红移已知的雨燕长伽玛暴的谱分析

GRB的Swift/XRT光变曲线在线数据库

An online repository of Swift/XRT light curves of GRBs

上下文斯威夫特的数据正在彻底改变我们对伽马射线暴的理解。由于猝发快速衰减，因此期望快速地创建和传播精确的光变曲线。目标。为社区提供使用Swift获得的X射线光变曲线的在线存储库。光变曲线应达到公布数据的预期质量，但应自动创建和更新，以便自洽和迅速提供。方法.我们已经编制了一套程序，自动生成的雨燕/XRT光变曲线的伽玛暴。损坏的CCD，自动读出模式切换和堆积的影响得到妥善处理，数据分箱与可变箱持续时间，必要的衰落源。结果光变曲线储存库网站（http：//www.swift.ac.uk/xrt_curves）包含Swift的XRT观测到的每个GRB的光变曲线，硬度比和深度图像。当新的伽玛射线暴被探测到时，光变曲线会在数据到达英国斯威夫特科学数据中心的几分钟内被创建和更新。

快速伽马射线暴持续时间的分析

An analysis of the durations of Swift Gamma-Ray Bursts

本文对雨燕伽马射线暴（GRB）的持续时间进行了系统的分析，并与雨燕前的观测结果进行了比较。对于95个已知红移的伽玛暴，我们证明了观测到的持续时间有两个对数正态分布，在$T_{90}\simeq2$ s处明显分开。这与之前的BATSE结果一致。内禀持续时间也呈现双峰分布，但系统地向较小的值移动，并且与观察到的分布相比，该分布具有较窄的宽度。我们发现雨燕和雨燕前长伽玛暴的内禀分布有显著的不同，特别是在宽度和中值上。此外，Swift数据表现出更宽的动态持续时间范围。我们的研究不仅证实了在观测者坐标系中短暴的谱一般比长暴的谱硬，而且还表明这种趋势在源坐标系中变弱。

雨燕伽玛暴早期X射线余辉中的平坦衰变相

The flat decay phase in the early X-ray afterglows of Swift GRBs

许多雨燕伽玛暴在其X射线余辉中显示出浅衰变的早期阶段，持续时间从伽玛暴之后的$t \sim 10^{2.5} $ s到$\sim 10^4 $ s，其中通量以$\sim t^{-0.2}-t^{-0.8}$形式衰变。这也许是斯威夫特在早期的X射线余辉中发现的最神秘的新特征，因为它仍然不清楚是什么原因引起的。我讨论了这个令人惊讶的新发现的不同可能的解释，以及它们对伽马射线效率，余辉动能，甚至可能对无碰撞相对论性冲击物理的潜在影响。

雨燕伽玛暴与Ep，i-Eiso关联

Swift GRBs and the Ep,i - Eiso correlation

Ep，i-Eiso关联是伽马射线暴（GRB）天体物理学中最有趣和最有争议的观测证据之一。Swift凭借其高灵敏度和快速指向能力，在已知红移的GRB样本中（以及Ep，i和Eiso）减少了很多选择效应的影响。此外，在几种情况下，它允许检测即时发射的软尾，从而相对于先前的卫星更准确地估计Ep，i。我提出并讨论了已知红移和估计Ep，i的Swift伽玛暴在Ep，i-Eiso平面上的位置，表明所有的长事件（包括像GRB 060218和GRB 060614这样的特殊事件）都符合Ep，i-Eiso相关。相反，短的伽玛暴与之不一致，证据进一步支持不同的发射机制在工作中的两类伽玛暴的假设。我还显示，并简要讨论，有趣的证据表明，短GRB 050724的软尾是一致的相关性。

快速伽玛暴的消色差破裂：有证据吗？

Achromatic Breaks for Swift GRBs: Any Evidence?

与预期相反，斯威夫特时代的伽马射线暴余辉的多波长高质量数据的可用性，并没有让我们完全确认标准余辉图片的最基本特征之一：衰减光变曲线中存在消色差突变。我们简要回顾了迄今为止发现的最有趣的案例。

INTEGRAL探测高红移伽玛暴的潜力

The potential of INTEGRAL for the detection of high redshift GRBs

与其他高能任务相比，我们讨论了INTEGRAL探测高红移伽马射线暴（GRB）群的能力。重点是研究IBIS在INTEGRAL上相对于SWIFT和HETE 2探测高红移伽玛暴的相对能力。我们的结论是，如果伽玛射线暴率成正比的恒星形成率，INTEGRAL的研究伽玛射线暴的能力是互补的使命，如SWIFT和HETE 2，专门致力于迅速定位伽玛射线暴。SWIFT和HETE 2探测到的伽玛暴数量比INTEGRAL要多，而IBIS可能能够探测到高红移（z>~7）的伽玛暴，这是SWIFT和HETE 2无法探测到的。我们讨论了近红外（NIR）观测积分伽玛暴的相关性和大型望远镜可能遵循的策略。

形成伽马射线暴红移分布的选择效应

Selection effects shaping the Gamma Ray Burst redshift distributions

长伽马射线暴有望探测恒星形成和金属富集到非常高的红移。目前的GRB样品的红移测定在很大程度上是不完整的，因此，选择效应的仔细分析是强制性的，然后才能从观察到的GRB红移分布得出任何结论。我们研究和比较三个定义良好的样本的长伽玛暴探测雨燕，HETE 2和BeppoSAX。我们发现Swift GRB比BeppoSAX和HETE 2 GRB稍微暗淡和坚硬，正如预期的那样，由于与BeppoSAX和HETE 2相比，Swift GRB被检测和定位的能量范围更高。气体和尘埃的遮蔽作用在形成伽玛暴样品和目前的红移伽玛暴样品中起着重要的作用。我们认为，大多数没有红移的明亮的雨燕伽玛暴实际上可能是z<~2的事件，因此，目前有红移的雨燕伽玛暴样本对低z伽玛暴有偏见。另一方面，从高z伽玛暴，甚至从那些具有大的X射线遮蔽的明亮的UV休止帧余辉的检测，意味着比在附近的伽玛暴，和/或不同的尘埃成分的尘埃量较低。如果是这样的话，具有红移的GRB的Swift样本可能是真实高z GRB总体的公平样本。在BeppoSAX和HETE 2的红移GRB样本中没有高z GRB可能是由于在BeppoSAX和HETE 2后续的时候，高红移GRB的微弱余辉将减弱到甚至低于10米级望远镜的光谱能力。在一定观测时间内，Swift伽玛暴子样本的峰值通量、X射线遮蔽度和光学星等分布与BeppoSAX和HETE 2样本相似，其红移分布与Be…

