两种演化模式的存在，如图6[19,21]。从图中可以看到基本上硬到软的脉冲更不对称，上升的那边比下降的那边更陡(GRB100612A除外)，而强跟踪脉冲更对称一些。短暴可能是由于时间分辨率不够高，没办法显示硬到软的演化模式，主要是强跟踪模式占主导。多脉冲的长暴中，Ep的演化模式更加复杂。有些暴在刚开始的脉冲中，显示很清晰的硬到软的演化，但是剩下的脉冲却显示强跟踪行为。另一方面，一些暴在所有的脉冲中(包括第一个脉冲)都显示强跟踪行为。GRB090131有至少三个高的脉冲，有意思的是，它的第一个脉冲显示很漂亮的跟踪行为，而第二个脉冲显示清楚的硬到软的演化。也就是说同一个暴中，可是同时存在不同的Ep演化模式。

图5Ep-Liso关系图，取自Lu et al. 2012
Fig.5 TheEp-Lisocorrelation (adapted from Lu et al. 2012)

现在对于跟踪Ep演化到底是固有的还是外在的仍然不清楚。所有的辐射模型也许都可以解释硬到软的变化和跟踪Ep演化，但是却很难解释他们共同存在于伽玛暴的不同脉冲中。有作者认为所有相关的脉冲特征都可以用硬到软的Ep演化来解释，而强跟踪仅仅是两个或者更多个硬到软的脉冲的叠加[25]。Lu 等对两个硬到软脉冲重叠的图像做一个模拟，发现一些比较近的硬到软的演化脉冲重叠可以形成后期的强跟踪脉冲[21]。这可能解释了一些暴的Ep演化，但是不能解释所有的后期脉冲，特别是一些单脉冲或者多脉冲前面没有重叠脉冲，但显示很明显的Ep跟踪演化。而且只有在两个脉冲高度重叠的时候，Ep的演化模式才可以从硬到软的演化模式转化成跟踪的模式。因此，他们认为如果一个脉冲的强跟踪与之前的脉冲相隔很远，那么它更可能是内在的，而不是因为重叠效应引起的。他们认为两种模式都是内在的，任何一个成功的伽玛暴瞬时辐射的物理模型都可以产生两个不同的Ep演化模式，这两种模式不仅可以存在于不同暴中，而且可以在同一个暴的不同脉冲中共存。

图6 单脉冲暴中两种谱演化特征。上边两图是硬到软的演变，下边两图是强跟踪演变，取自Lu et al. 2010, 2012

Fig.6 Two spectral evolution features of single-pulse GRBs. The left panels show the hard-to-soft evolution and the right panels show the intensity tracking (adapted from Lu et al. 2010, 2012)

伽玛暴瞬时辐射仍然是个谜，主要的不确定因素是外流的成分。目前为止讨论的有3种模型：(1)内激波同步模型；(2)耗散光球模型；(3)磁耗散模型。对于Band 函数的物理起源一般认为是非热电子在光薄区域(比如内激波或者磁耗散区域)的同步辐射[26]。在标准的火球激波模型中，伽玛暴瞬时辐射谱被认为是在一个光薄的内激波区域，一个准热光球辐射成分和一个非热成分的叠加[27-28]。也有一些作者想用耗散光球模型来解释单纯的Band函数[29]。这两种解释挑起大家对伽玛暴喷流成分的猜测。在Ep-L图中，对重子光球辐射定义了一条死亡线，发现GRB110721A在很早期有一个很高的Ep值(约为15 MeV)，超过了死亡线，同时，发现这个暴存在一个附加的“肩膀”成分，这个与光球的起源相符[30]。他们认为至少一些暴，这个Band成分不是从耗散光球出来的，而更可能是在伽玛暴外流光薄区域的非热起源(如同步或者逆康普顿辐射)。同时，很快的硬到软的谱演化也与磁主导外流在光薄区域的磁能量的快速发射相符。

