Relativity at Action or Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴（GRBs）--几百千电子伏的$γ$射线的短暂爆发--自从60年代偶然发现以来就吸引了天文学家。伽玛暴被大多数相对主义者所忽视，他们不认为伽玛暴与任何相对论现象有关。康普顿GRO卫星上的BATSE探测器最近的观测彻底改变了我们对这些爆发的看法，出现的图片显示，GRB是迄今为止发现的最具相对论性的物体。
1996-07-08 astro-ph gr-qc
Efficient electron heating in relativistic shocks and gamma ray burst afterglow
由于激波前沿的磁场对电子和离子的不同偏转，产生了交叉激波电势，从而有效地激励了激波中的电子。电子散射必然伴随着散射和热化。该机制在磁化和非磁化相对论电子离子冲击中都是有效的。本文提出了伽马射线暴余辉是由强增强磁场层中加热电子的同步辐射引起的。
2007-12-01 astro-ph
Photon acceleration in variable ultra-relativistic outflows and high-energy spectra of Gamma-Ray Bursts
MeV的种子光子产生的冲击在一个可变的超相对论流出费米机制获得能量，因为光子康普顿散射相对论碰撞壳。费米修正的高能光子谱具有非普适的斜率和普适的截止。总辐射效率的显著增加是可能的。在某些伽马射线暴中，大部分能量可能是在这种机制的高能截止点发射的，对于平均体积洛伦兹因子为100的外流，这将接近100 MeV。
2000-04-25 astro-ph
Repeated Bifurcation of Relativistic Magnetic Pulse and Cosmic Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）多样而复杂的光变曲线一直是天体物理学的一个未解之谜。在这里，我们报告的结果2-1/2维粒子在细胞（PIC）模拟的磁化电子-正电子等离子体的相对论膨胀。当模拟进行到初始等离子体的>150个光交叉时间时，等离子体脉冲再现了许多GRB特征。值得注意的是，等离子体脉冲分叉反复，导致一个复杂的，多峰的结构在后期，类似于伽玛射线暴的配置文件。
2003-08-18 astro-ph
Gamma-ray bursts from internal shocks in a relativistic wind: an hydrodynamical study
伽马射线暴的内激波模型涉及到在相对论风中发生的激波，它具有非常不均匀的初始洛伦兹因子分布。我们已经开发了一个一维拉格朗日流体动力学代码，以遵循这样的风的演变，我们得到的结果进行比较，在最近的一篇论文（Daigne和Mochkovitch 1998）中提出的一个简单的模型，所有的压力波被抑制在风中，使不同速度的壳只相互作用的直接碰撞。详细的流体动力学计算基本上证实了简单模型的结论：相对论风中的内激波可以再现伽马射线暴的主要时间和光谱特性。
2000-05-09 astro-ph
Precursors and Main-bursts of Gamma Ray Bursts in a Hypernova Scenario
本文研究了伽马射线暴的“超新星”模型，即：具有相对论喷流的大质量C+O星模型。在这个模型中，非热前驱物可以由恒星喷出的“第一个”相对论壳层产生。主要的伽玛暴是由几个相对论性壳层的碰撞在“第一”壳层后面产生的。在碰撞区域变得光学薄之后，它们变得对远处的观察者可见。我们研究六个选定的条件下使用相对论流体动力学模拟和简单的分析。有趣的是，我们的模拟表明，从中央发动机的亚相对论$(v \sim 0.8c)$射流足以产生高度相对论$(Γ> 100)$壳。我们发现，这样的恒星的相对论性壳层可以重现所观察到的伽玛暴在一定的条件。有两个条件特别重要。一个是中央引擎$ \gsim 100$秒的持续时间足够长。另一个是在“第一”壳层之后的某个地方存在一个致密壳层。在这些条件下，可以解释前兆的存在和不存在，以及前兆和主暴之间的长时间延迟。
2005-09-26 astro-ph
Relativistic Outflows in Gamma Ray Bursts
尽管伽马射线暴是一种与吸积致密天体完全不同的现象，但它们的硬X射线发射可能与非常相似的能量耗散机制有关。在这两种情况下，我们可以处理的重联的湍流磁场与密集的e+e-对生产和准热康普顿。
1999-02-15 astro-ph
Overall Evolution of Realistic Gamma-ray Burst Remnant and Its Afterglow
传统的伽马射线暴残留物动力学模型在非相对论相的绝热爆炸波中是不正确的。本文导出了一个新的模型，该模型对超相对论和非相对论阶段的辐射和绝热爆炸波都是正确的。我们的模型还考虑了辐射效率的演变。强调了从超相对论相到非相对论相的转变的重要性。
1999-08-21 astro-ph
On the possible origin of gamma ray bursts as a result of interaction of relativistic jets with the soft photon field in dense stellar regions
我们研究和发展了Sznov和Dar（astro-ph/9606032）提出的伽马射线暴起源的模型，根据这个模型，强伽玛射线暴是由重子相对论性喷流（外流）与致密恒星区的软光子场相互作用产生的。通过对爆发剖面的模拟表明，这些剖面对射流的几何形状非常敏感，并且伽玛暴剖面的“清晰度”（在该模型中）与伽玛射线束有某种联系。还导出和讨论了一些基于事件率的限制。
1997-04-17 astro-ph
Monopole gravitational waves from relativistic fireballs driving gamma-ray bursts
