The Afterglows of Swift-era Gamma-Ray Bursts. I. Comparing pre-Swift and Swift era Long/Soft (Type II) GRB Optical Afterglows
我们已经收集了光学光度学数据从文献上的大样本雨燕时代的伽马射线暴（GRB）余辉，包括GRB到2009年9月，共76 GRB，并提出了额外的三个前雨燕GRB不包括在早期的样本。此外，我们还公布了总共42个伽玛暴余辉的840个新的测光数据点，包括伽玛暴050319，050408，050802，050820 A，050922 C，060418，080413 A和080810的大型数据集。我们分析了样本中所有GRB的光变曲线，并获得了具有最佳数据质量的样本的光谱能量分布，使我们能够估计宿主星系的灭绝。我们将余辉光变曲线转换成经消隐校正的z=1系统，并将它们的光度与雨燕前的余辉样品进行了比较。以前的研究表明，伽玛暴余辉在光度空间中呈双峰分布，并且是成团分布，这一结果被较大的样本所削弱。我们发现两个余辉样本（雨燕时代和雨燕之前）的光度分布非常相似，并且我们无法估计消光的子样本比主样本更暗，可以通过假设中等数量的视线主机消光来解释。我们推导出的辐射热各向同性的能量在我们的样本中的所有伽玛暴，并发现只有一个暂定的相关性的即时能量释放和光学余辉光度在一天后的伽玛暴在z=1系统。一个比较研究的光学亮度的伽玛射线暴余辉与阶梯光谱（这表明了大量的前景吸收系统）和那些没有揭示没有迹象表明，前者是统计上显着更明亮。（节略）
2010-07-16 astro-ph
GRB afterglow light curves in the pre-Swift era - a statistical study
我们提出了一个系统的分析结果的世界样品的光学/近红外余辉光变曲线在前斯威夫特时代观察到的2004年底。在选择了最好的观察到的16个余辉，以及采样的光变曲线，可以描述的Beuermann方程，我们探索的光变曲线参数和物理量与他们有关的参数空间。此外，我们寻找这些参数和相应的伽马射线数据之间的相关性，我们使用我们的数据集来寻找光变曲线中的精细结构。
2005-09-30 astro-ph
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。
2008-02-29 astro-ph
Jet-breaks in the X-ray Light-Curves of Swift GRB Afterglows
在2005年1月至2007年3月期间由雨燕观测到的236个伽玛暴余辉中，我们确定了30个X射线光变曲线，其幂律衰减在触发后0.1-10天呈现出陡峭（“中断”），衰减比t^{-1.5}更陡。对于大多数这些余辉，X射线光谱斜率和衰减指数之前和之后的休息可以容纳的标准射流模型，虽然不能排除不同的起源的休息。此外，还有27个余辉的X射线光变曲线也可能表现出一个陡峭的衰变后期断裂，但证据并不那么令人信服。38个余辉的X射线发射在3天后才慢于t^{-1.5}，其中一半余辉在10天后才表现出这种慢衰减。因此，无论我们只计算每种类型的最强情况还是所有类型的最强情况，受到良好监测的雨燕余辉中有可能发生喷射中断的比例约为60%。这一比例与雨燕前余辉的75%相当，后者的光学光变曲线在约1天时显示出类似的中断。具有光变曲线突变的雨燕余辉的即时发射的性质显示出与先前发现的具有光变曲线突变的雨燕前光学余辉（分别为Amati和Ghirlanda关系）相同的相关性（GRB谱的峰值能量与爆发各向同性输出和爆发准直输出）。然而，我们发现，Ghirlanda关系在很大程度上是一个后果的Amati的和使用的喷气休息时间导致一个更强的Ghirlanda相关性只有当少数离群值的Amati关系被包括在内。
2007-06-07 astro-ph
Swift XRT Observations of X-ray Flares in GRB Afterglows
Swift XRT自2004年12月23日以来一直在观测GRB余辉。这些观测中有四分之三是在爆发开始后300 s内开始的，这为观察爆发后最初几个小时内GRB余辉的X射线发射行为提供了前所未有的视角。虽然大多数早期余辉具有平滑下降的光变曲线，但有相当一部分在短时间尺度上具有大的X射线耀斑。我们认为，这些耀斑提供支持的模型与延长中央引擎活动产生后期的内部冲击。
2005-11-01 astro-ph
Swift X-ray Afterglows and the Missing Jet Break Problem
我们提出了一个系统的调查的时间和光谱特性的所有GRB的X射线余辉观测的Swift-XRT在2005年1月和2007年7月之间。我们已经建立了一个目录的所有光变曲线和光谱和调查的物理起源的每一个余辉段的框架内的前向冲击波模型通过比较数据的封闭关系。我们在光变曲线中寻找可能的类似射流的断裂，并试图解释光变曲线中“缺失”的一些X射线射流断裂。
2008-01-30 astro-ph
Dark Bursts in the Swift Era: The Palomar 60 inch-Swift Early Optical Afterglow Catalog
我们提出了多色光学观测的长期伽马射线暴（GRB）的机器人帕洛玛60英寸望远镜（P60）在三年的时间。我们的样本包括斯威夫特发现的所有29个事件，P60在爆发触发后不到一小时就开始观测。我们能够从这个即时样本中恢复80%的光学余辉，我们将这种高效率归功于我们的红色覆盖。与Melandri等人（2008）一样，我们发现有相当一部分（约50%）的Swift事件显示出对X射线发射的光通量的抑制（所谓的“暗”爆发）。我们的多色测光表明，这可能在很大程度上是由于宿主星系的灭绝。我们认为，以前的研究，只选择最明亮和最好的采样光学余辉，显着低估了典型的伽玛射线暴环境中存在的尘埃量。
2008-08-29 astro-ph
Signatures of Extragalactic Dust in pre-Swift GRB Afterglows
本文对光学/近红外波段的伽马射线暴余辉光谱能量分布进行了系统的分析。我们的输入列表包括了截至2004年底在前Swift时代观察到的整个世界余辉样本，这些样本有足够的公开数据。我们应用不同的尘埃消光模型来拟合观测到的SEDs（银河系、大麦云云和小麦哲伦云），并推导出GRB宿主星系中相应的本征消光和余辉的本征光谱斜率。然后，我们使用这些结果来探索电子分布函数的幂律指数的参数空间，并推导出未熄灭余辉的绝对大小。
