】【ScienceAndrew MacFadyen文Shea译】大约每天一次，来自宇宙深处的爆发就会使得地球浸浴在低能γ射线中。γ射线暴（以下简称γ暴）于60年代末首次被军用卫星发现，是宇宙中最明亮的爆发。长时间γ射线暴（以下简称长暴）被认为是大质量恒星死亡的标志，同时也标志着黑洞或者中子星的诞生。在2003年3月29日出现的长暴退去之后显现出的超新星SN2003dh证实了这一观点。
γ暴是大约100keV的非热γ射线在短时间内的闪现。大约2/3的γ暴的平均持续时间为35秒。这些长暴与短暴比起来有着比较软的谱。同时它们也有着毫秒量级的光变时标，以及几秒钟的减弱和再次增亮，更有甚者可以持续长达2000秒。如果γ暴具有快速的光变（微秒量级）和极大的能量（大约1052尔格）的话，那么它极有可能是一个恒星质量的致密天体所触发的γ暴。
1966年，科尔加特（Colgate）曾预言，超新星爆发的激波产生了γ暴。现在看来他的模型是错误的，但是γ暴确实与大质量恒星的死亡有关。不过这些恒星并不像通常那样爆发，它们会形成不对称的喷流。这些相对论喷流造成了我们观测到非热谱和快速的光变。长暴中喷流的动能大约是超新星的10倍。一个关键问题是，在γ暴中为什么如此多的能量却集中在如此少的物质（大约10-5个太阳质量）中，而不像超新星那样集中在几个太阳质量的物质中。在γ暴和超新星中，更多的能量（1053尔格）以中微子和引力波的形式被释放。能量在光子（从γ射线到射电辐射）、中微子和引力波之间分配的具体过程将是我们充分了解长暴的关键。
可观测到的长暴大约每个星系每1千万年发生1次。但是X射线观测显示γ暴呈现出束流的形态，因此我们看到的仅仅是那些喷流指向我们的爆发。所以，在加上那些没有对准我们的γ暴之后，γ暴的发生概率大约是每个星系每1万年发生1次。如果超新星的发生概率是每个星系每100年发生一次的话，那么大致上每100个超新星中就会有一个是长暴。γ暴可能会导致黑洞（坍缩星）、强磁场中子星（磁星）或者大质量中子星的形成。
按照长暴的坍缩星模型，一些旋转的大质量恒星（其质量大于25个太阳质量）无法爆发形成普通的中子星。相反的，恒星的核心坍缩成了黑洞。如果在坍缩时，恒星自转地足够快，那么恒星中的气体就会在黑洞周围形成一个吸积盘。由此释放的引力能就在恒星自转轴的方向上驱动了向外的喷流。另外，吸积盘中的磁场还可以从旋转的黑洞中直接提取能量。
由于在恒星自转轴的方向上不存在离心势，因此极区的物质会快速地掉入黑洞。通过磁场可能还包含中微子湮灭的作用，吸积盘的能量就会沉积在这个低密度的通道中，形成高准直性的快速喷流。还留在极区的恒星气体就会受到激波加热，其中的大部分会被吹散。最终喷流会冲恒星表面，加速到相对论速度。另外，由于无法冷却，大部分要被吸积的气体会被吸积盘抛出，因此产生的外流气体和喷流中的激波最终会导致整个恒星的爆发。
坍缩星模型预言，长暴会和恒星爆发一起出现。由于离开吸积盘的高温气体可以形成56Ni，在γ暴的光学对应体中这些爆发将会以超新星的形式被观测到。当恒星死亡时，它的半径必须比较小，只有这样由吸积盘驱动的相对论喷流才能冲破恒星，这类超新星应该被分类为Ib或者Ic型，而SN2003dh就是Ic型超新星。
坍缩也有可能形成强磁场、高速旋转的中子星。磁星可以通过磁场来加速喷流。在坍缩星（黑洞）和磁星（中子星）模型中，喷流都由极端相对论性粒子构成，它可以成功地穿破恒星的表面，并且在内部碰撞消耗能量之前传播相当远的距离，同时也会发出我们观测到的γ射线。另一种可能时，喷流由等离子体组成，通过等离子体不稳定性耗散能量。
任何一个长暴模型都要解释在超新星SN2003dh和SN1998bw中所观测到的大量56Ni。Ib和Ic型超新星之所以看上去如此明亮都是由于这种同位素放射性衰变所造成的。在坍缩星模型中，56Ni来自从吸积盘中被抛出的气体风。这一气体风与相对论喷流不同，它在极区以大张角（30°）向外流动。喷流本身不会合成足够的56Ni，也不会包含大量的物质。
原文：Science 2 January 2004; 303: 45-46 [DOI: 10.1126/science.1091764] (in Perspectives)
由于γ暴本身持续的时间比较短，给观测带来了很大的困难。当γ暴出现时，很难在短时间内把望远镜对准γ暴源测量它的亮度。而且由于地球大气层对γ射线的吸收，只能在空间探测γ暴。只有精确而快速地测定出它们的位置，其他的卫星或者地面上的望远镜才能对它们进行观测。HETE-2卫星定出了许多γ暴的位置，其中也包括GRB030329。将于2004年春季发射的SWIFT卫星将会为在多波段（从γ射线到可见光）同时观测γ暴带来一场革命。
