Gamma ray bursts and the origin of galactic positrons
最近对来自银河系核球的511 keV电子正电子湮没线的观测，引发了关于负责这种发射的银河系正电子起源的争论。假设正电子在银河系中的湮灭和注入平衡，我们研究了正电子是由过去的伽马射线暴（GRB）产生的可能性。我们比较了正电子湮没率推断从观察到的511 keV线与预测的注入率由于电子-正电子对泄漏出个别GRB和那些对产生的GRB光子在银河系中心的致密分子云。我们的结论是，所提出的方案是勉强符合观测，并可以重现所观察到的归一化的湮灭线只有高于平均值的伽玛射线暴率在银河系和/或分子云光学深度对生产。
2006-03-10 astro-ph hep-ph
The Search for Muon Neutrinos from Northern Hemisphere Gamma-Ray Bursts with AMANDA
本文介绍了1997 - 2003年南极μ子和中微子探测器阵列（AMANDA）中微子观测结果与北半球400多个伽马射线暴（GRB）光子观测结果的相关性分析。在这段时间内，AMANDA的μ子中微子有效收集区域比任何其他现有的探测器都要大。基于我们在数据集中伽玛暴期间和伽玛暴之前的零中微子观测，我们对与伽马射线暴相关的μ子中微子发射设定了最严格的上限。假设一个Waxman-Bahcall谱，并考虑所有系统的不确定性，我们的通量上限在1 PeV处的归一化值为E^2Φ_v { \leq } 6.0 \times 10^{-9} GeV cm^{-2} s^{-1} sr^{-1}，90%的事件预计在~10 TeV ~3 PeV的能量范围内。这一限制的影响，几个理论模型的伽玛暴进行了讨论，以及未来的潜力，为下一代中微子望远镜探测伽玛暴。最后，我们简要描述了对该分析的几项修改，以便将其应用于其他类型的瞬变点源。
2007-05-08 astro-ph
Creation of Electron--Positron Wind in Gamma-Ray Bursts and Its Effect on the Early Afterglow Emission
本文计算了在伽马射线暴（GRB）中由散射和向外运动的伽玛射线光子碰撞产生的电子-正电子对。电子对的数量超过了伽玛射线暴喷出物在距离爆炸中心约10^{16} cm处遇到的周围介质电子的数量。喷出物与成对风相互作用产生的激波可能会在最初的几分钟内使余辉同步辐射变亮。即使没有这种效应，光学余辉的峰值强度也随着周围介质的密度而增加。因此，观测早期的光通量限制了环暴流介质的密度。如果前向冲击波扫过对风和环爆介质后的电子和磁场能量与0.5-100天的宽带余辉发射相吻合，那么目前由ROTSE和LOTIS实验设定的光学对应发射上限表明，0.01 pc以内的环爆介质密度小于100 cm^{-3}，或者，如果有风，则对应于低于10^{-6} M_sun/yr/（1000 km/s）的原始质量损失与风速比。
2003-09-04 astro-ph
A Search for Sub-TeV Gammas in Coincidence with Gamma Ray Bursts
本文报道了与BATSE伽马射线暴（GRB）同时发生的亚TeV（$E_γ> 10$ GeV）γ射线诱发的μ介子次级暴的研究。每个TeV的伽马射线撞击大气层产生$\approx$ 0.2 μ子，其身份和角度可以由GRAND项目阵列测量。研究了八个GRB候选者;根据（检测到的BATSE注量）$\times$（GRAND的接受度）的最佳乘积选择了七个。添加了一个候选者，因为它被报告为Milagrito协作的检测。七个候选人表现出积极的，但没有统计学意义，μ子过剩。在BATSE T90时间间隔内，最显著的可能符合显示了过量的$466 \pm 171$ μ子。同样令人感兴趣的是，具有第二最显著信噪比（1.2 $σ$）的事件是Milagrito事件。如果我们最重要的事件是真实的，那么为了解释观测到的μ子过剩，所需的高能（$> 10$ GeV）伽马的隐含通量将要求大部分伽马射线暴通量以高能伽马的形式到达。