2005-12-22 astro-ph
The Afterglows, Redshifts, and Properties of Swift Gamma-Ray Bursts
我们目前的光学，近红外，和无线电跟进十六斯威夫特爆发，包括我们发现的九个余辉和三个红移的测定。这些观测，加上文献中的数据，在光学/近红外波段提供了60%的余辉恢复率，远高于以前的飞行任务（BeppoSAX、HETE-2、INTEGRAL和IPN）。斯威夫特事件的光学/近红外余辉在t=12小时比以前的任务平均暗1.7等。与雨燕爆发前的X射线余辉相比，X射线余辉同样更微弱。在无线电中，限制因素是VLA阈值，斯威夫特爆发的检测率与过去的任务相似。前雨燕爆发的红移分布在z~1处达到峰值，而5个雨燕爆发的测量红移均匀分布在1.3和3.2之间。从这些结果中我们得出结论：（i）雨燕前分布偏向于亮事件和低红移事件，（ii）雨燕的高灵敏度和准确位置导致更好地代表真正的爆发红移和亮度分布（分别是更高和更暗），和（iii）多达1/3的爆发可以是光学暗的，作为高红移和/或尘埃消光的结果。我们注意到，明显缺乏低红移，低光度的斯威夫特爆发，以及较低的事件率相比，发射前的估计（90比150每年），是一个阈值的结果，是类似于BATSE的。鉴于这些推论，余辉观测者可能会发现，在斯威夫特事件的后续战略作出重大改变是可取的。[删节]
2005-05-06 astro-ph
Refined Astrometry and Positions for 179 Swift X-ray Afterglows
本文给出了2006年11月1日之前由雨燕上的X射线望远镜（XRT）观测到的179个伽马射线暴（GRB）X射线余辉位置的精细星表。通过探测深X射线图像中的X射线场源并将质心与数字化巡天（DSS）red 2星表或斯隆数字巡天（SDSS）DR-5星表中的光源质心进行比较来确定位置。90%置信误差区域半径的一半<2.2弧秒。误差区域面积通常比最好的XRT团队误差区域小约4倍，尽管位置需要深度X射线积分（>20 ksec），并且在GRB之后几乎不能快速生成。在77个有光学余辉的爆发中，90%以上的爆发的位置与光学瞬态位置一致，而不需要系统误差。大约20%的余辉位置需要雨燕卫星方面的相当大的转变。我们讨论了场源的光学/X射线性质，并讨论了框架偏移对研究光学暗伽玛暴的影响。
2006-12-22 astro-ph
The Interstellar Medium of GRB Host Galaxies I. Echelle Spectra of Swift GRB Afterglows
我们提出的光学阶梯光谱的四个伽马射线暴（GRB）余辉（GRB 050730，GRB 050820，GRB 051111，GRB 060418）发现在第一个1.5年的操作的雨燕卫星和本地化的雨燕望远镜或后续地面成像。我们分析的光谱，以获得准确的柱密度测量的GRB宿主星系的星际介质（ISM）中出现的过渡。这些测量可用于约束ISM的物理性质，包括金属性、尘气比、电离状态和气体的化学丰度。我们还提出了测量的强MgII系统的伽玛射线暴余辉光谱。随着本文的发表，我们向一般社区提供了GRAASP合作的第一个中阶梯余辉光谱数据发布。
2007-01-04 astro-ph
Swift X-ray Afterglows: Where are the X-ray Jet Breaks?
本文研究了Swift/X射线望远镜（XRT）对第一个~150个伽马射线暴（GRB）余辉的光变曲线。虽然我们期望在GRB后1-2天的典型时间内发现喷流中断，但我们发现这些似乎非常罕见。典型的光变曲线在大约10^4秒处有一个斜率突变，然后是一个单一的幂律衰减，其斜率太浅，与喷流突变的预期不一致。X射线的光变曲线通常会延长到10天左右，直到它们变得太微弱而无法被XRT检测到。在一些极端的情况下，光变曲线延长到两个多月，没有喷气中断的证据。这引起了我们对余辉和喷流动力学以及GRB能量学的理解的关注。
2007-02-23 astro-ph
Jet breaks and Energetics of Swift GRB X-ray Afterglows
我们提出了一个系统的时间和光谱研究的所有雨燕XRT观测发现的伽玛射线暴余辉2005年1月至2007年12月。在构建和拟合所有的光变曲线和光谱的幂律模型，我们分类的正则X射线余辉的每个余辉的组件和测试它们对闭合关系的前向冲击波模型的各种参数组合。闭合关系用于识别潜在的射流中断，其特征包括具有和不具有横向扩散和能量注入的均匀射流模型，以及幂律结构化射流模型，所有这些都具有一系列参数。利用这种技术，我们调查了X射线余辉与强有力的证据，射流中断（约12%的我们的样品），并揭示了潜在的射流中断的情况下，不明显出现单独的光变曲线（另一个约30%），导致洞察到失踪射流中断的问题。探索那些不显示断裂或具有与射流模型之一不一致的断裂的X射线光变曲线，以限制不可见射流断裂的时间。喷射中断时间的分布范围从几小时到几周不等，中位数约为1天，与雨燕之前的发现相似。平均而言，雨燕伽玛暴具有较低的各向同性等效伽玛射线能量，这反过来又导致较低的准直校正伽玛射线能量比雨燕前伽玛暴。最后，我们探讨伽玛暴喷流的几何形状和能量的影响。
2009-03-19 astro-ph
A refined position catalog of the Swift XRT afterglows
本文给出了从2005年10月16日发射到2005年10月16日由雨燕X射线望远镜（XRT）观测到的68个伽马射线暴（GRB）余辉的精确位置目录。这是对XRT射线束校准进行改进的结果。我们测试了这种校正通过系统的研究XRT观察到的大样本的X射线源与完善的光学同行。我们发现，我们可以将测量的系统误差半径减少两倍，从6.5”减少到3.2”（90%置信度）。我们修正了XRT在雨燕任务的前11个月观察到的所有余辉的位置。这对于没有光学对应物的37个X射线余辉特别重要。事实上，使用更精确的XRT位置，对暗伽马射线暴的光学跟踪将更加有效。
2006-02-07 astro-ph
Efficiency Crisis of Swift Gamma-Ray Bursts with Shallow X-ray Afterglows: Prior Activity or Time-Dependent Microphysics?
