紫金山天文臺在宇宙深處的爆發天體中發現引力波輻射跡象

　　伽瑪射線暴(簡稱伽瑪暴)是宇宙大爆炸之后人們能探測到的恒星尺度最劇烈的爆發現象，是宇宙中最為極端的天文現象之一，是宇宙中最為極端的天文現象之一，其輻射出來的光子在宇宙中要穿越幾十億光年才能到達地球。伽瑪暴爆發階段的輻射一般被稱為瞬時輻射，而爆發結束后在更低能段(如X、光學、射電)持續更久的輻射一般稱為余輝。不同伽瑪暴的瞬時輻射持續時間不同，1993年，科學家統計發現，根據持續時標伽瑪暴可以分為兩類：一類是所謂的長暴，典型持續時標為～20秒;另一類是短暴，持續時標短于2秒。越來越多的觀測證據表明相當部分的短暴可能來自于雙中子星或者黑洞—中子星系統的并合，而長暴來自于質量約為數十倍太陽質量的恒星的死亡。上世紀70年代，科學家們就計算發現，“雙中子星或者是黑洞—中子星并合過程”將會發出強烈的引力波輻射，是來自宇宙深處最重要的引力波輻射源之一，因而也成為現代引力波探測器如LIGO等的最重要觀測對象。短暴由于其可能的“雙中子星或者是黑洞—中子星并合過程” 起源也越來越受到引力波研究界的重視。由于LIGO等探測器的靈敏度仍然較低，目前引力波還沒有被直接探測到。對發生在宇宙深處的短暴，引力波輻射信號(與距離成反比)更弱，現階段的研究主要集中在對引力波輻射信號的理論計算以及探測的前景估計。長期以來，人們普遍相信“短暴是自然界最強的引力波輻射源之一，但只有借助未來的引力波直接探測結果才可以得到引力波輻射信號”。正因如此，國際上尚沒人試圖從現有的短暴電磁輻射信息中證認引力波輻射跡象。

　　最近，中科院紫金山天文臺的范一中、吳雪峰、韋大明三位研究員另辟蹊徑，指出與傳統認識不同——現有的短暴的電磁輻射中已可證認引力波輻射信號。他們工作的研究對象是“一些短暴中的持續約100秒左右的平臺狀的X射線余輝輻射”而不是短暴的瞬時輻射。黑洞和中子星合并一定會產生黑洞，在這種情況下很難解釋“平臺狀的X射線余輝輻射”。2006年，Gao & Fan以及Fan & Xu提出兩顆中子星并合后可能形成一顆自轉周期約1毫秒并且具超強磁場(1E14高斯以上)的中子星，通常謂之為毫秒磁星。毫秒磁星的磁偶極輻射很強，可以產生“平臺狀的X射線余輝輻射”或其它新的輻射信號。

　　最近，Rowlinson等人系統地研究了Swift衛星探測到的短暴X射線余輝，發現磁星模型能解釋約一半的事例。但是，他們得到的這些磁星的自轉周期一般遠大于1毫秒(對應的轉動能遠小于通常認為的1E52-1E53 erg)，這和雙中子星并合模型不吻合;另外如此慢的自轉也不足以有效抵抗引力塌縮，導致磁星很難存活達百秒，與觀測也不一致。一個可能的解決方案是，只有極小一部分磁偶極輻射的能量轉化為了多波段余輝輻射，絕大部分磁偶極輻射能量被注入到雙子星合并過程中拋射的外流物質中，這將顯著提高外流體的動能。在該情形下，人們將探測到非常明亮的外流體正向激波光學、射電余輝輻射，但絕大部分短暴的光學、射電輻射都很弱，不支持該假設。剩下的一種可能就是毫秒磁星的轉動能主要被引力波輻射帶走，如果該磁星在垂直于自轉軸方向上的橢率達到～1%。而雙中子星合并誕生的磁星內部的環向磁場可能強達1E17高斯并且是各向異性的，這可以導致～1%的橢率。基于這些依據，范一中、吳雪峰、韋大明在國際上首次指出，現有的短暴數據中已經存在著引力波輻射的跡象，并預言“慢轉中子星的最大引力質量約為2.2-2.3倍太陽質量”，該值與現有的天文觀測結果自洽。

　　該項研究工作得到科技部“973”計劃、國家自然科學基金、中國科學院“百人計劃”以及江蘇省杰出青年基金的資助，相關論文已經被《物理評論D》(Physical Review D)在線發表。