Swift-XRT数据的自动分析

Automatic analysis of Swift-XRT data

雨燕航天器每年探测和自主观测约100个伽马射线暴（GRB），其中约96%由X射线望远镜（XRT）探测到。伽玛射线暴伴随着光学瞬变，在过去几年中，伽玛射线暴的地面跟踪领域已经大大扩展，快速响应仪器能够在几分钟的时间尺度上对Swift触发作出响应。为了最有效地利用有限的望远镜时间，后续天文学家需要在触发后尽快获得伽玛暴的准确位置。此外，在考虑观测策略时，X射线光变曲线等信息也很重要。莱斯特大学的Swift团队已经开发出技术来提高XRT提供的GRB位置的准确性，并产生科学级的GRB X射线光曲线。这些技术是完全自动化的，一旦有数据就立即执行。

伽玛暴的Swift-XRT位置改进

Improving Swift-XRT positions of GRBs

由于伽玛射线暴衰减迅速，因此在早期公布准确、精确的位置非常重要。对于雨燕探测到的爆发，最好的即时可用位置通常是X射线望远镜（XRT）的位置。我们提出了两个过程，开发的斯威夫特团队在莱斯特，这是现在经常使用的，以提高精度和准确性的XRT的位置报告的斯威夫特团队。这两种方法都是完全自动化的，都使用了PSF拟合方法，该方法可以解释CCD上的坏柱。第一种方法在触发后10- 20分钟内产生90%误差半径<4.4”90%的位置。第二种方法使用UVOT场星和XRT和UVOT探测器之间的已知映射进行天体测量校正位置，产生增强的位置，90%的时间误差半径<2.8”90%，通常在触发后约2小时。

雨燕时代伽马射线暴的红移分布

On the Redshift Distribution of Gamma Ray Bursts in the Swift Era

用一个简单的长持续时间伽马射线暴（GRB）物理模型来拟合用早期GRB任务和Swift测量的红移（z）和喷流张开角分布。不同的伽玛射线暴触发灵敏度的影响足以解释雨燕前和雨燕样本的z分布的差异，平均红移分别为~1.5和~2.7。<z><z>在假设伽玛暴的辐射特性不随时间变化的前提下，我们发现只有当伽玛暴源的同动率-密度在z&gt;~3 - 5时呈现正演化时，数据才能拟合。发现γ暴的平均内聚束因子在~34 - 42之间，雨燕平均张开半角&lt;θ_j&gt;~10 °，雨燕前平均张开半角&lt;θ_j&gt;~7 °。在均匀喷流模型中，伽玛暴的光度函数与L ^{-3.25}_* 成正比，这是由我们对张角分布的最佳拟合推断出来的。由于不太可能检测到几个z &lt;~0.25的伽玛暴，我们的分析表明，低红移伽玛暴代表了一个不同的伽玛暴的人口比那些在高红移检测。忽略金属丰度对GRB宿主星系的影响，我们发现在像银河系这样的L_* 螺旋星系中，每60万年发生一次GRB。在z ≥ 5和z ≥ 7时，高红移伽玛暴的比例估计分别为8 - 12%和2.5 - 6%，假设伽玛暴的速率密度继续向高红移发展。

基于快速2年观测资料的伽马射线暴亮度函数

The Gamma Ray Burst Luminosity Function in the Light of the Swift 2-year Data

通过拟合BATSE卫星观测到的差分峰值通量分布，计算了长伽马射线暴（GRB）的光度函数（LF）和形成率，并分析了三种不同的情况：i）GRB跟随宇宙星形成，LF随时间变化; ii）GRB跟随宇宙星形成，但LF随红移变化; iii）GRB优先形成于低金属丰度环境。我们发现，由BATSE和雨燕获得的差分峰值通量数计数可以使用相同的LF和GRB形成率再现，这表明这两颗卫星正在观察相同的GRB人口。然后，我们根据Swift 2年的数据检查了由此产生的红移分布，特别关注在z>2.5时检测到的相对较大的伽玛暴样本。我们表明，模型中，伽玛射线暴跟踪宇宙恒星的形成，并描述了一个恒定的LF被排除的高Z斯威夫特检测的数量。这一结论不依赖于缺乏光学识别的暴的红移分布，也不依赖于z>2时恒星形成率下降的存在，也不依赖于所采用的GRB LF的暗端。快速观测可以通过假设LF随红移而变化和/或GRB的形成仅限于低金属丰度环境来解释。

暗伽马射线暴的快速识别

Swift Identification of Dark Gamma-Ray Bursts

我们提出了一个光通量与X射线通量图的所有已知的伽马射线暴（GRB）的X射线余辉已被检测到。我们提出了暗爆发的操作定义，即相对于火球模型，其具有光学-X射线光谱指数β_OX < 0.5。在52个伽玛暴的样本中，我们确定了5个暗暴。定义和图表作为一个简单而快速的诊断工具，识别暗伽玛暴的基础上有限的信息，特别是有用的早期和客观的识别暗伽玛暴观测雨燕卫星。

用Swift的XRT观测伽马射线暴X射线余辉的“正则行为”

On the "canonical behaviour" of the X-ray afterglows of the Gamma Ray Bursts observed with Swift's XRT

由SWIFT卫星的X射线望远镜观测到的长持续时间伽马射线暴（GRB）的早期X射线余辉的“典型行为”正是GRB的炮弹模型所预测的行为。

伽玛暴的非热同步辐射和同步辐射自康普顿辐射：{ \em Swift}和{ \em GLAST }的预测

Nonthermal Synchrotron and Synchrotron Self-Compton Emission from GRBs: Predictions for {\em Swift} and {\em GLAST}

本文给出了用轻子喷流模型计算伽玛暴瞬发和早期余辉的结果。同步组件建模与规范带谱和同步自康普顿组件计算从隐含的同步辐射发射电子光谱在相对论等离子体斑点。在共运动坐标系中，假设磁场是纠缠的，电子和光子的分布是各向同性的。康普顿散射光谱是使用汤姆逊-克莱因-西名的完整康普顿截面，使用琼斯公式计算的。对生产的光吸收，无论是从环境辐射的喷流和河外背景光（EBL），考虑。结果作为一个功能的一组参数：多普勒因子，观察到的变化时间尺度，共动磁场，峰值同步辐射通量，和红移的爆发。模型预测将通过多波长观测进行检验，其中包括{ \em Swift}和{ \em GLAST}卫星，它们将提供前所未有的伽马射线暴覆盖范围。

