科研解碼:伽瑪射線暴的研究歷史與展望

伽瑪射線暴簡介

曾經有很久一段時間,高能量天文學與天體物理學誕生之前 (即是觀測伽瑪射線波段的天文學),科學家認為伽瑪射線波段的的天空相對其他波段是平靜的。換句話說,我們曾經以為天空上的伽瑪射線背景輻射是沒有什麼變化的。

在 1973 年,Klebesadel et al. [1] 發表了一份關於神祕的伽瑪射線閃光的分析結果。原來自從 1967 年以來,Vela 人造衛星網絡觀察到平均每天一次的神祕伽瑪射線閃光。美國本打算用 Vela 人造衛星來監察其他國家的祕密核試,但卻意外地發現了這些來自宇宙的神祕伽瑪射線源。科學家發現這些伽瑪射線來自所有不同的方向 [2,3,4],因此不可能產生自地球上的核試。他們叫這些新的伽瑪射線源做伽瑪射線暴 (gamma-ray bursts,圖一、封面)。後來在 1997 年,Metzger et al. [5] 和 Waxman [6] 首次成功測量伽瑪射線暴的宇宙紅移,確定伽瑪射線暴來自非常遙遠和古老的宇宙。

伽瑪射線暴的輻射原理是?

雖然經過了 45 年的研究,天體物理學家對於伽瑪射線暴的輻射機制仍然理解甚少。我們知道有兩種伽瑪射線暴:長/軟伽瑪射線暴和短/硬伽瑪射線暴。伽瑪射線暴是長是短由它的持續時間決定:比兩秒長的叫做長、比兩秒短的叫做短。Kouveliotou et al. [7] 在1993 年發現長伽瑪射線暴比短伽瑪射線暴有更多的輻射來自比較低能量的波段,在天文學裡就叫做「軟」。

我們相信這兩種伽瑪射線暴有著不同的起源。長伽瑪射線暴應該與超高質量恆星的崩塌死亡有關,而短伽瑪射線暴則與中子星-中子星合併或中子星-黑洞合併有關。[8,9] 兩者都會形成一個黑洞,然後在過程中被拋出去的物質會被黑洞的重力吸回去,在黑洞外形成一個吸積盤。當吸積盤的一些物質跌落黑洞中的時候,由於角動量守恆原理,另一些物質就會以極高速由黑洞兩極往外被噴射出去,形成所謂的雙極噴流 (bipolar jets)。如果其中一支噴流正好面對地球,我們就會觀察到在噴流中發射的伽瑪射線,我們就會叫這個現象做伽瑪射線暴。

關於這個噴流裡面究竟發生了什麼物理過程,造成我們觀測到的強烈伽瑪射線,天體物理學界一直爭論不休。[8,10] 由人造衛星測量所得的數據顯示,一個伽瑪射線暴所釋放的能量級達到每秒 10^53 erg,即大約每秒 10 億億億億億焦耳,比一整個銀河系一生中所放出的能量更多。在極短的時間裡釋放這樣多的能源意味著發射的物質必定有著極高的能量,同時以接近光速飛行。其中一個自然的解釋 [11,12,13,14,15,16,17] 是,一個非常熱的「火球」釋放的熱輻射 (即黑體輻射)。

不過,我們在觀察到的伽瑪射線光譜裡找不到黑體輻射的證據。相反地,我們看到兩個冪定律 (power law) 結合在一起,形成一個有峰值的形狀,而冪定律是非熱輻射的特徵,例如同步加速輻射 (synchrotron radiation)。所以,長久以來,大部分高能量天體物理學家都認為是在噴流中的局域磁場中加速旋轉的電子發射的同步加速輻射造成伽瑪射線暴的伽瑪射線光譜。這個提案是非常吸引的,因為我們在所謂的伽瑪射線暴餘輝 (afterglow, 即噴流與包圍著中心黑洞的星際物質和被前身恆星拋出來的物質碰撞而發射的輻射) 的光譜中也觀察到這種冪定律,而且已被非常多的證據證明餘輝是電子同步加速輻射引起的。[18] 天體物理學家已經從餘輝的理論模型與觀察到的光譜的對比之中得到了很多關於噴流的物理參數,也知道了很多關於伽瑪射線暴的宿主星系的資料。