爱因斯坦的广义相对论预言，在广义应力中，压力在产生引力方面扮演着与能量密度类似的角色。引力场的来源，主动引力质量密度，有时被称为惠特克质量密度，是不守恒的，因此它的变化可以传播为非线性引力波。这种波只能由具有变化的引力质量的天体物理源产生。在这里，我们表明，相对论火球，考虑在模拟伽马射线暴现象，很可能辐射的高压等离子体与不同的惠特克的质量的引力波引力波。此外，大量的原始物质能量的喷射也有助于引力辐射。我们将λ波与爱丁顿分类的h^11+h^22波区分开来，它们与无质量场携带的能量一起传播（在z方向）。我们证明了单极波满足爱因斯坦方程，并且对于无质量场具有共同的应力-能量张量。超声波的偏振模式是Phi_22，即这些是垂直波，其仅引起测试粒子的圆的半径的变化（呼吸模式）。讨论了引力引力波的天体物理意义。
2003-09-16 astro-ph gr-qc
Trans-Relativistic Supernovae, Circumstellar Gamma-Ray Bursts, and Supernova 1998bw
超新星（SN）1998 bw和伽马射线暴（GRB）980425提供了超新星是某些GRB的祖先的第一个直接证据。然而，与其他已知的余辉爆发相比，这次爆发异常暗淡，平滑和柔和。它是否应该被认为是宇宙学伽马射线暴的原型，很大程度上取决于超新星爆炸和爆发是否是不对称的，或者可以被建模为球形。我们解决这个问题，通过治疗加速超新星冲击在恒星的最外层的信封，过渡到相对论流，以及随后的膨胀（和进一步加速）的喷出物进入周围的介质。我们发现GRB 980425可能是由SN 1998 bw的相对论性喷出物和恒星的前超新星风之间的碰撞产生的;该模型不需要显着的不对称性。因此，这一事件属于伽玛暴的一个暗淡子类，而不是喷流状宇宙伽玛暴的原型。
2001-06-19 astro-ph
Gamma-ray bursts from internal shocks in a relativistic wind: temporal and spectral properties
我们建立了伽马射线暴的模型，其中发射来自内部冲击的相对论风与高度非均匀分布的洛伦兹因子。我们使用一种非常简化的方法来跟踪风的演变，在这种方法中，大量的层通过直接碰撞相互作用，但所有的压力波都被抑制。我们假设磁场和电子洛伦兹因子在激波中达到大的均分值。相对论电子发射的同步加速器光子在观测者坐标系中具有伽马射线范围内的典型能量。合成爆发构造的所有内部的基本冲击和它们的时间和光谱特性的观测相比，从贡献的总和。我们再现的突发配置文件的多样性，个别脉冲的“FRED”形状和短时间尺度的可变性。合成爆发也满足持续时间-硬度的关系和个人脉冲被发现在高能量更窄，与观测结果一致。这些结果表明，相对论风中的内部激波可能确实是伽马射线暴的起源。然而，潜在的问题是耗散过程的相对低的效率。如果相对论性风是由圆盘吸积到恒星质量的黑洞而产生的，这意味着相当大一部分可用能量被注入了风中。
1998-01-26 astro-ph
Light Element Synthesis in High Entropy Relativistic Flows Associated with Gamma Ray Bursts
我们计算和讨论了轻元素冻结核合成在高熵风和火球的熵每重子，动态时间尺度特征相对论膨胀，和中子质子比的宽范围。在伽马射线暴（GRB）的特征条件下，我们发现氘的产生量是惊人的，最终丰度值为2 H/H约2%，这取决于火球的同位旋、后期动力学以及中子退耦引起的高能非热核反应的影响。这意味着，有潜在的可能是可检测的本地增强与伽玛射线暴事件相关的氘丰度。
2002-05-03 astro-ph
Gasdynamics of Relativistically Expanding Gamma-Ray Burst Sources: Kinematics, Energetics, Magnetic Fields and Efficiency
我们计算分析和数值的高度相对论性火球通过自由膨胀和滑行阶段的演变，并确定的热力学和辐射变量的依赖性，在comoving和实验室框架。磁场在最初的脉冲事件中可能是重要的。我们讨论了它们对火球动力学的影响，并考虑它们对火球进入外部介质并减速时发出的辐射的影响。逆同步康普顿机制可以在反向激波中产生高辐射效率，产生主要在MeV到GeV范围内的非热辐射爆发，其总能量和持续时间与典型的宇宙伽马射线暴一致。
1993-01-14 astro-ph
Comment on the paper "Diffusive Synchrotron Radiation from Relativistic Shocks of Gamma-Ray Burst Sources" by G. D. Fleishman
我们强烈反对G. Fleishman，这已发表在astro-ph arXiv（astro-ph/0502245），我们的论文的抖动辐射从伽玛射线暴冲击（梅德韦杰夫2000年，ApJ，540，704）。本文对提出的所有关键点进行了反驳，证明我们的原始论文（i）没有错误，（ii）正确地描述了瞬发伽玛暴发射谱。
2005-03-22 astro-ph
Relativistic Precessing Jets and Cosmological Gamma Ray Bursts
我们讨论了伽马射线暴可能是由宇宙学相对论团块发射的中子星喷流进动通过视线引起的。射束减少了能量需求，使得射流发射可以持续比观察到的爆发持续时间更长的时间。一种旋进模式维持短持续时间尺度，而第二种模式使波束无法返回视线，这与中继器的缺乏一致。与寿命短的射流相比，这些物体的长寿命减少了生产所需的数量。斑点可以解释突发的时间结构。在这里，我们主要集中在运动学和时间尺度上的考虑，光束，进动，和斑点的问题，这是合理的独立的加速和射流准直机制。我们认为，大振幅的电磁波可能是一个源的斑点加速度。
1996-09-17 astro-ph
Delayed Gev Emission from Cosmological Gamma-Ray Bursts : Impact of a Relativistic Wind on External Matter
致密天体的突然坍缩，或者致密双星的合并，可以产生持续几秒钟的不稳定的相对论风。风很可能携带一个很高的磁场;它的洛伦兹因子取决于它“装载"重子的程度。如果洛伦兹因子是$\sim 100$，那么这种风中的内部耗散和冲击会产生非热伽马射线暴，在$0.1\MeV \siml E_γ\siml 0.1-1\GeV$到宇宙学距离的范围内可以探测到。冷却的风喷射物随后会被外部介质减速。由此产生的冲击波和反向冲击波可以引起第二次爆发，主要在GeV范围内可检测到，相对于MeV爆发的时间延迟从几分钟到几小时不等。
