當我們仰望夜空，除了星光由于地球大氣的擾動而閃爍和在極幸運的情況下看到幾道流星劃過天際外，映入我們眼簾的星空總是那么靜謐、悠遠而難以察覺其變化。是的，相比于恒星和宇宙長達百萬年至百億年的漫長演變，人類的一生哪怕是整個人類的歷史都顯得那么的短暫，短暫到時間似乎都已經(jīng)凝固。然而，在另外一個極端，當我們使用一些反應極為迅速和靈敏的，能夠在分、秒、毫秒乃至微秒時間尺度上分辨圖像差異的望遠鏡去觀察天空的時候，我們卻又將看到一個截然不同的宇宙，從中發(fā)現(xiàn)大量稍縱即逝的瞬間輻射現(xiàn)象，它們可能出現(xiàn)在從無線電波到伽馬射線的各個電磁波段。如果將天空中的這些暫現(xiàn)源收集在一起按照時間序列做成一個動畫的話，我們就將看到一個此起彼伏、波瀾壯闊的生動場景，充分展現(xiàn)出變化方為宇宙之真諦。

雖然只是短短的一瞬間，但實際上暫現(xiàn)源輻射卻總是意味著一次極為劇烈的能量爆發(fā)，其程度遠超地面乃至太陽系內(nèi)所見的任何自然現(xiàn)象。因為唯有如此，其光芒才能在數(shù)千乃至數(shù)億光年之外依舊璀璨，從而被我們的探測器所捕捉。那么，這些短暫而劇烈的電磁爆發(fā)現(xiàn)象究竟是如何發(fā)生的？無疑是天文學家們需要回答的一個重大科學問題。從更加物理的角度來看，巨大的能量釋放常常意味著天體系統(tǒng)具有非常極端的物理條件(比如極強的引力場或電磁場、極高的溫度或密度以及相對論性的速度等)以及該系統(tǒng)還可能同時導致非電磁波的其他強烈輻射信號(比如中微子、宇宙線乃至引力波等)，這使得它們成為了人們探索極端物理狀態(tài)和過程的重要場所。因此，以探索暫現(xiàn)源現(xiàn)象為主要目標之一的時域天文學研究正逐漸成為天文學領域的一個重要新興方向。尤其是，近年來實現(xiàn)的高能中微子、引力波等新探測技術還大大擴展了暫現(xiàn)源研究的手段和內(nèi)涵，將這一方向帶入了多信使研究的全新時代。

正是在此背景下，以X射線和伽馬射線這些高能段的暫現(xiàn)源現(xiàn)象為主要探測目標，中國科學院適時提出并研制了引力波暴高能電磁對應體全天監(jiān)測器(英文簡稱GECAM)，它由兩顆分處地球兩側(cè)的同軌道衛(wèi)星組成，具有全天視場和從6 keV 到5 MeV的寬觀測能段。GECAM探測器將于今年秋冬之際發(fā)射升空，屆時有望在以引力波高能電磁對應體為代表的高能暫現(xiàn)源領域發(fā)揮重要作用。

2、伽馬射線暴和引力波事件

在所有的高能暫現(xiàn)源中，伽馬射線暴(簡稱伽馬暴)無疑是最受人們關注的，它們最早發(fā)現(xiàn)于冷戰(zhàn)時期美國對蘇聯(lián)的核監(jiān)測活動。圖1 展示的正是做出這項發(fā)現(xiàn)的美國軍用衛(wèi)星Vela 及其記錄下的第一個伽馬暴。在通常長至上百秒短至零點幾秒的輻射持續(xù)時間內(nèi)，一次伽馬暴所釋放的能量竟然可以與太陽一生(約一百億年)所輻射的總能量相當(即約焦耳)，算得上是宇宙中各類爆發(fā)現(xiàn)象中的王者。伽馬暴輻射期間，其流量會發(fā)生快速急劇的變化，變化時標可短至毫秒量級。這表明其輻射區(qū)域的大小不太可能遠大于恒星系統(tǒng)的尺度。換句話說，伽馬暴的能量應主要來自于恒星級的天體活動。并且，考慮到巨大的能量需求，實際上只可能是恒星級天體系統(tǒng)全部引力勢能的急劇釋放。