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[左:圖二、我們證明幾個伽瑪射線暴主爆發的光譜需要加入黑體輻射和精密微調過的物理參數才能解釋。右,圖三、我們證明同步加速所預測的光譜比觀察到的闊。]

不過,要用伽瑪射線暴餘輝的同步加速理論去解釋伽瑪射線暴主爆發 (prompt emission) 的光譜並不容易。首先,伽瑪射線暴主爆發釋放出的極高能量意味著在噴流中發生的能量轉換過程必須有著極高的效率。噴流的動能要以高效率加速電子,然後電子要用高效率把它們的動能轉換成極高能量的伽瑪射線,而這些高效率的能量轉換過程需要極端的物理參數數值。[8,10] 第二,以極高速度運動的高相對論性 (highly relativistic) 噴流物質很自然地會是不透光的 (即輻射不能逃逸),這應該會導致 (局部) 熱平衡,從而放出黑體輻射。相反地,主流的同步加速輻射則需要透光的環境。第三,很多年前,天體物理學家已經發現 [19,20,21,22] 在大約 30% 的伽瑪射線暴主爆發的光譜之中,其低能量一端的冪定律斜率數值與同步加速理論預測的數值不符。在我近期發表的論文 [23] 中,我們發現低能量一端的冪定律斜率在某些特定的物理條件、或者在加入一個黑體輻射的條件下,可以以同步加速去解釋少數幾個伽瑪射線暴主爆發光譜 (圖二)。不過,這需要精密微調一些互不相關的物理參數,很難想像在哪些情況下會發生。

我在最近發表的一篇論文 [24] 中證明了超過 91% 的伽瑪射線暴光譜都不可能用同步加速去解釋。我們在研究中直接測量了光譜的弧度,並與理論預測的數值比較。我們發現同步加速所預測的光譜比觀察到的闊 (圖三)。所以,我們證明了只以同步加速去解釋伽瑪射線暴光譜,在數學上是不可能的。另一方面,我們也發現黑體輻射所預測的光譜比觀察到的窄,意味著有可能由多個不同溫度的黑體輻射重疊的所謂「灰體輻射」去解釋伽瑪射線暴主爆發光譜。

下一步該做什麼?

傳統的伽瑪射線暴光譜分析使用根據經驗建構出來的數學模型 (empirical models) 去分析觀測到的光譜。越來越多研究顯示這種方法有可能會導致錯誤的結論。而且,我的論文 [24,25] 證明了使用非常保守的篩選方式得到的經驗建構模型顯示九成以上的光譜都不可能是同步加速造成的。所以,以後的主流研究方向很可能會轉為以物理建構出來的數學模型 (physical models) 直接分析光譜。這種方法比經驗建構模型分析困難得多,因為其分析工具的編寫比較複雜。某些物理過程的理論模型研究也未達到成熟能應用的程度,也是難題之一。不過,越來越多證據顯示,以物理模型直接研究伽瑪射線暴光譜將會是能夠得知其物理過程的唯一方法。

如果我們能夠比較深入地理解伽瑪射線暴的輻射機制,就有望得知非常多關於其噴流、中心黑洞以及四周物質的物理過程。由於伽瑪射線暴比其他所有已知的天體都更遙遠古老,伽瑪射線暴的研究突破將會幫助人類理解早期宇宙如何演化、如何發展成我們今天看見的這個美麗的穹蒼。

參考文獻:

[1] Klebesadel, R. W., Strong, I. B., & Olson, R. A. 1973, ApJ, 182, L85

[2] Briggs, M. S., Paciesas, W.S., Pendleton, G. N., et al. 1996, ApJ, 459, 40

[3] Hakkila, J., Meegan, C. A., Pendleton, G. N., 1994, ApJ, 422, 659

[4] Tegmark, M., Hartmann, D. H., Briggs, M. S., & Meegan, C. A. 1996, ApJ, 468, 214

[5] Metzger, M., R., Djorgovski, S. G.m Kulkarni, S. R., et al. 1997, Nature, 387, 878

[6] Waxman, E. 1997, ApJ, 489, L33

[7] Kouveliotou, C., Meegan, C. A., Fishman, G. J., et al. 1993, ApJ, 413, L101

[8] Piran, T. 2004, Rev. Mod. Phys., 76, 1143

[9] Zhang, B. 2012, Death of Massive Stars: Supernovae and Gamma-Ray Bursts, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium, 279, 102