1994-04-22 astro-ph
Acceleration at Relativistic Shocks in Gamma-Ray Bursts
最新的河外伽马射线暴模型认为，相对论性冲击波的膨胀，从太阳质量类型的祖源，到周围的星际介质作为其活动的网站。普遍的看法是，光学余辉的结果，从外部冲击界面，而即时瞬态伽马射线信号产生的多个冲击内部的膨胀。本文用标准的蒙特卡罗模拟说明了伽玛暴模型中相对论和超相对论激波的一些加速特性。计算的频谱形状，频谱指数的范围内，和能量增益每冲击交叉，作为冲击速度和粒子散射的类型的函数。
1999-10-07 astro-ph
Possible Evidence for Relativistic Shocks in Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴的相对论激波模型可以通过将其预测的低能渐近谱指数s与观测值进行比较来检验。同步辐射理论预测瞬时光谱具有s =-1/3，并且在电子能量的辐射衰减上积分的光谱具有s = 1/2，其他情况位于这些极限之间。我们研究了BATSE上的大面积探测器获得的11个爆发的光谱。一个与预测的瞬时光谱一致，一秒钟的初始部分也是如此，三个接近预测的综合光谱。所有观测到的渐近光谱斜率都在预测范围内。相对论性冲击的这一证据与详细的爆发模型和关于它们距离的假设无关。用预测的瞬时谱观测到的辐射具有相对平滑的时间依赖性，与必然较长的辐射时间一致，而用预测的积分谱观测到的辐射具有尖峰的时间依赖性，与必然较短的辐射时间一致。
1997-03-19 astro-ph
No Universality for Electron's Power-Law Index (p) in Gamma-Ray Bursts and Other Relativistic Sources
伽马射线暴（GRB）的瞬发辐射被认为是来自于在相对论冲击波中加速的高度相对论电子。从暴源实验（BATSE）大面积探测器（LAD）观测到的伽玛暴高能幂律谱指数$β$，我们确定了电子能量分布的谱指数$p$。对相对论激波中粒子加速的理论计算和数值模拟都表明，$p$具有普适值$\approx 2.2-2.3$。我们发现，所观察到的分布的$p$在伽玛暴是不一致的$δ$函数分布或一个通用的$p$值，与宽度的分布$\ge$ 0.54。还研究了X射线余辉过程中$p$的分布，发现与$δ$函数分布不一致。耀变体和脉冲星风星云中的$p$分布也很宽，与$δ$函数分布不一致。
2006-06-27 astro-ph
Relativistic Conic Beams and Spatial Distribution of Gamma-Ray Bursts
我们研究了伽马射线暴的统计特性，假设伽马射线暴是宇宙学的，并且它们以具有大体积洛伦兹因子$\sim 100$的锥形喷流的形式射出。在这样的圆锥形射束中，相对论性喷出物可以在体洛伦兹因子和伽马射线发射射流材料的密度分布中具有空间变化。视光度函数的出现是因为圆锥体的轴相对于观察者的视线随机定向。当体洛伦兹因子和射流材料密度在光子发射射流表面上是均匀的时，发光度函数的宽度和形状由锥形射流的光束张开角与体洛伦兹因子的倒数的比率确定。计算了洛伦兹因子的空间变化和锥内空间密度涨落对伽马射线暴的光度函数和统计特性的影响。特别地，我们关注观测到的伽马射线暴的红移分布。注生光度函数对伽马射线暴的最大距离和平均红移有很大影响。在锥中心有峰值的洛伦兹因子随角度变化的爆发具有明显更高的平均伽马射线暴红移。当锥形光束中喷流物质密度和洛伦兹因子都不均匀时，爆发的平均红移比相对论性喷流完全均匀无结构时的平均红移高5倍。即使是最简单的伽玛射线暴喷流模型及其视光度分布对伽马射线暴的红移分布也有很大的影响。
2000-06-02 astro-ph
Relativistic Jets from Collapsars: Gamma-Ray Bursts
越来越多的观测证据支持这样一个命题，即伽马射线暴（GRB）是由大质量氦星的相对论喷流提供动力的，这些氦星的核心坍缩成黑洞和一个吸积盘（氦星）。我们使用一个二维的特殊的相对论流体动力学代码的PPM形式主义的基础上，通过恒星的祖先和它的风的相对论射流的传播模型。喷流从恒星中出来时，前面有一个塞子，周围有一个茧。在喷流向恒星外传播的过程中，喷流的内能转化为动能，同时茧向外和向侧面膨胀，从而获得高洛伦兹因子。茧和恒星风之间的外部冲击可以产生$γ$射线和硬X射线瞬变。射流束与塞的相互作用也会对两者产生实质性的影响，并可能导致短硬伽玛暴。喷流本身的内部冲击可能产生长而软的伽玛暴。
2002-09-23 astro-ph
Generation of Magnetic Fields in the Relativistic Shock of Gamma-Ray-Burst Sources
我们证明了相对论双流不稳定性能在伽马射线暴源的无碰撞激波中自然产生能量密度为1 e-5 - 1 e-1的强磁场。所产生的场平行于冲击波阵面，并在等离子体趋肤深度的很短尺度上波动。从边缘增亮的源图像发射的同步辐射在相对于源中心的径向方向上线性偏振。虽然在圆对称条件下，净偏振消失，但伽玛射线暴源的射电余辉辐射被银河系星际介质散射时，应表现出偏振偏振。因此，检测极化极化可以测试上述磁场产生机制。
1999-04-26 astro-ph
Kinematic Arguments Against Single Relativistic Shell Models for Gamma-Ray Bursts
人们提出了两种主要类型的模型来解释伽马射线暴（GRB）的长持续时间和多峰现象。在一个例子中，在一个中心位置有一个非常快的能量释放，导致一个单一的相对论壳层，通过与周围物质的相互作用在时间历史中产生峰值。在另一种情况下，中心部位在数百秒内零星地释放能量，每次能量爆发都会形成一个峰值。我们提出了三个运动学参数对一个单一的相对论壳。这些论点仅仅基于对称性。我们表明，伽玛暴的平均包络线的发射是一个线性函数，而不是一个单一的相对论壳层预期的幂律。我们表明，存在的差距，伽玛暴是最有力的论据，对一个单一的相对论壳。我们估计，在具有多个峰值的伽玛暴中，单个壳层可以产生伽马射线的比例约为0.001，这意味着单个相对论壳层需要的能量比以前认为的多1000倍。我们的结论是，要么伽玛暴的中心点必须在数百秒内产生10^{51} erg/s的辐射，要么相对论性壳层必须具有sqrt（γ）/Gamma量级的结构，其中Gamma是体洛伦兹因子，γ是效率。