圖1 首次發(fā)現(xiàn)伽馬暴現(xiàn)象的美國軍用衛(wèi)星Vela（a）及其在1967 年7 月2 日記錄下的第一個伽馬暴光變曲線(b)（橫坐標為時間，縱坐標為光子數(shù)）（圖片來源：http://www.astro.sunysb.edu/fwalter/AST101/images/firstgrb_vela4.gif）

因此，理論上講，伽馬暴現(xiàn)象很可能起源于大質(zhì)量恒星的核心塌縮和雙致密星系統(tǒng)的并合這兩類災難性的天體物理過程(如圖2 所示)。非常有意思的是，根據(jù)伽馬暴輻射持續(xù)時間的長短，它們的確可以被大致分為兩種不同的類型，相應的典型時間(數(shù)十秒和零點數(shù)秒)恰好分別與恒星核心塌縮和雙致密星并合的發(fā)生時標相吻合。進一步的觀測還發(fā)現(xiàn)，在持續(xù)時間較長的伽馬暴(稱為長暴)發(fā)生后，如果其距離足夠近，在光學波段的確可以監(jiān)測到明顯的超新星輻射信號。這充分展現(xiàn)了長暴和大質(zhì)量恒星塌縮的相關性。而對于持續(xù)時間較短的伽馬暴(稱為短暴)的起源確認，則一直要等到人類成功實現(xiàn)引力波探測之后才得以實現(xiàn)。如圖3所展示的，2017 年8 月17 日，引力波探測器LIGO首次探測到了來自于一對中子星發(fā)生并合的引力波輻射(GW170817)，而在此1.7 秒后Fermi 伽馬射線望遠鏡則成功捕捉到了伽馬暴GRB 170817A，從而為短暴的致密星并合起源提供了確鑿的證據(jù)。與此同時，這一發(fā)現(xiàn)也使短伽馬暴成為了引力波時代天文學觀測的明星對象，當然也將是計劃中GECAM探測器的核心觀測目標。

圖2 伽馬暴的兩種起源(a)大質(zhì)量恒星的塌縮；(b)雙致密星的并合（圖片來源：http://www.mpe.mpg.de/1048427/CompactObjects）

圖3 引力波事件GW170817 和短伽馬暴GRB 170817A的成協(xié)觀測（圖片來源：https://www.urania.edu.pl/pliki/obrazki/fale-grawitacyjne/gw170817/lightcurves_Fermi_LIGO.jpg）

置身于引力波時代的黎明時刻，發(fā)現(xiàn)與引力波事件成協(xié)的短暴具有至關重要的科學意義，它可以有效幫助改善引力波信號的定位精度，從而減小對宿主星系的搜尋范圍，促成對千新星和多波段余輝的成功觀測。對這些后隨輻射的觀測實際上是人們具體了解致密星并合過程和伽馬暴爆發(fā)機制的主要途徑。具體來講，有以下幾個方面的科學價值。

(1)宿主星系的性質(zhì)及短暴在星系中所處的位置可為確定前身星的性質(zhì)及暴周環(huán)境提供重要線索。同時，通過宿主星系所得到的紅移和距離值將使引力波信號具有標準汽笛的作用，能夠用來精確測量哈勃常數(shù)。

(2)余輝輻射是人們理解伽馬暴現(xiàn)象的重要探針。一直以來，為了自洽解釋伽馬暴的巨大能量、較小尺度和非熱輻射特征，人們普遍相信伽馬暴輻射應起源于具有極端相對論性速度的噴流的內(nèi)部能量釋放(比如通過內(nèi)部的激烈碰撞)。并且，由于內(nèi)部耗散并不能完全消耗掉噴流所有的動能，所以當噴流在環(huán)境物質(zhì)中持續(xù)運動時，必將通過激波作用不斷掃積環(huán)境物質(zhì)并使它熱化，繼而產(chǎn)生持續(xù)的多波段余輝輻射。圖4 形象描繪了上述這些過程。具體的輻射機制則很可能是被激波加速后的相對論性電子的同步輻射及伴隨的逆康普頓散射過程，其中所需的磁場則來自于對星際磁場的激波放大。因此，通過余輝觀測，人們可以了解伽馬暴噴流的能量、環(huán)境物質(zhì)的密度分布以及相對論性激波的粒子加速和磁場放大效應。而對于GRB170817A這類與引力波成協(xié)的近距離伽馬暴，則為更進一步研究噴流的角向結(jié)構(gòu)創(chuàng)造了機會，因為其觀測方向大概率顯著偏離噴流的軸心方向。對噴流結(jié)構(gòu)的揭示使人們能夠更好地了解中心引擎噴發(fā)物質(zhì)的機制和噴流在稠密的并合拋射物中傳播突破的過程，因為正是這些過程決定了噴流的角向結(jié)構(gòu)。此處，伽馬暴輻射和引力波信號之間的時間間隔一部分也是由噴流的傳播突破過程引起的，因此可為這個過程提供一項獨立的重要限制。

