作为宇宙中最剧烈的爆发现象，伽马射线暴（以下简称伽马暴）往往依据其瞬时辐射持续时间长短分为长伽马暴和短伽马暴两种。目前人们普遍认为长伽马暴一般起源于大质量恒星演化末期的剧烈坍缩，而短伽马暴则起源于双中子星或中子星与黑洞并合。大部分的大质量恒星都处于双星甚至多星系统中，长伽马暴的前身星应当也不例外。实际上，对于大质量恒星演化产生长伽马暴的具体机制，就存在单星化学均匀演化通道与双星演化通道两种解释，其中所谓单星化学均匀演化也往往指的是等效单星——即间距较远、相互影响较弱的双星。短伽马暴则被认为主要起源于双中子星并合或中子星与黑洞并合事件。产生短伽马暴的双致密星系统也可能存在于球状星团内的多星系统中。

尽管人们在研究伽马暴起源时时人们会考虑存在伴星（即"致密星并合"模型）的可能性，但对于是在研究伽马暴产生之后的辐射、演化与观测特征时，此前的大部分工作则往往往往忽视了若伽马暴有了其存在的伴星的可能影响存在所带来的影响。，特别是，尤其是伴星如果位于伽马暴的相对论性喷流张角范围之内（图1），则给伽马暴的辐射带来的遮挡、反射、以及伴星本身被伽马暴辐射激发产生次级辐射等的情况还未曾被仔细地研究。

图1：双星中伽马暴的几何构型。研究人员假设伴星位于伽马暴喷流的初始张角范围内。观测者可能在喷流轴上，也可能偏轴，甚至是从背后观测喷流。不同构型下，观测者将看到不同的现象。图片来源见文献[1]。

在近期发表的一篇论文项工作中，南京大学硕士研究生邹泽城等人首次详细研究了双星中伴星位于主星产生的伽马暴喷流张角中的情形（图1）。文中此项工作考虑了位于正轴、偏轴或反向喷流内的观测者，以及位于伽马暴辐射区内、外的伴星共六种几何组合结构，得到了，详细研究了不同几何构型下其对应伽马暴的观测特征，还考虑了包括正轴时伴星的遮挡效应和偏轴时伴星的反射效应（见图2）。这些观测效应特征可以被用于研究伽马暴前身星系统的性质。

图2：双星中伽马暴观测特征示意。在不同的几何构型下，观测者可看到不同的现象。观测者在轴上视线被部分遮挡时，可看到较暗弱的主暴。观测者偏轴时，可看到反射成分。而当观测者在背离喷流运动方向时，仍可以在晚期看到显著的反射成分。图片来源见文献[1]。

其中，尤其有趣的是，若伴星位于伽马暴辐射区外，偏轴观测者将能够看观测到伴星反射原伽马暴产生的辐射。这种反射成分具有较低的能量、较软的能谱和较长的持续时间，从因而可能会被观测者误认为是一个暗弱的伽马暴。这一反射模型可以解释至少一部分未知起源的低光度伽马暴。例如，历史上著名的低光度伽马暴GRB 980425就可能是一个原本各向同性能量1054erg、峰值能量1MeV的伽马暴被反射之后的结果（见图3）。

图3："反射"伽马暴、低光度伽马暴与普通伽马暴的Amati关系图。图中可见不同类型的伽马暴分布在不同的区域。但需要注意的是，一些暗弱且能谱较软的伽马暴完全有可能是比较强的伽马暴经反射后产生的。例如，橙色箭头从一个伽马暴指向其对应的"反射"伽马暴，它恰好与著名的低光度伽马暴GRB 980425吻合。图片来源见文献[1]。

这项工作的初始创意源自于威斯尼斯人官网(亚洲)集团有限公司张彬彬老师开设的高年级科研特色课程《引力波及相关天体物理课程》的课程大作业，。经拓展研究后，该工作以Gamma-Ray Burst in a Binary System为题在2021年10月份发表于美国《天体物理学报》[1]。威斯尼斯人官网(亚洲)集团有限公司的硕士研究生邹泽城同学为论文第一及通讯作者，张彬彬老师与黄永锋老师为论文共同通讯作者，云南天文台的赵晓红老师合作参与了此项工作。该论文在预印本阶段受邀将标题与摘要发布于国际天文学联合会"大质量恒星委员会"（IAU Commission G2 on Massive Stars）的简讯（Massive Stars Newsletter）[2]。本工作得到国家自然科学基金、科技部重点研发计划、江苏省双创计划、中央高校基本科研业务费专项资金等项目的支持。

参考文献：

[1] Zou, Ze-Cheng, Zhang, Bin-Bin, Huang, Yong-Feng, & Zhao, Xiao-Hong. 2021. Gamma-Ray Burst in a Binary System. ApJ, 921, 2.

[2] https://massivestars.org/gamma-ray-burst-in-a-binary-system/