1997-12-23 astro-ph
The Importance of Off-Jet Relativistic Kinematics in Gamma-Ray Burst Jet Models
伽马射线暴（GRB）被广泛认为起源于以相对论速度运动的物质的准直喷流。即使从准直角度之外观察，这种射流的发射也应该是可见的。我总结了最近的工作上的特殊相对论变换的突发量EISO和Epeak作为视角的函数，其中EISO是各向同性等效能量的突发和Epeak是峰值的突发频谱的功率nuF_nu。从这项工作产生的公式作为输入的Monte Carlo人口合成方法，我调查的重要性，离喷相对论运动学解释一类伽玛暴称为“X射线闪光”（XRFs）。我这样做的背景下，几个礼帽形可变开口角射流模型。我发现这样的模型预测了大量的离喷流爆发，这些爆发是可观察的，并且远离Epeak~Eiso ^（1/2）关系。在当前数据集中未观察到预测的爆发群。我调查的效果上的整体伽玛值对这个人口的喷流爆发的属性，以及包括一个欧米伽0-Egamma相关的效果，以共同拟合Epeak~Eiso ^（1/2）和Epeak~Egamma ^（beta）的关系，其中欧米伽0是伽玛暴喷流的开口立体角。我发现HETE-2和BeppoSAX观测到的XRFs不能简单地解释为经典的GRB。我还发现，伽玛和欧米茄0之间的负相关性的影响，大大降低了可见性的关闭喷气事件。因此，除非所有爆发的γ> 300，或者除非γ和Ω 0之间存在很强的反相关，否则顶帽式可变张开角喷流模型产生的爆发总体显著偏离Epeak~Eiso ^（1/2）和Epeak~Egamma…
2005-12-22 astro-ph
Emission of gravitational radiation from ultra-relativistic sources
最近的观测表明，在各种天体物理现象中，如超新星爆炸、类星体和微类星体，物质团以超相对论速度喷射出来。在本文中，我们分析了当这样一个超相对论性的斑点从一个大质量物体中射出时所发射的引力辐射。我们将引力波表示为横观无迹规范中的度规微扰，并计算了它的振幅和角度依赖性。我们发现在超相对论极限下引力波具有宽角分布，类似于$1+\cosθ$。典型的脉冲串的频率是多普勒频移的，蓝移因子在前向方向上被强烈地波束化。结果，引力辐射所携带的能量流被发射出去。在本文的第二部分，我们估计了引力波探测器对超新星爆炸中喷出的斑点的预期探测率。Dar和De Rujula最近提出，超新星爆炸时从中心核心喷射出的超相对论性斑点构成了伽马射线暴的来源。替代最可能的参数值，建议由他们的模型，我们得到的估计检测率约为每年1先进的LIGO-II探测器。
2001-01-30 astro-ph gr-qc
Diffusive Synchrotron Radiation from Relativistic Shocks of Gamma-Ray Burst Sources
考虑了相对论电子在小尺度随机磁场上散射产生的电磁辐射谱，该谱由伽马射线暴源中磁场产生的当前模型所暗示。所发展的理论包括微扰和非微扰两种形式，因此，提出了任意小尺度随机场中辐射的一般处理方法。它表明，一般处理的随机性质的小尺度磁场，以及角扩散的电子由于多重散射的磁不均匀性（即，非微扰效应）引起与所谓的“抖动”光谱显著不同的辐射光谱。扩散同步辐射的光谱似乎与伽马射线暴的低能谱指数分布一致。
2006-02-02 astro-ph
General Relativistic MHD Simulations of the Gravitational Collapse of a Rotating Star with Magnetic Field as a Model of Gamma-Ray Bursts
我们对作为伽马射线暴模型的磁化旋转大质量恒星的引力坍缩进行了2.5维广义相对论磁流体动力学（MHD）模拟。该模拟显示了盘状结构的形成和在核心反弹时发射的冲击波内部产生的射流状流出。我们发现射流在磁压力和离心力的作用下加速，在极向磁场的几何效应和旋转放大的环向磁场的箍缩力的作用下准直。喷流的最大速度是温和的相对论（$\sim$ 0.3 c）。
2003-12-02 astro-ph
On dynamics of relativistic shock waves with losses in gamma-ray burst sources
超相对论性激波的自相似解（Blandford & McKee，1976）在激波阵面上或下游介质中存在局部损失的情况下得到推广。结果表明，有两个不同的制度，冲击减速，对应于小和大的损失。我们提出的温度，压力和密度分布的下游流体以及洛伦兹因子作为一个函数的距离冲击阵面。
2005-01-11 astro-ph
Relativistic Bullets Ejection from Supernovae and Generation of Gamma Ray Bursts
一般认为宇宙学伽马射线暴（GRB）是由洛伦兹因子（Gamma）>~ 100的相对论性天体减速产生的。我们研究的可能性，一些伽玛暴产生的相对论物质喷射从超新星。在这个模型中，很可能物质在产生伽玛射线暴之前必须穿过原始物质的厚包层。在假设喷射出的物质被描述为一个单一的集体物质，我们得到的约束的问题，有伽玛>~ 100在突破的祖先。考虑这种类型的模型的一个优点是，预期的GRB能量是足够大的，在高能超新星爆炸的冲击爆发的GRB生成模型相比。我们发现，一般情况下，物质的截面必须非常小，与祖先的半径相比，因此物质必须是子弹（或射流）状，而不是贝壳状。
1999-11-09 astro-ph
The origin of the relativistic wind in gamma-ray bursts: MHD flow from a disk orbiting a stellar mass black hole ?
