GRB 130603B:中子星合并没有令人信服的证据

摘要

哈勃太空望远镜(HST)测量到的短硬伽马射线暴(SHB) 130603B余辉中的近红外(NIR)耀斑/再亮和所谓的晚期x射线过量被解释为SHB的中子星合并起源的可能证据。然而，用Swift XRT和牛顿XMM测量的x射线余辉具有由高度相对论喷流产生的同步加速器余辉的典型行为。HST在爆发后9.41天观测到的h波段通量是由测量到的晚时x射线余辉所预期的。SHB 130603B的近红外余辉的后期耀斑/再亮也可能是由星际密度凸起的喷射碰撞产生的。此外，由于冷却、角动量损失或质量吸积，致密星(中子星、奇异星或夸克星)坍缩成更致密的物体，也会产生SHB + 1千新星。

1.介绍

剥离包膜超新星爆炸和近距离双星中子星合并最初是Goodman等人提出的[1是宇宙伽马射线爆发的可能来源。然而,他们提出的潜在机制球产生的火球neutrino-antineutrino湮灭成电子正电子对超越表面的崩溃/合并明星后不能强大到足以产生grb可观察到的非常大的宇宙学距离从分析显示第一个153年观察到的伽马射线爆Burst and Transient Source Experiment aboard the Compton Gamma Ray Observatory [2该项目于1991年启动。因此，Shaviv和Dar提出[3.在这种情况下，普通物质的高度相对论性喷流很可能被喷射出来，并通过绕星光的逆康普顿散射产生窄准的grb。他们还建议短grb也可能是由高度相对飞机喷射在紧凑的恒星的相变,如中子星,奇怪的恒星,和夸克星,更紧凑的对象由于质量吸积或冷却和角动量损失通过风和辐射。发现GRB余辉后，Dar [4)提出，它们是这些高度相对论性喷流在与星际物质碰撞时发出的高束同步辐射。

到目前为止，有令人信服的证据表明，长持续时间的grb及其余辉主要是由剥离包膜超新星爆炸(主要是Ic型)中发射的高度相对论喷流产生的，但是，尽管进行了巨大的观测工作，短持续时间grb的起源仍然未知。事实上，已经有间接证据表明，短硬grb (SHBs)与近距离双星的中子星合并有关，比如它们在螺旋星系和椭圆星系中的位置[5，6]，它们的位置分布相对于其宿主星系的中心偏移，延伸至100 kpc [6]及以上(例如，在深哈勃太空望远镜成像中，SHB 080503缺少一个一致的主星系，降至28.5 mag [7)，实际上有利于在单个致密恒星中发生相变[8]在中子星双星中合并中子星的过程中有一个大的出生踢速[1它们的速度要小得多[9］．

Li和Paczynski提出了一个更直接的观测证据，表明SHBs是由中子星合并产生的[10］．这些作者认为，中子星合并可能会产生大量的富中子放射性核，这些核的衰变会在爆炸后的几天内产生微弱的瞬变，即所谓的“千新星”或“巨新星”。

最近，SHB 130603B的宽带余辉(Melandri et al. [11和Golenetskii等人[12])，由Swift x射线望远镜(XRT)、牛顿XMM、HST和地面光学和射电望远镜测量，由Tanvir等人解释[13，14， Berger等[15， Fong等[16，作为支持SHB 130603B中子星合并起源的证据。然而，在本文中，我们显示了SHB 130603B的x射线余辉，这是用Swift XRT (Swift-XRT GRB光曲线库[17)和牛顿XMM [16，具有在正常的星际环境中传播的高度相对论射流所产生的同步加速器余辉的典型行为，正如伽马暴的炮弹模型所预测的[8，18- - - - - -20.，远早于Nousek等人与Swift的实证发现[21］．这种典型的x射线余辉并不像[16]，以及爆发9.6天后HST的近红外h波段观测到的通量[13，14是根据测量到的晚期x射线余辉所预期的。此外，在近红外光谱和伽玛射线暴的光学余辉中，后期余辉的快速衰减和重新变亮/耀斑都可以由喷射流与星际介质的密度碰撞产生[8]，就像在几个长时间伽马暴中观测到的那样，如030329 [22，23]及070311 [24]和shb，如050724 [25]及080503 [26］．红移的SHB 130603B主星系［7，在高分辨率HST成像中可以看到，是由于与另一个星系相互作用而受到扰动的螺旋星系[27］．SHB 130603B位于其中一个受潮汐破坏的分支[27］．SHB射流与这种颠簸环境的相互作用可能导致了9.41天HST观测到的近红外余辉中的耀斑/再亮[13，14］．