2003-02-07 astro-ph
Neutrino Induced Upward Going Muons from a Gamma Ray Burst in a Neutrino Telescope of Km^2 Area
本文计算了在南极建立的千米级冰立方探测器所能探测到的单个伽马射线暴中中微子诱导的上行μ介子的数量。研究了洛伦兹因子、伽玛暴的总能量以及伽玛暴与观测者的距离（红移）对伽玛暴中微子事件数的影响。目前的研究表明，有可能探索早期宇宙与拟议的千米级冰立方中微子望远镜。
2002-04-17 astro-ph hep-ph
A Gamma-Ray Burst/Pulsar for Cosmic-Ray Positrons with a Dark Matter-like Spectrum
我们认为，PAMELA、ATIC/PPB-BETS、Fermi和HESS实验最近观测到的宇宙射线正电子和电子过剩可能是由10^{5-6}年前附近的一个伽马射线暴（GRB）或类似GRB的（古老的、单次的和短寿命的）脉冲星/超新星遗迹/微类星体引起的.我们可以重现平滑的费米/HESS谱以及尖峰ATIC/PPB-BETS谱。光谱有一个类似于暗物质预测的尖锐截止点，有时还有一条线（不类似），因为更高能量的宇宙射线在截止/线能量标记源年龄的地方冷却得更快。一个GRB类天体物理源预计有一个小的，但有限的传播在截止/线，以及各向异性的宇宙射线和扩散伽马射线通量，费米和未来的CALET实验提供了一种方法，区分暗物质和天体物理起源。
2010-06-15 astro-ph hep-ph
Enhanced high-energy neutrino emission from choked gamma-ray bursts due to meson and muon acceleration
有人提出，可能有很大一部分超新星伴随着相对论性外流，在恒星表面以下停滞。在这封信中，我们指出，内部冲击被认为是加速质子到非常高的能量在这些流动也将加速次级介子和μ子。因此，介子和μ子衰变产生的中微子谱预计比以前的估计要难得多，作为一个单一的幂律扩展到~10^3 TeV。这大大改善了检测前景。
2007-11-29 astro-ph hep-ph
Sensitivity of the IceCube Detector to Astrophysical Sources of High Energy Muon Neutrinos
我们提出的Monte Carlo研究的灵敏度计划IceCube探测器的预测通量的μ中微子在TeV到PeV的能量。一个完整的模拟的探测器和数据分析是用来研究探测器的能力，以寻找μ介子中微子的来源，如活跃的星系和伽马射线暴。我们研究了探测器的有效面积和角分辨率随μ子能量和入射角的变化。我们提出了详细的计算的探测器的灵敏度，扩散和点状中微子的排放，包括评估的灵敏度中微子检测符合伽马射线暴观测。经过三年的数据采集，冰立方将能够在5 σ显著性下探测到E^2*dN/dE = 7*10^-9 cm^-2 s ^-1 GeV的点源通量，或者在没有信号的情况下，将90% c.l.极限为E^2*dN/dE = 2*10^-9 cm^-2 s ^-1 GeV。在最小强度为E^2*dN/dE = 1*10^-8 cm^-2s^-1 sr ^-1GeV时，可以探测到弥散的E-2通量。遵循Waxman和Bahcall公式的伽马射线暴模型，在观测到200个与伽玛射线卫星观测一致的伽玛射线暴后，将产生5 σ效应。
2003-05-12 astro-ph
Search for a possible space-time correlation between high energy neutrinos and gamma-ray bursts
我们寻找2233伽马暴的Batse目录和894向上运行的μ子产生的中微子在岩石下面或内部的宏观相互作用之间的时空相关性。考虑到伽玛射线暴方向周围10度的搜索锥和200 s的时间窗口，我们发现0个事件与0.035个预期的大气中微子背景事件进行比较。相应上限（90% c.l.）平均每次爆发的上行μ子数为0.87 * 10^-9 cm^-2。
