Unusually rapid variability of the GRB000301C optical afterglow
我们展示了GRB 000301 C余辉的BVRI光曲线，GRB 000301 C是GRB触发后以一天时间尺度间隔探测到的最亮的余辉之一。监测开始后1.5天的伽玛射线暴和一个月后结束。通过对采样非常好的R波段光变曲线的检查以及与BVI数据的比较，揭示了一种复杂的行为，即长期通量下降和各种短时间尺度特征叠加。这些在其他观测到的余辉中是不常见的，可能是相对论性激波内部的内在变化（再加速和再膨胀）或激波传播介质中的不均匀性。
2000-06-27 astro-ph
The Polarization Variability in the Optical Afterglow of GRB 990712
在最近的一篇论文中，罗尔和他的同事们提出了伽马射线暴GRB 990712之后的光学余辉中可变偏振的证据。变化是非常显着的，但位置角似乎与时间无关。与他们的结论相反，我们指出，这实际上可以用现有的余辉模型来解释，即横向膨胀射流。
2000-09-15 astro-ph
Determining the GRB (Redshift, Luminosity)-Distribution Using Burst Variability
我们利用Reichart等人（2000）提出的长持续时间伽马射线暴（GRB）的类造父变星光度估算方法，估算了BATSE 4B星表中907个长持续时间GRB的内禀光度，从而估算了红移。我们描述了一种基于贝叶斯推断的方法，它使我们能够推断的内在伽玛暴爆发率的红移的函数与估计的内在亮度和红移的爆发。我们将这种方法应用于上述长持续时间的伽玛暴样本，并给出了一些初步的结果。
2002-10-18 astro-ph
A Search for Short Time-Scale Optical Variability in the GRB 030329 Afterglow
我们提出了一个密集采样的R波段光变曲线的光学余辉的GRB 030329期间获得的15.5-23小时后爆发。这个数据集使我们能够搜索短时间尺度的波动，必须存在于一定程度上，由于在环爆介质的不均匀性和/或余辉是内在可变的。
2003-12-05 astro-ph
Variability of GRB Afterglows Due to Interstellar Turbulence
伽马射线暴（GRB）余辉通常被解释为在周围介质（可能是星系的星际介质）中发生点爆炸产生的相对论性冲击波的同步辐射。我们计算了由于周围介质的不均匀性，余辉光变曲线中通量波动的幅度。这种不均匀性是星际湍流不可避免的结果，但也可能是由伽玛射线暴前身风的可变性和各向异性产生的。探测它们的性质可以为伽玛暴源的环境提供重要线索。我们将我们的计算应用于GRB 990510，在余辉的第一天，在0.1- 2小时的时间尺度上观察到2%的光通量波动的均方根散射，这与它完全是由于光度噪声（Stanek等人，1999）。GRB 990510源周围20-200 AU尺度上的密度波动上限低于银河系星际介质中类似尺度上的推断波动幅度。因此，对未来光学余辉的每小时监测可能会揭示出百分之几水平的分数通量波动。
1999-10-26 astro-ph
Variability in GRB Afterglows and GRB 021004
我们提出了一般的解析表达式所产生的伽玛射线暴余辉光变曲线从一个可变的外部密度分布和/或一个可变的能量在冲击波。前者可能是由cluphilism或变化的恒星风引起的;后者可能是由更新的激波或角相关的喷流结构（片状壳层）引起的。这两种情况都将导致可变的光变曲线。我们的形式使我们能够反转所观察到的光变曲线，并获得可能的密度或能量分布。GRB 021004的光学余辉在537秒AB（爆发后）被检测到（Fox等人，2002年）。广泛的后续观察显示了显着的时间变异性。我们应用我们的形式主义的R-波段光变曲线的GRB 021004，我们发现，几个模型提供了一个很好的适合的数据。我们认为最有可能的解释是采用$p=2.2$的缀片壳模型。根据这个模型，我们的视线是朝向一个“冷点”，这导致了相对较低的$γ$射线通量和最初较弱的余辉（而一天后的X射线余辉通量高于平均水平）。在冷却频率$ν_c$以上的观测，可以提供区分不同模型的最佳方法。