此外，SHB的近红外余辉的后期耀斑/再亮可能是由星际密度隆起或千新星的喷射碰撞产生的。然而，由于冷却、角动量损失或质量吸积，致密星(中子星、奇异星或夸克星)坍缩成更致密的物体，也可以产生SHB +千新星[3.，8，28］．脉冲星速度的分布具有单脉冲星的高速度分量和双星脉冲星和孤立的毫秒脉冲星的低速度分量[9］．因此,单一紧凑的明星更有可能比中子星二进制文件(中子星、中子star-black洞和中子star-white矮二进制文件)被发现在几个公司的大型观测补偿其宿主星系的中心/磁盘或在附近的遥远距离,没有主机候选人被发现在很深的搜索。

最后，宿主内的恒星形成，SHB 130603B位于潮汐破坏臂的顶部，强吸收特征，以及观测到的大视线消退，都表明GRB的祖先可能离它的出生地不远[27，对于我们银河系中已知的中子星双星(见9[最近的回顾)。

2.SHB 130603B的x射线余辉

Fong等人的结论[16SHB 130603B的x射线余辉显示了“神秘的晚期x射线过剩”，这是基于对其x射线余辉的标准火球模型分析。然而，标准的火球模型预测了时间指数圆锥射流的余辉被参数化为平滑的破幂律，,增加穿越射流断裂，独立于光谱指数余辉[20.］．x射线时间指数和，分别在Swift-XRT GRB目录中报道[17)产量（用于Swift XRT和Newton XMM的合成数据)，这是不一致的在圆锥火球模型中。

相比之下，用Swift XRT测量的SHB 130603B的x射线余辉[17]及Newton XMM [16]具有CB模型所预测的由在其宿主星系的正常星际环境中传播的高度相对论射流所产生的正常同步加速器余辉的典型行为[18远早于Nousek等人推出Swift及其经验发现[21］．它包括一个早期的平稳阶段，随后是迅速排放的快速下降阶段，然后平稳地进入后期阶段()的幂律指数以满足炮弹(CB)模型闭合关系的幂律指数递减[19，20.］ 独立于预破幂律指标，其中为x射线余辉的光子光谱指数。使用价值，由de Ugarte Postigo等人获得[27从Swift-XRT数据中，得到CB模型闭合关系．这个值在错误中与postbreak值一致在Swift-XRT GRB目录中报告SHB 130603B [17］．

在CB模型中，x射线余辉的正则光曲线只依赖于三个参数[19):产品的体积运动洛伦兹因子和相对于射流运动方向的观察角度，射流减速参数，以及光谱指数在满足条件的喷流中，费米加速电子．CB模型拟合SHB 130603B的0.3 - 10kev x射线余辉的光曲线，用Swift XRT测量[17，用Newton XMM假设光谱指数是用Swift测量的，如图所示1．最佳拟合值收益率，这与后期光子指数是一致的载于Swift-XRT GRB目录的报告[17］．另外两个最适合的参数，和，产生减速中断(所谓的喷气中断)．

因此，我们得出结论，没有证据表明在[16]，并用磁星对SHB 130603B的余辉发射的贡献来解释[29，30.］．

3.近红外光学余辉

SHB 130603B的近红外余辉提供了可能的证据，这一结论是基于哈勃太空望远镜(HST)在9.41天h波段观测到的近红外余辉的再亮，这远远超过了从断裂后第一天r波段的光学余辉在0.3 d左右的快速衰减所推断的[15，16］．而在CB模型中，当后期近红外光谱和光学波段的光谱指数高于光谱断裂时，因此．利用从地面推算到h波段的jk波段观测数据[16]和HST h波段测量，我们得到的事实是在0.61-9.41 d的时间区间内，与幂律指数在误差范围内一致后期Swift-XRT联合观测[17]和XMM牛顿观测[16］．如图所示2其中，我们比较了SHB 130603B的晚时h波段光谱能量密度(SED) [14，15，以修正视线消失[16]， SED预期从CB模型适合x射线余辉。

此外，de Ugarte Postigo等人的破幂律最适合于未吸收的晚时间宽带nir光学和Swift x射线光谱[27)取得了在…以下和．使用A代表1kev光子，一个为乐队光子和一个;H波段和x射线波段的预期通量比为．这个比值在误差范围内与观测值的比值吻合得很好HST测量的h波段通量，以及将Swift-XRT和Newton XMM的1kev通量外推到9.41天得到的1kev x射线通量。