我们计算了质量损失率从一个磁盘轨道恒星质量的黑洞假设流被引导沿磁场线连接到磁盘。然后，我们估计风在无穷远处的洛伦兹因子。我们发现，洛伦兹因子可以达到很高的值，只有严格的约束，满足的领域的几何形状和能量注入的条件。我们讨论我们的结果在不同的情况下，伽马射线暴。我们提到的风险'污染'的布兰德福德-Znajek过程中的风从磁盘发出的材料。
1999-07-21 astro-ph
Magnetic Fields in Gamma-Ray Bursts: A Short Review
磁场在伽马射线暴（GRB）的物理过程中起着至关重要的作用。强有力的观测证据表明，观测到的余辉和最有可能的即时发射来自同步辐射。坡印廷通量有可能在内部引擎的相对论性喷流中扮演重要甚至是主导的角色，但像其他天文学相对论性喷流一样，这个说法是有争议的。最后，很可能在伽玛暴的内部引擎中出现大于$10^{15}$ G的磁场，并有助于相对论喷流的加速和准直。我在这里回顾伽玛射线暴火球模型，并讨论磁场在其各个组成部分中发挥的作用。我认为，早期的余辉，反映了最初的相互作用的相对论性喷流与周围的物质是最好的工具，探索天文相对论喷流的相对论外流的性质。
2005-03-02 astro-ph
Relativistic Magnetohydrodynamics with Application to Gamma-Ray Burst Outflows: II. Semianalytic Super-Alfvenic Solutions
我们提出了精确的径向自相似解决方案的特殊相对论磁流体力学代表“热”超Alfvenic流出强烈磁化，旋转紧凑的对象。我们认为，这样的外流可以出现在伽马射线暴（GRB）源，并证明，就像在配套文件中考虑的trans-Alfvenic流的情况下，他们可以达到洛伦兹因子，对应于坡印亭和动能通量之间的粗略均分，并成为圆柱形准直与GRB观测兼容的尺度。在trans-Alfvenic的情况下，初始加速度是热的，但是，在文件I中提出的解决方案相比，部分的焓通量转化为坡印亭通量在此阶段。随后，磁主导的加速度可以显着不如在trans-Alfvenic流快。
2003-03-21 astro-ph
R-Modes on Rapidly Rotating, Relativistic Stars: I. Do Type-I Bursts Excite Modes in the Neutron-Star Ocean?
在I型爆发期间，湍流爆燃锋可能在中子星海洋和高层大气中激发频率为$ω\sim 1$ Hz的波。在爆发期间，这些波可以作为高度相干的通量振荡来观察。这些波的频率随着中子星上层冷却而改变，这解释了观测到的QPO频率的微小变化。原则上，可以激发几种模式，但对于给定的激发，基本浮力$r-$模式表现出比所有其他模式明显更大的可变性。燃烧层本身和底层海洋模式的分析表明，这些模式不太可能解释观测到的爆发振荡。另一方面，位于中子星大气较冷部分的光球模式可能为观测到的振荡提供很好的解释。
2003-09-23 astro-ph
General Relativistic Collapse of Neutron Stars to Strange Stars: A Mechanism for Gamma Ray Bursts
众所周知，中子星在捕获/形成奇异物质的“种子”时可能会转化为更紧凑的奇异星（SS）。我们还知道，新生热SS的结合能很可能以$ν-\barν$的形式辐射，因此中微子湮灭可能会产生电磁对火球（FB）。这个过程已经被一些作者认为是伽马射线暴（GRB）的可能来源，其中最著名的是Cheng & Dai（PRL，77，1210，1996）。他们提到这个过程可能会产生10**（49）erg的FB光度（在中微子层之外）。但是我们在这里指出，SS是表面引力z=0.5的相对论性物体。相应地，我们提出了这一过程的相对论模型，并指出，对于M=2太阳质量的大质量SS，可以解释~ 10**（53）erg的GRB能量，这比以前的非相对论估计高4个数量级。此外，由于奇怪恒星薄壳的重子质量可以忽略不计，这个FB将产生极端相对论性的冲击波。因此，这一过程可能是迄今无法解释的宇宙伽马射线暴成因的可行途径之一。虽然有些伽玛暴可能是有光束的，但它们中的许多在余辉中没有显示出任何长期的光谱中断，并且很可能是准球形的。一个特定的例子是GRB 971214，其估计的GRB能量为3。10**（53）尔格.我们的模型可能有助于理解这种强大而无法解释的爆发的起源。
2000-10-16 astro-ph
A Generic Dynamical Model of Gamma-ray Burst Remnants