2003-03-07 astro-ph
Short Timescale Variability in the External Shock Model of Gamma Ray Bursts
我们建立了一个计算机模型，用来计算单个薄爆炸波与外部介质中云相互作用的伽马射线暴（GRB）光变曲线和效率。当云的半径r << R/Gamma时，就会出现大幅度的尖峰变化，其中R是云到伽玛暴源的平均距离，Gamma是爆炸波洛伦兹因子。效应>~ 10%需要大量的小云团，每个云团都有足够大的柱密度，以提取相互作用区域中大部分可用的爆炸波能量。对于这样的效率，我们发现，不稳定的变化持续在模拟的伽玛射线暴光变曲线。如果伽玛暴源周围的云具有这样的属性，那么伽玛暴的短时间尺度的变化是可能的外部冲击模型。
1999-01-13 astro-ph
Supernovae and Gamma-Ray Bursts Powered by Hot Neutrino-Cooled Coronae
宇宙学爆炸，如核心坍缩超新星（SNe）和伽马射线暴（GRB），被认为是由大约相当于太阳质量的引力束缚能快速转换成相对少量的可观测动能提供动力的。被排出的物质对所发射的中微子（带走结合能的粒子）的部分吸收是一种被广泛讨论的驱动这种爆炸的机制。以前的工作解决中微子发射从核心坍缩一样的环境假设，传出的中微子光谱非常类似于一个黑体，其有效温度是由能量释放率和整个身体的表面积。不幸的是，这种假设使中微子驱动爆炸机制的净效率最小化。出于这一事实，我们定性地概述了一个方案，热日冕变形的中微子光谱远离一个凉爽的热发射体。我们的主要结果是，在原则上，日冕驱动的爆炸机制可以提高中微子驱动的SNe和GRB的净效率超过一个数量级。
2005-04-11 astro-ph
No Evidence for Variability of Intervening Absorption Lines toward GRB 060206: Implications for the Mg II Incidence Problem
我们研究的吸收线强度的变化沿视线GRB 060206在$z = 4.05$，由斯巴鲁望远镜获得的低分辨率光谱爆发后6至10小时的干预系统。在$t=$ 5- 8小时期间，Fe \emissiontype{II}和Mg \emissiontype{II}线在$z=1.48$上的强变化已经被报道，这已经被用来支持聚集的Mg \emissiontype{II}云团的想法，最初提出这种想法是为了解释与类星体相比，Mg \emissiontype{II}吸收体在GRB谱中异常高的出现率。然而，我们的具有较高信噪比的光谱没有显示出$t=$ 6-10小时内的任何变异性证据。在重叠时间间隔内，我们的数据与Hao等人的数据存在明显差异。此外，我们的数据中的谱线强度与\citet{Tho08}在$t \sim$ 2小时处观察到的谱线强度非常一致。我们还检测到Fe \emissiontype{II}和Mg \emissiontype{II}的吸收线的系统在$z = 2.26$，这些线也没有表现出变化的证据。因此我们得出结论，没有强有力的证据表明GRB 060206的中间吸收线的可变性，这大大削弱了GRB 060206数据对Mg \emissiontype{II}云团假说的支持。
2008-12-09 astro-ph
X-ray Rich GRB, Photospheres and Variability
我们研究了相对论外流中与准热重子相关的光球和它们外部产生的内部激波之间的关系，这些内部激波在一个极限半径内可能能够产生足够的对来扩展光学厚区域。可变的伽马射线光变曲线很可能出现在这个限制的成对形成激波半径之外，而X射线过量爆发可能来自于在它下面发生的激波;讨论了与X射线闪光的可能关系。这个模型导致一个简单的物理解释的观测伽玛射线变率光度关系。