INTEGRAL用于微弱伽马射线暴的能力

INTEGRAL capabilities for faint Gamma-Ray Bursts

我们讨论了INTEGRAL探测高红移的伽马射线暴（GRB）的能力。首先，显示了其他过去或计划中的实验（BATSE，SAX，HETE-2，Romer，Swift）和INTEGRAL仪器（IBIS，JEM-X）之间的简单比较。在第一次观察之后，我们将集中比较两个最敏感的任务（INTEGRAL/IBIS和Swift）探测更多伽马射线暴的能力。我们的结论是，如果伽玛暴率是成正比的恒星形成率，研究伽玛暴的INTEGRAL的能力是互补的任务，如斯威夫特和HETE-2，专门致力于即时本地化的伽玛暴。Swift和HETE-2探测到的伽玛暴数量要比INTEGRAL多（分别比IBIS和JEM-X多8个和22个），而INTEGRAL和特别是IBIS探测到的伽玛暴红移非常高（z > 15），这是Swift和HETE-2无法探测到的。这一事实对于研究z=15以上的伽玛暴群是非常相关的，这将与星族III有关。因此，INTEGRAL任务（准确地说是IBIS）将是追踪早期宇宙原始恒星形成率的一个非常有价值的工具。

z = 5.3时的GRB 050814和快速伽玛暴的红移分布

GRB 050814 at z = 5.3 and the Redshift Distribution of Swift GRBs

我们报告的余辉GRB 050814，这被认为是表现出非常红色的光学颜色的光学，近红外和X射线观测。通过模拟其光谱能量分布，我们发现z = 5.3 +/- 0.3。接下来，我们提出了一个精心挑选的样本19雨燕伽玛暴，旨在估计在一个公正的方式的伽玛暴红移分布，包括平均红移（z_mean），以及对高红移爆发的分数的限制。我们发现z_mean = 2.7，并且至少5%的伽玛暴起源于z > 5。样品的红移分布与宇宙中GRB速率与恒星形成速率成正比的模型定性一致。这个伽玛暴样本的高平均红移和宽的红移范围清楚地表明，伽玛暴作为星系和星系际介质的有效探测器在宇宙历史的一个重要部分的适用性。

Swift和GLAST时代的伽马射线暴

Gamma Ray Bursts in the Swift and GLAST Era

我们总结了我们的长持续时间伽马射线暴（GRB）模型，该模型适合雨燕和雨燕之前的任务测量的红移（z）分布，以及雨燕之前的GRB喷流张角分布，该分布是根据光学光变曲线中的消色差突变推断的。我们发现，GRB源的共动率密度在$z \gtrsim 3$ - 5处表现出正的演化，而从测量的蓝光和紫外光光度密度峰值推断的恒星形成率在$z\sim 1$ - 3处。发现伽玛暴的平均内禀聚束因子为$\approx 34$ - 42，并预言用Swift测量的伽玛暴光学喷流开口半角的平均值为$\approx 10^\circ$。我们估计的GLAST预计将观察到的比率的基础上的BATSE和EGRET伽玛射线暴注量每年伽玛射线暴的数量。

雨燕伽马射线暴与吉兰达关系相符吗？

Are Swift gamma-ray bursts consistent with the Ghirlanda relation?

伽马射线暴（GRB）的谱峰能量、总辐射能量和余辉破裂时间等性质与雨燕前GRB有着密切的联系。它们与Ia型超新星一起被用来限制宇宙学参数。然而，这些相关性的紧密性是对GRB模型的挑战。我们探讨的影响，增加雨燕爆发的吉兰达和梁张关系。虽然它们都仍然有效，但它们变得有些减弱，主要是由于存在显著的异常值，否则它们显然是正常的伽玛暴，因此很难区分。这些关系的离散度增加，使得它们在精确宇宙学中的可靠性降低。

用Swift测量的晚X射线余辉检验伽玛暴的标准火球模型

Testing the standard fireball model of GRBs using late X-ray afterglows measured by Swift

我们发现，所有的X射线衰变曲线的伽玛暴测量斯威夫特可以拟合使用一个或两个组件，这两个组件具有完全相同的功能形式，包括一个早期下降指数相，其次是幂律衰减。第一个分量包含瞬发γ射线发射和初始X射线衰变。第二个分量出现较晚，持续时间较长，约80%的伽玛暴都存在。它很可能是由外部冲击引起的，最终发展成X射线余辉。在剩余的~20%的伽玛暴中，第一分量的初始X射线衰变比第二分量衰减得更慢，并且在后期占主导地位，形成余辉，但不清楚这种发射的起源是什么。的时间衰变参数和伽马/X射线光谱指数导出的107伽玛暴的标准火球模型，包括搜索可能的“射流休息”的期望进行比较。对于~50%的伽玛暴观测到的余辉是符合模型，但其余的时间和光谱指数不符合预期的封闭关系，并暗示持续，晚，能量注入。我们确定了几个可能的射流休息，但也有许多例子，这种休息的预测，但缺席。第二分量的指数相转变为最终幂律衰变余辉的时间T_a与γ能谱的峰值E_peak相关。这类似于吉兰达关系，表明这个时间在某种程度上与雨燕前爆发的光学观测到的破裂时间有关。

用新一代卫星探测器探测低光度GRB星群

Probing the low-luminosity GRB population with new generation satellite detectors

我们比较了低光度（LL）GRB的检测率和红移分布的本地化雨燕与那些预计将被观察到的新一代卫星探测器GLAST（现在费米），在未来，EXIST。虽然GLAST爆发望远镜在15 - 150 keV波段的灵敏度低于斯威夫特，但它的大视场意味着它将使斯威夫特对LL爆发的探测率增加一倍。我们表明，斯威夫特，GLAST和EXIST应检测约1，2和30 LL伽玛暴，分别在5年的运行期。EXIST上的爆发望远镜应该以比斯威夫特的BAT大一个数量级以上的速度探测LL GRB。我们表明，LL伽玛暴的检测范围将从$z \simeq 0.4$的斯威夫特到$z \simeq 1.1$在EXIST时代。此外，LL爆发对观测到的GRB红移分布的贡献将有助于在$z \simeq 1$的分布中的可识别的功能。

在雨燕均匀样品上检验伽马射线暴变率/峰值亮度相关性

Testing the gamma-ray burst variability/peak luminosity correlation on a Swift homogeneous sample

我们测试的时间变化和峰值亮度的$γ$ -射线轮廓上的36个雨燕/BAT的GRB与公司红移测定均匀样品的伽马射线暴之间的相关性。这是第一次，这种相关性可以测试一个同质的数据样本。只要忽略6个低亮度伽玛暴（在静止坐标系100-1000 keV能带中<5 × 10 ^{50} erg s^{-1}），相关性就得到了证实。我们确认，相当大的分散的相关性已经知道是不是由于不同的仪器与不同的能量带的数据的组合，但它是内在的相关性本身。由于Swift/BAT前所未有的灵敏度，在低光度GRB上测试了可变性/峰值光度相关性。我们的结果表明，这些伽玛暴是明确的离群值。

Methods and results of an automatic analysis of a complete sample of Swift-XRT observations of GRBs

