不同衛(wèi)星伽瑪νFν暴譜的峰值能量分布*1

林一清

(1. 廈門理工學(xué)院光電與通信工程學(xué)院，福建 廈門　361024；2. 福建省高校光電技術(shù)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，福建 廈門　361024)

?

不同衛(wèi)星伽瑪νFν暴譜的峰值能量分布*1

林一清1,2

(1. 廈門理工學(xué)院光電與通信工程學(xué)院，福建 廈門361024；2. 福建省高校光電技術(shù)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，福建 廈門361024)

摘要：伽瑪暴是宇宙中最劇烈的爆發(fā)現(xiàn)象之一，觀測(cè)伽瑪暴預(yù)警和暫現(xiàn)源實(shí)驗(yàn)衛(wèi)星 (Compton Gamma-Ray Observatory/Bursts and Transient Source Experiment, BATSE)、高能暫現(xiàn)源探測(cè)衛(wèi)星(High Energy Transient Explorer, HETE)和Fermi提供了大量的伽瑪暴樣本，對(duì)這些數(shù)據(jù)進(jìn)行分析，用統(tǒng)計(jì)的方法尋找其中蘊(yùn)含的伽瑪暴輻射物理信息是必要的。伽瑪暴能譜νFν的峰值能量Ep是伽瑪暴一個(gè)很重要的物理量，并且每個(gè)暴的峰值能量不同。研究比較不同儀器觀測(cè)的伽瑪暴νFν譜的峰值能量Ep分布，發(fā)現(xiàn)伽瑪暴的峰值能量Ep分布很寬，不同儀器的Ep分布相似，BATSE樣本Ep分布的峰值比HETE-2和Fermi樣本的Ep峰值要大一些，這可能是由于選取的BATSE樣本都是亮暴造成的。3種儀器觀測(cè)的LogN-LogEp分布也沒有顯著差異。即從統(tǒng)計(jì)學(xué)的角度上講，3種暴的Ep分布沒有本質(zhì)不同，不同儀器觀測(cè)到的伽瑪暴的輻射物理信息應(yīng)該是一致的。

關(guān)鍵詞：伽瑪射線；暴；峰值能量；觀測(cè)

伽瑪射線暴(Gamma-Ray Bursts, GRBs)是人們觀測(cè)到的一種來自宇宙學(xué)距離的伽瑪射線在短時(shí)間內(nèi)忽然增強(qiáng)的極端高能爆發(fā)現(xiàn)象。自伽瑪暴被發(fā)現(xiàn)以來，不同衛(wèi)星的觀測(cè)和地面望遠(yuǎn)鏡的余輝跟蹤讓我們對(duì)伽瑪暴有了本質(zhì)的認(rèn)識(shí)，而對(duì)伽瑪暴瞬時(shí)能譜和譜隨時(shí)間演化的研究，為伽瑪暴的輻射機(jī)制研究提供了有利的證據(jù)。其中，伽瑪暴能譜νFν的峰值能量Ep是伽瑪暴一個(gè)很重要的物理量，它與一些觀測(cè)量(如流量、光度或各項(xiàng)同性能)之間都存在相關(guān)性[1]。最初，人們認(rèn)為觀測(cè)到的伽瑪暴瞬時(shí)譜中除了一般的非熱輻射(冪律譜)成分外，還有一部分熱輻射(黑體輻射)成分，Ep被認(rèn)為是熱成分的峰值[2]。但是，這種模型過高地估算了大部分暴的X射線流量觀測(cè)值?，F(xiàn)在普遍認(rèn)為，如果觀測(cè)儀器的能量波段足夠?qū)?，那么一個(gè)典型暴的瞬時(shí)輻射能譜大致為兩段冪律譜，并且大都可以由Band函數(shù)給出很好的擬合，高能段和低能段分別是兩段冪律譜在中間Ep處平滑的連接[3]。也有一些暴的瞬時(shí)輻射譜表現(xiàn)為單一的冪律譜，這可能是由于一些觀測(cè)儀器的觀測(cè)能段狹窄(如Swift衛(wèi)星伽瑪暴預(yù)警望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)能段為15～150 keV)，對(duì)伽瑪暴的瞬時(shí)輻射高能譜的確定較為困難，因此很難獲得高能部分的譜指數(shù)，而這個(gè)單一的冪律譜可能只是Band函數(shù)的低能部分[4]。事實(shí)上，利用譜指數(shù)和Ep之間滿足的一些經(jīng)驗(yàn)相關(guān)性或利用譜的硬度信息等估算得到Swift/BAT暴的Ep值，仍可與BAT與其它的覆蓋高能段的觀測(cè)儀器(如Konus-WIND、Fermi-GBM)聯(lián)合觀測(cè)得到的結(jié)果一致[5]。