2002-06-19 astro-ph
Application of the Variability -> Luminosity Indicator to X-Ray Flashes
我们已将拟议的可变性->光度指标应用于BeppoSAX号卫星上的宽视场照相机观测到的十次“X射线闪光”（XRF），BATSE调查数据已存在。我们的研究结果表明，变异性->光度指标可能适用于XRF。假设是这样的话，我们发现XRF的光度和红移分布与长持续时间的伽马射线暴（GRB）的一致，因此大多数XRF可能不是很高的红移GRB。XRFs和GRB具有相似的光度和红移分布，这一事实表明XRFs和长持续时间GRB是由相似的机制产生的。
2003-12-18 astro-ph
Redshifts For 220 BATSE Gamma-Ray Bursts Determined by Variability and the Cosmological Consequences
我们发现，伽马射线暴（GRB）的时间变化似乎与绝对亮度的爆发：平滑的爆发本质上是不那么明亮。这种类似造父变星的关系可以用来从仅在伽马射线能量下测量的参数确定伽马射线暴的红移。这种关系目前仅基于7个事件，需要用更多事件进一步证实。本文详细介绍了从暴和瞬变源实验（BATSE）中获得的220个明亮的长伽玛暴的亮度和红移的转换过程，并探讨了宇宙学后果。特别是，我们推导出的伽玛暴率作为$z$的函数，而不假设光度函数或伽玛暴率遵循恒星形成率（SFR）。我们发现伽玛暴的形成速率为（1+z）^{3.3 \pm 0.3}。当z > 2时，用于推导SFR的观测结果会受到尘埃的强烈影响，而GRB观测结果则不会。如果伽马射线暴跟踪恒星形成，那么我们的结果表明，SFR并没有在z \sim 2处达到峰值，而是继续增加，直到z \sim 10。我们已经使用爆发形成率来校正观测到的GRB光度函数的不完整性，由于检测阈值，导致光度函数的幂律指数为\sim -2.3，在低光度下略有翻转。我们的变化-光度关系的现实需要确认，但如果有效，将提供一个强大的工具，研究伽玛射线暴和早期宇宙。
2000-07-27 astro-ph
Spectral Implications of Variability in GRB Fireballs
宇宙学上的$γ$射线暴起源于相对论风。风速的时间波动可引起内部冲击，其耗散风动能的显著部分。部分耗散的能量通过费米加速转移到电子。如果激波后的流体被强烈磁化，相对论性电子首先通过同步辐射冷却，然后通过康普顿散射冷却。上升的辐射触发了一系列的$e^{+}e^{-}$ -对。我们计算的发射区域的参数值范围很广的最终光谱。我们发现，BATSE观测到的光谱多样性可以很自然地解释为来自内部冲击的发射，这与观测到的源变率有关。
1997-10-26 astro-ph
On The Spectral Energy Dependence of Gamma-Ray Burst Variability
伽马射线暴（GRB）源的可变活动被认为与其绝对峰值亮度相关-如果证实，这种关系可以用于推导GRB红移的独立估计。我们发现，具有高度可变的光变曲线的爆发有更大的nu-F_nu光谱峰值能量，当我们将这些能量转换到宇宙学静止框架使用红移估计来自光学光谱特征或从亮度变化距离指标本身。峰值能量和变异性之间的正相关性跨越了2个数量级，似乎可以容纳GRB 980425，从而使该爆发与SN 1998 bw的关联变得可信。这种相关性的存在不仅提供了一个有趣的线索，这种光度指标的性质，但可能会加强从这种方法得到的红移估计的有效性。这也意味着，休息帧的伽玛暴峰值能量与爆发的内在亮度相关，在过去已经建议作为一个解释所观察到的硬度强度相关的伽玛暴。
2002-05-08 astro-ph
The unusual optical afterglow of the gamma-ray burst GRB 021004: Color changes and short-time-scale variability