传统的一般模型被认为能很好地解释$γ$射线暴残留物的动力学，无论它们是绝热的还是高辐射的。然而，我们发现，对于绝热膨胀，该模型不能再现非相对论阶段的Sedov解决方案，因此该模型需要修改。本文导出了一个新的微分方程。基于该方程的一般模型对辐射火球和绝热火球，以及超相对论和非相对论相都是正确的。
1999-06-24 astro-ph
Gamma-Ray Bursts: Jets and Energetics
从伽马射线暴中流出的相对论性物质现在被认为是被严格准直成喷流。在对喷流几何形状进行修正后，爆发辐射的能量和外流携带的动能都具有显著的恒定性。伽马射线暴仍然是宇宙中最明亮的爆炸，但它们释放的能量与超新星相当。宇宙爆炸的多样性似乎取决于与极端相对论性喷出物耦合的能量比例。
2003-11-12 astro-ph
Phenomenon of Gamma-Ray Bursts as Relativistic Detonation of Scalar Fields
在现代宇宙中，存在着各种形式的标量场。一方面，这些场可以解释最近发现的正$Λ$项（参见参考文献\cite{ref:Sahni}），另一方面，它形成了星系和星系团的引力井。在这一点上，一个自然的假设是存在着来自具有足够大的能量密度和总质量的标量场的紧凑配置（“恒星”）。假设这些场的能量可以在相对论等离子体中以爆炸的方式转换。这一过程可以由相对论粒子的碰撞引发，形成相对论微观火球。因此，有效温度可以达到足以改变标量场相位的值。然后，类似于经典物理学中相同过程的相对论性“爆轰”波将从这个源头传播出去。本文估算了这种场星的参数和爆轰过程。如果存在所指示的相变效应（或类似的效应），就有可能得到产生伽玛暴的相对论等离子体（宏观火球）的参数。如果在现代宇宙中有这样一种独特的物质形式，如高密度场，那么自然界不利用这种可能性将其能量以爆炸的方式转化为辐射将是奇怪的。
2000-08-22 astro-ph
Trans-Relativistic Blast Waves in Supernovae as Gamma-Ray Burst Progenitors
我们研究了爆炸恒星外层激波加速到相对论速度的问题。通过将爆炸能量集中在最外层的喷出物中，这种跨相对论性冲击波可以作为伽马射线暴（GRB）的祖先;特别是，困扰许多GRB模型的“重子加载”问题被规避。我们提出了物理动机和数值验证的解析表达式来描述超新星中的反相对论冲击波。我们发现，相对论喷出物在更集中的凝聚信封，例如，对于辐射包线，当亮度接近埃丁顿极限时。我们提出了方便的公式来估计相对论喷出物从一个给定的祖。我们应用我们的分析和数值方法的SN 1998 bw模型，发现显着增强相对论喷出物相比，以前的研究。我们认为，GRB 980425与SN 1998 bw有关，可能是由于一次近似球形的爆炸产生了约10^-6 M_sun的中等相对论性喷出物，平均洛伦兹因子约为2，然后与质量损失率约为几× 10^-4 M_sun/yr的密集的星周风相互作用而产生的。不需要高度不对称的爆炸。一个极端的模型的“超超新星”爆炸的大质量恒星是能够占的能量和相对论喷出物的速度所需的许多观测到的宇宙伽玛射线暴。我们提出了由吸积引起的白矮星坍缩和中子星的相变引起的爆炸的简化模型。虽然与以前的研究相比，我们发现相对论性喷出物的能量增加，但这些爆炸不太可能在宇宙学距离上用现有的探测器观察到。（节略）
2001-01-13 astro-ph
Rapid fading of optical afterglows as evidence for beaming in gamma-ray bursts
基于我们先前提出的束流$γ$射线爆发喷出物的精细动力学模型，我们对具有快速衰减余辉的$γ$射线爆发（即，$\sim t^{-2}$）。结果表明，如果$γ$射线暴喷出物是高度准直的，并且初始半张角$θ_0 \sim 0.1$是通用的，那么GRB 970228、980326、980519、990123、990510和991208的光学余辉都能得到满意的拟合.在GRB 990123中观察到的明显的光变曲线突变是由于光束喷出物的相对论-牛顿转变，而快速衰减的光学余辉来自于温和相对论和非相对论阶段的同步辐射。我们强烈认为，目前在某些$γ$射线爆发中观察到的余辉的快速衰减是这些情况下的聚束的证据。
2000-02-23 astro-ph
Extreme Properties Of GRB061007: A Highly Energetic OR Highly Collimated Burst?