2 高能辐射

高能光子(大于100 MeV)的观测由于对源有一个限制，并且能帮助理解源问题而受到特别的关注。高能辐射最早由EGRET观测，如GRB930131[31]和GRB940219[32]，之后也曾观测到几个高能辐射[33]，但由于暴的数量太少，且每个暴高能光子的数量也很少，不足以确定伽玛暴的辐射机制[34]，LAT与之前的高能探测器相比，视场、角分辨率、灵敏度和有效观测区域都大大提高，稳定地增加了高能伽玛暴的观测数量，使我们对高能谱行为的理解前进了重要的一步，对最终得出一个解释这个现象的普遍的理论框架具有重大作用。三年中，Fermi/LAT共观测到29个能量>100 MeV的暴，其中有5个在>10 GeV的能量中被观测到。与之前卫星观测的伽玛暴不同，大部分LAT暴有红移，使得漂移的X射线定位和地面对后期与会的跟踪观测成为可能。高能观测加上红移的测量，为理解辐射的物理机制提供了新的依据。

LAT伽玛暴高能光子的观测发现所有亮LAT暴都存在一个重要特征：即高能辐射的延迟到达及时间延迟与暴的持续时间有关[35]。图7给出了LAT观测的GRB080916C和GRB090510辐射的光变曲线[35]，从曲线中可以看到LAT高能光子相对于GBM低能光子延迟到达。长暴延后时间大约几十秒，如GRB090510大约延后35 s，GRB081024B大约延后3 s，短暴GRB090510大约延后0.1 s。高能延迟的这个特征对于描述伽玛暴瞬时辐射理论模型是一个极大的挑战。对于这个延时，有很多种不同的解释，有的人认为在伽玛暴瞬时辐射火球模型的框架内，两个辐射区域从不同的壳层产生，由于不同的物理条件，引起非热电子具有不同的谱硬度[36]；重子模型[37]，通过电子对湮灭或同步能量之间相关的变化，由于质子或重离子加速到更高的能量需要时间比电子长，与GRB080916C的高能谱一致[38]，可以解释高能辐射开始的延迟；轻子模型，如逆康普顿或同步自康普顿辐射可以自然地解释高能幂律谱，却无法解释高能成分开始的延迟和低能幂律谱。到目前为止，还没有完整、自恰的模型来解释这个特征。

图7 LAT观测到GRB080916C (上), GRB090510 (下)的光变曲线，取自Piron et al. 2011
Fig.7 Light curves of GRB 080916C (upper) and GRB 090510 (lower) detected by the LAT (adapted from Piron et al. 2011)

当然，高能观测的成果是丰硕的[8]。首先，它证明了长短暴高能辐射本质的一致性；其次，高于30 GeV的光子观测使得喷流洛伦兹因子的估算成为可能(Γ～1 000)；最后，GBM和LAT不同的能量波段同时观测可以对一些量子引力理论进行限制(如：限制洛伦兹因子的下限、预测洛伦兹对称性破缺，验证光速依赖于能量等[39])。

2.1 对喷流的洛伦兹因子下限的限制

伽玛暴瞬时爆发具有非常大的各向同性能(1050～1053erg·s-1)，很短的时间尺度，是产生γ射线辐射外流超相对论(Γ≫1)性质强有力的证据。事实上，如果没有考虑相对论效应，等离子产生正负电子对(γγ→e+e-)将有很大的光深而无法被观测到，这就是“Compactness Problem”[40]问题，对这个问题的解决要求伽玛光子运动一开始必须是相对论的，即用辐射区域的相对论膨胀来解决这个问题。最大能量Emax≫mec2的伽玛射线辐射的观测，可以用来对辐射区域的洛伦兹因子下限进行限制[41-42]。对于EGRET观测的暴，可以推出洛伦兹因子的下限，一般大约102，有时也可高达几百。在红移z=0.903[43]，GRB090510GeV光子的观测，意味着洛伦兹因子的下限大约为1 200，避免了观测的伽玛射线因为正负电子对的产生而衰减[41]。GRB090926A的高能成分在大约1.4 GeV有一个谱的截断，如果解释为在辐射区域γγ衰减光深，就为产生辐射外流的洛伦兹因子Γ约为200～700[44]提供了直接的证据。