本文报道了对伽马射线暴GRB 021004光学余辉的UBVRI观测。我们在几个时间尺度上观察到与幂律衰减的显著（10-20%）偏差，范围从几个小时到20-30分钟。我们还观察到在爆发后约1.5天开始的显着颜色变化，证实了Matheson等人（2002）已经报道的光谱结果。我们讨论了这些结果的背景下，最近提出的几个模型，以解释这一事件的异常光度行为。
2002-11-07 astro-ph
Improved Correlation between the Variability and Peak Luminosity of Gamma-Ray Bursts
本文提出了一种平滑伽马射线暴（GRB）光变曲线并计算其光变率的新方法。应用该方法对25个长伽玛暴样品进行了分析，得到了伽玛暴的变率与峰值亮度之间的密切关系。样本中唯一显著的异常值是GRB 030329。排除该离群值后，与Guidorzi等人（2005）相比，通过拟合偏差测量，数据分散度降低了\sim 3倍。讨论了异常值的可能原因。
2005-11-09 astro-ph
GRB Variability-Luminosity Correlation Confirmed
最近，Guidorzi等人（2005年）将伽马射线暴的样本规模从11个扩大到32个，测量了伽马射线暴的变化和峰值亮度。他们证实了相关性的存在，但发现L和V之间的关系与最初发现的有很大不同，我们发现这是统计方法不当的结果。当我们用一个模型来拟合数据，（二维）和样本方差，我们发现L ~ V^3.4（+0.9，-0.6），样本方差为sigma_logV = 0.20（+0.04，-0.04），这与Reichart等人（2001）的原始发现一致-- L ~ V ^[3.3（+1.1，-0.9），样本方差sigma_logV = 0.18（+0.07，-0.05）--与Guidorzi et al.（2005）的发现不一致：L ~ V^1.3（+0.8，-0.4），样本方差假设为零。
2005-08-03 astro-ph
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。
2007-04-19 astro-ph
The Spectroscopic Variability of GRB 021004
本文给出了与GRB 021004有关的光瞬变谱。光谱显示出一个蓝色的连续叠加的吸收功能和一个发射线。我们确认两个干预金属线系统在z = 1.380和z = 1.602和一个非常强的吸收系统在红移z = 2.323。在这个红移处也可以看到Ly_alpha发射。虽然OT整体的光谱不能简单地用幂律来描述，但在5500-8850 A范围内的光谱指数是陡峭的，F_nu ~ nu^（-0.96 +/-0.03）。多个时期的光谱比较显示出明显的颜色演变，在前三天，OT随着时间的推移变得更红。这是第一个明确的例子，颜色变化的OT检测光谱。
2002-11-27 astro-ph
The cepheid-like relationship between variability and luminosity explained within the ``cannonball model'' of Gamma-Ray bursts
我展示了如何将Fenimore和Ramirez-Ruiz首次提出的瞬发伽马射线暴的经验变率-光度关系理解为达尔和德鲁尤拉的"炮弹模型“中的特殊相对论光束效应。在这种情况下，可变性是对传播方向和炮弹的洛伦兹因子的度量，而瞬发伽玛射线暴的视亮度又敏感地依赖于这两个因子。观测到的宇宙学时间膨胀的情况下，在“对齐峰值测试”-当使用红移与此关系得出-也得到了解释。支持炮弹模型的最直接的证据是它正确地描述了一个给定的伽玛暴内窄峰宽度和振幅之间的关系。在伽马射线暴的总持续时间中似乎存在宇宙学时间膨胀的迹象，正如炮弹模型所预期的那样。给出了伽玛暴的光度函数和“光谱滞后光度关系”的定量预测。
2000-12-12 astro-ph
Cosmological Microlensing Statistics: Variability rates for Quasars and GRB Afterglows, and implications for macrolensing magnification bias and flux ratios
