伽马射线暴的分类及其发生率

有越来越多的证据表明伽马射线暴（GRB）的前身具有双星性质。对于长 GRB，诱导引力坍缩（IGC）范式提出前身或"初态"为由碳氧核（CO_core）组成的紧密双星系统，该系统经历超新星（SN）爆炸，触发超临界吸积到伴生中子星（NS）上。对于短 GRB，传统上采用 NS-NS 并合作为前身。我们将长 GRB 和短 GRB 分为两个子类，取决于在并合或超临界吸积过程中是否形成黑洞（BH）。对于长暴，若未形成 BH，则为 X 射线闪（XRFs）子类，其各向同性能量 E_iso ≲ 10$^{52}$ erg 和静止系谱峰能量 E_p,i ≲ 200 keV。若形成 BH，则为双星驱动超新星（BdHNe）子类，E_iso ≳ 10$^{52}$ erg 且 E_p,i ≳ 200 keV。类似地，短暴也相应分为两个子类。未形成 BH 时，短伽马射线闪（S-GRFs）发生，E_iso ≲ 10$^{52}$ erg 且 E_p,i ≲ 2 MeV。形成 BH 时，真正的短 GRB（S-GRBs）发生，E_iso ≳ 10$^{52}$ erg 且 E_p,i ≳ 2 MeV。我们给出了这四个子类的示例和观测特征及其发生率。从各自的发生率来看，S-GRFs 和 S-GRBs 的"初态"可能起源于 XRFs 的"终态"。我们指出了另外两种前身系统：白矮星-NS 和 BH-NS。这些系统具有长暴和短暴之间的混合特征。在 S-GRBs 和 BdHNe 的情况下，有证据表明高能 GeV 辐射的起始与克尔黑洞的诞生相重合。