We present a homogeneous X-ray analysis of all 318 Gamma Ray Bursts detected by the X-ray Telescope on the Swift satellite up to 2008 July 23; this represents the largest sample of X-ray GRB data published to date. In Sections 2--3 we detail the methods which the Swift-XRT team has developed to produce the enhanced positions, light curves, hardness ratios and spectra presented in this paper. Software using these methods continues to create such products for all new GRBs observed by the Swift-XRT. We also detail web-based tools allowing users to create these products for any object observed by …

最早伽玛暴的观测极限

An Observational Limit on the Earliest GRBs

我们预测第一个可观测的红移（即，在我们过去的光锥）伽马射线暴（GRB）和计算GRB率红移分布的第三星族恒星在非常早期（z=20-60）。利用Swift近两年的观测数据，我们给出了第一代恒星每太阳质量产生伽玛暴的效率（η_{GRB}）的上限。我们发现，第一个可观察到的伽玛暴是最有可能在红移60。观测到的极高红移伽玛暴（XRGs）是每年15个长伽玛暴的一个子集，没有相关的红移，也没有光学余辉，由雨燕探测到。取此最大值，得到每太阳质量的恒星中η_{GRB}<1.1~10^{-4} GRB。更现实的评价，例如，取Swift总样本的5%作为一个子群，其上限为η GRB <3.2~10^{-5}/太阳质量。

用雨燕伽玛暴检验冲击波模型

Testing the blast wave model with Swift GRBs

雨燕伽玛暴光变曲线的复杂结构使得对暴裂的识别以及对暴裂所引起的冲击波的解释比雨燕之前更加困难。我们的目标是识别可能隐藏的断裂，并约束爆炸波参数;电子能量分布p，环爆介质密度分布k，以及持续能量注入指数q。我们这样做，通过比较所观察到的多波长光变曲线和X射线光谱的我们的样品的预测的冲击波模型。我们可以成功地解释所有的爆发，在我们的样本10，除了两个，在这个框架内，我们可以估计，有信心，电子能量分布指数为6的样本。此外，我们确定在一些突发射流中断。对p分布的统计分析表明，即使在最保守的最小分散情况下，这些值也不符合单一的普适值。K值表明，环爆流密度分布不是从只有一个恒定的密度或风样媒体人口。

Swift GRBS的精确早期位置：利用UVOT天体测量增强X射线位置

Accurate early positions for Swift GRBS: enhancing X-ray positions with UVOT astrometry

在这里，我们描述了一个自主的方式产生更准确的提示XRT的位置斯威夫特检测到的伽玛暴和余辉，UVOT天体测量和XRT和UVOT探测器之间的详细映射的基础上。后者大大减少了主要的系统误差-世界坐标系的恒星跟踪仪解。这种技术仅限于UVOT和XRT PC模式数据之间存在显著重叠的情况，在不到几个小时的时间尺度上，XRT精确位置的定位提高了2倍。此外，对于大多数爆发，所实现的准确度优于早期（长达24小时）的天体测量校正的XRT PC模式图像，并且与基于后期深度XRT PC模式成像的天体测量校正的X射线位置所实现的准确度相当（删节）。

短持续时间伽玛暴的BATSE-Swift光度和红移分布

The BATSE-Swift luminosity and redshift distributions of short-duration GRBs

我们比较了由BATSE短硬爆（SHBs）峰值通量分布推断的光度函数和速率与Swift/HETE II观测到的SHBs的红移和光度分布。虽然雨燕/HETE II SHB样本与遵循恒星形成率的SHB人口不兼容，但它与反映SFR后延迟时间分布的SHB率兼容。如果SHB与双中子星合并有关，情况就是这样。然而，现有的数据允许有不同的解释。例如，一个速率与红移无关的总体非常适合数据。我们发现的隐含SHB率范围为$\sim 8$至$\sim 30h_{70}^3$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$。这比以前估计的比率高得多。然而，对最佳拟合模型的详细（二维）观察显示，四种Swift/HETE II SHB与基于BATSE SHB的模型之间存在一些差异。这可能是统计上的侥幸。它也可能产生于对触发标准的错误估计或选择效应。如果这是真的，则可能表明存在两个具有不同光度函数和红移分布的SHB种群。

雨燕时代的伽马射线暴

Gamma-Ray Bursts in the Swift Era

自从美国宇航局专门的伽马射线暴（GRB）任务Swift成功发射以来，宇宙学GRB的研究进入了一个新的时代。在这里，我回顾了快速的观测和理论进展，在这个动力学研究领域的第一个两年的斯威夫特任务，重点是如何观测突破了革命性的理解伽玛射线暴的物理起源。除了总结Swift如何帮助解决一些前Swift的谜团之外，我还列出了Swift观察所提出的一些突出问题。最后，对GLAST时代的伽玛暴科学作了展望。

用Swift-BAT和GLAST-GBM进行伽马射线暴的相关谱分析

Correlative Spectral Analysis of Gamma-Ray Bursts using Swift-BAT and GLAST-GBM

我们讨论了光谱分析模拟的初步结果，包括预期的相关多波长观测的伽马射线暴（GRB）使用斯威夫特的爆发警报望远镜（BAT）和伽玛射线大面积空间望远镜（GLAST）的爆发监视器（GLAST-GBM），导致联合光谱拟合，包括特征光子能量（Epeak）值，保守估计每年约30 GRB。BAT光谱响应的增加将（一）补充GBM探测器响应矩阵的在轨校准工作，（二）通过增加~20-100 keV的有效面积来提高GLAST的低能灵敏度，（三）通过提高GBM的源定位精度来促进GLAST伽马射线暴的地面后续工作，以及（iv）帮助识别通过离线GBM数据分析发现的非触发GRB的子集。Swift-BAT伽玛暴与其他高能探测器（如Konus-WIND和Suzaku-WAM）成功的联合光谱拟合证明了这种多波长相关分析，这将使人们能够研究30个能量年代内瞬发伽玛暴发射的宽带光谱和时间演化，因此，在不增加对任务资源的额外需求的情况下，未来十年

从雨燕数据导出的GRB辐射效应：GRB与XRF，长与短

GRB Radiative Efficiencies Derived from the Swift Data: GRBs vs. XRFs, Long vs. Short