产生grb的等离子体(炮弹)的高度相对论性喷射可能会在宿主星系中遇到颠簸的星际介质。此外，由于宿主星系中射流的视线的“超光速”运动，宿主星系中射流视线的不透明度也会发生显著变化。喷气与过密度凸起的碰撞会在NIR-optical余辉中产生彩色增辉/耀斑(例如，8，18])，如030329等多个长持续时间grb的晚时光学余辉观测到的[22，23]及070311 [24]，以及050724等SHBs [25]及080503 [26]，而密度过低则会导致余辉在短时间内迅速衰减()，在若干GRB (Swift-XRT GRB目录[17])。这种密度变化导致余辉的光谱和时间变化，否则余辉具有平滑的幂律行为。在密度过高或过低之后，后期()当柱密度作为距离的函数收敛于ISM平均密度时，恢复了CB模型的闭合关系。这可以解释SHB 130603B的近红外余辉在密度过低后迅速衰减，并恢复到正常的幂律衰减，与x射线余辉相似。

4.Macronova-SHB协会

shb可能是在致密恒星(中子星、奇异星或夸克星)坍缩到更致密物体时，由于角动量丧失、冷却或质量吸积而发射的高度相对论喷流所产生的[3.，8，28］．在中子星合并或致密恒星坍缩成更致密物体的过程中，地壳层可能会被非常强烈的出射冲击剥离。中微子-反中微子湮灭成电子-正电子对后在这样的喷发层可能会产生一个火球[1这可能会使被吹出的地壳层加速到远高于逃逸速度的速度(Li和Paczynski [10)，尽管中微子的光度远低于“中微子爱丁顿光度”[28，单靠它自己并不能把致密恒星的外壳层吹走。

目前还不清楚是否有一个强大的r过程发生在大诺娃喷出物中，或者是否是中微子推动成分朝这个方向⁵⁶镍为主成分(例如，[29])。总的来说，喷出物的总质量、组成、密度、速度以及它们的径向和角向分布都是高度不确定的，这使得来自相关的巨量观测的预测信号[10非常不确定和不可靠的区分在一个单一的紧致恒星的相变和在双星的紧致恒星合并作为shb的起源。

5.结论

对于SHB 130603B在爆炸后9.41天左右的近红外余辉重新变亮，已经提出了几种解释。这包括近双星中子星合并产生的巨新星/千新星[15，16，一毫秒磁星，在近双星中子星合并中产生[30.，31，以及由SHB喷流与ISM密度凸起碰撞而产生的后期耀斑[8，18］．

然而，SHBs加上一个小超新星/巨超新星/千超新星，并不是中子星合并的唯一情况。由于冷却、角动量损失或质量吸积，单个致密星(中子星、奇异星或夸克星)向更致密物体的相变/坍缩也会产生它们。

用Swift XRT和牛顿XMM测量的x射线余辉具有由高度相对论射流产生的同步加速器余辉的规范行为。它的晚时行为不能提供毫秒磁星作为SHB 130603B彩色余辉的动力源的证据。在爆发后9.41天，用HST观测到的晚时h带通量是预期的，来自一个普通同步加速器辐射的喷流产生了测量到的晚时x射线余辉。

SHB的近红外余辉的后期耀斑/重新变亮也可以由星际密度凸起的喷射碰撞产生，就像在几个grb中看到的那样。高分辨率HST成像显示的SHB 130603B主星系[14，15是一个因与另一个星系相互作用而受到扰动的螺旋星系。GRB位于其宿主星系的一个受潮汐干扰的臂上[27］．GRB喷流与这种颠簸环境的相互作用，会在暴后9.41天用HST观测到的GRB近红外余辉中产生耀斑/再亮现象。

宿主内的恒星形成，SHB 130603B位于潮汐破坏臂的顶部，强烈的吸收特征，以及观测到的大视线消失，都表明GRB的祖先可能离它的出生地不远[27，在我们星系中已知的中子星双星由于引力波发射而合并之前，中子星的寿命通常非常长，这是不典型的。此外，在深空哈勃太空望远镜成像搜索中，未能探测到28.5 mag以下的宿主星系，例如，SHB 080503的后期耀斑/再亮[26]表明它的祖先有一个大的出生踢速，这对紧凑双星来说不太可能，但在孤立的中子星/脉冲星中经常观察到[9，32］．

虽然短强暴后期余辉的射电数据和光谱学可以提供关于SHBs起源的补充信息[33，中子星在近双星中合并的真正确凿证据是引力波的探测。不幸的是,这是不太可能发生在完成之前台引力波探测器的新一代,作为当前探测器的灵敏度,如LIGO和处女座是几个数量级低于需要检测合并在远处类似于最近的公司与已知的红移。

利益冲突

作者声明本文的发表不存在利益冲突。

承认

作者感谢A. de Ugarte Postigo提供的有用评论。

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