雨燕卫星观测到的大多数伽马射线暴（GRB）的X射线余辉在最初的几个小时内都有一个浅衰变相t^{-1/2}。这不是标准余辉模型所预测的，需要解释。我们讨论的浅衰变需要一个不合理的高伽玛射线效率，>75- 90%，在目前的模型，这是很难产生的内部冲击。如果在主爆发前约10^3-10^6 s发生一次弱的相对论性爆炸，或者如果在浅衰变过程中电子能量的微物理参数ε_e ~ t^{1/2}增加，那么这种危机是可以避免的。前一种解释预测了一个非常长的前兆，而两种解释都更喜欢来自反向冲击的暗淡的光学闪光，正如最近报道的那样。我们还计算了多波长余辉，并与观测结果进行了比较。在X射线的浅衰减结束时没有光破缺，这表明我们更倾向于采用附加衰减磁场的时变微物理模型ε_B ~ t^{-0.6}。
2006-07-27 astro-ph
The first Swift X-ray Flash: The faint afterglow of XRF 050215B
本文介绍了X射线荧光光谱仪050215B的发现及其余辉现象。这次爆发是由雨燕BAT在检查阶段探测到的，X射线望远镜在爆发后大约30分钟开始观测。这些观测发现了一个微弱的，缓慢褪色的X射线余辉附近的中心的错误框报告的BAT。UKIRT在10小时后获得的红外数据也显示了非常微弱的K波段余辉。余辉看起来不寻常，因为它是非常微弱的，特别是在红外线与K>20只有9小时后爆发。X射线和红外光变曲线表现出缓慢的单调衰减，α =0.8，没有证据表明与喷流中断到爆发后10天相关的变陡。我们讨论的背景下，目前的模型生产的X射线闪光的模糊和缓慢衰减的可能解释。
2006-05-10 astro-ph
Early afterglow detection in the Swift observations of GRB 050801
我们提出的雨燕光学，紫外和X射线观测的余辉GRB 050801的结果。该源在Swift UVOT和XRT仪器的整个光学、紫外和X射线能量范围内都是可见的，在γ射线事件发生后的最初几百秒内，光学和X射线光变曲线都呈现出一个宽的平台（Δt/t ~ 1）。我们调查的余辉的多波长光谱和定时特性，我们认为，在早期的行为是兼容的能量注入由一个新诞生的磁星与一个周期的零点几毫秒，这使得前向冲击刷新在这个短的间隔照射。未观察到反向激波发射。它的抑制可能是由于伽玛射线暴喷出物被高磁场渗透，如预期的流出由magnetar.Finally，多波长的研究允许的爆发红移的测定，z=1.56。
2007-03-16 astro-ph
The Discovery of the Optical and Near-IR Afterglows of the First Swift Gamma-Ray Bursts
我们提出了光学和近红外搜索余辉发射的前四个雨燕爆发与准确的位置，从X射线望远镜（XRT）。我们利用坎帕纳斯、凯克和帕洛玛天文台的望远镜，迅速识别并跟踪了四次爆发中三次的余辉。爆发的位置也用甚大天线阵观测到，但没有发现射电余辉发射。光学/近红外余辉比迄今为止探测到的所有余辉中的75%要微弱，GRB 050126是最微弱的，并且由于XRT的准确和快速定位以及>1米望远镜的快速反应而被识别。这表明尘埃遮蔽的爆发的比例很小，当与HETE-2软X射线相机定位的余辉结合时，<10%。X射线通量是典型的已知群体，除了GRB 050126，它具有迄今为止最微弱的X射线余辉（归一化为t=10小时），并且由于爆发后仅130秒的响应时间而被检测到。最后，我们发现所有三个光学/近红外余辉都位于距离标称XRT位置<2 arcsec的位置，这表明XRT能够提供高度精确的位置，这将彻底改变余辉研究。
2005-02-23 astro-ph
Correlations of Prompt and Afterglow Emission in Swift Long and Short Gamma Ray Bursts
由于很少有伽玛暴的余辉测量具有全面性和可比性，因此对不同谱带的伽马射线暴（GRB）的瞬发和余辉辐射的相关性研究一直很困难。在本文中，我们提出了一个大的和统一的数据集相关分析的基础上检测到的雨燕任务的爆发。这是第一次可以分析和比较短脉冲和长脉冲。它被发现为这两个类的光学，X射线和伽马射线的排放量是线性相关的，但有一个大的传播的相关线;较强的爆发往往有更明亮的余辉，和爆发更明亮的X射线余辉往往有更明亮的光学余辉。平均而言，短爆发的瞬发和余辉发射都较弱。没有短爆发被认为是极低的光学X射线比发生的“黑暗”长爆发。虽然短爆发的统计数据仍然很差，但还没有证据表明短爆发的一个亚群具有长爆发的高灭绝性。长爆发在暗类中被检测到，与雨燕前爆发的比例相同。有趣的情况下，发现了长的爆发，在光学检测，但有足够低的光学X射线比被归类为黑暗。对于瞬发辐射，短爆发和长爆发在通量与注量图上有不同的平均轨迹。在雨燕中，伽玛射线暴的探测往往是通量有限的短爆发和通量有限的长事件。
2008-08-25 astro-ph
Swift Observations of GRB 050603: An afterglow with a steep late time decay slope
本文报道了伽玛暴GRB 050603的雨燕观测结果。在爆发后约10小时，V星等V=18.2，这是雨燕迄今为止探测到的最明亮的光学余辉，也是有史以来最明亮的光学余辉之一。爆发警报望远镜（BAT）的光变曲线显示了三个快速上升指数衰减尖峰，$T_{90}$ = 12秒，在15-150 keV波段的通量为7.6 $\times 10^{-6}$ ergs cm $^{-2}$。有了$E_{\rm γ, iso} = 1.26 \times 10^{54}$尔格，它也是有史以来最具活力的爆发之一。斯威夫特航天器在探测到爆发后约10小时开始用窄场仪器观测余辉。这次爆发的亮度足以让雨燕紫外/光学望远镜（UVOT）在爆发后的近3天内探测到，而X射线望远镜（XRT）在爆发后的一周内探测到。X射线光变曲线显示出衰减指数$α$ =1.76 $^{+0.15}_{-0.07}$的快速衰减余辉。X射线能谱指数为$β_{\rm X}$ =0.71 \plm 0.10，柱密度与银河值一致。光谱分析没有显示出随时间的X射线光谱斜率的明显变化。光学UVOT光变曲线以$α$ =1.8 \plm 0.2的斜率衰减。光学和X射线衰减率的陡度和相似性表明，余辉是在喷流中断后观察到的。我们估计喷流张开角约为1-2 $^{\circ}$