系统分析了2005年9月前由{ \em Swift}探测到的31个伽玛暴样品的瞬发和早余辉数据，并估算了伽玛暴的辐射效率。BAT的窄带抑制了精确测定的伽玛暴光谱参数，我们已经开发了一种方法来估计这些参数的硬度比信息。在早期X射线余辉中普遍存在的浅衰变成分，如果解释为外部冲击中的连续能量注入，则表明以前从晚期X射线数据导出的GRB效率是不可靠的。我们计算了两个余辉动能E_K分别在假定的减速时间（t_{dec}）和在中断时间（t_b）时，能量注入阶段结束时，得出。在t_b，XRF的效率似乎低于正常伽玛暴。然而，当我们分析t_{dec}的数据时，发现XRFs与GRB一样有效。短伽玛暴和长伽玛暴的辐射效率相似，尽管它们的祖先不同。样品中的22个爆发被确定为具有低于X射线波段的余辉冷却频率。当ε_e = 0.1时，我们发现η_γ（t_b）通常<10%，而η_γ（t_{dec}）从几个常数到> 90%不等。样品中有9个暴的余辉冷却频率长时间高于X射线波段。这表明ε_B很小和/或环境密度n很低。

斯威夫特GRB谱和持续时间的完整目录：前斯威夫特高能关联的物理起源的消亡

A Complete Catalog of Swift GRB Spectra and Durations: Demise of a Physical Origin for Pre-Swift High-Energy Correlations

我们计算的持续时间和光谱参数的218雨燕暴的BAT仪器之间检测到的伽玛暴041220和070509，包括77个事件测量红移。将先验知识应用到谱拟合中，我们能够测量所有事件的特征$νF_ν$谱峰能量$E_{\rm pk,obs}$和各向同性等效能量$E_{\rm iso}$（1- $10^4$ keV）。这个完整而广泛的目录，用统一的方法进行分析，使我们能够解决在雨燕之前的观测中提出的高能相关性的持久性和起源。我们发现，$E_{\rm pk,obs}$ - $E_{\rm iso}$相关性存在于Swift样本中;然而，在>5 sigma显著性时，最佳拟合幂律关系与最佳拟合前Swift关系不一致。此外，在考虑$E_{\rm pk,obs}$上的大误差后，其具有大于约2倍的固有散射。相对于雨燕前的关系，大部分雨燕事件都是硬的和亚亮的（并且不一致），这与BATSE GRB没有红移的指示一致。此外，我们确定的BAT检测器的实验阈值，并显示如何的$E_{\rm pk,obs}$ - $E_{\rm iso}$相关性人工出现由于部分相关的阈值。我们表明，前斯威夫特的相关性发现Amati等人。（2002）、Yonetoku等人（2004）、Firmani等人（2004）、（2006）（和其他人独立地）可能与伽玛暴的物理性质无关，并且可能对宇宙学测试毫无用处。此外，解释这些相关性的检测器阈值提供了一…

用Swift探测甚高红移伽马射线暴

On the detection of very high redshift Gamma Ray Bursts with Swift

我们计算的概率检测长伽马射线暴（GRB）在z>5与斯威夫特，假设GRB的形式优先在低金属环境。该模型很好地拟合了观测到的BATSE和Swift GRB微分峰值通量分布，并与2年Swift数据中z>2.5的探测次数一致。我们发现，当光子通量P<1 ph s^{-1} cm^{-2}时，观测到z>5处爆发的概率大于10%，这与已确认的探测数量一致。在雨燕星表中，z>5的爆发所占的比例约为10%-30%，这取决于所采用的伽玛暴形成的金属丰度阈值。我们建议使用计算的概率作为一种工具，以确定高红移伽玛暴。通过联合考虑Swift提供的可靠信息和模型结果，我们可以在几个小时内从BAT检测中选择可靠的z>5候选者。我们根据去年的Swift数据测试了这个过程：只有三个爆发符合我们的所有要求，其中两个在z>5时得到了确认。其他三个可能的候选人是通过稍微放宽所采用的标准挑选出来的。在六个候选者中没有发现低z闯入者。

利用雨燕瞬发和余辉辐射观测对伽玛暴进行分类

Using Swift observations of prompt and afterglow emission to classify GRBs

本文分析了雨燕卫星观测到的107个伽马射线暴（GRB）的早期BAT和XRT数据。我们使用这些数据来检查的X射线光变曲线的行为，并提出了一个分类方案的基础上，这种行为的伽玛暴。正如之前的小样本所发现的那样，最早的X射线光变曲线可以很好地用一个指数来描述，这个指数可以松弛成幂律，通常会叠加耀斑。后者的发射是很好的拟合使用类似的函数形式，我们发现，这两个功能提供了一个很好的描述整个X射线光变曲线。对于瞬时发射，指数和幂律之间的过渡时间给出了一个明确的时间尺度，T_p，为爆发持续时间。我们用T_p、瞬发光谱指数β_p和瞬发幂律衰减指数α_p来定义四类爆发：短爆发、慢爆发、快爆发和软爆发。尽管持续时间较长，但具有缓慢下降发射的爆发具有与短爆发相似的光谱和时间特性。因此，这些伽玛暴中的一些可能来自类似的祖先，包括几种类型的双星系统。短爆发倾向于比长持续时间的爆发更逐渐地下降，因此在大于T_p的时间发射其总能量的显著部分。这可能是由于长、快爆发的环境或祖源的差异。

RHESSI测量的伽玛暴谱分析

Spectral Analysis of GRBs Measured by RHESSI

RHESSI卫星的Ge分光计对40千电子伏至17兆电子伏的伽马射线暴敏感，因此是对灵敏度在150千电子伏以上下降的Swift/BAT仪器的理想补充。本文给出了RHESSI伽玛暴数据谱拟合的初步结果。在描述了我们的方法之后，RHESSI结果进行了讨论，并与Swift和Konus进行了比较。

伽马射线暴的余辉：短暴与长暴

Afterglows of Gamma-Ray Bursts: Short vs. Long GRBs

我们收集了大量雨燕时代长余辉（II型）和短余辉（I型）伽玛射线暴的测光数据。我们比较了不同样本的光度和能量，并与前斯威夫特时代的余辉进行了比较。在这里，我们提出了这些研究的第一个结果。

失踪的伽马射线暴红移在哪里？

Where are the missing gamma ray burst redshifts?

