《表1 超长暴样本：超长暴和超软暴》

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《超长暴和超软暴》

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传统的理论认为GRB可以分为两类:短暴，持续时间小于2 s，能谱偏硬，一般认为是双致密星的合并[10–12]；长暴，持续时间大于2 s，能谱偏软，一般认为是大质量恒星的坍缩[10，13–16].近年来通过对数据进一步的发掘，人们意识到该2 s的界限会受到仪器效应的影响[17]，人们对伽马暴“长”、“短”的定义实际上更多暗含其物理起源的信息（坍缩星起源—TypeΠ—长暴致密星合并起源—TypeⅠ—短暴）[18].长暴的典型时标为几十秒，但是近年来INTEGRAL，Swift，Fermi Konus-WIND （KW）等伽马射线探测器陆续发现一些爆发时间特别长的伽马暴，持续时间可达104s，甚至大于104s，这类伽马暴被称为超长暴[8].目前已经确认的超长暴包括GRB 101225A[19]，GRB 111209A[20–22]GRB 121027A[8]，以及GRB 130925A[23]等.不同伽马射线探测器的探测能区和观测能力不尽相同，其给出的超长暴样本列表也会有所差别:Swift/BAT给出的超长暴样本可参考https://swift.gsfc.nasa.gov/results/batgrbcat/summary＿cflux/summary＿GRBlist/list＿ultra＿-long＿GRB＿comment.txt，Konus-WIND给出的超长暴样本可参考http://www.ioffe.ru/LEA/kw/wm/ulong/index html.本文中，我们根据以往已经发表的文章[8，24–26]，整理了如表1中所示的超长暴样本（表1中超长暴的划分是根据T90>1000 s，但个别伽马暴的T90<1000 s，如GRB110709B，GRB 111215A和GRB 170714A，仍被认为是超长暴，这是因为GRB 110709B和GRB 111215A的T90接近1000 s，考虑到T90的误差，仍可认为是超长暴[24，27]而GRB 170714A被认为是超长暴，主要是因为这个暴的X射线活跃时间很长，部分文献支持其为超长暴[26]）从表1的结果我们可以发现，超长暴的红移偏低，介于0.3–2.1，各向同性能量的典型值约为1052erg，比普通长暴略微偏低，持续时间达1000 s以上.另外，图1表示的是不同类型伽马暴的各项同性光度和持续时间的关系图，从图1我们可以看出，几个代表超长暴的红棕色数据点簇拥成一团，不同于其他类型的伽马暴.