2006-03-21 astro-ph
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$\sim 0.1-0.5$。
2006-01-04 astro-ph
The Two-Component Afterglow of Swift GRB 050802
本文研究了GRB 050802，它的一个最好的例子，它的快速伽马射线暴余辉，显示在X射线光变曲线的中断，而光学对应衰减为一个单一的幂律。这个爆发有16.5等的光学明亮余辉，在雨燕上的UVOT的170- 650 nm光谱范围内被探测到。XRT和UVOT望远镜在初始触发后286秒开始观测，持续了1.2 x 10^6秒。X射线光变曲线由三个幂律段组成：上升到420 s，然后是缓慢衰减，α_2 = 0.63 +/- 0.03，直到5000 s，之后，光变曲线衰减得更快，斜率为α_3 = 1.59 +/- 0.03。在整个观测过程中，光学光变曲线呈单一的幂律衰减，α_O = 0.82 +/- 0.03。X射线数据本身与5000 s处的断裂一致，这是由于能量注入结束。模拟的光学X射线光谱能量分布，我们发现，光学余辉不能产生相同的组件作为X射线发射在晚些时候，排除了单组分余辉。因此，我们认为两个组件的射流模型，并发现，X射线和光学发射是最好的复制模型中，这两个组件的能量注入观察到的余辉的持续时间和X射线休息在5000秒是由于在狭窄的组件射流休息。这个明亮的、观测良好的爆发很可能是解释斯威夫特令人惊讶的发现的指南，斯威夫特发现爆发很少显示消色差的喷流中断。
2007-06-05 astro-ph
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。
2007-01-20 astro-ph
Swift observations of GRB050128: the early X-ray afterglow
斯威夫特用爆发警报望远镜发现了GRB 050128，并迅速将其狭窄的视场仪器指向余辉。X射线观察在触发时间后108 s开始。余辉的早期衰减是相对平坦的，其时间衰减用指数约为-0.3的幂律建模。在稍后时间（~ 1500 s）发生陡峭化，幂律指数为~-1.3。在此转变期间，观察到的X射线光谱不发生变化。我们解释这种行为，无论是早期的射流休息或证据的过渡，从快速冷却制度的缓慢冷却制度在风环境中。
2005-04-14 astro-ph
GRB 070724B: the first Gamma Ray Burst localized by SuperAGILE and its Swift X-ray Afterglow
GRB 070724 B是第一个由AGILE卫星上的硬X射线监测器SuperAGILE定位的伽马射线暴。事件的坐标在触发事件后$\sim 19$小时公布。Swift X射线望远镜指向SuperAGILE位置，并在SuperAGILE误差圆内探测到了X射线余辉。AGILE伽马射线跟踪器和微型辐射计没有探测到任何与GRB 070724 B相关的MeV和GeV范围内的显著伽马射线发射，既没有即时也没有延迟。光学余辉的观测是由斯威夫特UVOT和帕洛玛自动化60英寸望远镜进行的，没有任何明显的探测。同样，甚大天线阵也没有探测到无线电余辉。这是第一个在100 MeV - 30 GeV能量范围内具有确定上限的GRB事件，与X射线余辉有关。
2007-12-04 astro-ph
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。
2008-04-12 astro-ph
Physical processes shaping GRB X-ray afterglow lightcurves: theoretical implications from the Swift XRT observations
斯威夫特X射线望远镜（XRT）揭示了早期X射线余辉的一些有趣特征，包括在许多源中常规余辉成分之前的明显快速衰减成分，在相当一部分伽玛暴（例如GRB 050128，GRB 050315，GRB 050319，和GRB 050401），以及近一半的余辉中的X射线耀斑（例如GRB 050406，GRB 050502 B，GRB 050607和GRB 050724）。本文系统地分析了影响早期X射线余辉光变曲线性质的可能物理过程，并利用这些数据对各种模型进行了约束。我们认为，陡峭的衰变分量是一致的瞬发伽马射线暴和/或X射线耀斑的尾部发射。这清楚地证明了瞬发辐射和余辉辐射是两个不同的成分，支持了伽玛暴瞬发辐射的内部起源。在一组伽玛暴中观察到的浅衰变段表明，前向激波在一段时间内不断被刷新。这可能是由一个长寿命的中央发动机，或由壳层洛伦兹因子的幂律分布，或由坡印廷通量占主导地位的流动的减速。X射线耀斑表明，伽玛射线暴的中心引擎在即时伽马射线发射结束后仍然活跃，但在稍后的时间活动减少。在某些情况下，中央引擎活动甚至在爆发触发后延续数天。对早期X射线余辉数据的分析表明，伽玛暴确实是高度相对论事件。从XRT观测开始，许多爆发的早期余辉数据与星际介质（ISM）环境的余辉发射一致。
2005-12-20 astro-ph
Swift Discovery of Gamma-Ray Bursts without Jet Break Feature in their X-Ray Afterglows
我们分析了快速伽马射线暴（GRB）和X射线余辉与光谱红移测定三个GRB- GRB 050401，XRF 050416 a，和GRB 050525 a。我们发现，光谱峰值能量和各向同性能量的瞬发辐射（阿马蒂关系）之间的关系是一致的，在前斯威夫特时代观察到的爆发。然而，我们发现，X射线余辉光变曲线，延长到10-70天，没有显示出的喷流中断的迹象，预计在标准框架的准直流出。我们这样做，表明没有X射线余辉光曲线在我们的样品中满足的光谱和时间指数之间的关系，预测喷流破裂后的阶段。喷流中断时间可以通过反转光谱峰值能量和即时发射的准直校正能量之间的紧密经验关系（Ghirlanda关系）来预测。我们发现在X射线波段，在预测的时间间隔内没有时间突变。这需要吉兰达关系比以前认为的散射更大，X射线的时间中断被某些额外的X射线发射源所掩盖，或者由于某些未知的原因而没有发生。
2006-11-09 astro-ph