Fermi/LAT卫星观测了更多更高能的伽玛暴辐射，有一些很亮的暴的谱延伸到GeV，甚至到十几个GeV，中间没有任何截断。假设这些高能光子的γγ光深小于1，可以获得更高的洛伦兹因子，Γ≥103[45]。上面的计算一般都有两个假设，首先，所有的光子，高能的和低能的都是在同一区域和同一时间产生。但是Fermi观测表明相对MeV辐射，高能辐射有所延迟，且持续时间却较长[35]；第二，光子频谱被假定为延伸到无穷高频处，但是文[46]作者指出由于吸收，高能谱的末端被截断，用这样的光子计算γγ光深显然不自洽。文[47]作者修改上面两个假定，对3个Fermi/LAT亮暴GRB080916C、GRB090510、GRB090902B谱进行研究，得到这3个暴洛伦兹因子的下限，如图8。从图中可以看出比较高洛伦兹因子的暴趋向于在LAT能段比较亮。如果再考虑相对论的修正，以及几何和动力学效应，会使光深减小，从而这个下限更小。

图8 三个亮暴的最大能量和洛伦兹因子的关系，取自Zhao et al. 2011

Fig.8 The relation between the maximum energies and the bulk Lorentz factors for three bright GRBs (adapted from Zhao et al. 2011)

2.2 限制洛伦兹对称性破缺

洛伦兹对称性是爱因斯坦狭义相对论的一个基石，即所有观测者测量真空中的光速是一样的，不依赖于光子的能量。但是，狭义相对论没有假设基本的长度或能量尺度与洛伦兹对称性相关。一些量子引力模型提出一个基本的长度尺度(称为Planck尺度，LPlanck≈1.62×10-23cm或EPlanck≈MPlanckC2≈1.22×1019GeV)，他们认为在这个尺度上，量子效应将严重影响时空的性质。这就意味着，洛伦兹对称性在Planck尺度上或附近将被打破。一些量子引力模型预言，对洛伦兹对称性破缺的可能验证是测量光速对能量的依赖[48]。他们假定时空中的粒子可以在很小的程度上改变光速，从而预测光速线性依赖于光子能量。要测量这个依赖关系，光子必须传播的足够远，使得同时同源发出的不同能量的光子的时间延迟可以测量，通过对同时辐射光子到达的观测时间延迟，可以得到量子引力质量的下限。

伽玛暴是研究这个对称性破缺最好的候选者。首先，伽玛暴发生于宇宙学距离，辐射光子具有很宽的能量波段。尽管目前对伽玛暴的辐射机制不完全了解，但基本上认为高低能光子是同时从同一个辐射区域发出的；其次，伽玛暴一开始辐射就被观测。对扁平的膨胀宇宙，运用标准宇宙学理论，最保守的限制是认为这个延迟是低能的开始和高能的到达之间的时间间隔。长暴GRB081916C，最高能光子为13 GeV，伽玛暴开始后16.5 s到达；短暴GRB090510，GBM触发后0.83 s观测到一个31 GeV的光子。对GRB090510的数据，能量尺度保守的下限估算为1.2EPlanck，即：量子引力能比普朗克能量还大[49]，排除了洛伦兹对称性破缺的可能性，证明了爱因斯坦在狭义相对论中提出洛伦兹对称性的假设是正确的。如果用更不保守但合理的假设(如把触发后低能脉冲和高能光子联系起来)，可以得到更强的限制。

直到现在，从Fermi数据没有得到任何关于光速依赖于能量的结果。测量伽玛暴的开端与高能光子之间可能的时间延迟，对洛伦兹对称性破缺起重要的限制。

与前面伽玛暴卫星比，高能辐射的观测是Fermi卫星的主要优势，但是，落在LAT视野范围内，被GBM触发的暴，只有8%被LAT观测到。也许对于揭示伽玛暴瞬时辐射物理一个同样重要的因素，是对GBM观测的大部分暴却缺乏大于100 MeV波段的观测。对这些没有观测到高能成分的暴的系统性分析，将对区分各种不同的辐射机制起很大的作用。Ackermann et al. 2012分析了288个落在LAT视野范围内却没有大于100 MeV辐射的GBM暴[50]。他们记录了在瞬时辐射阶段0.1～10 GeV波段光子流量的上限，以及对每个暴从触发时间开始30 s和100 s的积分。然后把这些流量的上限跟那些从GBM谱数据拟合谱延伸得到的结果进行比较，发现大约一半的GBM暴要么要求在GBM和LAT能量波段间有一个谱截断，要么在νFν的峰值Epk上有一个更陡的谱。为了区别这两种图像，用30个最亮的GBM暴拟合GBM和LAT谱的连接，发现大部分暴确实比单纯拟合GBM数据在Epk之上更软。大约20%的样本显示在高能谱有一个明显的截断，如果认为这个截断是由于γγ衰减，就可以对产生辐射的相对论外流相联系的洛伦兹因子最大值的限制。而这样估算的洛伦兹因子的最大值比根据LAT观测暴计算出来的洛伦兹因子的最小值要小，意味着伽玛暴外流的洛伦兹因子有一个更宽的分布，LAT观测的暴可能代表着这种分布的高端。

[1] Atwood W B, Abdo A A, Ackermann M, et al. The large area telescope on the fermi gamma-ray space telescope mission[J]. The Astrophysical Journal, 2009, 697(2): 1071-1102.