到目前為止，比較完整的伽瑪暴譜性質(zhì)主要由1991年發(fā)射成功的康普頓天文臺(tái)伽瑪暴預(yù)警和暫現(xiàn)源實(shí)驗(yàn)衛(wèi)星、2000年成功發(fā)射的高能暫現(xiàn)源探測(cè)衛(wèi)星、2004年發(fā)射的Swift衛(wèi)星和2008年發(fā)射的費(fèi)米伽瑪射線空間望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)得到。這些觀測(cè)衛(wèi)星具有不同的觀測(cè)能段、不一樣的靈敏度和不同的觀測(cè)特征。

伽瑪暴預(yù)警和暫現(xiàn)源實(shí)驗(yàn)衛(wèi)星是康普頓天文臺(tái)的4個(gè)觀測(cè)儀器之一，觀測(cè)能段在20 keV～2 MeV之間，以其較高的時(shí)間分辨率和能量分辨率在十年間(04/1991-05/2000)觀測(cè)到了2 704個(gè)伽瑪暴[6]。伽瑪暴預(yù)警和暫現(xiàn)源實(shí)驗(yàn)衛(wèi)星的能段介于低能段觀測(cè)的Swift/伽瑪暴預(yù)警望遠(yuǎn)鏡和高、寬能段觀測(cè)的Fermi/伽瑪監(jiān)視器(Gamma-ray Burst Monitor, GRB)之間，使BATSE暴成為伽瑪暴瞬時(shí)輻射的亞keV、MeV和GeV觀測(cè)的重要橋梁。高能暫現(xiàn)源探測(cè)衛(wèi)星是一顆專門用于研究伽瑪暴的小衛(wèi)星，它的主要目的是通過瞬時(shí)輻射對(duì)伽瑪暴進(jìn)行定位并且迅速把暴源的精確方位發(fā)布給地面望遠(yuǎn)鏡。HETE-2的法國(guó)伽瑪射線望遠(yuǎn)鏡(FREGATE)對(duì)10～400 keV波段的質(zhì)子比較敏感，這個(gè)敏感波段可以延伸到低能的波段，使得對(duì)分布在幾keV的硬X-射線和X射線閃的Ep探測(cè)成為可能。費(fèi)米衛(wèi)星包含伽瑪暴監(jiān)測(cè)器(Gamma-ray Burst Monitor, GBM)，能段為8 keV～25 MeV和大視場(chǎng)望遠(yuǎn)鏡(Large Area Telescope, LAT)，觀測(cè)能段為20 MeV～300 GeV兩個(gè)儀器。費(fèi)米衛(wèi)星寬、高能觀測(cè)的加入擴(kuò)展了伽瑪暴觀測(cè)的能段范圍，使得對(duì)伽瑪暴的觀測(cè)得以全波段進(jìn)行，從而能比較完整地記錄伽瑪暴輻射能譜[7]。雖然伽瑪暴監(jiān)測(cè)器的能段范圍完全覆蓋了伽瑪暴預(yù)警和暫現(xiàn)源實(shí)驗(yàn)衛(wèi)星的能段，但是伽瑪暴監(jiān)測(cè)器不具有伽瑪暴預(yù)警和暫現(xiàn)源實(shí)驗(yàn)衛(wèi)星的靈敏度。

鑒于不同衛(wèi)星觀測(cè)的能段范圍不一致，它們的觀測(cè)特征不一致，Ep又是伽瑪暴一個(gè)非常重要的觀測(cè)量，本文比較幾種衛(wèi)星觀測(cè)的伽瑪暴能譜νFν的峰值能量Ep的分布。