Evidence for chromatic X-ray light-curve breaks in Swift GRB afterglows and their theoretical implications
伽玛暴余辉050319、050401、050607、050713 A、050802和050922 C的X射线发射的幂律衰减在爆发后约1- 4小时表现出陡度，令人惊奇的是，这并不伴随着光发射的中断。如果假定光学余辉和X射线余辉都是由同一外流产生的，那么，在标准前向激波模型的框架内，X射线光变曲线突变的色度表明，它们不仅仅是由与外流动力学（例如能量注入）或爆炸波动能角分布（结构化外流或喷流）有关的机制产生的。没有伴随X射线光变曲线突变的光谱演化表明，这些突变也不是由光谱突变（例如冷却频率）的通过引起的。在这些情况下，X射线和光学衰变的解耦要求前向激波中电子和磁能的微物理参数随时间演化，无论X射线余辉是同步辐射还是逆康普顿辐射。为了使这些参数随着前向冲击的洛伦兹因子和因能量停止注入爆炸波而产生的X射线光曲线突变而稳定演变，上述六个雨燕余辉的光学和X射线特性需要具有r^{-2}径向分层的环暴介质，正如长伽玛暴的大质量恒星起源所预期的那样。或者，彩色X射线光变曲线突变可能表明光学和X射线发射来自不同的流出。这两个特征（微物理参数的演变或光学和X射线发射的不同来源）都不是雨燕前余辉所必需的。
2006-04-05 astro-ph
Swift observations of the prompt X-ray emission and afterglow from GRB050126 and GRB050219A
本文报道了Swift观测到的伽马射线暴GRB 050126和GRB 050219 A的早期X射线辐射的时间和光谱特征。这两个爆发的X射线光变曲线都显示出非常陡峭的早期衰变（F（t）\propto t^{-3}），在几百秒的时间尺度上会变成较平坦的斜率。对于GRB 050126的爆发没有证据表明在20-150千电子伏波段的光谱演化，和伽玛射线和X射线余辉的光谱指数是显着不同的建议一个单独的起源。相比之下，GRB 050219 A的BAT光谱显示出显著的光谱演变，在稍后的时间变得更软，伽马朝着在早期X射线余辉阶段中看到的XRT光子指数演变。对于这两个爆发，0.2-10千电子伏的光谱指数前和后中断的X射线衰变光曲线是一致的，没有光谱演变。我们认为，X射线衰变光变曲线的早期陡降要么是瞬发辐射的弯曲尾部，要么是X射线耀斑活动，要么是具有小角尺寸（> Gamma^{-1}）高密度区的喷流的外部前向激波辐射。我们把后期斜率与前向外部冲击联系起来。
2005-11-27 astro-ph
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。
2006-12-01 astro-ph
A catalog of optical/near-infrared data on GRB afterglows in the pre-Swift era. I. Light curve information
目前的目录是我们试图收集所有已发表的测光数据的结果，在前斯威夫特时代观察到的2004年底，以获得统计洞察力的现象学的伽玛暴余辉。第一部分包含了所有已发表的关于伽玛暴余辉的数据，我们在Zeh，Klose，& Kann（2005）中使用了滤光片来创建参考光变曲线并导出光变曲线参数（主要是R波段，但少数爆发在其他颜色下有更好的数据），包括相应的参考资料。该目录包括GCN数据以及在参考期刊上发表的数据。没有任何数据被遗漏或以任何方式进行评估（除了极少数与余辉无关的数据）。第二部分将包含通过在其他光度带中观察到的光变曲线获得的颜色信息（Kann等人，2006年，准备中）。使用一个简单的计算机程序，可以处理字符串，我们的目录是很容易使用，因为所有的表格都以TeX格式提供。对于在线可搜索的GCN目录，我们参考Quimby等人（2003）所做的工作。我们的星表包括59个爆发（GRB 970228 - GRB 041006）的光度数据，共有4883个数据点。大多数数据来自GRB 030329（2759个数据点），其次是GRB 021004（393个数据点），而13个爆发的数据点少于10个。在GRB 030329的情况下，我们没有包括Lipkin等人（2004）在线提供的广泛数据列表。（节录）
2005-09-15 astro-ph
Swift observations of GRB 070110: an extraordinary X-ray afterglow powered by the central engine
本文详细分析了GRB 070110的雨燕多波长观测及其余辉现象。早期的X射线光变曲线，被解释为瞬发辐射的尾部，显示了在其他伽马射线暴中已经看到的光谱演化。光学余辉表现出一个浅的衰减到2天后爆发，这是不符合标准的余辉模型。最吸引人的特征是在爆发后~20 k时X射线通量的急剧衰减，结束了一个明显的平台期。X射线光变曲线的突然下降排除了外部冲击波作为这次爆发中平台的起源，并意味着中心引擎的长期活动。平台相点的时间和光谱特性指向连续的中央发动机发射，而不是X射线耀斑的偶发发射。我们认为，观测到的X射线平台是由一个旋转下降的中央发动机，可能是一个毫秒脉冲星，它在将能量储存到外部冲击之前，在内部半径耗散能量。
2007-05-01 astro-ph
Long-term monitoring of the X-ray afterglow of GRB 050408 with Swift/XRT
我们对HETE-II发现的伽马射线暴GRB 050408的X射线余辉进行了观测。斯威夫特在爆发后42分钟开始观察视野，并进行了38天的随访（因此跨越了30年的时间），X射线光变曲线显示随着时间的推移而变陡，类似于许多其他余辉。然而，在XRT观察期间，陡峭化异常平滑，没有明确的中断时间。早期的衰变太平坦，无法用标准模型来描述。因此，我们探索替代的解释，如结构余辉或持久的能量注入到火球从中央伽玛射线暴引擎的存在。缺乏一个尖锐的突破给这两个模型带来了限制。在前一种情况下，它可能表明射流的角能量分布不是简单的幂律，而在第二种模型中，它意味着喷射没有突然停止。晚期衰变可能是由于标准余辉（即没有能量注入），或者是由于喷射出的流出物仍在更新。X射线光谱中存在大量吸收，对应于静止坐标系氢柱密度NH = 1.2（-0.3，+0.4）*10^22 cm^-2，表明环境致密。
