不同卫星伽玛νFν暴谱的峰值能量分布*1

林一清

(1. 厦门理工学院光电与通信工程学院，福建 厦门　361024；2. 福建省高校光电技术重点实验室，福建 厦门　361024)



不同卫星伽玛νFν暴谱的峰值能量分布*1

林一清1,2

(1. 厦门理工学院光电与通信工程学院，福建 厦门361024；2. 福建省高校光电技术重点实验室，福建 厦门361024)

摘要：伽玛暴是宇宙中最剧烈的爆发现象之一，观测伽玛暴预警和暂现源实验卫星 (Compton Gamma-Ray Observatory/Bursts and Transient Source Experiment, BATSE)、高能暂现源探测卫星(High Energy Transient Explorer, HETE)和Fermi提供了大量的伽玛暴样本，对这些数据进行分析，用统计的方法寻找其中蕴含的伽玛暴辐射物理信息是必要的。伽玛暴能谱νFν的峰值能量Ep是伽玛暴一个很重要的物理量，并且每个暴的峰值能量不同。研究比较不同仪器观测的伽玛暴νFν谱的峰值能量Ep分布，发现伽玛暴的峰值能量Ep分布很宽，不同仪器的Ep分布相似，BATSE样本Ep分布的峰值比HETE-2和Fermi样本的Ep峰值要大一些，这可能是由于选取的BATSE样本都是亮暴造成的。3种仪器观测的LogN-LogEp分布也没有显著差异。即从统计学的角度上讲，3种暴的Ep分布没有本质不同，不同仪器观测到的伽玛暴的辐射物理信息应该是一致的。

关键词：伽玛射线；暴；峰值能量；观测

伽玛射线暴(Gamma-Ray Bursts, GRBs)是人们观测到的一种来自宇宙学距离的伽玛射线在短时间内忽然增强的极端高能爆发现象。自伽玛暴被发现以来，不同卫星的观测和地面望远镜的余辉跟踪让我们对伽玛暴有了本质的认识，而对伽玛暴瞬时能谱和谱随时间演化的研究，为伽玛暴的辐射机制研究提供了有利的证据。其中，伽玛暴能谱νFν的峰值能量Ep是伽玛暴一个很重要的物理量，它与一些观测量(如流量、光度或各项同性能)之间都存在相关性[1]。最初，人们认为观测到的伽玛暴瞬时谱中除了一般的非热辐射(幂律谱)成分外，还有一部分热辐射(黑体辐射)成分，Ep被认为是热成分的峰值[2]。但是，这种模型过高地估算了大部分暴的X射线流量观测值。现在普遍认为，如果观测仪器的能量波段足够宽，那么一个典型暴的瞬时辐射能谱大致为两段幂律谱，并且大都可以由Band函数给出很好的拟合，高能段和低能段分别是两段幂律谱在中间Ep处平滑的连接[3]。也有一些暴的瞬时辐射谱表现为单一的幂律谱，这可能是由于一些观测仪器的观测能段狭窄(如Swift卫星伽玛暴预警望远镜的观测能段为15～150 keV)，对伽玛暴的瞬时辐射高能谱的确定较为困难，因此很难获得高能部分的谱指数，而这个单一的幂律谱可能只是Band函数的低能部分[4]。事实上，利用谱指数和Ep之间满足的一些经验相关性或利用谱的硬度信息等估算得到Swift/BAT暴的Ep值，仍可与BAT与其它的覆盖高能段的观测仪器(如Konus-WIND、Fermi-GBM)联合观测得到的结果一致[5]。

到目前为止，比较完整的伽玛暴谱性质主要由1991年发射成功的康普顿天文台伽玛暴预警和暂现源实验卫星、2000年成功发射的高能暂现源探测卫星、2004年发射的Swift卫星和2008年发射的费米伽玛射线空间望远镜观测得到。这些观测卫星具有不同的观测能段、不一样的灵敏度和不同的观测特征。