通过将有效微透镜会聚（kappa）和剪切（gamma）的联合分布与微透镜放大模式相结合，计算了类星体和γ射线暴（GRB）余辉中因介于其间的椭圆/S 0星系的恒星星族的微透镜效应而变化的部分。微透镜效应在多重成像光源中很常见。我们发现，1/3的多重成像类星体应该变化超过0.5的幅度每十年由于微透镜，而10%的巨透镜伽玛暴余辉应该显示出超过0.5的幅度偏离其固有的光曲线在第一个30天。然而，恒星的微透镜效应一般来说是罕见的，在同一时期，大约500个源中只有一个的变化超过0.5等。我们发现，大多数恒星的微透镜将在伽马>0.1的区域被观察到。因此，点质量透镜不能为大多数微透镜事件提供足够的描述。如果暗物质晕在致密天体中包含很大一部分质量，那么类星体的微透镜（0.5星等）图像的比例会显著上升到1/10，而GRB余辉的比例会达到1/5。宏透镜和正常的类星体图像之间的变化，以及适当数量的采样伽玛射线暴余辉光变曲线的比较，因此应该发现或反驳存在的恒星质量紧凑的对象在星系晕。虽然微透镜效应会导致放大率分布偏离平滑模型，但在类星体巡天中发现透镜对宏观透镜放大率偏差的影响很小。另一方面，微透镜显著地加宽了宏观透镜图像通量比的分布。
2002-03-13 astro-ph
Polarization and light curve variability: the "patchy shell" model
在早期探测和详细监测伽玛射线暴余辉的最新进展揭示了一些余辉光变曲线的变化。这种行为的主要模型之一是补丁壳模型。该模型将可变性归因于相对论性喷流能量中的随机角波动。这些非轴对称的波动也应该施加与光变曲线可变性相关的偏振度和偏振角的变化。在这封信中，我们提出了一个解决方案的光变曲线和偏振所造成的一个给定的频谱的能量波动。我们比较使用这种解决方案产生的光变曲线的GRB 021004，我们表明，在这两个光变曲线和偏振波动的主要特点是非常好地再现了这个模型。我们使用我们的研究结果，以绘制约束的能量波动，可能已经存在于GRB 021004的特性。
2004-02-05 astro-ph
Are there cosmological evolution trends on Gamma-Ray Burst features?
伽马射线暴（GRB）的光变与其绝对峰值亮度有关，这一关系曾被用来估算GRB的红移。最近Amati等人给出了几个已知红移的伽玛暴的光谱和能量性质的结果。本文分析了两组伽玛暴的性质，一组由余辉观测得到红移，另一组由光度-光变关系得到红移。我们研究了不同类型伽玛暴在宇宙学静止坐标系下的红移依赖性特征，包括暴持续时间、各向同性亮度和辐射能量以及$νF_ν$谱的峰值能量$E_p$。我们发现，这两组伽玛暴的性质都与红移有关，即它们的内禀持续时间、亮度、辐射能量和峰值能量$E_p$都与红移有关，这意味着伽马射线暴的特征存在宇宙学演化效应，这为研究伽玛暴的性质提供了一条有趣的线索。如果这是真的，那么结果也意味着由光度-光变关系导出的红移可能是可靠的。
2003-07-04 astro-ph
Observations of GRB 060526 Optical Afterglow with Russian-Turkish 1.5-m Telescope
本文介绍了用俄罗斯-土耳其1.5米望远镜（RTT 150，Mt. Bakirlitepe，土耳其）。从γ暴发生后5小时开始，连续5个夜晚进行了余辉光变曲线的详细测量。此外，在观测的第一个晚上的余辉的快速变化的上限，并详细测量了余辉颜色变化的历史。在爆发后6 ~ 16小时的时间间隔内，有一个逐渐的通量衰减，可以近似地描述为指数为-1.14 ± 0.02的幂律。在此之后，观察到时间尺度上的变化δt < t，并且余辉开始更快地衰减。余辉的颜色，V-R=~0.5，在我们所有的观测中大致相同。在ΔF_v/F_v =~ 0.3时，在δt/t =~ 0.0055的时间尺度上探测到了这种变化，这违反了Ioka等人（2005）对观测到的超相对论喷流辐射变化的一些限制。我们建议用发射壳层的运动此时不再是超相对论性的这一事实来解释这种变化。