在z = 0-1的红移范围内，由于体积差的增大和恒星形成率的强烈演化，伽马射线暴（GRB）的红移分布会迅速增大。这一特点是没有观察到的斯威夫特红移分布和占这种差异，一个占主导地位的偏见，独立的斯威夫特的敏感性，是必需的。此外，尽管快速定位，大约40-50%的雨燕和雨燕前伽玛暴没有测量到红移。我们采用了一种启发式的技术来提取这种红移的偏见，使用66 GRB本地化的雨燕与红移确定的吸收或发射光谱。对于Swift和HETE+BeppoSAX红移分布，z < 1时偏差的最佳模型拟合意味着，如果GRB速率演化遵循SFR，则偏差抵消了这种速率增加。我们发现，相同的偏差在z < 1时同样影响Swift和HETE+BeppoSAX测量。使用的偏见模型约束在98%KS概率，我们发现，72%的伽玛暴在z < 2 will not have measurable redshifts and about 55% in z >2。为了实现这种高KS概率，与高z率相比，需要增加小z中的GRB率密度。这为低光度的伽玛暴群体提供了进一步的证据，因为它们的微弱，只能在很小的体积内观察到。

走得远，走得深：用LBT寻找雨燕时代GRB的光学喷射中断

Go Long, Go Deep: Finding Optical Jet Breaks for Swift-Era GRBs with the LBT

利用8.4米大双筒望远镜，我们观测了爆发后2.8小时到30.8天的6次GRB余辉，系统地研究了余辉的后期行为，包括喷流破裂、耀斑和超新星碰撞。我们发现了5个余辉与斯隆r'的幅度从23.0-26.3马格。我们的观察深度使我们能够延长时间基线测量射流休息的另一个十年的时间尺度。我们发现了两个喷流断裂和第三个候选者，所有这些都是无法检测到没有深，晚时间光学观测。在其他三种情况下，我们没有检测到喷流断裂，因为来自宿主星系光的污染，超新星隆起的存在，或者光学余辉的内在模糊。这表明伽玛暴被准直的基本图像仍然有效，斯威夫特喷流断裂的明显缺乏是由于余辉光变曲线采样不佳，特别是在后期。

SWIFT伽马射线暴的红移分布：演化的证据

The redshift distribution of SWIFT Gamma-Ray Bursts: evidence for evolution

用蒙特卡罗模拟预测了长伽马射线暴的红移分布。我们改进的分析约束自由参数与三种观测：（i）的对数（N）-对数（P）图的BATSE爆发;（ii）峰值能量分布的明亮的BATSE爆发;（iii）HETE 2分数的富X射线伽玛暴和X射线闪光。通过对蒙特卡罗模拟结果的统计分析，我们可以仔细研究伽玛暴内禀性质的不确定性对红移分布的影响。与SWIFT数据的比较得出以下结论。如果SWIFT的观测证实了这一点，那么Amati关系应该是内在的。先驱者和/或GRB的属性必须进化，以再现SWIFT爆发的高平均红移。我们的结果有利于大质量恒星产生伽玛暴的效率的演变，在z~7处比z~2处高6-7倍。我们最终预测SWIFT在三年的任务中将探测到大约10个红移z>6的GRB。这些可能足以在高红移宇宙上打开一个新的观测窗口。

The Afterglows of Swift-era Gamma-Ray Bursts. I. Comparing pre-Swift and Swift era Long/Soft (Type II) GRB Optical Afterglows

We have gathered optical photometry data from the literature on a large sample of Swift-era gamma-ray burst (GRB) afterglows including GRBs up to September 2009, for a total of 76 GRBs, and present an additional three pre-Swift GRBs not included in an earlier sample. Furthermore, we publish 840 additional new photometry data points on a total of 42 GRB afterglows, including large data sets for GRBs 050319, 050408, 050802, 050820A, 050922C, 060418, 080413A and 080810. We analyzed the light curves of all GRBs in the sample and derived spectral energy distributions for the sample with the best da…

快速伽玛暴早期X射线余辉光变曲线的意义

Implications of the Early X-Ray Afterglow Light Curves of Swift GRBs

根据目前的模型，伽马射线暴（GRB）是在相对论外流所携带的能量被耗散并转化为辐射时产生的。这个过程的效率，$ε_γ$，是任何伽玛暴模型的关键因素之一。雨燕伽玛暴的X射线余辉光变曲线显示出平坦衰变的早期阶段。这被解释为反映了能量注入。当结合以前的估计，得出的结论是，后期（$\gtrsim 10$小时）余辉的动能是在伽马射线中发射的能量相媲美，这种解释意味着非常高的值$ε_γ\gtrsim 0.9$。如此高的效率很难与大多数模型相一致，特别是流行的内部冲击模型。我们重新分析的动能从余辉X射线通量的推导，并重新检查由此产生的效率估计。我们确认，如果平坦衰变产生的能量注入和前斯威夫特宽带估计的动能是正确的，那么$ε_γ\gtrsim 0.9$。然而，我们指出，对平坦衰减的另一种解释-可变的X射线余辉效率（例如，由于余辉冲击微物理参数的时间依赖性）-是可能的。我们还表明，从后期X射线余辉通量的动能的直接估计是敏感的冲击微物理参数的假设值，并建议宽带余辉拟合可能低估了动能（例如，通过高估被加速到相对论能量的电子的分数）。这两种可能性中的任何一种都意味着较低的伽马射线效率，它们的联合效应可以将典型的$ε_γ$的估计值降低到$\sim 0.1-0.5$。

Swift观测到的X射线闪光和富X射线伽马射线暴的整体性质

Global Properties of X-Ray Flashes and X-Ray-Rich Gamma-Ray Bursts Observed by Swift

我们描述和讨论了2004年12月至2006年9月期间Swift探测和观测到的X射线闪光（XRFs）和富含X射线的伽马射线暴（XRRs）的瞬发和X射线余辉发射的光谱和时间特性。我们将这些特征与同期观测到的传统经典伽马射线暴（C-GRB）样本进行了比较。我们证实了Epeak_obs和其他人注意到的注量之间的相关性，并找到了XRFs，XRR和C-GRB形成连续体的进一步证据。我们还证实了我们已知的红移样本与伽玛暴静止坐标系中的峰值能量（Epeak_src）和各向同性辐射能量（Eiso）之间的相关性（Epeak_src-Eiso关系）是一致的。XRFs和C-GRB的X射线余辉的光谱特性相似，但时间特性有很大的不同。我们发现，C-GRB余辉的光变曲线显示，在更早的时间比XRF余辉的陡峭的指数（浅到陡峭的休息）的休息。此外，XRF X射线余辉的整体光度系统地比C-GRB小两倍或更多。XRFs和C-GRB的X射线余辉之间的这些明显差异可能是理解X射线余辉光变曲线中神秘的浅到陡的突变的关键，也是理解XRFs独特性质的关键。

低亮度伽马射线暴作为一个独特的总体：亮度函数、局部速率和成束因子

Low Luminosity Gamma-Ray Bursts as a Unique Population: Luminosity Function, Local Rate, and Beaming Factor

Swift/BAT has detected ~ 200 long-duration GRBs, with redshift measurements for ~50 of them. We derive the luminosity function (Phi^{HL}) and the local event rate (rho_0^{HL}) of the conventional high luminosity (HL) GRBs by using the z-known Swift GRBs. Our results are generally consistent with that derived from the CGRO/BATSE data. However, the fact that Swift detected a low luminosity (LL) GRB, GRB 060218, at z=0.033 within ~ 2 year of operation, together with the previous detection of the nearby GRB 980425, suggests a much higher local rate for these LL-GRBs. We explore the possibility tha…