[10] Zhang, B. 2014, International Journal of Modern Physics D, 23, 1430002

[11] Goodman, J. 1986, ApJ, 308, L47

[12] Meszaros, P., Laguna, P., & Rees, M. J. 1993, ApJ, 415, 181

[13] Meszaros, O. & Rees, M. J. 1993, ApJ, 418, L59

[14] Rees, M. J. & Meszaros, O. 1992, MNRAS, 258, 41P

[15] Rees, M. J. & Meszaros, O. 1994, ApJ, 430, L93

[16] Tavani, M. 1996, ApJ, 466, 768

[17] Piran, T. 1999, Phys. Rep., 314, 575

[18] van Eerten, H. J. 2015, arXiv:1503.05308, to be appear in the Journal of High Energy Astrophysics special issue “Swift: 10 years of discovery”

[19] Katz, J. I. 1994, ApJ, 432, L107

[20] Crider, A., Liang, E. P., Preece, R. D., et al. 1998, in Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 30, American Astronomical Society Meeting Abstracts, 1380

[21] Preece, R. D., Briggs, M. S., Mallozzi, R. S., et al. 1998, ApJ, 506, L23

[22] Preece, R. D., Briggs, M. S., Giblin, T. W., et al. 2002, ApJ, 581, 1248

[23] Yu, H.-F., Greiner, J., van Eertan, H., et al. 2015, A&A, 573, A81

[24] Yu, H.-F., van Eertan, H. J., Greiner, J., et al. 2015, arXiv:1507.05589, submitted to A&A

[25] Yu, H.-F., et al. 2015, in preparation, submitting to A&A soon

延伸閱讀:

伽瑪射線暴121024A:令科學家困惑的圓形偏振》- Prof. Jochen Greiner

科研解碼:淺談伽瑪射線暴》- 余海峯

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伽瑪射線暴121024A:令科學家困惑的圓形偏振 (GRB 121024A – zirkulare Polarisation verblüfft Forscher)

作者:Prof. Jochen Greiner, Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Germany

譯者:Hoi-Fung David Yu (余海峯), Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Germany

德文原文來自:http://www.mpe.mpg.de/~jcg/GROND/grb121024A_PR.html

以下皆為譯文,所有內容已經作者批准使用。(封面圖片來源:National Science Foundation)

文章內容來源:

Circular polarization in the optical afterglow of GRB 121024A, Klaas Wiersema et al. 2014, Nature, 509, 7499 (「自然」雜誌第509卷7499號,2014年5月8日發行)

http://dx.doi.org/10.1038/nature13237 (電子版於2014年4月30日出版)

摘要

根據目前的標準模型,伽瑪射線暴 (Gamma-Ray Burst, GRB) 源自大質量恆星在其生命終結、塌縮成黑洞時所產生的兩個方向相反的噴流 (jet)。當這些噴流撞擊周圍的星際物質時就會產生餘輝 (afterglow)。測量餘輝的偏振 (polarization) 能夠得知噴流的磁場特性和幾何結構。理論模型預測它們是低線性 (low linear) 和沒有圓形偏振 (circular polarization) 的。

這裡介紹的甚大望遠鏡 (ESO智利) 的測量結果顯示了首個有圓形偏振的伽瑪射線暴餘輝。利用馬克斯.普朗克地外物理研究所 (Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, MPE) 的GROND儀器的光度測量,排除其他解釋後發現伽瑪射線暴噴流必定產生圓形偏振。這導致令人震驚的推論:餘輝所產生的電子分佈必須是非常各向異性的 (very anisotropic)、或噴流是空心的並包裹在螺旋磁場之內,兩者都與標準模型的一般假設相左。因此我們需要新的模型來解釋伽瑪射線暴餘輝。

重要發現

一個國際研究小組利用一個很少使用的觀測模式的數據得到了關於伽瑪射線暴性質一些新的、意想不到的結論。

這些結果發表於今天的「自然」雜誌 (Nature) 上,當中包括餘輝的輻射機制和最新的理論模型。

這是首次於伽瑪射線暴餘輝中發現所謂的圓形偏振 (見文章末延伸閱讀)。這些測量結果來自歐洲南方天文台 (ESO) 在智利的8.2米VLT 望遠鏡的FORS2儀器。馬克斯.普朗克協會的拉西拉2.2米望遠鏡 (ESO智利) 的GROND所同時測量的結果亦與此一解釋非常吻合。

文章合作作者Jochen Greiner說:「沒有任何伽瑪射線暴餘輝的理論能夠預測圓形偏振。這次測量到明顯的圓形偏振意味著我們對電子在衝擊波裡的加速和噴流的結構與磁場的認識必須大幅修改。」

甚麼是伽瑪射線暴?