伽玛暴预警和暂现源实验卫星是康普顿天文台的4个观测仪器之一，观测能段在20 keV～2 MeV之间，以其较高的时间分辨率和能量分辨率在十年间(04/1991-05/2000)观测到了2 704个伽玛暴[6]。伽玛暴预警和暂现源实验卫星的能段介于低能段观测的Swift/伽玛暴预警望远镜和高、宽能段观测的Fermi/伽玛监视器(Gamma-ray Burst Monitor, GRB)之间，使BATSE暴成为伽玛暴瞬时辐射的亚keV、MeV和GeV观测的重要桥梁。高能暂现源探测卫星是一颗专门用于研究伽玛暴的小卫星，它的主要目的是通过瞬时辐射对伽玛暴进行定位并且迅速把暴源的精确方位发布给地面望远镜。HETE-2的法国伽玛射线望远镜(FREGATE)对10～400 keV波段的质子比较敏感，这个敏感波段可以延伸到低能的波段，使得对分布在几keV的硬X-射线和X射线闪的Ep探测成为可能。费米卫星包含伽玛暴监测器(Gamma-ray Burst Monitor, GBM)，能段为8 keV～25 MeV和大视场望远镜(Large Area Telescope, LAT)，观测能段为20 MeV～300 GeV两个仪器。费米卫星宽、高能观测的加入扩展了伽玛暴观测的能段范围，使得对伽玛暴的观测得以全波段进行，从而能比较完整地记录伽玛暴辐射能谱[7]。虽然伽玛暴监测器的能段范围完全覆盖了伽玛暴预警和暂现源实验卫星的能段，但是伽玛暴监测器不具有伽玛暴预警和暂现源实验卫星的灵敏度。

鉴于不同卫星观测的能段范围不一致，它们的观测特征不一致，Ep又是伽玛暴一个非常重要的观测量，本文比较几种卫星观测的伽玛暴能谱νFν的峰值能量Ep的分布。

1数据描述

文[3]对谱给出一个很好的唯象拟合，实际上是在截断能量处平滑连接起来的两段幂律谱。由于Swift/BAT的观测能段比较窄(15～150 keV)，伽玛暴预警望远镜观测到的只是伽玛暴谱很小的一部分，绝大部分伽玛暴的Ep超过了伽玛暴预警望远镜的观测范围。为了使得结果比较真实可信，这里不考虑Swift暴，仅比较BATSE、HETE-2和Fermi 3种仪器的伽玛暴观测样本。

BATSE暴样本的数据主要从文[8]收集。为了获得每个暴谱演化中比较合理的时间分辨图像，他们仅考虑亮暴，即所有能量波段的总流量>20 keV的暴，或者在BATSE的能量触发波段50～300 keV中，峰值流量超过10 photons cm-2s-1的暴。这样从BATSE卫星发射到1998年9月23日，共从5 500个谱中收集156个暴的Ep数据。

HETE-2暴样本的数据主要从参考文献和HETE-2的网上收集，共收集到HETE-2/FREGATE观测到的57个暴。在这57个暴中，有49个暴的Ep是通过Band函数拟合谱得到的。另外的8个暴只获得它们的流量，它们的Ep值都是从谱硬度比估算获得。

最后从网站http://heasarc.gsfc.nasa.gov/上下载Fermi暴的数据，每个暴的能谱用一个幂律函数来拟合(Band函数或者光滑连接的截断幂律谱)，F∝ν-Γ，根据Γ算出Ep，即

logEp=(2.76±0.07)-(3.61±0.26)logΓ .