[2] Meegan C, Lichti G, Bhat P N, et al. The fermi gamma-ray burst monitor[J]. The Astrophysical Journal, 2009, 702(1): 791-804.

[3] Abdo A A, Ackermann M, Ajello M, et al. Gamma-ray emission concurrent with the nova in the symbiotic binary V407 Cygni[J]. Science, 2010, 329(5993): 817-821.

[4] Paciesas W S, Meegan C A, Von Kienlin A, et al. The fermi GBM gamma-ray burst catalog: the first two years[J]. The Astrophysical Journal Supplement Series, 2012, 199(1): 18-30.

[5] Zhang B B, Zhang B, Liang E W, et al. A comprehensive analysis of fermi gamma-ray burst data I. speetral components and the possible physical origins of LAT/GBM GRBS[J]. The Astrophysical Journal, 2011, 730(2): 141-202.

[6] Bhat P N, Guiriec S. An overview of the current understanding of gamma-ray bursts in the fermi era[J]. Bulletin of the Astronomical Society of India, 2011, 39(3): 471-515.

[7] Kouveliotou C, Meegan C A, Fishman G J, et al. Identification of two classes of gamma-ray bursts[J]. The Astrophysical Journal, 1993, 413(2): L101-L104.

[8] Della Valle M, Chincarini G, Pamagoa N, et al. An enigmatic long-lasting γ-ray burst not accompanied by a bright supernova[J]. Nature, 2006, 444(7122): 1050-1052.

[9] Woosley S E, Bloom J S. The supernova—gamma-ray burst connection[J]. Annual Review of Astronomy & Astrophysics, 2006, 44(1): 507-556.

[10]Qin Y, Liang E W, Yi S X, et al. Duration distribution of Fermi/GBM gamma-ray bursts: instrumental selection effect of the bimodal T90distribution[J]. Journal of Luminescence, 2012, 132(5): 1188-1191.

[11]Levesque E M, Bloom J S, Butler N R, et al. GRB090426: the environment of a rest-frame 0.35-s gamma-ray burst at a redshift of 2.609[J]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Sciety, 2010, 401(2): 963-972.

[12]Antonelli L A, D’Avanzo P, Perna R, et al. GRB 090426: the farthest short gamma-ray burst? [J]. Astronomy and Astrophysics, 2009, 507(3): L45-L48.

[13]Goldstein A, Burgess J M, Preece R D, et al. The fermi GBM gamma-ray burst spectral catalog: the first two years[J]. The Astrophysical Journal Supplement Series, 2012, 199(1): 19-46.

[14]Band D, Matteson J, Ford L, et al. BATSE observations of gamma-ray burst spectra. I - Spectral diversity[J]. The Astrophysical Journal, 1993, 413(1): 281-292.

[15]Amati L, Frontera F, Tavani M, et al. Intrinsic spectra and energetics of BeppoSAX gamma-ray bursts with known redshifts[J]. Astronomy and Astrophysics, 2002, 390(1): 81-89.

[16]Ghirlanda G, Ghisellini G, Lazzati D. The collimation-corrected gamma-ray burst energies correlate with the peak energy of their νFνspectrum[J]. The Astrophysical Journal, 2004, 616(1): 331-338.

[17]Liang E W, Dai Z G, Wu X F. The luminosity-Eprelation within gamma-ray bursts and the implications for fireball models[J]. The Astrophysical Journal, 2004, 606(1): L29-L32.

[18]Lu R J, Liang E W. Luminosity-peak energy relation in the decay phases of gamma-ray burst pulses[J]. Science in China G Series: Physics, Mechanics & Astronomy, 2010, 53(1): 163-170.