伽瑪射線暴是宇宙中最強大的爆炸。通常在人造衛星上的科學實驗每天會偵測到一次這類以秒鐘計的伽瑪射線閃光。傳統認為這些閃光來自遙遠星系的大質量恆星 (約30至50倍太陽質量) 在其生命終結、塌縮變成黑洞的時候。它們塌縮時會產兩束方向相反的噴流並與周圍的星際物質碰撞──即所謂的餘輝碰撞──在一定程度上會於爆炸地點產生餘輝。餘輝在包括可見光內的所有波長上會持續好幾天。電子在衝擊波中會被加速至極高能量,這些電子會以接近光速飛行,在衝擊波的磁場內以同步輻射 (synchrotron radiation) 的方式產生餘輝。

加速過程的細節仍然是個謎。等效的實驗無法在地球上進行,也很難用電腦模擬去研究。因此,研究人員試圖測量來自餘輝的輻射的所有性質──關於偏振的研究亦越來越多。

我們有很多種電子加速和餘輝輻射機制的理論。所有這些模型都預測線性偏振而非圓形偏振。

「我們的合作是世界首個意識到這個困難測量的重要性、並系統地等待著特別合適的 (擁有明亮餘輝的) 伽瑪射線暴的研究,以盡可能低的極限去測量。」這項研究的主要作者、英國萊斯特大學的荷蘭天文學家Klaas Wiersema說。出乎意料之外,我們都測量到比預期更強的圓形偏振。

GROND的觀測結果支持這個理論

在解釋偏振數據之前,特別是在區分不同理論模型的時候,我們需要知道噴流的結構以及伽瑪射線暴周圍環境的資訊,這些訊息都會隨著輻射而來。當中兩個參數尤其重要:

一、在什麼時候能夠看到來自整個噴流的輻射?這可以從噴流物質的膨脹速度與噴流的延展角度的比值來確定。這個時間點的一個經典特徵是伽瑪射線暴的光變曲線的彎曲程度 (圖四),我們可以參考GROND進行的、直到伽瑪射線暴爆發後3.7×104秒之連續幾個晚上的觀測。

二、有多少塵埃位於我們和伽瑪射線暴的視線之間?這種測量通常很困難,但GROND就是為此而設的:以七個波段同時觀察餘輝就可以測量塵埃量並準確至百分之幾。塵埃會在光譜能量分佈 (spectral energy distribution) 中產生獨特的構造,塵埃量越多構造就越明顯 (見圖五)。

「縱使GROND已經運作七年,它獲得的數據仍是獨一無二的,可以為這些偏振性質提供決定性的解釋。如果沒有這些額外信息,這項工作是不可能完成的,因為我們有成打不同的解釋。」GROND的發明和建造者、加興 (Garching) MPE的Jochen Greiner說。

觀測結果何以解釋?

圓形偏振可有多種成因,包括法拉第轉換 (Faraday conversion,即塵埃散射導致線性偏振變成圓形偏振)、或一直線上的塵埃粒子的多重散射。但所有這些其他解釋都需要比GROND所測定的多很多的塵埃量去解釋圓形偏振,因此都被排除了。其他產生圓形偏振的理論則暗示所有線性偏振都源自散射──從而亦被排除了,因為第一晚與第二晚所觀察到的偏振角度之間相差了九十度。因此,我們可以排除圓形偏振源自伽瑪射線暴噴流以外地點、即圓形偏振只會在伽瑪射線從發射源到地球之間產生的此一解釋。因此相反地,觀測到的圓形偏振一定源自伽瑪射線暴噴流本身。

圓形偏振的這種性質導致一個非常有趣的結論:既然不能在一個電子-正電子電漿中產生圓形偏振,伽瑪射線暴噴流之中必定存在質子-電子電漿。這是非常有趣的結論,因為最近的IceCube實驗並未觀察到來自伽瑪射線暴的中微子 (neutrino),所以對伽瑪射線暴噴流中存在中微子的懷疑已經漸漸變得強烈。