2006-10-27 astro-ph
Evidence for intrinsic absorption in the Swift X-ray afterglows
伽马射线暴（GRB）的前身在观测上与大质量恒星的死亡有关。对伽玛暴余辉的X射线研究可以加深对伽玛暴环境中物质电离状态和金属丰度的认识。此外，通过X射线光谱中的指纹可以推断出局部物质的存在，即存在高于银河值的吸收。基于BeppoSAX和XMM-Newton的一些研究发现，在许多GRB余辉中，柱密度值高于银河系。在这里，我们报告的系统分析17伽玛暴观测雨燕至2005年4月15日。我们观测到了大量的具有过剩柱密度的伽玛暴。我们的样品，连同以前确定的固有柱密度与已知的红移伽玛暴，提供了证据的吸收分布与随机发生的伽玛暴分子云内的预测一致。
2005-11-27 astro-ph
Swift and Suzaku Observations of the X-Ray Afterglow from the GRB 060105
本文介绍了Swift和Suzaku对GRB 060105的早期X射线余辉观测结果。明亮的长伽马射线暴GRB 060105在2006年1月5日06：49：28触发了雨燕暴警报望远镜（BAT）。朱雀小组在雨燕触发后19公里（5.3小时）开始了预先计划的机会观察目标。在快速发射和连续的非常陡峭的衰变之后，从T_0+187 s到T_0+1287 s观察到浅衰变。在T_0 +（1.5-3）ks的观测间隙之后，在T_0+（4-30）ks观测到极早的陡峭衰减。光变曲线在T_0+30 ks处再次变平，从T_0+50 ks到观测结束又发生了一次陡峭的衰减。这两个陡峭的衰减表现出2.3 - 2.4的衰减指数。这个非常早的中断，如果它是一个喷流中断，是X射线余辉观测中最早的情况，表明一个非常窄的喷流，其开口角远低于1度。独特的朱雀/XIS数据使我们能够设置非常严格的上限线辐射或吸收在这个伽玛暴。对于所报道的z=4.0+/-1.3的伪红移，铁谱线等效宽度的上限为50 eV。
2006-09-15 astro-ph
Analysis of the X-ray Emission of Nine Swift Afterglows
9个Swift XRT余辉的X射线光变曲线（050126、050128、050219 A、050315、050318、050319、050401、050408、050505）显示复杂行为：t^{-3.0 \pm 0.3}急剧衰减，直到~400 s，随后是明显较慢的t^{-0.65+/-0.20}衰减，在爆发后0.2--2 d时演变为t^{-1.7+/-0.5}衰减。我们考虑三种可能的相对论性爆炸波几何模型（球形外流，非扩散射流，扩散射流），两种可能的动力学制度的前冲击（绝热和完全辐射），我们考虑到一个可能的角度结构的外流和延迟能量注入爆炸波，以确定使X射线光变曲线衰减与上述三个余辉阶段中的每一个的X射线连续体的斜率一致的模型。通过以物理意义上的方式将每个阶段的各种模型拼凑在一起，我们确定了整个X射线余辉的可能模型。这项工作的主要结论是，爆炸波中的能量注入的长寿命事件，在此期间，冲击能量在t^{1.0+/-0.5}处增加，需要五个余辉，并且可能在其他四个余辉中也起作用。光学观测结合X射线可以区分这些不同的模型。我们的简单测试允许确定冷却频率相对于X射线域的位置，从而确定爆炸波中电子幂律分布与能量的指数。由此产生的指数显然不符合普遍价值。
2005-11-23 astro-ph
Gamma-Ray Burst Early Afterglows
美国宇航局雨燕伽马射线暴探测器的成功发射和运行为伽马射线暴（GRB）极早期余辉相的多波长研究开辟了新的时代。伽玛暴早期余辉信息对于探索伽玛暴喷流的未知物理成分、瞬发伽玛射线发射和余辉发射之间的联系、伽玛暴中心发动机活动以及伽玛暴的直接环境是必不可少的。在这里，我回顾了最近为解决这些问题所做的一些理论努力，并描述了最新的Swift数据如何回答这些悬而未决的问题。
2005-09-19 astro-ph
Observations of Early Optical Afterglows
雨燕紫外线/光学望远镜（UVOT）在其运行的头十个月里对71个雨燕爆发警报望远镜触发的伽马射线暴（GRB）进行了广泛的跟踪。在本文中，我们讨论了一些紫外和光学性质的UVOT检测余辉，如XRF 050406，明亮的GRB 050525 A，高红移GRB 050730，早期耀斑GRB 050801，和其他。我们还讨论了为什么75%的伽玛暴余辉UVOT观察不到一个小时的影响是“黑暗的。"
2006-05-03 astro-ph
Swift XRT Observations of the Afterglow of GRB 050319
斯威夫特用暴发警报望远镜发现了高红移的GRB 050319，并在暴发后225秒开始用窄视场仪器进行观测。余辉X射线发射由XRT监测到爆发后28天。光变曲线显示了三个不同阶段的衰减，每个阶段的特征在于一个明显的斜率：一个初始陡峭的衰减与幂律指数为~ 5.5，第二阶段的特征在于一个平坦的衰减斜率为~ 0.54，和第三阶段的衰减斜率为~ 1.14。在第一阶段，光谱能量分布比后面两个阶段更软，光子指数与GRB瞬发光谱一致。BAT光变曲线外推到XRT波段表明，XRT余辉的初始快速衰减相可能是瞬发辐射的低能尾部。余辉光变曲线的第二次突变发生在爆发后约27000 s。在第二次破裂之前和之后的光谱能量分布没有改变，并且它可以暂时解释为射流破裂或延迟或连续能量注入阶段的结束。
2005-09-22 astro-ph
Swift and XMM-Newton Observations of the Extraordinary GRB 060729: An afterglow with a more than 100 days X-ray light curve