圖4 伽馬暴及其余輝產(chǎn)生過程的示意圖（圖片來源：https://earthsky.org/upl/2019/11/gamma-ray-burst-mechanism-lg.jpg）

(3)千新星輻射是研究并合拋射物性質(zhì)的主要依據(jù)。當兩個中子星或一個中子星和一個黑洞發(fā)生并合的時候，會有千分之幾到百分之幾倍太陽質(zhì)量的物質(zhì)通過潮汐離心、碰撞擠壓和吸積反饋等過程被拋射到星際空間中(如圖5 所示)，其中有相當一部分物質(zhì)可以通過快中子俘獲過程形成為超鐵元素。在隨后數(shù)天內(nèi)，當并合拋射物吸收了足夠多的能量(比如超鐵元素的放射性衰變能量)之后，它就將在紫外、光學及紅外波段發(fā)出較為明亮的熱輻射，即為千新星輻射。因此，通過千新星觀測，人們可以了解并合拋射物的質(zhì)量和元素組成情況，進而幫助理解宇宙中超鐵元素的起源問題。

圖5 雙中子星并合過程中物質(zhì)空間分布隨時間變化的計算機模擬，對應的時間依次為0，14.4，16.5，24.8 毫秒。顏色越紅表示密度越高，越藍表示密度越低（圖片來源：https://www.gauss-center.de/fileadmin/research_projects/2014/Astrophysik/rezzolla_pr32pi_Fig02.jpg）

(4)伽馬暴和引力波的聯(lián)合觀測是揭示爆后殘留致密天體性質(zhì)的必然途徑。目前，觀測數(shù)據(jù)常常暗示中心殘留致密天體有可能是一顆高速旋轉(zhuǎn)高度磁化的中子星(毫秒磁星)，而這一判斷正確與否直接關系到我們對數(shù)倍核飽和密度下物質(zhì)狀態(tài)這一重大基礎物理問題的理解。毫秒磁星的存在將可能對千新星和余輝輻射造成額外的顯著影響，甚至可能導致新的伽馬射線輻射成分，如在某些短暴中觀測到的軟伽馬射線延展輻射。此時，如果能夠同時探測到該毫秒磁星所發(fā)出的持續(xù)引力波輻射，那就將能夠?qū)ζ湫再|(zhì)給出非常確切的判斷。

綜上所述，開展針對引力波事件的伽馬射線協(xié)同觀測是相關多信使研究中的關鍵一環(huán)，能夠全方位地推動短伽馬暴研究的深入開展，幫助解決該領域一系列的關鍵科學問題以及一些重大的基礎物理問題。

3、磁星爆發(fā)