「在GRB 121024A中發現圓形偏振是新的希望,IceCube實驗在未來仍然可能觀察到期待已久的中微子。」Jochen Greiner說。

GRB 121024A的可見光餘輝的圓形偏振的起源是一個令人興奮的謎題。星際介質衝擊波內的偏振應該與混沌運動的電子的洛倫茲因子 (Lorentz factor) 成反比──假設相對於噴流膨脹方向的電子分佈是各向同性的 (isotropic)。因此,觀察到的強圓形偏振代表極小的電子洛倫茲因子,這與餘輝的標準模型完全不一致。這個結論獨立於磁場的影響範圍 (圖六),因為隨機分佈的磁場對線性和圓形偏振的影響應該相等。

由GROND的數據和對線性與圓形偏振的同時測量,根據目前所知只能有兩種可能的解釋:

一、電子的角擴散是各向異性的。這也與標準模型的通常假設相違背,但這已經因為伽瑪射線暴的其他未解性質而被提出過,卻從未發現任何觀測證據。

二、噴流是非同質的 (not homogeneous),但是空心的並包裹在螺旋磁場之內 (圖七),形狀像一個開瓶器,直徑越轉越闊。過去已經有人提出過中空噴流的可能性,但一直未有任何證據支持。

就目前所知,只有這兩個可能性能夠解釋觀測到的圓形偏振。每種情況都有其無可避免的推論,所以我們必須系統地檢驗各式各樣的觀測結果。因為這個測量,新一輪伽瑪射線暴餘輝標準模型的迭代經已展開,我們可以預期越來越豐富的變化。

「這一發現再次證明了小型望遠鏡對解釋來自大型望遠鏡如VLT, ESO的數據的重要性。」此研究的合作作者兼GROND團隊的成員、圖林根國家天文台 (Landessternwarte Thüringen) 的Sylvio Klose說。

圖片

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圖一:線性偏振在餘輝時間內 (約兩天) 的變化。上圖以百份比顯示偏振光的比例,下圖則顯示偏振角度。

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圖二:在GRB 121024A中測量到的圓形偏振 (左圖) 與 GRB 091018的沒有圓形偏振的結果 (右圖) 作比較。圓形偏振以所謂的Stokes V/I參數的百份比顯示。

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圖三:不同的伽瑪射線暴之中測量到的線性與圓形偏振。一些類星體 (quasar) 也在圖中以作比較。很高興見到GRB 121024A以其相對較高的圓形偏振度脫穎而出。

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圖四:七個不同波段的GRB 121024A餘輝的可見光/近紅外線 (來自GROND,中間圖) 和X光 (來自Swift人造衛星,上圖) 的光變曲線。可以見到在伽瑪射線暴加速後時間t = 10小時 (tbreak) 的時候亮度開始下降,這是平行噴流的明顯證據。

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圖五:爆發後三小時的GRB 121024A餘輝,由可見光/近紅外線 (來自GROND,藍色點) 到X光 (來自Swift人造衛星,紅色點) 的光譜能量分佈。GROND數據 (藍色點) 偏離直線的微小偏差代表塵埃的存在,因此由塵埃引起的偏振也被包含於圖中。虛線分別顯示塵埃消光模型 (dust extinction model,左邊) 以及氣體吸收模型 (gas absorption model,右邊)。

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圖六:伽瑪射線暴噴流的素描 (只顯示了兩支噴流之一),噴錐內完全充滿物質 (圖左)。圖中間和圖右顯示從右邊看會看到的噴流內部,其中的磁場結構有兩個可能性:或者磁場是有序的 (圖中間),或者它是混沌的 (圖右)。但在每種情況下,我們僅看到少量來自不同時刻的變化中的細小噴流結構 (黃色圓圈),而非噴流的巨觀結構 (紫色圓圈)。

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圖七:一個中空的伽瑪射線暴噴流的素描,以及一個包圍在外的螺旋磁場 (紅色和綠色線)。

附加資料

什麼是偏振光?