2008-02-12 astro-ph
Some Recent Peculiarities of the Early Afterglow
我们认为一些最新的进展，在伽玛射线暴/余辉观测：（i）出现一个非常硬的提示组件在伽玛射线暴941017，和（ii）在早期余辉光变曲线的伽玛射线暴021004和伽玛射线暴030329。我们发现，这些观察很好地符合内部-外部冲击模型。观察到的变化表明，内部引擎的活动比以前想象的要复杂得多，它涉及到不规则的外壳和更新的冲击。我们驳斥了Berger等人和Sheth等人关于GRB 030329的射电和毫米波观测与刷新冲击不一致的说法。
2003-12-04 astro-ph
The slope of the GRB Variability/Peak Luminosity Correlation
从已知红移的32个伽玛暴样本（Guidorzi et al. 2005）和551个导出伪红移的BATSE伽玛暴样本（Guidorzi 2005）中，对Reichart et al.（2001）发现的时间变异性/峰值亮度相关性（V vs. L）进行了测试。对于两个样本，仍然发现相关性，但由于数据的更高分布，相关性较低。如Reichart等人所做的，假设logL-logV平面中的直线（logL = m logV + b），发现斜率低于Reichart等人推导的斜率：m = 1.3_{-0.4}^{+0.8}（Guidorzi et al. 2005），m = 0.85 +- 0.02（Guidorzi 2005），与m = 3.3^{+1.1}_{-0.9}（Reichart et al. 2001）进行比较。Reichart & Nysewander（2005）将不同的斜率归因于我们在拟合样本方差时没有考虑这一事实，并证明，使用Reichart（2001）的方法，Guidorzi等人（2005）在logL-logV平面上的数据集仍然可以很好地描述，斜率m = 3.4^{+0.9}_{-0.6}。在这里，我们比较了两种方法的结果，即Reichart（2001）和D 'Agostini（2005）的方法。我们证明，当样本方差与变异性所覆盖的值区间相当时，Reichart（2001）的方法…
2006-06-21 astro-ph
Earliest detection of the optical afterglow of GRB 030329 and its variability
本文报道了日本东京工业大学的一台30厘米望远镜对伽马射线暴（GRB）030329的极亮光学余辉的最早探测。我们的观测在爆发后67分钟开始，并持续了两个晚上，直到余辉消失到望远镜的灵敏度极限（大约18等）以下。结合GCN通报中的数据，我们发现前半天的余辉光变曲线符合破幂律（t^{- alpha}）函数，索引alpha_{1} = 0.88 +/- 0.01（0.047 < t < t_{b1}天），alpha_{2} = 1.18 +/- 0.01（t_{b1} < t < t_{b2}天），和alpha_{3} = 1.81 +/- 0.04（t_{b2} < t < 1.2天），其中分别为t_{b1} ~ 0.26天和t_{b2} ~ 0.54天。在t ~ 0.26天的第一个转折点的幂律指数的变化是一致的，从“冷却中断”时，冷却频率越过光学波段的预期。如果解释是正确的，在冷却中断之前的衰减指数意味着一个统一的ISM环境。
2003-11-05 astro-ph
Magnetohydrodynamics of Neutrino-Cooled Accretion Tori around a Rotating Black Hole in General Relativity