[19]Lu R J, Hou S J, Liang E W. The Ep-flux correlation in the rising and decaying phases of gamma-ray burst pulses: evidence for viewing angle effect?[J]. The Astrophysical Journal, 2010, 720(2): 1146-1154.

[20]Shahmoradi A, Nemiroff R. How Real detector thresholds create false standard candles[J]. American Institute of Physics Conference Series, 2009, 1133(1): 425-427.

[21]Lu R J, Wei J J, Liang E W, et al. A comprehensive analysis of fermi gamma-ray burst data. II. Epevolution patterns and implications for the observed spectrum-luminosity relations[J]. The Astrophysical Journal, 2012, 756(2): L112-L125.

[22]Peng Z Y, Yin Y, Bi X W, et al. The temporal and spectral characteristics of “Fast Rist and Exponential Decay” gamma-ray bursts pulses[J]. The Astrophysical Journal, 2010, 718(2): 894-898.

[23]Tagliaferri G, Goad M, Chincarini G, et al. An unexpectedly rapid decline in the X-ray afterglow emission of long gamma-ray bursts[J]. Nature, 2005, 436(7053): 985-988.

[24]Tavani M. A shock emission model for gamma-ray bursts. Ⅱ. spectral properties[J]. The Astrophysical Journal, 1996, 466(1): 768-778.

[25]Hakkila J, Preece R D. Unification of pulses in long and short gamma-ray bursts: evidence from pulse properties and their correlations[J]. The Astrophysical Journal, 2011, 740(2): 204-215.

[26]Zhang B, Yan H R. The Internal-collision-induced magnetic reconnection and turbulence (ICMART) model of gamma-ray bursts[J]. The Astrophysical Journal, 2011, 726(2): 90-113.

[27]Toma K, Wu X F, M′esz′aros P. Photosphere-internal shock model of gamma-ray bursts: case studies of Fermi/LAT bursts[J]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Sciety, 2011, 415(2): 1663-1680.

[28]Pe’er A, M′esz′aros P, Rees M J. Radiation from an expanding cocoon as an explanation of the steep decay observed in GRB early afterglow light curves[J]. The Astrophysical Journal, 2006, 652(1): 482-489.

[29]Ioka K. Very high lorentz factor fireballs and gamma-ray burst spectra[J]. Progress of Theoretical Physics, 2010, 124(4): 667-710.

[30]Zhang B, Lu R J, Liang E W, et al. GRB110721A: photosphere “Death Line” and the physical origin of the GRB Band function[J]. The Astrophysical Journal Letters, 2012, 758(2): L34-L39.

[31]Kouveliotou C, Preece R, Bhat N, et al. BATSE observations of the very intense gamma-ray burst GRB 930131[J]. The Astrophysical Journal, 1994, 422(2): L59-L62.

[32]Hurley K, Dingus B L, Mukherjee R, et al. Detection of a γ-ray burst of very long duration and very high energy[J]. Nature, 1994, 372(6507): 652-654.

[33]Dingus B L. EGRET observations of >30 MeV emission from the brightest bursts detected by BATSE[J]. Astrophysics and Space Science, 1995, 231(1-2): 187-190.

[34]Granot J, Guetta D. Explaining the high-energy spectral components in GRB 941017[J]. The Astrophysical Journal, 2003, 598(1): L11-L14.

[35]Piron F, Connaughton V. The fermi view of gamma-ray bursts[J]. Comptes Rendus Physique, 2011, 12(3): 267-275.

[36]Meszaros P. Theories of gamma-ray bursts[J]. Annual Review of Astronomy & Astrophysics, 2002, 40(1): 137-169.

[37]Razzaque S, Mena O, Dermer C D. Prompt TeV emission from cosmic rays accelerated by gamma-ray bursts interacting with a surrounding stellar wind[J]. The Astrophysical Journal, 2009, 691(1): L37-L40.

[38]Razzaque S, Dermer C, Finke J. Handronic interpretation of high energy radiation from fermi LAT GRBs[J]. American Physical Society, 2010, 55(1): 13-16.

[39]Ghirlanda G, Ghisellini G, Nava L. The onset of the GeV afterglow of GRB 090510[J]. Astronomy and Astrophysics, 2010, 510(1): L7-L11.

[40]Piran T. Gamma-ray bursts and the fireball model[J]. Physics Reports, 1999, 314(6): 575-667.