本文报道了用Swift和XMM对Swift发现的长伽马射线暴GRB 060729（$T_{90}$ = 115 s）的观测结果。这一爆发的余辉在X射线和紫外/光学波长下异常明亮，显示出异常长的缓慢衰减阶段（$α$ =0.14 \plm 0.02），表明在早期比其他爆发有更大的能量注入阶段。X射线光变曲线在爆发后约60 ks处显示出一个断裂。断裂后的X射线衰减斜率为$α$ =1.29 \plm 0.03。在爆发后的125天内，我们没有检测到喷流中断，这表明喷流张开角大于28度。在爆发后的前2分钟（静止帧），爆发的X射线光谱从硬X射线光谱急剧变化为非常软的光谱。我们发现，在这个早期阶段的X射线光谱都可以用吸收单幂律模型或黑体加幂律模型拟合。幂律拟合表明，吸收柱密度减小，X射线谱变陡。在斯威夫特的紫外/光学望远镜中，在爆发后的9天内，在所有6个过滤器中都清楚地检测到余辉，在一些紫外过滤器中甚至更长，最新的检测是在爆发后31天的UVW 1中。从约0.3的浅衰减斜率和1.3的较陡衰减斜率，在所有6个UVOT滤波器中清楚地检测到约50 ks处的断裂。除了\swift观测外，我们还介绍并讨论了XMM观测61 ks ToO的结果。（删节）
2007-03-01 astro-ph
Phases of Swift X-ray Afterglows
Swift观测到的X射线余辉具有丰富的光变曲线，有四个不同衰减率的相位。一组47个突发的时间和频谱特性被用来识别的机制，可以解释这四个阶段。早期的快速衰减阶段可以归因于产生爆发辐射的相同机制（相对论外流中的内部激波），而随后的缓慢衰减阶段可以通过扫过环爆介质的前向激波的同步辐射来确定。最有可能的是，衰减最慢的阶段是由于向前冲击波中的连续能量注入。光学幂律衰减在能量注入结束后继续不减弱，需要具有风状密度结构（n propto r^{-2}）的环境介质和随激波的洛伦兹因子变化的前向激波微物理参数。后来X射线光变曲线的断裂可归因于准直流出，其边界对观察者变得可见（喷流），但光学和X射线衰减并不总是与标准喷流模型预期一致。
2006-11-13 astro-ph
The Swift X-Ray Telescope: Status and Performance
我们目前的科学亮点和性能从斯威夫特X射线望远镜（XRT），这是2004年11月20日发射。XRT涵盖0.2-10 keV波段，大部分时间用于观测伽马射线暴（GRB）的余辉，尽管它也对许多其他天体进行了观测。到2007年8月中旬，XRT已经观测到超过220个伽玛暴余辉，探测到了其中的96%。XRT的位置使后续的地面光学观测成为可能，大约60%的余辉是在光学或近红外波长处探测到的。测量了33%的X射线余辉的红移。科学亮点包括发现相当晚的耀斑行为，对伽玛暴中心引擎的影响;短伽玛暴的定位，导致这类爆发的紧凑合并祖先的观测支持;伽玛暴余辉的神秘平台阶段;以及许多其他有趣的观测，如彗星，新星，银河瞬变和其他物体的X射线发射。
2008-03-12 astro-ph
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。
2006-12-21 astro-ph
A Comprehensive Analysis of Swift/XRT Data: III. Jet Break Candidates in X-ray and Optical Afterglow Lightcurves
为了系统地研究伽玛暴的X射线和光学余辉光变曲线中的喷注状突变，对179个伽玛暴（050124 ~ 070129）的Swift/XRT数据和57个Swift前后的光学余辉数据进行了分析。我们发现，没有一个单一的爆发可以包括在“白金”样本，其中的数据满足所有的标准，射流休息。通过发布一个或多个定义喷射休息的需求，可以识别出不同程度的一些候选者。在X射线波段，在103个取样良好的X射线光变曲线中，有42个（“青铜”样品）的后破裂段衰减斜率大于1.5，其中27个（"白银“样品）也满足正演模型的闭合关系。在光学光变曲线中，“青铜”和“白银”候选者的数量分别为27和23。13个爆发具有良好采样的光学和X射线光变曲线，但只有7个案例与消色差突变一致，但即使在这些案例中，也只有一个波段满足闭合关系（"金“样本）。在XRT光变曲线中观察到的断裂时间系统地早于在光学带中的断裂时间。这些都引起了人们对如何将喷流状破裂解释为喷流破裂以及从这些破裂中进一步推断伽玛暴能量学的极大关注。通过假设这些中断是射流中断，我们进行了类似的分析，如以前的工作，以计算射流开口角（θ_j）和能量（E_k）与“银”和“金”射流中断候选人。导出的E_K分布显示出比Swift之前的样本大得多的分散度。对于雨燕前和雨燕伽玛暴，θ_j和E_{K,iso}之间都存在一种试探性的反相关，表明如果所讨论的破裂确实是喷流破裂，那么E_K仍然可…
2007-10-17 astro-ph
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。
2009-02-19 astro-ph
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。
2008-01-28 astro-ph
On the Early Time X-ray Spectra of Swift Afterglows I: Evidence for Anomalous Soft X-ray Emission
我们对总曝光量约为10^7秒的>70次斯威夫特X射线余辉中的发射谱线进行了彻底的盲搜索。我们发现，大多数余辉是符合纯幂律加上消光。总体的显著异常值存在于5-10%的水平，并且具有非常软的，可能是热谱。通过可能探测到的2-5条谱线，我们挑出了4个暴：GRB 060218、060202、050822和050714 B。或者，kT~0.1-0.5 keV的黑体模型可以描述每个余辉中的软发射。在~2000个光谱的完整数据集中，最显著的软成分检测对应于GRB 060218/SN 2006 aj，线显著性范围高达~20 σ。一个热等离子体模型拟合的数据表明，流量主要是由于L-壳层过渡的铁在~太阳丰度。我们将其他3个事件中的（>4-sigma显著）线触发与轻金属中的K壳层转变相关联。我们倾向于一个模型，在这些余辉中可能的线发射产生的温和的相对论性茧周围的伽玛射线暴喷流的物质，因为它穿透和退出的祖星的表面。每次爆发中的发射物质都处于相似的距离~10^12- 10^13 cm，相似的密度~10^17 cm^-3，并且受到相似的电离辐射通量的影响。这些谱线可能与X射线闪烁有关。对于黑体的解释，软通量可能来自GRB激波的爆发或来自祖先恒星风的等离子体茧，就像最近对GRB 060218提出的那样（Campana等人，2006）。由于GRB 060218的低z，在伽马射线中微弱的爆发，其通量由这种软X射线分…