如果說那些出現(xiàn)在宇宙深處的磁星仍然還有待更多觀測檢驗的話，那么銀河系內(nèi)已經(jīng)確認的磁星便為人們認識它們的暴戾個性提供了絕佳的機會，盡管這些河內(nèi)磁星的旋轉(zhuǎn)都相對較為緩慢(周期為數(shù)秒)。當磁星進入活躍期的時候，它們總能夠發(fā)出一系列密集的X射線爆發(fā)輻射。在少數(shù)情況下，甚至還能夠產(chǎn)生極為強烈的伽馬射線巨耀發(fā)，瞬間釋放能量高達焦耳，幾乎可以被看作是一次微型的伽馬射線暴。即使在它們平靜的時候，也總是會不斷發(fā)出較為可觀的X射線寧靜輻射。磁星的X射線爆發(fā)通常被認為是其強大的磁場能量在局部不斷累積，最終導致突然釋放的結(jié)果。這個過程如果是發(fā)生在星體的內(nèi)部，那可能是不斷增大的磁壓使星體殼層發(fā)生巨大的形變并使其最終斷裂、破碎(圖6)。如果是發(fā)生在星體的外部，則可能是磁層中磁力線的局部高度扭曲最終發(fā)生重聯(lián)。這些能量的釋放有可能在磁星的磁層中形成一個受閉合磁力線束縛的火球，由它產(chǎn)生被觀測到的爆發(fā)輻射。此外，也還有一定的可能導致相對論性的外流物，造成其他輻射成分。因此，通過對河內(nèi)磁星X射線和伽馬射線爆發(fā)事件的觀測，將使人們更多地獲知它們的磁場和磁層結(jié)構(gòu)、爆發(fā)和輻射機制，從而為人們理解宇宙中磁星的行為特征提供更多的依據(jù)。

圖6 磁星爆發(fā)的藝術想象圖：星震導致殼層破裂和位移，能量噴涌而出。由于磁場的約束，能量只能在一個有限的空間范圍內(nèi)分布（圖片來源：https://www.cosmographica.com/spaceart/album/Black%20Holes,%20Exotic%20Stars/slides/402-Magnetar-B.jpg）

非常值得一提的是，就在前不久的2020年4月28日，人們在河內(nèi)磁星SGR J1935+2154進入了一次新的活躍期的情況下，發(fā)現(xiàn)了一個來自于該磁星的只持續(xù)了數(shù)毫秒的射電(頻率從數(shù)十MHz到數(shù)百GHz之間的無線電波)爆發(fā)，并且還發(fā)現(xiàn)它在時間上與一次X射線暴高度吻合，見圖7所示。我國的慧眼衛(wèi)星為此項X射線觀測做出了重要貢獻。這一事件在天文界引起了不小的轟動，因為一類被稱作快速射電暴的現(xiàn)象實際上已困擾天文學家們十幾年了。

圖7 與快速射電暴FRB 200428 同時發(fā)生的磁星SGR J1935+2154的X射線暴光變曲線（橫坐標為時間，縱坐標為光子數(shù)）。從下到上分別為1~10 keV，10~30 keV，27~250 keV三個能段的情況。圖中虛線標示了射電脈沖的發(fā)生時刻

4、快速射電暴

快速射電暴最早發(fā)現(xiàn)于2007 年，它們是天空中隨機出現(xiàn)的一種短暫而劇烈的射電爆發(fā)現(xiàn)象，持續(xù)時間通常只有幾毫秒，輻射流量有時可達到數(shù)個央斯基(1 央斯基等于)。電磁波在等離子體中的傳播速度高度依賴于它們的頻率，頻率越低影響越甚。因此，同時發(fā)出的不同頻率射電輻射在經(jīng)過介質(zhì)傳播后將在觀測者處具有明顯不同的到達時間(稱之為色散，如圖8 所示)，這是快速射電暴輻射的一大特點。色散程度的大小(即色散量)主要取決于輻射傳播所經(jīng)過路徑上自由電子的柱密度。非常有意思的是，人們發(fā)現(xiàn)快速射電暴的色散量總是會明顯超出銀河系介質(zhì)在其方向上的全部貢獻，表明它們的光路應遠大于銀河系的尺度，因此也具有宇宙學的距離。目前發(fā)現(xiàn)的快速射電暴總數(shù)已超過上百例，它們的統(tǒng)計性質(zhì)也的確傾向于支持宇宙學起源。特別是隨著CHIME 和ASKAP等新一代射電望遠鏡的運行，目前已有好幾例快速射電暴被精確定位，使人們找到了它們的宿主星系、證實了它們的宇宙學起源。圖9 展示了尋找快速射電暴FRB 190523宿主星系的過程。

圖8 快速射電暴的輻射脈沖（黃色圓形標記）在不同的頻率具有不同的到達時間?？鄢龝r間延遲效應再疊加所有信號后得到的脈沖輪廓展示于插圖中（圖片來源：https://www.media.inaf.it/wp-content/uploads/2017/08/frb-dispersion-mala.jpg）