我们提出了我们的第一个轴对称磁流体动力学模拟的中微子冷却吸积环周围的旋转黑洞在广义相对论的数值结果。我们认为环面的质量$\sim 0.1$ -0.4 $M_{\odot}$周围的黑洞的质量$M=4M_{\odot}$和自旋$a=0$ - $0.9M$，这样的系统是候选人的中央引擎的伽马射线暴（GRB）后形成的大规模旋转恒星的核心崩溃和合并的黑洞和中子星。在本文中，我们考虑的短期演变的一个环面的持续时间为$\approx 60$ ms，专注于短硬伽玛暴。模拟进行了一个合理的微观物理状态方程，考虑到中子化，核统计平衡的气体的自由核子和$α$ -粒子，黑体辐射，和相对论费米气体（中微子，电子和正电子）。中子发射过程，如$e^{\pm}$捕获到自由核子，$e^{\pm}$对湮灭，等离子体衰变，核子-核子韧致辐射被视为冷却过程。磁制动和吸积环中的磁旋转不稳定性在角动量重新分配中起作用，这导致湍流运动，由此产生的冲击加热和质量吸积到黑洞上。质量吸积速率为$\dot M_* \sim 1$ -- $10 M_{\odot}$ /s，激波加热使温度升高到$\sim 10^{11}$ K。这导致最大中微子发射率$L_ν=$几个$\times 10^{53}$尔格/秒和转换效率$L_ν/\dot M_* c^2$的几个百分点的数量级的环面与质量$M_{\rm t} \approx 0.1$ -0.4 …
2007-09-12 astro-ph
Neutrino-cooled Accretion Disks around Spinning Black Holes
本文计算了吸积率为0.01 - 10 M_sun/s的自旋黑洞周围的吸积盘的结构。该模型是完全相对论性的，并准确地对待磁盘微观物理，包括中微子发射率，不透明度，电子简并，和核成分。我们发现吸积流总是将自己调节到质子核子比Y_e ~ 0.1的轻度简并态，并变得非常富中子。盘有一个定义明确的“点火”半径，在这个半径处中微子通量急剧增加，冷却变得有效，Y_e突然下降。我们还计算了盘的其他特征半径，包括中微子不透明半径和中微子捕获半径，并显示它们对吸积率的依赖性。快速旋转的黑洞周围的吸积盘会产生强烈的中微子流，这些中微子流可能会在吸积盘上方沉积足够的能量，从而产生伽马射线暴喷流。
2006-01-08 astro-ph
Variabilities of Gamma-Ray Burst Afterglows: Long-acting Engine, Anisotropic Jet or Many Fluctuating Regions?
我们发现，简单的运动学参数可以限制伽马射线暴（GRB）余辉的时间尺度和振幅，特别是当余辉的时间尺度小于观测时间Δt < t时。这些限制有助于我们确定余辉变化的来源。GRB 011211和GRB 021004的余辉稍微违反了这些限制。如果Swift卫星证实了这种违反，一个可能的解释是：（1）驱动GRB喷流的致密天体持续喷射间歇性外流，持续时间很长（> 1天），（2）中央发动机的GRB喷流具有时间各向异性，大亮度对比度> 10，小角结构< 10^{-2}，或（3）在发射位置中许多（> 10^{3}）区域同时波动。
2005-06-08 astro-ph
A Turbulent Model of Gamma-Ray Burst Variability
解释伽马射线暴（GRB）光变曲线中观测到的快速时间变化的一个流行的范例是内激波模型。我们提出了另一种模型，其中辐射流体在伽玛暴壳是相对论湍流与一个典型的涡洛伦兹因子$γ_t$。在这个模型中，伽马射线光变曲线中的所有脉冲都是在距离爆炸中心大致相同的距离$R$处产生的。爆发的持续时间是$\sim R/cΓ^2$，其中$Γ$是膨胀壳层的体积洛伦兹因子，光变曲线中单个脉冲的持续时间是$\sim R/cΓ^2γ_t^2$。该模型自然产生高度可变的光变曲线与$\simγ_t^2$个人脉冲。即使该模型假设高度不均匀的条件下，然而，转换射流能量辐射的效率是高的。
2008-11-28 astro-ph
Cosmic Gamma-Ray Bursts as a Probe of Star Formation History