2006-11-03 astro-ph
The Swift X-ray flaring afterglow of GRB 050607
雨燕卫星的独特能力，以执行一个新的检测到的伽马射线暴（GRB）的迅速和自主回转，产生了有趣的新性质的发现GRB X射线余辉，如陡峭的早期光曲线衰减和频繁存在的耀斑检测到几个小时后的GRB触发。我们目前的观测GRB 050607，第四个案例的GRB发现的雨燕与耀斑叠加在整体衰落的X射线余辉。GRB 050607的耀斑不像以前报道的那样对称，表现出非常陡峭的上升和较浅的衰减，类似于在伽马射线瞬发中经常观察到的快速上升，指数衰减。较亮的耀斑的通量增加了约25倍，在约30计数s-1的计数率下达到峰值30秒，并在衰变阶段呈现出增加短时间尺度活动的迹象。有证据表明在耀斑期间光谱演化。特别是，在耀斑开始时，观测到的辐射更硬，随着每次耀斑的衰减，辐射逐渐软化。在耀斑活动期间，非常短的时间尺度和光谱变化是伽马射线暴中央发动机可能延长能量发射期的指标。耀斑之后是一个浅衰变阶段，在此期间，前向冲击波被长寿命的中央发动机或较低洛伦兹因子的壳层刷新，并且在大约12 k后变陡，达到被认为是典型的衰变斜率。X射线余辉。
2006-03-24 astro-ph
GeV emission from Gamma-Ray Burst afterglows
我们计算了GeV余辉发射预期从几个机制有关的伽玛暴和它们的余辉。考虑到Swift/XRT测量到的早期X射线余辉发射的亮度，GLAST/LAT应该可以探测到由GRB喷出物驱动的前向激波进入环暴介质的自康普顿发射。斯威夫特在X射线余辉中发现的新特征（平台和色变光变曲线突变）表明，在前向激波后面存在着一个相对论性的对富集外流。大量的和逆康普顿上散射的即时伽玛射线暴发射的外流提供了另一个源的GeV余辉发射可检测的LAT。大角度爆发发射和同步加速器前向激波发射在高光子能量下很可能太暗而不能被LAT观测到。高能量余辉发射的光谱斜率和它的衰减率（如果可以测量的话）允许识别GRB之后产生GeV瞬态发射的机制。
2008-01-10 astro-ph
The synchrotron-self-Compton radiation accompanying shallow decaying X-ray afterglow: the case of GRB 940217
伽马射线暴（GRB）的高能辐射（>数十MeV）为理解GRB的物理过程提供了重要线索，它可能与GRB的早期余辉有关。在大约一半的{ \it Swift}伽马射线暴X射线余辉中，我们很好地探测到了一个浅下降相。广泛考虑的解释涉及到一个显着的能量注入和可能的时间演变的冲击参数（S）。这项工作我们计算了这样一个外部前向激波的同步自康普顿（SSC）辐射，并表明它可以解释众所周知的长期高能量（即，GRB 940217的余辉。我们认为，Swift和GLAST的合作将有助于揭示伽玛暴的性质。
2007-02-05 astro-ph
Swift GRB Afterglows and the Forward-Shock Model
雨燕观测到的伽玛射线暴余辉的X射线光变曲线显示出一至四个幂律衰减阶段。按时间顺序，它们是：爆发尾，“驼峰”，标准衰变，和后喷气休息衰变。大角度辐射在爆发期间产生，但到达观测者较晚，与GRB尾部衰变一致的爆发不到一半。来自非常窄的喷流（半角小于1度）的前向激波同步辐射与75%的GRB尾部衰变一致。从一个不侧向扩展的窄喷流中产生的前向激波逆康普顿辐射，也容纳了80%的伽玛暴尾部的衰变。X射线光变曲线的驼峰可以归因于观察者所能看到的前激波区每一立体角的动能增加。这种增加可能是由于从其开口外部的位置看到的流出物的排放的出现。然而，驼峰的时间，流量和衰减指数之间的相关性，预计在这个模型中没有得到证实的观测。因此，前向激波动能的增加更有可能是由一些在余辉阶段到达激波的入射喷出物引起的。对爆发尾流的射流解释和驼峰的能量注入方案导致了一个双射流外流结构，该结构由一个狭窄的GRB射流组成，该射流先于一个较宽的余辉外流，每立体角的动能较低，但总能量较高。（X射线光变曲线显示为GRB 050416 A、050525 A、050717、050721、050724、050730、050802、051109 A、060124、060206、060526）。
2007-05-08 astro-ph
Swift XRT Observations of the Breaking X-ray Afterglow of GRB 050318
本文报道了利用雨燕X射线望远镜（XRT）对GRB 050318的观测结果。这一事件触发了Swift上的突发警报望远镜（BAT），并从触发后54分钟开始连续11次使用XRT和UVOT进行跟踪。一个以前未知的衰落X射线源被检测到，并准确地监测。发现该源的强度随时间降低，并且在观察到触发后约18000 s时发生明显的时间中断。发现X射线光变曲线与幂律断裂一致，断裂前后的衰减指数为-1.17 +/-0.08和-2.10（+0.22）（-0.24）。X射线余辉光谱符合光电吸收幂律，能量指数为-1.09 +/-0.09。没有发现光谱演化的证据，我们将这些结果与UVOT的结果进行了比较，并对BAT的数据分析进行了改进。我们在准直火球模型和同步辐射发射机制的框架下讨论了我们的结果。假设GRB红移是由最远的光吸收复合体（z = 1.44）导出的，则该事件完全符合E_p-E_iso关联。
2005-09-07 astro-ph
Are the missing X-ray breaks in Gamma-ray Burst afterglow light curves merely hidden?
与BeppoSAX或前斯威夫特时代相比，斯威夫特时代的伽马射线暴余辉观测缺乏消色差喷流中断。具体地说，相对较少的中断，与射流中断一致，观察到这些爆发的X射线光变曲线。如果这些中断真的丢失了，它对解释伽玛暴喷流准直和能量需求以及伽玛暴作为宇宙学工具的使用具有严重的后果。在这里，我们解决的问题，X射线突破，可能是“隐藏”，因此光变曲线被误解为单次幂定律。我们通过合成XRT光变曲线和拟合单一和破碎的幂律，并通过蒙特卡罗分析比较每个拟合的相对优度。即使有斯威夫特时代采样良好的光变曲线，这些突变也可能被错误识别，因此在明确声明不存在消色差突变时需要谨慎。
2008-02-25 astro-ph