%auto-ignore由于重复提交，该论文已被作者撤回。下载论文请访问astro-ph/0611081
2006-11-13 astro-ph
Gamma Ray Bursts as Electromagnetic Outflows
我们将伽马射线暴解释为相对论性的电磁爆炸。具体地说，我们认为它们是在一个旋转的、相对论性的、恒星质量的祖先在持续$\sim 100$ s的活跃期内以坡印廷通量的形式失去大部分旋转能量时产生的。最初，一个非球对称的，电磁主导的气泡在恒星内部以非相对论的方式膨胀，最快的是沿着祖先的旋转轴。当气泡从恒星表面爆发出来，大多数电子-正电子对湮灭后，气泡膨胀就变得高度相对论性。在源活动结束后，大部分电磁能量集中在喷出物和受冲击的星周物质之间的接触不连续性内的薄壳中。这种电磁壳层将相对论性冲击波推入星周介质。电流驱动的不稳定性发展在这个壳层的半径$\sim3\times10^{16}$厘米，并导致耗散的磁场和加速的对负责的$γ$射线爆发。在较大的半径，能量包含在电磁壳大部分转移到前面的爆炸波。在前激波处加速的粒子可以与电磁壳层的电磁场结合产生余辉辐射。
2003-12-12 astro-ph
Gamma-Ray Burst at the extreme: "the naked-eye burst" GRB 080319B
2008年3月19日，北半球的天空出现了一个壮观的光学瞬变现象，在几秒钟内肉眼仍然可以看到。这个瞬变现象与GRB 080319 B有关，GRB 080319 B是一个亮度距离约为6 Gpc（标准宇宙学）的伽马射线暴，使其成为人类有史以来记录的最明亮的光学物体。我们提出了全面的天空监测和多色光学跟踪观测的GRB 080319 B收集的RAPTOR望远镜网络涵盖的爆炸和余辉的发展之前，期间和之后的爆发。极其明亮的即时光发射揭示了通常无法检测到的特征。在爆炸过程中的光学和伽马射线的变化是相关的，但光通量是远远大于可以调和与单一的发射机制和平坦的伽马射线光谱。这种极端的光学行为被最好地理解为同步加速器自康普顿模型（SSC）。在γ射线发射逐渐开始后，有一个突然上升的提示光通量，表明可变的自吸收占主导地位的早期光学光变曲线。我们的同步多色光学光变曲线以下的闪光显示光谱演化一致的快速衰减的红色组件由于大角度发射和出现的蓝色向前冲击组件与周围环境的相互作用。虽然对主导早期余辉的反向激波几乎没有提供支持，但这些观测结果加强了SSC机制在产生伽马射线暴中的普遍作用。
2008-10-14 astro-ph
On the conversion of blast wave energy into radiation in active galactic nuclei and gamma-ray bursts
相对论性冲击波可能是活动星系核喷流和伽马射线暴（GRB）的动力来源。我们解决的重要问题，如何准直冲击波的动能转化为辐射。结果表明，扫起的周围物质迅速各向同性的冲击波帧的相对论双流不稳定性，它提供了相对论粒子在射流中，而不调用任何加速过程。因此，爆炸波的命运和高能粒子发射的光谱演化完全取决于初始条件。我们比较我们的模型与现有的活动星系核的多波长数据，发现显着的协议。
1999-11-24 astro-ph
Gamma-Ray Burst Prompt Emission: Implications from Shock Acceleration Theory
伽马射线暴的主要范例表明，瞬变伽玛射线信号来自相对论膨胀内部的多次冲击。本文阐述了一些性质的扩散加速相对论冲击属于伽玛暴模型，提供解释的BATSE/EGRET数据。使用一个标准的蒙特卡罗模拟，计算的频谱形状，和频谱指数的范围内，作为冲击速度，磁场密度和粒子散射的类型的函数。很明显，虽然准平行的相对论性激波与近似垂直于激波平面的场可以有效地加速粒子，但高度倾斜和垂直的激波不能，除非粒子扩散几乎是各向同性的，即非常接近玻姆极限。因此，一系列的分布指数应该存在于爆发人口，如EGRET数据所示，甚至温和的相对论性内部冲击需要强场湍流，以模拟>100兆电子伏的观测。此外，最近的光谱拟合在BATSE波段的突发数据进行了讨论，提供探针的非热电子注入的效率。
2005-02-08 astro-ph
Angular momentum transport during X-ray bursts on neutron stars: a numerical general relativistic hydrodynamical study
用三维轴对称广义相对论流体力学方法研究了中子星X射线爆发时物质的角动量分布。采用隐式求解器GR-I-RMHD结合三阶空间和二阶时间平流格式隐式求解了完全广义相对论性纳维-斯托克斯方程。粘性算子是在缓慢旋转的中子星的固定背景下用类Kerr度规表示的，中子星的半径与其最后的稳定轨道相一致。这些运营商的重要性和可能的简化进行了讨论。在旋转的情况下，并取决于粘度参数，$α_\mm{tur}$，它被发现，粘性引发的前在中心的爆发传播速度比流体运动快得多。这些快锋的作用是将角动量与物质解耦：角动量向外传输，而物质向内沉入中子星的深引力阱，从而增强了启动点火所需的物质压缩，随后在粘性时间尺度上遍布中子星的整个表面。在数值模拟的基础上，我们发现粘性参数$α_\mm{tur} = \mathcal{O}(0.1)$最适合于X射线爆发期间中子星的观测。我们认为，在X射线暴的冷却尾部观察到的自旋上升是一个瞬态阶段，最终应该遵循一个自旋下降阶段。这种延迟可以归因于由于外层物质的快速冷却而导致的粘性时间尺度的显著延长。
2008-09-08 astro-ph
Limits on Expanding Relativistic Shells from Gamma-Ray Burst Temporal Structure
在局部球对称的假设下，我们计算了相对论性壳的预期发射包络。伽马射线暴的包络很少符合预期的形状，这与FRED相似;快速上升和指数衰减。快速上升是由相对论壳层产生伽马射线的时间决定的。衰变具有幂律的形式，并且由壳的曲率引起。曲率的大小来自于壳层的整体尺寸，因此衰变阶段的持续时间与壳层在将其能量转换为伽马射线之前膨胀的时间有关。从发射的包络线，人们可以估计中心爆炸发生的时间，从而估计炮弹扫过ISM所需的能量。除非体洛伦兹因子小于75，否则能量大大超过10^{53}尔格。这给“外部”冲击模型带来了极大的限制。然而，另一种选择，来自中央发动机的“内部”冲击，有一个问题：整个漫长的复杂的时间历史，持续数百秒，必须假设在中央网站。
1997-05-06 astro-ph
Relativistic Winds from Compact Gamma-Ray Sources: II. Pair Loading and Radiative Acceleration in Gamma-ray Bursts