1數(shù)據(jù)描述

文[3]對(duì)譜給出一個(gè)很好的唯象擬合，實(shí)際上是在截?cái)嗄芰刻幤交B接起來的兩段冪律譜。由于Swift/BAT的觀測(cè)能段比較窄(15～150 keV)，伽瑪暴預(yù)警望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)到的只是伽瑪暴譜很小的一部分，絕大部分伽瑪暴的Ep超過了伽瑪暴預(yù)警望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)范圍。為了使得結(jié)果比較真實(shí)可信，這里不考慮Swift暴，僅比較BATSE、HETE-2和Fermi 3種儀器的伽瑪暴觀測(cè)樣本。

BATSE暴樣本的數(shù)據(jù)主要從文[8]收集。為了獲得每個(gè)暴譜演化中比較合理的時(shí)間分辨圖像，他們僅考慮亮暴，即所有能量波段的總流量>20 keV的暴，或者在BATSE的能量觸發(fā)波段50～300 keV中，峰值流量超過10 photons cm-2s-1的暴。這樣從BATSE衛(wèi)星發(fā)射到1998年9月23日，共從5 500個(gè)譜中收集156個(gè)暴的Ep數(shù)據(jù)。

HETE-2暴樣本的數(shù)據(jù)主要從參考文獻(xiàn)和HETE-2的網(wǎng)上收集，共收集到HETE-2/FREGATE觀測(cè)到的57個(gè)暴。在這57個(gè)暴中，有49個(gè)暴的Ep是通過Band函數(shù)擬合譜得到的。另外的8個(gè)暴只獲得它們的流量，它們的Ep值都是從譜硬度比估算獲得。

最后從網(wǎng)站http://heasarc.gsfc.nasa.gov/上下載Fermi暴的數(shù)據(jù)，每個(gè)暴的能譜用一個(gè)冪律函數(shù)來擬合(Band函數(shù)或者光滑連接的截?cái)鄡缏勺V)，F(xiàn)∝ν-Γ，根據(jù)Γ算出Ep，即

logEp=(2.76±0.07)-(3.61±0.26)logΓ .

通過這個(gè)經(jīng)驗(yàn)公式，獲得了一個(gè)包含1 407個(gè)暴的數(shù)據(jù)樣本。

2Ep分布

從以上3個(gè)暴樣本的數(shù)據(jù)發(fā)現(xiàn)暴的Ep分布很寬，大約從1 keV到1 MeV。圖1(a)顯示了3種暴的Ep分布，從圖中可以看出BATSE暴的Ep值集中在200～400 keV，具有一個(gè)大約250 keV左右的峰值(這個(gè)結(jié)果文[8]已有描述)，而Fermi暴和HETE-2暴的Ep主要集中在100～200 keV。HETE-2暴分布有3個(gè)峰值，分別是25 keV、125 keV和360 keV，而Fermi暴跟BATSE暴一樣只有一個(gè)峰值，大約在125 keV的位置。從圖中很容易看出HETE-2暴的3個(gè)峰值中，125 keV明顯是最高的，而且比另外兩個(gè)峰值高得多，如果HETE-2實(shí)際上只有一個(gè)峰值，這個(gè)峰值可能就是125 keV。那么，HETE-2暴樣本的Ep分布和Fermi暴樣本的Ep分布就完全一樣，主要集中在幾keV到400 keV之間，具有一個(gè)峰值125 keV。而HETE-2樣本Ep分布中的另外兩個(gè)峰值，可能是由于樣本的數(shù)量太少引起的。這樣，3種觀測(cè)儀器觀測(cè)到的Ep分布可以認(rèn)為是相似的，但是仍然存在著巨大的差距，比如：BATSE樣本Ep分布的峰值為250 keV，而HETE-2和Fermi樣本Ep分布的峰值為125 keV，即BATSE樣本的Ep分布的峰值要比HETE-2和Fermi樣本的Ep峰值要大一些。這個(gè)差別可能是由于對(duì)樣本的選擇造成的。對(duì)于BATSE樣本，根據(jù)觀測(cè)流量或者峰值流量選取比較亮的暴。根據(jù)Ep和流量之間的關(guān)系或者其它一些觀測(cè)量之間的關(guān)系，可以知道一個(gè)暴的流量越大，就具有越大的Ep值。因此認(rèn)為BATSE暴的Ep分布比Fermi暴和HETE-2暴的Ep更大是合理的，而實(shí)際上3種儀器觀測(cè)到的暴的Ep分布應(yīng)該沒有本質(zhì)區(qū)別。圖1(b)顯示了3種暴的logN-logEp分布，從圖中也可以看出，3種儀器的logN-logEp分布是一致的。