[41]Ackermann M, Asano K, Atwood W B, et al. Fermi observations of GRB 090510: a short-hard gamma-ray burst with an additional, hard power-law component from 10 KeV to GeV energies[J]. The Astrophysical Journal, 2010, 716(2): 1178-1190.

[42]Granot J, Cohen-Tanugi J, do Couto e Silva E. Opacity buildup in impulsive relativistic sources[J]. The Astrophysical Journal, 2008, 677(1): 92-126.

[43]McBreen S, Kruhler T, Rau A, et al. Optical and near-infrared follow-up observations of four Fermi/LAT GRBs: redshift, afterglows, energetic, and host galaxies[J]. Astronomy and Astrophysics, 2010, 516(1): A71-A86.

[44]Ackermann M, Ajello M, Asano K, et al. Detection of a spectral break in the extra hard component of GRB 090926A[J]. The Astrophysical Journal, 2011, 729(2): 114-126.

[45]Zhang B, Kobayashi S, Mészáros P. Gamma-ray burst early optical afterglow: implications for the initial lorentz factor and the central engine[J]. The Astrophysical Journal, 2003, 595(2): 950-954.

[46]Li Z. Prompt GeV emission from residual collisions in gamma-ray burst outflows: evidence from fermi observations of GRB 080916c[J]. The Astrophysical Journal, 2010, 709(1): 525-534.

[47]Zhao X H, Li Z, Bai J M. The bulk lorentz factors of fermi-LAT gamma ray bursts[J]. The Astrophysical Journal, 2011, 726(2): 89-97.

[48]Amelino-Camelia G, Ellis J, Mavromatos N E, et al. Tests of quantum gravity from observations of garmma-ray bursts[J]. Nature, 1998, 393(6687): 763-765.

[49]Abdo A A, Ackermann M, Arimoto M, et al. Fermi observations of high-energy gamma-ray emission from GRB 080916C[J]. Science, 2009, 323(5922): 1688-1693.

[50]The Fermi Large Area Telescope Team, Ackermann M, Ajello M, Baldini L, et al. Constraining the high-energy emission from gamma-ray bursts[J]. The Astrophysical Journal, 2012, 754(2): 121-141.

ObservationsofGRBsbytheFERMISatelliteandtheChallengetoTheoreticalModels

Lin Yiqing

(School of Opto-electronic and Communication Engineering, Xiamen Institute of Technology, Xiamen 361024, China, Email: yqlin@xmut.edu.cn)

Gamma-Ray Bursts (GRBs) are the most violent phenomena observed in the universe. After having been developed for over 40 years, observations of GRBs have become all-time and in all electromagnetic wavelength bands. The Fermi Gamma-Ray Space Telescope (FERMI) was launched into orbit by NASA from the Cape Canaveral on June 11, 2008. It includes two major instruments, the Gamma-ray Burst Monitor (GBM) and the Large Area Telescope (LAT). The GBM is only slightly less sensitive than the Burst and Transient Source Experiment which has 14 detectors designed to study gamma-ray sources in the full sky in the energy band of ～8keV to ～40MeV. The LAT is a wide field-of-view high-energy gamma-ray imaging telescope. It covers the energy range from ～20MeV to more than 300GeV. The two instruments provide an unprecedented spectral coverage of 7 orders of magnitudes in energy (from about 8keV to 300GeV), and can be used to promptly record radiations of GRBs. There are two major accomplishments by the FERMI, which are reviewed in this paper. First, observations with the FERMI have dramatically increased our knowledge of broad-band spectra of GRBs, including the composition and evolution of GRB spectra suggestive of possible physical origins and components of GRBs. Particularly, observations with the GBM yield the result that GRB burst durations are independent of burst energies, which suggests that the bimodal distribution of burst duration found from data is due to certain instrument selection effect. Second, the FERMI has detected radiations of very high energies from GRBs. The detections provide credible data for studying radiation mechanisms and physical conditions of GRBs and their afterglows.

Gamma-ray; Observations; Bursts; Radiation

CN53-1189/PISSN1672-7673

Q356.1

A

1672-7673(2013)04-0341-11

福建省自然科学基金 (2012J01026) 和福建省教育厅A类项目 (JA11238, JA12258) 资助.

2012-09-21；修定日期：2012-10-16

林一清，女，副教授. 研究方向：天体物理. Email: yqlin@xmut.edu.cn