从长持续时间伽玛暴的光变关系导出了宇宙伽马射线暴（GRB）的形成率，并与宇宙恒星的形成率进行了比较。如果伽玛暴与大质量恒星的坍缩有关，那么伽玛暴的速率应该与恒星的形成速率近似成正比。我们发现这两个速率在低红移处有相似的斜率。这表明伽玛射线暴确实跟踪宇宙的恒星形成率，这反过来又意味着产生伽玛射线暴的大质量恒星的形成率与总的恒星形成率成正比。这也意味着我们可以利用伽玛暴作为探测宇宙恒星在高红移下的形成速率。我们发现，由光变率-光度关系推断的宇宙恒星形成率在z > 3时随红移的增加而急剧增加。这与从场星系的光学观测得到的宇宙恒星形成率的测量结果形成明显的对比，这表明即使在对尘埃消光进行了校正之后，光学观测仍然遗漏了许多高z恒星的形成。
2000-10-29 astro-ph
GRB Formation Rates inferred from the Spectral Peak Energy - Luminosity Relation
根据谱峰能量（$E_{p}$）与各向同性光度之间的关系，研究了伽玛暴的形成率。$E_{p}$ -光度关系涵盖50 - 2000 keV的能量范围和$10^{50}$ -$10^{54} erg/s, respectively. We find that the relation is considerably tighter than similar relations suggested previously. Using $ E_{p} $--luminosity relation, we estimate the luminosity and the redshift of 684 GRBs with the unknown distances and derive the GRB formation rate as a function of the redshift. For $ 0 \le z \le 2 $, the GRB formation rate is well correlated with the star formation rate while it increases monotonously from $ z \sim 2 $ out to $ z \sim 12$的光度范围。这种行为与以前的作品使用滞后-光度关系或变化-光度关系的结果是一致的。
2003-09-08 astro-ph
Assessing Millisecond Proto-Magnetars as GRB Central Engines
磁星是中子星普查中一个相当大的子类。他们非常高的磁场强度被认为是一个成功的核心坍缩超新星诞生时快速（毫秒）旋转的结果。在它们存在的最初几十秒内，磁星从热的、扩展的“原始”磁星过渡到冷却的、磁主导的天体，我们在$\sim10^4$几年后将其确定为软伽马射线中继器（SGR）和反常X射线脉冲星（AXP）。毫秒原磁星风在这个冷却阶段同样从非相对论性和热驱动的磁离心驱动，最后相对论性和坡印廷通量占主导地位的过渡。在这里，我们回顾一下与这种转变相关的基本考虑。特别是，我们讨论了整个开尔文-亥姆霍兹冷却时代的毫秒原磁星的自旋下降。由于它们拥有大量的旋转能量，它们与超新星的联系，以及它们的风在它们诞生后的几秒钟内就会变得高度相对论性，原磁星被认为是长时间伽马射线暴的中心引擎。我们讨论了一些问题和悬而未决的问题，在评估他们。
2006-11-12 astro-ph
Neutrino Spectra from Low and High Luminosity Populations of Gamma Ray Bursts
{ \em Swift}在运行1.5年内探测到z=0.033的GRB 060218，BeppoSAX在$z=0.0085$探测到GRB 980425，表明这些低光度（LL）GRB比典型的高光度（HL）GRB具有更高的事件发生率，它们在GRB光度函数中形成了一个独特的新成分。我们探讨了这个以前被忽视的GRB人口的贡献，扩散中微子背景内的内部冲击模型，并将其与典型的HL人口。通过考虑两个群体的各种参数（如光度、光谱突变能、持续时间、变化时间、洛伦兹因子、红移）的分布范围，我们发现，虽然很难从单个LL伽玛暴中探测到中微子，但LL群体对弥散中微子背景的贡献大于HL群体，约为$10^{8}$ GeV。
2007-01-02 astro-ph