3結(jié)論和討論

對(duì)57個(gè)HETE-2/FREGATE暴、156個(gè)BATSE暴和1 407個(gè)Fermi暴的Ep分布進(jìn)行了比較?？梢钥吹诫m然伽瑪暴的Ep分布很寬，但是集中在比較窄的范圍內(nèi)，Ep分布從幾keV到MeV范圍內(nèi)看起來是連續(xù)的，這個(gè)結(jié)果與國(guó)際伽瑪射線天體物理實(shí)驗(yàn)室(International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory, INTERGRAL)暴的結(jié)果一致。Fermi和HETE-2兩個(gè)儀器觀測(cè)到的伽瑪暴具有相同的Ep分布，Ep都集中在100～200 keV之間，具有一個(gè)峰值大約為125 keV。BATSE暴的Ep分布與Fermi暴和HETE-2暴相似，也是集中在一個(gè)范圍內(nèi)，具有一個(gè)峰值，但是BATSE暴的Ep集中在200～400 keV，峰值大約在250 keV處，即：BATSE暴的Ep分布的峰值比Fermi暴和HETE-2暴的Ep峰值要大一些。這可能是由于對(duì)樣本的選擇造成的。對(duì)于BATSE樣本選用文[8]中的156個(gè)亮暴，而HETE-2、Fermi的樣本卻沒有對(duì)暴進(jìn)行選擇，亮暴暗暴都算。根據(jù)Ep和流量之間的關(guān)系，如Amati關(guān)系[9]，可以知道一個(gè)暴的流量越大，就具有越大的Ep值。因此，選擇一些亮暴做Ep分布，理應(yīng)Ep較大，即BATSE暴的Ep分布比Fermi暴和HETE-2暴的Ep更大是合理的，而實(shí)際上，3種儀器觀測(cè)暴的Ep分布應(yīng)該沒有本質(zhì)區(qū)別。最后做了3種暴的logN-logEp分布圖，從中也可以看出3種暴的分布是一致的。也就是說，3種儀器觀測(cè)到的暴，它們的Ep分布沒有本質(zhì)不同，不同儀器觀測(cè)到伽瑪暴的輻射物理信息應(yīng)該是一致的。

圖13種暴的Ep分布(a)和LogN-LogEp分布(b)，其中實(shí)線表示Fermi/GBM暴，虛線表示亮BATSE暴，點(diǎn)線表示HETE-2暴

Fig.1TheEpdistribution (a) and LogN-LogEpdistribution (b) of three GRBs for Fermi/GBM (solid line) samples, bright BATSE (dashed line), and HETE-2 (dotted line)

參考文獻(xiàn)：

[1]尹躍, 柏楊, 張?zhí)珮s, 等. 伽瑪射線暴內(nèi)光度和峰值能量關(guān)系的再研究[J]. 天文研究與技術(shù)——國(guó)家天文臺(tái)臺(tái)刊, 2013, 10(2): 121-127.

Yin Yue, Bo Yang, Zhang Tairong, et al. A revisit of the luminosity-Eprelation of Gamma-Ray Bursts[J]. Astronomical Research & Technology——Publications of National Astronomical Observatories of China, 2013, 10(2): 121-127.

[2]Zhang Bing. Gamma-Ray Bursts in the Swift era[J]. Chinese Journal of Astronomy and Astropysics, 2007, 7(1): 1-50.

[3]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.

[4]Piran T. The physics of Gamma-Ray Bursts[J]. Reviews of Modern Physics, 2004, 76(4): 1143-1210.

[5]Cui Xiaohong, Liang Enwei, Lu Ruijing. Sequences in the hardness ratio-peak energy plane of Gamma-Ray Bursts[J]. Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics, 2005, 5(2): 151-158.

