為γ射線暴降能

通過對寄主星系紅移值的測量，發現γ暴釋放出巨大的能量。在極端情況下，γ暴GRB990123釋放了超過1054爾格的能量，相當於一顆恆星的靜止質能。現有的理論模型無法解釋如此大規模的能量釋放，導致了所謂的γ暴能源危機。

實事可能並非如此。3個小組發現原先對γ暴能量的估計也許偏高。γ暴釋放的能量可能「僅」為1051爾格左右。原因就是在噴流波束之中，早先的能量估計都假設γ暴的能量釋放是各向同性的，但是γ暴會形成張角為幾度的噴流波束。波束張角的變化會導致觀測流量和視亮度的變化。

按照γ暴的火球模型，緻密的「中央引擎」可以將火球的膨脹速度加速到相對論速度——接近光速。之後，激波將火球膨脹的動能轉化成γ射線。但是，內激波無法將所有的能量都轉化成輻射。外激波與周圍物質（星際物質或者是早期噴出的物質）的碰撞消耗了火球的大部分動能，並使之減速。外激波產生了餘輝。阿拉巴馬大學的康納頓（Connaughton）對γ暴GRB991216從γ暴階段到餘輝階段的觀測證實了這一觀點。

相對論時間延遲使以相對論速度噴出的球殼物質向前運動，沒有側向的膨脹。之後，在餘輝階段，火球減速並突然向四周膨脹。這一變化就產生了在GRB990510中所觀測到的在餘輝光變曲線中所出現的單色「噴流突變」（jet break）。噴流突變的時間取決於噴流的張角——張角小的噴流，較早出現噴流突變。因此餘輝提供了噴流張角的信息。

這一模型的一個直接推論使我們應該能觀測到孤立的餘輝——光學或者是射電餘輝，而且沒有γ射線對應體。當較窄的γ射線波束沒有指向地球而較寬的可見光或者射電輻射指向地球時，也會產生這一現象。事實上，我們預計會觀測到比γ暴多的孤立餘輝。但是到目前為止僅有一個觀測結果。在斯隆數字巡天（Sloan Digital Sky）中，馮德·班克（Vanden Berk）報告了這一神秘的光學暫現源。這一暫現源比超新星亮100倍。它也許是第一個觀測到的「孤立可見光閃」，因為當時BeppoSAX和康普頓γ射線天文台並沒有探測到γ射線爆發。

加州理工大學的沙利（Sari）對已知紅移的17個γ暴的能量輸出作了分析。沙利及其同事通過這些γ暴的餘輝數據來估計噴流的張角。當這些張角被用於γ暴的能量估計時，γ暴的能量就被降低到了大約5×1050爾格。普林斯頓大學的潘納特斯庫（Panaitescu）和普林斯頓高級研究所的庫馬（Kumar）提出了一些不同的看法。使用餘輝的多波段光變曲線和光譜，他們建立了餘輝的發射模型，並且估計了在餘輝階段的相對論動能。他發現動能大約為3×1050爾格。

第三方獨立的分析也支持了上述的觀點。羅馬空間天體物理研究所的皮若（Piro）報告，在γ暴發生後的相同時刻BeppoSAX觀測到的21個餘輝的X射線流量分布都很窄。我們發現，按照火球模型，X射線的流量和相對論動能有關。這暗示著，較窄的X射線流量分布為動能分布的寬度提供了一個上限。

在這些報告中也有一些小分歧。例如，沙利及其同事認為γ射線能量的變化因子為2，我們的報告則認為變化因子為10。但是，整個物理過程是清楚的，中央引擎輸出相對論性能量，大致和γ暴中的γ射線能量相當。

這些報告導致了幾個重要的結果。第一，修正以後的能量大約是1051爾格，大致和超新星爆炸釋放的能量相當。同時它也排除了一些γ暴的能源模型，例如，磁脈衝星和中子星合併模型。而對於大質量恆星模型則不必再為能量來源提供解釋了。

γ暴能量輸出的不變性為這些不可思議的爆炸加了很強的限制條件。它預示（但不要求）γ射線和餘輝要釋放出整個能源的能量。例如，在γ暴的坍縮星模型中，黑洞和吸積盤組成了中央引擎。這個模型為相對論噴流提供了兩個能源：黑洞的旋轉能和吸積盤的引力能。γ暴中釋放的近乎不變的能量預示，儘管吸積盤的質量和黑洞的旋轉在不同的系統中千差萬別，但黑洞的質量吸積和黑洞轉動能到噴流動能的轉化是差不多的。

γ射線能量以及餘輝的相似性還進一步預示γ射線的輻射機制十分的高效。這對於γ暴模型中的「內引擎」和產生γ射線的內激波又是一個很強的限制條件。

最後，較小的波束張角還預示γ暴的發生率應是觀測到的500倍。觀測到的γ暴的發生率為每個星系每107年一次，而確切的發生率是每個星系每105年一次。這一發生率是如此的高，以至於在每一百個超新星遺迹中，我們預計可以找到一個γ暴遺迹。安耶（Ayal）和皮瑞（Piran）估計，考慮到γ暴和超新星爆發表征的不同（一個是兩道噴流，一個是球形膨脹），在爆發後的150-1000年內就可以從超新星遺迹中區分出γ暴遺迹。射電觀測在半徑3千萬光年的範圍內應該能找到2-20個非球形γ暴。

現在的許多會議大家都在討論來自新的γ暴研究衛星高能暫現源探測器（High Energy Transient Explorer，HETE）的觀測結果。HETE用於給γ暴定位，並將它的精確位置傳回地球。這樣地面上的光學和射電望遠鏡就能捕捉到γ暴的餘輝了。HETE還沒有達到每年定位20個γ暴的預定目標。但是，在軟X射線再現源中探測到了超過200次的X射線暴。HETE發現了第一個餘輝GRB010921。

HETE確認了BeppoSAX發現的「富X射線暴」。這些暴的峰譜在10-50KeV之間，它的持續分布和長時間γ暴很相似。阿拉巴馬大學的其蓬（Kippen）認為所有BATSE發現的長暴中的25-30%是富X射線的。至今仍不清楚這是一種新型的爆發——所謂的「X射線閃」，或者僅僅是一般的γ暴，只是由於其紅移大於5使得γ射線紅化成了X射線。

事實上，放出1051爾格能量的γ暴穩坐宇宙中能量釋放的頭把交椅。從能量的角度來講，γ暴與超新星成協。然而，超新星在幾個月中釋放出1049爾格的輻射能，之後在大約1萬年的時間裡消耗剩下的1051爾格的動能。與之形成對比的是，γ暴在幾秒鐘內便將能量轉化成γ射線。而且，γ暴還是宇宙中最亮的天體。

芝加哥大學的藍伯（Lamb）指出，即使γ暴的紅移值為10，其餘輝的可見光亮度也可以達到18-20等。因此，γ暴在整個宇宙中清晰可見。高紅移γ暴（目前紅移最高的γ暴是GRB000131，紅移值為4.5）是研究早期宇宙的有力工具。當然限制是這些強烈的爆發僅僅持續很短的時間。只有眼疾手快才能抓住它。而這正是HETE的專長。

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