圖9 快速射電暴FRB 190523 的光變曲線（右）及對其宿主星系的搜尋（左和中）（圖片來源：http://cdn.sci-news.com/images/enlarge6/image_7353e-FRB-190523.jpg）

前文提到的4 月28 日磁星射電爆發(fā)事件之所以能夠引起轟動，一個重要原因就在于這是第一次在河內(nèi)發(fā)現(xiàn)此類現(xiàn)象。不過，相比于那些來自于宇宙深處的樣本，4 月28 日事件的射電能量釋放仍然要小得多，因此目前并不能完全確定它們就一定是同類現(xiàn)象。但無論如何，4 月28 日事件大大促進了人們對快速射電暴可能和磁星相關聯(lián)的思考。當然，除此之外，作為理論上的大膽猜想，人們還提出過多種其他的快速射電暴可能起源，比如雙致密星的并合、大質(zhì)量中子星的塌縮、原初黑洞的蒸發(fā)、超導宇宙弦的振蕩和爆發(fā)甚至是外星人等各種奇思妙想。當然，其中有些模型可能并不容易解釋快速射電暴的重復爆發(fā)，而觀測上卻的確在一些樣本中發(fā)現(xiàn)過重復爆發(fā)的情況(有時候還非常頻繁)，盡管其他大多數(shù)樣本迄今并未如此。此外，即使是在磁星模型下，對其具體的能量爆發(fā)機制目前也存在著諸多不同的說法，比如星體局部磁場的重聯(lián)、類似于地震的星震、外來高能粒子流的擊打以及小行星的撞擊等等?？偠灾?，快速射電暴的起源仍然是一個懸而未解的科學疑難。

快速射電暴的研究之所以存在如此大的不確定性，一個重要的原因就在于其他波段電磁對應體觀測的缺失。這既不利于對快速射電暴的精確定位，同時也導致很難對其輻射機制及相伴隨的物理過程做出有效限制。根據(jù)現(xiàn)有的觀測結(jié)果，人們大概知道快速射電暴的輻射具有極高的亮溫度(射電流量對應的等效黑體溫度)和明顯的線偏振度，這表明它們應來自于大尺度有序磁場中的相干輻射過程，其最可能的輻射機制主要有曲率輻射和脈澤輻射。不同的輻射機制往往會要求非常不同的爆發(fā)過程和爆發(fā)環(huán)境，并且可能導致非常不同的其他波段的對應體輻射。因此，多波段對應體觀測對于鑒別快速射電暴的爆發(fā)機制乃至起源應具有重要的作用。比如，4 月28 日的河內(nèi)磁星射電爆發(fā)事件就表明它們有可能與X射線暴相伴隨。那么，一方面，深入挖掘這一成協(xié)事件的物理啟示無疑是當前快速射電暴研究的一個重大課題；另一方面，無疑還告訴人們，在未來的快速射電暴觀測中應高度重視對其高能對應體輻射的搜尋或觀測限制，因此這也將是GECAM 等高能探測器可以有所作為的一個重要方向。

5、結(jié)束語

宇宙中的暫現(xiàn)源現(xiàn)象實際上還有很多，比如由于白矮星或中子星吸積物質(zhì)所導致的熱核暴、理論上預言的白矮星塌縮為中子星的過程、各種類型的超新星爆發(fā)尤其是超亮超新星、以及超大質(zhì)量黑洞潮汐瓦解恒星的事件，等等。無論如何，綜合本文管中窺豹的一點描述，我們不難看到時域天文學方興未艾、蓬勃發(fā)展的壯闊前景，其中蘊含著諸多取得重大科學發(fā)現(xiàn)的機遇。具體依托GECAM等我國自主研發(fā)的高能探測器，我國天文學家有望在X射線和伽馬射線暫現(xiàn)源的觀測和理論研究方面做出重要的貢獻，促進相關研究前沿的發(fā)展乃至重要突破。

原文標題：驚鴻一瞥：宇宙中那些短暫而劇烈的電磁爆發(fā)現(xiàn)象

文章出處：【微信公眾號：中科院半導體所】歡迎添加關注！文章轉(zhuǎn)載請注明出處。

責任編輯：haq