通过这个经验公式，获得了一个包含1 407个暴的数据样本。

2Ep分布

从以上3个暴样本的数据发现暴的Ep分布很宽，大约从1 keV到1 MeV。图1(a)显示了3种暴的Ep分布，从图中可以看出BATSE暴的Ep值集中在200～400 keV，具有一个大约250 keV左右的峰值(这个结果文[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个峰值，分别是25 keV、125 keV和360 keV，而Fermi暴跟BATSE暴一样只有一个峰值，大约在125 keV的位置。从图中很容易看出HETE-2暴的3个峰值中，125 keV明显是最高的，而且比另外两个峰值高得多，如果HETE-2实际上只有一个峰值，这个峰值可能就是125 keV。那么，HETE-2暴样本的Ep分布和Fermi暴样本的Ep分布就完全一样，主要集中在几keV到400 keV之间，具有一个峰值125 keV。而HETE-2样本Ep分布中的另外两个峰值，可能是由于样本的数量太少引起的。这样，3种观测仪器观测到的Ep分布可以认为是相似的，但是仍然存在着巨大的差距，比如：BATSE样本Ep分布的峰值为250 keV，而HETE-2和Fermi样本Ep分布的峰值为125 keV，即BATSE样本的Ep分布的峰值要比HETE-2和Fermi样本的Ep峰值要大一些。这个差别可能是由于对样本的选择造成的。对于BATSE样本，根据观测流量或者峰值流量选取比较亮的暴。根据Ep和流量之间的关系或者其它一些观测量之间的关系，可以知道一个暴的流量越大，就具有越大的Ep值。因此认为BATSE暴的Ep分布比Fermi暴和HETE-2暴的Ep更大是合理的，而实际上3种仪器观测到的暴的Ep分布应该没有本质区别。图1(b)显示了3种暴的logN-logEp分布，从图中也可以看出，3种仪器的logN-logEp分布是一致的。

3结论和讨论

对57个HETE-2/FREGATE暴、156个BATSE暴和1 407个Fermi暴的Ep分布进行了比较。可以看到虽然伽玛暴的Ep分布很宽，但是集中在比较窄的范围内，Ep分布从几keV到MeV范围内看起来是连续的，这个结果与国际伽玛射线天体物理实验室(International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory, INTERGRAL)暴的结果一致。Fermi和HETE-2两个仪器观测到的伽玛暴具有相同的Ep分布，Ep都集中在100～200 keV之间，具有一个峰值大约为125 keV。BATSE暴的Ep分布与Fermi暴和HETE-2暴相似，也是集中在一个范围内，具有一个峰值，但是BATSE暴的Ep集中在200～400 keV，峰值大约在250 keV处，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。这可能是由于对样本的选择造成的。对于BATSE样本选用文[8]中的156个亮暴，而HETE-2、Fermi的样本却没有对暴进行选择，亮暴暗暴都算。根据Ep和流量之间的关系，如Amati关系[9]，可以知道一个暴的流量越大，就具有越大的Ep值。因此，选择一些亮暴做Ep分布，理应Ep较大，即BATSE暴的Ep分布比Fermi暴和HETE-2暴的Ep更大是合理的，而实际上，3种仪器观测暴的Ep分布应该没有本质区别。最后做了3种暴的logN-logEp分布图，从中也可以看出3种暴的分布是一致的。也就是说，3种仪器观测到的暴，它们的Ep分布没有本质不同，不同仪器观测到伽玛暴的辐射物理信息应该是一致的。

图13种暴的Ep分布(a)和LogN-LogEp分布(b)，其中实线表示Fermi/GBM暴，虚线表示亮BATSE暴，点线表示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)

参考文献：

[1]尹跃, 柏杨, 张太荣, 等. 伽玛射线暴内光度和峰值能量关系的再研究[J]. 天文研究与技术——国家天文台台刊, 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. 费米卫星对伽玛暴的观测及其对理论模型的挑战[J]. 天文研究与技术——国家天文台台刊, 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.

*基金项目：国家自然科学基金 (U1231101) 和福建省教育厅A类项目 (JA15378) 资助.

收稿日期：2015-11-25；

修订日期：2015-12-24

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

中图分类号：P172.3

文献标识码：A

文章编号: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