傳統(tǒng)的超新星或者類超新星暫現(xiàn)源,比如理論上的千新星,被認(rèn)為是由放射性衰變供能。通常放射性衰變加熱率與拋射物質(zhì)量以及放射性元素含量有關(guān),因而對(duì)超新星峰值光度存在一定的限制。除了放射性衰變,另一種可能的供能方式一中心能源供能,也扮演著重要作用。一顆高速旋轉(zhuǎn)的磁星作為中心能源,在并合新星與超亮超新星研究中被廣泛采用。由于來自磁星的能量注入,使得并合新星與超亮超新星的光度一般要高于千新星與傳統(tǒng)超新星。除了作為并合新星與超亮超新星的中心能源,歷史上,毫秒磁星早已被認(rèn)為是伽馬射線暴(伽馬暴)的可能中心能源。一顆長(zhǎng)時(shí)間存活的磁星有助于解釋伽馬暴余輝輻射中的平臺(tái)與耀發(fā)現(xiàn)象。根據(jù)持續(xù)時(shí)間的長(zhǎng)短,伽馬暴可以分為長(zhǎng)暴與短暴。長(zhǎng)暴普遍被認(rèn)為與大質(zhì)量恒星塌縮相關(guān),而短暴起源于雙致密星并合。GRB111209A/SN2011kl是有史以來發(fā)現(xiàn)的第一例伽馬暴—超亮超新星成協(xié)。GRB111209A/SN2011kl的成協(xié),將伽馬暴研究與超亮超新星研究聯(lián)系起來。在2017年,引力波信號(hào)GW170817的探測(cè)直接驗(yàn)證了短暴可以形成于雙中子星并合。除了短暴,并合后形成的并合新星也可以作為引力波信號(hào)的電磁對(duì)應(yīng)體。由于準(zhǔn)各向同性的輻射特征,同時(shí)又比傳統(tǒng)意義上的千新星更為明亮,并合新星被認(rèn)為是最為理想的引力波信號(hào)電磁對(duì)應(yīng)體。作為統(tǒng)一的中心能源,磁星供能將伽馬暴,并合新星與超亮超新星研究聯(lián)系了起來。因此,通過借鑒伽馬暴理論,本文主要探究磁星供能模型在并合新星與超亮超新星中的應(yīng)用�；诖判枪┠苣Ｐ�,本文主要介紹了我們?cè)诓⒑闲滦桥c超亮超新星方面的四個(gè)的工作。(1)在光學(xué)巡天中發(fā)現(xiàn)并合新星可以一定程度上估計(jì)雙中子星并合率,從而指導(dǎo)引力波的探測(cè)。作為直接的嘗試,我們從PS1-MDS巡天中發(fā)現(xiàn)了可能的并合新星候選體。(2)如何從眾多的光學(xué)暫現(xiàn)源中區(qū)分出并合新星需要更好的方法。由于來自中心磁星的能量注入,在并合拋射物中會(huì)形成向外傳播的激波。在穿出拋射物時(shí),會(huì)形成短時(shí)標(biāo)的明亮的激波突破輻射。這可以作為并合新星特殊的前兆輻射,有助于快速分辨出可能的并合新星候選體。(3)并合新星本身作為引力波信號(hào)的電磁對(duì)應(yīng)體,有助于對(duì)雙中子星引力波信號(hào)的證認(rèn)。GW 170817的發(fā)現(xiàn)讓我們第一次有機(jī)會(huì)深入研究雙中子星并合的過程。從千新星和并合新星的區(qū)別出發(fā),我們利用中心能源模型重新對(duì)與引力波成協(xié)的AT2017gfo進(jìn)行了多波段擬合,發(fā)現(xiàn)并合新星模型可以更自洽的解釋AT2017gfo。我們的結(jié)果顯示相應(yīng)的并合產(chǎn)物應(yīng)該是一顆長(zhǎng)時(shí)間存活的大質(zhì)量中子星,這對(duì)目前多數(shù)的中子星狀態(tài)方程來說是一個(gè)不小的挑戰(zhàn)。(4)除了雙中子星并合,我們也嘗試尋找超亮超新星中心能源與伽馬暴中心能源之間存在的區(qū)別與聯(lián)系。初步的統(tǒng)計(jì)結(jié)果顯示,超亮超新星磁星與伽馬暴磁星在磁場(chǎng)強(qiáng)度上存在明顯的區(qū)別�；诖判枪┠苣Ｐ�,通過引入耀發(fā)式的能量注入,我們擬合了SN2015bn光變曲線的多次起伏特征。這預(yù)示出中心能源的長(zhǎng)時(shí)標(biāo)活動(dòng)性。通過與伽馬暴耀發(fā)對(duì)比,發(fā)現(xiàn)兩者在時(shí)標(biāo)和光度上存在一定的聯(lián)系。因此,盡管具有不同的磁場(chǎng)強(qiáng)度,超亮超新星磁星與伽馬暴磁星一定程度上也存在著相關(guān)性�；诖�,我們嘗試在一個(gè)統(tǒng)一的框架里討論了由磁星驅(qū)動(dòng)的各種爆發(fā)現(xiàn)象。將來一個(gè)統(tǒng)一的磁星供能模型的建立是非常有意義的。
【學(xué)位單位】：華中師范大學(xué)
【學(xué)位級(jí)別】：博士
【學(xué)位年份】：2019
【中圖分類】：P145.3
【部分圖文】：