線性偏振光: 

除了時下越來越廣泛應用在電視技術之中,在業餘和專業攝影界偏振濾光片的好處早已眾所周知,而且來自例如水或玻璃的、令人困擾的反射也被成功地壓抑了。線性偏振濾光片具有特殊的光學玻璃或金屬箔,其方向對應於濾光片的晶體結構。其產物就是線性偏振光,即是僅在同一個方向振動的光波。

圓形偏振光:

圓形偏振光可以被想象為沿著非固定方向振動的光波,其振動平面沿波的傳播方向螺旋形地轉動,並且振幅恆等。

在我們星球上發生的例子:

在我們的天然環境中,當光波被非常小的顆粒以特定角度反射或散射時就會產生線性偏振光。例如藍色天空就是線性偏振光的結果。圓形偏振光是不常見的自然性質。不過它仍可能出現在以適當角度經過多重反射的光。此外,某些有機材料也能發射圓形偏振光。然而,圓形偏振光經常用於3D電影來創造有關於景深的幻覺:透過特殊的眼鏡能使每隻眼睛看到不同的畫面。

什麼是GROND?

GROND代表「伽瑪射線暴可見光近紅外線探測器」(Gamma-Ray Burst Optical Near-Infrared Detector)。這是一個與圖林根國家天文台 (Thüringer Landessternwarte Tautenburg) 合作、在馬克斯.普朗克地外物理研究所 (MPE) 製造的儀器。GROND使用光分器把光分開成七個波段,因此這是世上首個能同時拍攝從可見光到近紅外線、約400至2300納米波長的天文相機。您可以想像GROND為一個同時拍攝彩虹七色的相機。

在其技術規範之內 (視野、控制軟件、遙距操控),GROND被特別設計成專門用於追踪伽瑪射線暴變化的儀器。GROND一直追踪那些自2004年底NASA的Swift人造衛星在伽瑪射線頻譜就已經探測到的伽瑪射線暴餘輝。GROND會以可見光/近紅外線追踪那些Swift人造衛星在軌道上探測到的伽瑪射線暴餘輝。同時觀測七個波段的光變曲線就可以闡明當中物理過程的細節。

自2007年夏天以來GROND就一直在智利安第斯山脈的馬克斯.普朗克協會2.2米望遠鏡運作,至今其仍然高度可靠地運作著。GROND每年觀測大約五十到一百個伽瑪射線暴。GROND團隊至今仍在分析許多夜間觀測結果,而且會以電子通告方式公告於天文科學界。無論在星期日或公眾假期GROND都未曾停頓,並已成為世界上生產最多數據、最快速的伽瑪射線暴後續觀察儀器。

友情鏈接/網誌/網上新聞稿

(見原文網頁)

聯絡人

Jochen Greiner

馬克斯.普朗克地外物理研究所

81379加興

電話:089-30000-3847

電郵:jcg@mpe.mpg.de

Karla Varela

馬克斯.普朗克地外物理研究所

81379加興

電話:089-30000-3359

電郵:kvarela@mpe.mpg.de

Sylvio Klose

圖林根國家天文台

07778陶滕堡

電話:036427-863-53

電郵:klose@tls-tautenburg.de

科研解碼:淺談伽瑪射線暴

一直有朋友問我可否寫我自己的研究題目。趁著剛寫好一篇論文,現在往布拉格開會的巴士上,就嘗試簡單的寫一寫。

我做的研究題目是伽瑪射線暴 (gamma-ray burst)。什麼是伽瑪射線暴?簡單地說,就是一種會突然放出伽瑪射線的天體,因為其爆發時間很短,一般從零點幾秒到幾百秒不等 (也有一些長達幾十分鐘的),所以叫做伽瑪射線「暴」。

宇宙中存在非常多種會在各種波段「發光」的天體。有些會放出射電電波 (即收音機頻率的非常低能量的電波),也有主要在紅外、可見光、X 光波段等較高能量發光的天體。例如我們的太陽,就是一種主要在可見光波段發光的天體,所以地球上的生物才會對可見光最敏感。我的專長是高能量天體物理學之中,再比較高能量的伽瑪射線天體物理學,專門研究能量比 X 光更高的伽瑪射線源。

天文學家在 1967 年首次探測到伽瑪射線暴 [1]。當時正值美蘇軍備競賽,美國發射了很多探測伽瑪射線的人造衛星,看看蘇聯有沒有進行核試。結果,其中一個人造衛星探測到不明的伽瑪射線爆發現象,令美國政府以為是蘇聯的核試。可是經過再三定位後,卻發現這些伽瑪射線來源方向不是蘇聯、也不是從地球上任何一個地方而來,而是從外太空而來!