[6]Paciesas W S, Meegan C A, Pendleton G N, et al. The fourth BATSE Gamma-Ray Burst catalog (revised) [J]. The Astrophysical Journal Supplement Series, 1999, 122(2): 465-495.

[7]林一清. 費(fèi)米衛(wèi)星對(duì)伽瑪暴的觀測(cè)及其對(duì)理論模型的挑戰(zhàn)[J]. 天文研究與技術(shù)——國(guó)家天文臺(tái)臺(tái)刊, 2013, 10(4): 341-351.

Lin Yiqing. Observations of GRBs by the FERMI satellite and the challenge to theoretical models[J]. Astronomical Research & Technology——Publications of National Astronomical Observatories of China, 2013, 10(4): 341-351.

[8]Preece R D, Briggs M S, Mallozzi R S, et al. The BATSE Gamma-Ray Burst spectral catalog. I. high time resolution spectroscopy of bright bursts using high energy resolution data[J]. The Astrophysical Journal Supplement Series, 2000, 126(1): 19-36.

[9]Amati L, Frontera F, Tavani M, et al. Intrinsic spectra and energetic of BeppoSAX Gamma-Ray Bursts with known redshifts [J]. Astronomy and Astrophysics, 2002, 390: 81-90.

*基金項(xiàng)目：國(guó)家自然科學(xué)基金 (U1231101) 和福建省教育廳A類項(xiàng)目 (JA15378) 資助.

收稿日期：2015-11-25；

修訂日期：2015-12-24

作者簡(jiǎn)介：林一清，女，教授. 研究方向：天體物理. Email: yqlin@xmut.edu.cn

中圖分類號(hào)：P172.3

文獻(xiàn)標(biāo)識(shí)碼：A

文章編號(hào):1672-7673(2016)03-0273-04

The Peak Energy Distribution of theνFν Spectra Obtained by Different Satellites

Lin Yiqing1,2

(1. School of Opto-electronic and Communication Engineering, Xiamen University of Technology, Xiamen 361024, China, Email: yqlin@xmut.edu.cn; 2. Fujian Provincial Key Laboratory of Optoelectronic Technology, Xiamen 361024, China)

Abstract:Gamma-ray bursts (GRBs) is one of the most violent events in the universe. The gamma-ray telescope CGRO/BATSE (Compton Gamma-Ray Observatory/Bursts and Transient Source Experiment) consists of 8 Large NaI Area Detectors (LADs) and it can detect more than 2700 GRBs due to its wide energy coverage (-25keV to -1MeV) and large field of view. Fermi (Fermi Gamma-Ray Space Telescope) can measure the spectra in a very wide energy band (from 8keV to more than 300GeV). It opens a new era of observational astronomy in the energetic gamma-ray band. Another mission HETE-2, as the first satellite entirely dedicated to the detection and study of GRBs, the FREGATE (French Gamma Telescope) gamma ray detector on board of HETE-2 is sensitive to photons in the energy band of ～10 to ～400keV. This sensitivity range, extended towards low energies, allows us to explore the emission of GRBs in hard X-rays and X-ray flashes (XRFs), which extend the Ep distribution to a few keV. These three satellites together provide us plenty of GRB samples. It is necessary to perform a detailed analysis of these data, and to find the contained GRB radiation physics information using statistical methods. The peak energy of the νFνspectra Ep is an important quantity of the GRBs and it is dramatically different from burst to burst. We study the peak energy Ep distribution of the νFνspectra of GRBs with samples of 57 bursts observed by HETE-2, 156 bright bursts observed by BATSE and 1407 bursts observed by Fermi. Our results show that the distribution of Ep is wide, and the distribution profile of the observed Ep from BATSE, HETE-2 and Fermi/GBM GRBs is consistent. The peak energy of the BATSE sample is statistically higher than that of HETE-2 and Fermi samples, but maybe this is because the selection of the BATSE samples are bright bursts. And the distributions of LogN-LogEp observed by these three satellites are also consistent with each other. These results indicate that the Ep distributions of GRBs observed by different satellites are similar, and the radiation physics of of these GRBs may be similar.

Key words:Gamma-ray; Bursts; Peak energy; Observations