第一个快速BAT伽马射线暴星表

The First Swift BAT Gamma-Ray Burst Catalog

我们提出了第一个雨燕爆发警报望远镜（BAT）的伽马射线暴（GRB），其中包含2004年12月19日和2007年6月16日之间的BAT检测到的爆发目录。该目录（以下简称BAT 1目录）包含由BAT测量的237个伽玛暴中每一个的爆发触发时间、位置、90%误差半径、持续时间、注量、峰值通量和时间平均光谱参数。这里报告的BAT确定的位置与斯威夫特X射线望远镜（XRT）确定的90%的伽马射线暴位置相差1.75'以内。BAT T_90和T_50持续时间分别在80秒和20秒达到峰值。从注量-注量相关性，我们得出结论，大约60%的观测到的峰值能量，Epeak，BAT伽玛暴可以小于100 keV。我们确认，伽玛射线暴通量硬度和伽玛射线暴峰值通量硬度相关的BAT爆发以类似的方式以前的任务的结果。在一个简单的幂律模型的光子指数和Epeak之间的相关性也得到了证实。我们还报告了基于蟹状星云观测的BAT在轨定标的现状。

斯威夫特时期的光学余辉光度：确认成簇和双峰性

Optical afterglow luminosities in the Swift epoch: confirming clustering and bimodality

我们发现，伽马射线暴（GRBs）的已知红移和休息帧光学消光雨燕卫星检测充分证实了较早的结果有关的光学余辉光度分布在12小时后触发（休息帧时间）。这种分布是双峰的，相对较窄，特别是对于高光度分支。这很有趣，因为雨燕伽玛暴的平均红移比雨燕之前的伽玛暴大，这在解释伽玛暴余辉的常见情况下是出乎意料的。我们调查，如果观察到的分布可以选择影响的单峰母光度分布的影响的结果，并发现，无论是分布本质上是双峰，或大多数（60%）的爆发被吸收了大量的灰色尘埃。在这两种情况下，我们认为，大多数暗爆发应属于下发光光学家族。

斯威夫特时代的GRB能量学

GRB Energetics in the Swift Era

我们研究了雨燕航天器探测到并由卫星X射线望远镜（XRT）监测的76个已知红移的伽马射线暴（GRB）的静止框架能量学。使用Butler等人2007 b中估计的测辐射热通量值和每个事件的最后一次XRT观测，我们设置了准直校正能量Eg的下限，发现我们的样本中有68%的样本具有足够高的红移和/或足够低的通量，以适应在最后一次XRT观测之后发生的喷流中断，并且仍然与长GRB的雨燕前Eg分布一致。我们发现，相对较少的剩余事件的X射线光变曲线显示晚时间衰减斜率的证据是一致的，预计从后喷流中断排放。X射线光变曲线中确实存在的突变往往比以前在光学光变曲线中观察到的突变更浅，并且发生得更早，产生的Eg分布远远低于雨燕前的分布。如果这些早期的X射线断裂不是由于喷流效应，那么我们的样本中有一小部分但很重要的部分具有准直校正能量的下限，使它们远高于雨燕前的Eg分布。无论哪种情况，与从雨燕前观测中推导出的狭窄标准能量相比，长宇宙学伽马射线暴的后雨燕Eg分布都需要更宽。我们注意到，几乎所有的前斯威夫特Eg估计来自喷流中断检测的光学，而我们的样本是完全限于X射线波长，进一步建议，假设的消色差喷流中断可能不会延伸到高能量。

雨燕伽玛暴：早期余辉光谱能量分布

Swift GRBs: the early afterglow spectral energy distribution

我们提出的第一个结果的计划，系统地研究的光学X射线光谱能量分布（SED）的雨燕伽玛暴余辉与已知的红移。目的是研究伽玛射线暴爆炸和介入吸收材料的性质。在这份报告中，我们提出了初步的分析23余辉。多亏了Swift，我们可以在GRB之后的早期（几分钟到几小时）构建SED。我们从X射线光谱中导出了氢柱密度和光谱斜率。然后，我们通过要求组合的光学/X射线SED是由于同步加速器，即单一幂律或斜率变化为0.5的破幂律，来约束视觉消光。我们确认一个较低的粉尘-金属比，小于SMC，即使从分析的数据采取显着早于以前可能的。我们的分析不支持“灰色”尘埃的存在。我们还发现，同步辐射光谱的工作非常好地解释余辉SED。然而，我们清楚地看到，在X射线急剧衰减阶段和耀斑期间，X射线辐射不能仅仅是由于余辉发射。

BAT-Swift科学软件

The BAT-Swift Science Software

BAT仪器告诉Swift卫星在哪里进行伽马射线暴的即时跟踪观测。船上的科学软件必须有效地处理高达34 kHz的伽马射线事件，识别可能由于伽马射线暴而导致的速率增加，同时忽略来自已知来源的伽马射线暴，并生成图像以准确快速地定位新的伽马射线源。

伽马射线暴率出乎意料地迅速上升

An Unexpectedly Swift Rise in the Gamma-ray Burst Rate

长伽马射线暴与超新星的关联自然表明，宇宙伽玛射线暴率应该跟踪恒星形成的历史。如果发现其他情况，将为这些罕见的奇怪现象提供重要线索。使用一个新的估计雨燕伽玛暴能量构建一个样本的36个明亮的伽玛暴的红移范围在z=0-4，我们发现的证据增强的伽玛暴速率的演化，与4倍的伽玛暴观测到的z~4比预期的恒星形成测量。这种对所需的额外进化的直接和经验性的证明是一个新的结果。这与金属丰度效应的理论预期是一致的，但其他原因仍然是可能的，我们系统地考虑它们。

斯威夫特伽马射线暴的平均红移为2.8

A mean redshift of 2.8 for Swift gamma-ray bursts

伽马射线暴（GRB）异常高的亮度，逐渐成为恒星形成的非常有用的探针，使它们成为探索高红移宇宙的有前途的工具。在这里，我们提出了一个精心挑选的样本雨燕伽玛暴，旨在估计在一个公正的方式伽玛暴的平均红移（z_mean），高红移爆发的分数和上限的分数严重模糊余辉的限制。我们发现z_mean = 2.8，至少7%的伽玛暴起源于z > 5。此外，与雨燕之前的观测结果一致，最多有20%的余辉会被严重遮蔽。样品的红移分布与宇宙中GRB速率与恒星形成速率成正比的模型定性一致。我们还报告了GRB 050814的余辉的光学，近红外和X射线观测，这被认为是表现出非常红色的光学颜色。通过模拟其光谱能量分布，我们发现z = 5.3 +/- 0.3。伽玛暴的高平均红移和它们的宽红移范围清楚地表明它们适合作为有效的探测器的星系和星系际介质在宇宙历史的一个重要部分。

短伽玛射线暴真的很难吗？

Are Short GRBs Really Hard?