其實,地球無時無刻都正受到各種極高能量的宇宙射線「攻擊」,其中有 X 光、伽瑪射線、各種高能量粒子等等。不過,由於地球有大氣層和磁場保護,這些幅射是不能到達地面的。亦因此,地球才得以孕育出生命。所以,只有在大氣層外的人造衛星,才能探測到這些來自遙遠天體的高能量幅射。

從發現第一個伽瑪射線暴源以來,天文學家已經研究了這種天文現象將近 50 年了。可是,伽瑪射線暴仍然是天文學其中一個最神祕的未解之謎。我們對於伽瑪射線暴的了解,到今時今日依然不多:

一、我們觀察到它們來源的方向是「各向同性的」 (isotropic, 即不是來自宇宙特定某個方向) [2,3,4]。

二、我們發現它們的爆發時間長度,大致可以分為兩個類別:長伽瑪射線暴 (兩秒以上) 和短伽瑪射線暴 (兩秒以下) [3]。

三、透過觀察它們的可見光「餘輝」(afterglow, 在上世紀 90 年代首次發現 [5,6] 伽瑪射線暴在放出伽瑪射線後也會放出可見光),天文學家就可以量度它們的宇宙紅移。紅移數值越高,表示該天體離地球越遠,也代表它們是在越久遠的時候爆發的,因為伽瑪射線需要更多的時間走過更長的距離才能到達地球。我們發現,伽瑪射線暴距離我們非常非常遠,從約 1 億 4 千萬光年 (紅移 = 0.01) 到 3 千 5 百億光年 (紅移 = 10) 都有,即大約爆發於 1.5 億年前到 133 億年前。

[有物理底的讀者會發現,上面所講的距離與時間並不遵守簡單的公式「距離 = 光速 x 時間」。這是因為宇宙膨脹,在計算距離和時間時需要用到廣義相對論的宇宙模型去修改]

我們的宇宙只有 135 億歲。如果把 135 億年濃縮到 100 年的話,透過研究伽瑪射線暴就可以知道宇宙只有 3 歲時的模樣,比其他所有觀察到的天體都要早、都要遠!

四、這是我的研究重點,就是伽瑪射線暴的伽瑪射線光譜特徵。我們發現差不多所有伽瑪射線暴的光譜,在幾百個 keV (千電子伏特,高能天體物理一個常用的能量單位) 有個峰值,如下圖所示:

fig1

(我忘記了加標籤:縱軸是 \nu F_\nu (energy / area / time),橫軸是能量或頻率。Both in log scale and arbitrary units. 下一幅圖都一樣。)

可是直到今天,天文學家仍未有定論:究竟是什麼過程製造出這個光譜的?換句話說,我們仍然未知道,究竟伽瑪射線暴是什麼東西?其中的物理過程是什麼?

天文學家希望用物理學當中基本的幅射過程去解釋觀察到的現象。例如我們的太陽發射的可見光,就是所謂的黑體幅射 (blackbody radiation)。在物理學中,黑體幅射是「熱的」(thermal),意思即是該物體的幅射表面處於熱平衡狀態;再簡單一點說,就是太陽的表面溫度是均衡的。

有熱的幅射過程,當然也會有一些「非熱的」(non-thermal) 幅射過程。例如一顆光子可以被帶電粒子 (例如電子) 散射,這叫做康普頓幅射 (Compton radiation);一顆電子也可以在磁場之中旋轉,並以幅射的方式流失能量,我們叫做同步幅射 (synchrotron radiation);也可以是正反物質互相碰撞湮滅時把質量全部變成能量釋放出去 (即 E = mc^2)。

在 20 紀 80 年代,一些天文學家提出了所謂的「火球」模型 [7,8,9,10,11,12,13] (“fireball” model)。由於伽瑪射線暴的時間很短,而且同一個源只會爆發一次,所以天文界普遍認為它們是高密度、高質量恆星死亡爆炸變成黑洞引起的。當恆星爆炸變成了黑洞後,強大的引力就會將爆炸時拋出去的物質吸回來。這些物質會環繞黑洞旋轉,以極高速和極高溫落入黑洞。而根據角動量守恆定律,在這個旋轉的物質盤的兩極就會形成兩道方向相反的噴流,把一部分物質 (包含電子和各種粒子) 以非常接近光速發射出去。這些一團團被噴射出去的物質,就是所謂的「火球」了。