圖１．１．１：典型的伽馬暴瞬時(shí)輻射光變與能譜特征，圖片取自Ｐｉｒａｎ邋（１９９９）。逡逑由此也解開了人們研究伽馬射線暴的序幕。逡逑由于最開始的觀測(cè)能力有限，人們對(duì)伽馬暴這種天文現(xiàn)象的認(rèn)知存在局限性，研究緩慢。１９９１年Ｃｏｍｐｔｏｎ伽馬射線天文臺(tái)（ＣＧＲＯ）的升空，人們迎來了伽馬暴研究的明。搭載Ｃｏｍｐｔｏｎ—同升空的ＢＡＴＳＥ探測(cè)器觀測(cè)能段位于２５－２０００ｋｅＶ，具有較氋的時(shí)分辨率和能量分辨率。ＢＡＴＳＥ在升空后的十年間觀測(cè)到了２７０４個(gè)伽馬暴，極大的拓展了馬暴樣本數(shù)量（Ｐａｃｉｅｓａｓｅｔａｌ．邋１９９９）。首先ＢＡＴＳＥ發(fā)現(xiàn)大多數(shù)伽馬暴瞬時(shí)輻射的光變精細(xì)結(jié)構(gòu)，如圖１．１．１所示。同一個(gè)伽馬暴可能包含幾次短時(shí)標(biāo)間斷性的暴發(fā)，而每一發(fā)的光變都呈現(xiàn)出多次脈沖式的結(jié)構(gòu)。單次脈沖的持續(xù)時(shí)間遠(yuǎn)遠(yuǎn)小于伽馬暴本身的時(shí)間。伽馬暴瞬時(shí)輻射這種脈沖式的光變特征提供了一個(gè)研究其產(chǎn)生機(jī)制的線索。，ＢＡＴＳＥ得到了瞬時(shí)輻射的能譜特征。如圖１．１．１所示，瞬時(shí)輻射能譜大致可以分為冪律譜。利用兩段形式的冪律函數(shù)可以較好的擬合瞬時(shí)輻射能譜，通常將其稱為Ｂａｎｄ數(shù)（Ｂａｎｄｅｔａｌ．邋１９９３）。逡逑基于統(tǒng)計(jì)分析，ＢＡＴＳＥ還得到另外兩個(gè)非常重要的信息。根據(jù)伽馬暴樣本在天球上

博士學(xué)位論文逡逑ＤＯＣＴＯＲＡＬ邋ＤＩＳＳＥＲＴＡＴＩＯＮ逡逑，有助于我們理解伽馬暴的產(chǎn)生機(jī)制。雖然ＢＡＴＳＥ具有較高的時(shí)間和能量分辨率，不能獲得精確的伽馬暴紅移。因此我們期望對(duì)伽馬暴進(jìn)行多波段觀測(cè)，以期得到測(cè)信息，幫助我們加深對(duì)伽馬暴的認(rèn)識(shí)。除了ＢＡＴＳＥ之外，Ｃｏｍｐｔｏｎ上還搭載了器ＥＧＲＥＴ。ＥＧＲＥＴ具有較高的觀測(cè)能段，２０ＭｅＶ－３０ＧｅＶ。ＥＧＲＥＴ從數(shù)個(gè)伽馬射中探測(cè)到了高能光子輻射（Ｓｃｈｎｅｉｄｅｔａｌ．邋１９９２，邋１９９５等）。高能光子的發(fā)現(xiàn)顯暴具有多波段輻射特征。相較于高能輻射，我們更期望于低能輻射，甚至于光學(xué)于低能光子與高能光子觀測(cè)設(shè)備聚焦原理的完全不同，使得光學(xué)觀測(cè)需要精確的。然而ＢＡＴＳＥ盡管具有較好的時(shí)間和能量分辨率，但空間定位能力較差，不足以射時(shí)標(biāo)內(nèi)引導(dǎo)光學(xué)設(shè)備對(duì)伽馬暴進(jìn)行觀測(cè)。逡逑

，導(dǎo)光學(xué)設(shè)備對(duì)伽馬暴進(jìn)行觀測(cè)。逡逑２７０４邋ＢＡＴＳＥ邋Ｇａｍｍａ－Ｒａｙ邋Ｂｕｒｓｔｓ逡逑＋９０逡逑－９０逡逑：：＾ｈｂｈｐｈｉ逡逑１0－７邋１0－６邋１0－５邋＾０＾Ａ逡逑Ｒｕｅｎｃｅ，５０－３００邋ｋｅＶ邋（ｅｒｇｓ邋ｃｍ－２）逡逑Ｅ伽馬暴在銀河系坐標(biāo)天球中的分布，圖片取自ｈｔｔｐｓ：／／ｇａｍｍａｒａｙ．ｎｓｓｔＡＴａｏ

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