我们考虑快速对创建的影响，由一个强脉冲的伽玛射线传播的相对论冲击。侧面散射的光子与主伽马射线束碰撞，放大了散射电荷的密度。计算了对荷介质的加速率，其极限体积洛伦兹因子与光子源的光谱和紧凑度有关。结果，我们得到了重子和重子对的相对惯性的一个确定的预言。在移动介质中的相对论冲击的减速，以及由此产生的同步辐射率，与现有的静态介质的计算进行比较。辐射效率显着增加对加载。当初始环境密度超过临界值时，主伽马射线脉冲穿过的散射深度上升到1以上，并且脉冲被加宽。这些考虑对爆发的前身有很大的限制：爆发前的质量损失率超过每年10^{-5} M_ \odot很难与窄于10 s的单个脉冲相一致，除非辐射效率很低。各向异性的伽马射线通量（在角度尺度上为Γ^{-1}或更大）驱动大的速度剪切，这极大地增加了传播激波前方的种子磁场中的能量。
2000-02-21 astro-ph
Compton Dragged Gamma--Ray Bursts associated with Supernovae
提出表征伽马射线暴瞬发的伽玛光子是由相对论火球与密度很大的软光子浴相互作用产生的康普顿拖曳过程。如果伽马射线暴确实与超新星有关，那么爆炸的恒星可以提供足够的软光子，使辐射拖曳有效。该模型解释了伽马射线暴的基本性质，即总能量、谱的峰值频率和快速变化，效率可超过50%。在这种情况下，在相对论性无碰撞冲击中不需要粒子加速。此外，虽然坡印廷通量在加速外流中可能是重要的，但在伽马射线产生中不需要磁场。这个阻力也自然地限制了火球的相对论膨胀，使其伽玛小于10^4。
1999-11-19 astro-ph
Proto-Neutron Star Winds, Magnetar Birth, and Gamma-Ray Bursts
我们首先回顾了热中微子驱动的原中子星（PNS）风的理论。包括磁场和旋转的影响，然后，我们推导出的质量和能量损失从磁驱动的PNS风的相对论和非相对论外流，包括重要的多维考虑。通过这些简单的分析标度，我们认为具有毫秒旋转周期的原磁星在核心坍缩后几秒钟产生相对论风，其光度、时间尺度、质量负载和内部冲击效率有利于产生长持续时间的伽马射线暴。
2007-04-05 astro-ph
Expanding Relativistic Shells and Gamma-Ray Burst Temporal Structure
许多宇宙伽马射线暴的模型都涉及到$\sim 10^{51}$ erg的突然释放，产生以相对论速度膨胀的壳层（$10^{2-3}$的洛伦兹$Γ$因子）。我们调查的运动学限制源的大小，由于观察到的时间结构在三种类型的突发：短尖峰，FREDs（快速上升，指数衰减），和长的复杂的突发。发射壳层跟上它产生的光子，通过$Γ^2$减少表观持续时间，使得源的大小可以非常大（$2cΓ^2 T_{dur}). However, the thickness of the emitting region is not effected by the shell motion so it must always be small, $ cΔT $ where $ ΔT $ is the subpeak time scale. We argue that one can only view the bulk motion head-on so it is inappropriate to treat GRBs as viewing the sides of a jet. Although photons come from a region within an angle $ Γ^{-1}$），我们表明，在该角度内壳层的曲率产生的延迟与事件持续时间相关的延迟相当。因此，大多数爆发应该像FRED一样，急剧上升与…
1996-07-30 astro-ph
Gamma-ray bursts: optical afterglows in the deep Newtonian phase
伽马射线暴的残余物通常在几天到几十天内变成trans-relativistic的，并且它们在几十天到几个月内进入深牛顿相，在此期间，大多数冲击加速的电子将不再是高度相对论的。然而，一小部分电子仍然被加速到超相对论速度，并能够发射同步辐射。电子的分布函数在这里重新推导，使同步辐射从这些相对论电子可以计算。基于修正后的模型，数值研究了各向同性火球和高度准直射流的光学余辉，并与解析结果进行了比较。在光束的情况下，它被发现，除了由于边缘效应和横向膨胀效应的陡峭，光变曲线的普遍特点是在深牛顿阶段的平坦化。
2003-02-23 astro-ph
Relativistic Magnetohydrodynamics with Application to Gamma-Ray Burst Outflows: I. Theory and Semianalytic Trans-Alfvenic Solutions
我们提出了一个特殊的相对论磁流体力学的一般配方，并推导出精确的径向自相似的解决方案，从强磁化，旋转紧凑的物体轴对称流出。我们概括了以前的工作，包括热效应和详细分析的各种力量，引导，加速和准直的流量。我们证明，在准稳态极向磁场和高度相对论极向速度的假设下，方程变得有效地与时间无关，运动可以被描述为冻结脉冲。我们专注于trans-Alfvenic解决方案，并考虑在整个配套文件中的超Alfvenic流出。我们的结果适用于相对论喷流在伽马射线暴（GRB）源，活动星系核和微类星体，但我们的讨论集中在GRB。我们设想在这种情况下的外流最初由重子，电子-正电子对和光子的热的和光学厚的混合物组成。我们表明，流是在第一次热加速，但大部分的加速是磁性的，与渐近洛伦兹因子对应的坡印亭和动能通量之间的粗略均分（即，注入总能量的1~50%转化为重子动能）。电磁力还强烈地准直流动，从而产生渐进圆柱形结构。
2003-03-21 astro-ph
Relativistic Shells and Gamma-Ray Bursts
在许多伽马射线暴（GRB）模型中，相对论性壳层决定了整个辐射包线。我们使用运动学和对称性来计算预期从相对论壳的时间历史和光谱演化，包括壳的强度和光谱的内在变化的影响。我们发现，衰变相的信封产生的光子延迟壳的曲率。这些延迟光子由离轴区域产生，使得光谱根据普适函数（T^{-1}）演化，而不管壳层静止坐标系中的固有变化。我们比较我们的预测的整体包络线的伽玛射线暴的排放。观察到的光谱演化得更快。内禀变化不能使光谱发展得那么快，这就增加了“壳层对称”问题的强度：模型，特别是外部冲击模型，涉及相对论壳层，必须要么将材料限制在狭窄的笔形光束中，效率非常低，要么打破局部球对称，使壳层像平行板一样。在涉及风的内部冲击模型的情况下（即，中心发动机），可能更容易打破局部球面对称，但必须假设在中心位置以10^{51} erg s^{-1}持续数百秒的几乎连续的能量产生。
1997-05-07 astro-ph