可以想像,每個火球的速度都不同。當速度較快的火球撞上前面速度比較慢的火球時,就會在物質團裡產生衝擊波。其中一個主流解釋伽瑪射線暴光譜的理論就是說,衝撃波會使火球中的電子加速,這些得到能量的電子在火球的磁場中旋轉,把這些動能轉變成同步幅射。換句話說,主流解釋是伽瑪射線暴的光譜是同步幅射產生的。

我的上一篇論文中 [14],主要探討這種同步幅射的可行性。我們發現,同步幅射的確可以解釋一些伽瑪射線暴的光譜,可是需要在一些特別條件下才可以:(1) 有時候需要一個額外的黑體幅射;(2) 有時候需要一個衰變的磁場 (這是合理的猜測);(3) 某些來自完全不同物理過程的物理參數需要經過精密微調。

其實在千禧年左右,很多人 [15,16,17,18] 已經發現,無論是同步幅射還是黑體幅射,都不能簡單地描述伽瑪射線暴的光譜,因為同步幅射的光譜太闊、黑體幅射的卻又太窄,如下圖:

fig2

在我即將發表的論文中,我們證明絕大部分的伽瑪射線暴光譜都不能夠以同步幅射解釋。換句話說,即使在火球之中同步幅射是存在的,它不會是唯一一種幅射過程。我們發現,在這情況下,同步幅射大約佔光譜峰值能量的 30% 至 70%。

除了同步幅射和簡單的黑體幅射,也有很多人嘗試用其他幅射過程去解釋伽瑪射線暴的光譜,例如用相對論性幾何原理修改過的黑體幅射、反康普頓散射、強子碰撞幅射等等。可是這些理論涉及的數學都比較複雜,現階段只能以電腦模擬的結果去與觀測結果間接比較。

我在我的科普文章中不斷強調,科學是一門「找錯誤」的專業。透過找出錯誤,我們才得以改進知識,這也是人類文明進步的主因。我的研究題目是一個好例子,經過幾十年的研究,本來以為同步幅射能夠解釋伽瑪射線暴光譜,但新的天文望遠鏡的觀測結果卻不斷推翻科學家長久以來的解釋。

可是,這並不等於我們一無所知。相反地,我們知道了如何更加謹慎地去解釋大自然的各種現象、如何去發問更精確的問題、如果去得到更精確的解答。我見過有些人,他們認為科學是自大和驕傲的。相反地,在科學之中,我看到的是客觀和謙虛。因為在科學中,我們必須承認無知的價值。勇於面對無知、勇於發問,才是增長知識和智慧的方法。

延伸閱讀:

無知的價值》- 余海峯

論人、論學問》- 余海峯

引用文獻:

[1] Klebesadel, R. W., Strong, I. B., & Olson, R. A. 1973, ApJ, 182, L85

[2] Briggs, M. S., Paciesas, W. S., Pendleton, G. N., et al. 1996, ApJ, 459, 40

[3] Hakkila, J., Meegan, C. A., Pendleton, G. N., et al. 1994, ApJ, 422, 659

[4] Tegmark, M., Hartmann, D. H., Briggs, M. S., & Meegan, C. A. 1996, ApJ, 468, 214

[5] Metzger, M. R., Djorgovski, S. G., Kulkarni, S. R., et al. 1997, Nature, 387, 878

[6] Waxman, E. 1997, ApJ, 489, L33

[7] Goodman, J. 1986, ApJ, 308, L47

[8] Meszaros, P., Laguna, P., & Rees, M. J. 1993, ApJ, 415, 181

[9] Meszaros, P. & Rees, M. J. 1993, ApJ, 418, L59

[10] Rees, M. J. & Meszaros, P. 1992, MNRAS, 258, 41P

[11] Rees, M. J. & Meszaros, P. 1994, ApJ, 430, L93

[12] Tavani, M. 1996, ApJ, 466, 768

[13] Piran, T. 1999, Phys. Rep., 314, 575

[14] Yu, H.-F., Greiner, J., van Eerten, H., et al. 2015, A&A, 573, A81

[15] Katz, J. I. 1994, ApJ, 432, L107

[16] Preece, R. D., Briggs, M. S., Mallozzi, R. S., et al. 1998, ApJ, 506, L23

[17] Preece, R. D., Briggs, M. S., Giblin, T. W., et al. 2002, ApJ, 581, 1248

[18] Tavani, M. 1995, Ap&SS, 231, 181

封面圖片來源:NASA