由于HETE-2和雨燕的快速位置通知和响应，最近发现了四个短伽马射线暴（GRB 050509 b，GRB 050709，GRB 050724和GRB 050813）的X射线余辉发射。四分之三的短伽玛暴的位置与没有当前或最近恒星形成的星系重合。这一发现加强了短和长伽马射线暴不同起源的情况。另一方面，从瞬发辐射的角度来看，短持续时间的伽玛暴比长持续时间的伽玛暴具有更硬的光谱。本文研究了Swift/BAT观测到的四个短伽玛暴的瞬发性质。我们发现，所有四个BAT短伽玛暴的硬度都在短伽玛暴和长伽玛暴的BATSE范围之间。我们将讨论短伽玛暴的光谱特性，包括Konus-Wind和HETE-2的短伽玛暴样本，以了解BATSE短伽玛暴的硬本质。

用伽玛暴的红移分布探测暗时代

Probing the dark ages with redshift distribution of GRBs

本文探讨了利用伽马射线暴（GRB）的性质来探测再电离前的物理条件的可能性。我们用Press-Schechter公式模拟了伽玛暴的红移分布，并假设它们遵循宇宙恒星形成的历史。我们再现了观测到的恒星形成率从星系的红移范围0 < z < 5，以及红移分布的伽玛暴的光度变化相关的爆发光变曲线推断。我们发现，在高红移的伽玛暴的份额，其馀辉不能在R和I波段观察到由于HI冈恩彼得森光学深度，可以在最多，占三分之一的暗伽玛暴。所观察到的红移分布的伽玛暴，少得多的散射比今天可用的，可以把严格的约束的时代的再电离和气体冷却的性质在时代之前再电离。

z>6时长伽马射线暴的光度函数及其速率

The Luminosity Function of Long Gamma-Ray Bursts and their rate at z>6

我们计算了三种不同情况下长伽马射线暴（GRB）的光度函数（LF）和形成率：i）GRB跟随宇宙星形成，LF随时间恒定; ii）GRB跟随宇宙星形成，但LF随红移变化; iii）GRB优先在低金属丰度环境中形成。然后，我们根据Swift 3年的数据测试了模型预测，结果表明情况i）被强烈排除。此外，我们表明，明亮的伽玛暴的雨燕检测到的数量表明，伽玛暴应该经历了某种红移的光度演化，在过去更明亮。最后，我们提出了利用z>5.5的伽玛暴余辉谱的观测结果来约束再电离历史，并将我们的方法应用于伽玛暴050904的情况。

用南极切伦科夫望远镜寻找雨燕时代离散伽玛暴相关中微子辐射的新模式

A New Search Paradigm for Correlated Neutrino Emission from Discrete GRBs using Antarctic Cherenkov Telescopes in the Swift Era

我们描述的理论建模和分析技术与相关的中微子发射GRB 980703 a，触发了爆发和瞬态源实验（BATSE GRB触发器6891），从南极μ子和中微子探测器阵列（AMANDA-B10）的存档数据的初步搜索。在相关的强子加速的假设下，预期观察到的中微子能流直接推导出，面对火球现象的基础上观察到的电磁参数的离散集GRB 980703 a，从地面和卫星观测收集，四个模型，校正振荡。模型1和2，基于光谱分析，具有提示光子能量适合带功能，利用观察到的光谱红移，各向同性和各向异性的发射几何形状，分别。模型3是基于平均突发参数，假设各向同性发射。模型4，基于一个波段拟合，具有一个估计的红移与各向同性发射的滞后光度关系。与我们对GRB 030329的AMANDA-II分析一致，该分析导致模型1的通量上限约为0.150 GeV/cm^2/s，我们发现在GRB 980703 a的各种模型中，AMANDA-B10的响应差异超过了一个数量级。讨论了Swift和IceCube时代对未来搜索的影响。

用炮弹模型再现雨燕伽玛暴的不同宽带光变曲线

The diverse broad-band light-curves of Swift GRBs reproduced with the cannonball model

两种辐射机制，逆康普顿散射（ICS）和同步辐射（SR），足以在炮弹（CB）模型的长伽马射线暴（LGRB）和X射线闪光（XRF）提供一个非常简单和准确的描述，他们观察到的即时发射和余辉。这两种机制和爆发环境虽然简单，但在所有频率和时间下都能产生丰富的光变曲线结构。这是证明了33个选定的雨燕LGRB和XRF，这是很好的采样从早到晚的时间，忠实地代表了整个多样性的宽带光变曲线的雨燕LGRB和XRF。它们的即时伽马射线和X射线发射主要由ICS的"荣耀"光。在它们的快速下降阶段，ICS被SR所取代，SR主导着它们的宽带余辉。正确地预测了伽玛射线峰和早期X射线耀斑的脉冲形状和光谱演化，甚至XRF中的延迟光学“驼峰”。的“典型的”和非典型的X射线光变曲线和宽带余辉的彩色行为很好地再现。特别是，在典型的X射线光变曲线，初始快速下降和迅速软化的提示发射，过渡到平台阶段，随后逐渐陡峭的平台渐近幂律衰减，和过渡从彩色到消色差的行为的光变曲线同意与CB模型预测的。X射线荧光光谱060218的雨燕早期数据与通过恒星包层的冲击爆发的黑体发射不一致。相反，他们很好地描述了ICS的荣耀之光的喷气机打破了从SN2006aj。

长持续时间的伽玛射线暴是在恒星形成之后发生的吗？

Do long-duration GRBs follow star formation?

我们比较了从BATSE长爆发峰值通量分布推断的光度函数和速率与从Swift峰值通量分布推断的光度函数和速率。我们发现BATSE和雨燕峰通量可以用相同的光度函数拟合，并且这两个样本与遵循恒星形成率的人口是相容的。估计的本地长伽玛暴速率（没有波束修正）变化了5倍，从0.05 Gpc^（-3）yr^（-1）（对于具有大部分高红移爆发的速率函数）到0.27 Gpc^（-3）yr^（-1）（对于具有许多本地爆发的速率函数）。然后我们将BeppoSax/HETE 2和Swift观测到的红移分布与光度函数的预测值进行比较，发现BeppoSax/HETE 2和Swift观测到的红移分布之间的差异只能部分地由探测器的不同阈值来解释，这可能表明了很强的选择效应。在尝试了不同形式的恒星形成率（SFR）后，我们发现观测到的雨燕红移分布，观测到的高红移爆发比预期的要多，与简单地遵循当前SFR模型的GRB率不一致。我们表明，这可以解释GRB的演化超越SFR（更多的高红移爆发）。或者，如果光度函数演化，早期爆发更明亮，或者如果强选择效应影响红移的测定，也会出现这种情况。