1998-12-17 astro-ph
On the energy of neutrinos from gamma ray bursts
超高能质子在冲击波中加速，引起伽马射线暴，光生π介子，然后在原地产生中微子。我认为在这个过程中的损失的来源，即绝热和同步损耗的π介子和μ子。当所考虑的冲击是外部冲击时，即，在喷射物和周围星际介质之间的中微子中，我证明了π介子衰变产生的中微子不受损失的影响;在GRB 971214的余辉观测所需的强束发射中，μ介子衰变产生的中微子能量有限，但仍超过10^19 eV。特别是，这意味着超高能中微子将通过余辉产生。
1998-06-08 astro-ph
Blueshift Without Blueshift: Red Hole Gamma-Ray Burst Models Explain the Peak energy Distribution
伽马射线暴仍然是个谜。特别是，中央引擎，总能量和非常狭窄的峰值能量分布挑战模型构建者。我们考虑一个基于高红移和蓝移正电子湮没辐射的伽马射线暴的极端模型。爆发出现在由伽马射线暴的前身完全引力坍缩产生的红洞内部。
1999-12-15 astro-ph
On the Nature of Nonthermal Radiation from Cosmological Gamma-Ray Bursters
相对论性强磁场正负电子风被认为是宇宙学$γ$射线爆发的辐射源。这样的风是由一颗具有非常强磁场的毫秒脉冲星产生的。脉冲星附近的电子-正电子等离子体具有光学厚度，并且处于准热力学平衡状态。结果表明，脉冲星风辐射的主要部分是非热辐射，并以下列方式产生。中子星自转减速过程中释放的动能主要转化为磁场能。如果到脉冲星的距离小于$\sim 10^{13}$ cm，磁场就会冻结在流出的等离子体中。这个磁场将能量从脉冲星环境转移到正负电子风的$γ$射线光球层之外的区域。当距离超过$\sim 10^{13}$ cm时，脉冲星风的磁流体动力学近似被打破，并产生强烈的电磁波。这些波的频率等于脉冲星旋转的频率。流出的粒子在强电磁波场中被加速到$10^6$量级的洛伦兹因子，并产生非热同步康普顿辐射。非热光子的典型能量是$\sim 1$ MeV。$γ$射线谱的高能量尾部可以高达$\sim 10^4$ MeV。重子物质偶尔会从脉冲星的磁层中喷射出来。重子物质抛射和随后对$γ$射线发射的抑制可能是造成$γ$射线爆发时间结构的原因。
1993-12-13 astro-ph
GRBs and the thermalization process of electron-positron plasmas
本文讨论了伽马射线暴源产生的等离子体对的时间演化。特别注意的是放松的等离子体进入热平衡。我们还讨论了等离子体的膨胀动力学和空间几何之间的联系。重子加载参数的作用被强调。
2008-04-17 astro-ph
The Appearance of Tau Neutrinos from a Gamma Ray Burst
来自伽马射线暴（GRB）的μ介子中微子在传播过程中振荡为τ中微子。τ中微子可以通过τ轻子的出现来识别，τ轻子在探测器下方衰变为μ子。我们研究了在大面积μ子探测器中从单个GRB中探测这些τ中微子的前景。我们研究了伽玛暴的物理参数，如洛伦兹因子、红移（到观测者的距离）和中微子发射的总能量在什么范围内，单个伽玛暴中τ中微子的出现将在一个面积为平方公里的地面μ子探测器上被观测到。我们发现，如果γ射线暴发射的中微子能量为10^53 erg，红移小于0.01，或者γ射线暴发射的中微子能量为10^54 erg，红移小于0.03，那么在μ子阈值能量为30 PeV以上、天顶角为180 °的平方公里的地面μ子探测器中，就有可能探测到来自单个γ射线暴的τ中微子信号。
2002-06-17 astro-ph hep-ph
On the mechanism of prompt emission of gamma-ray bursts
我们提出了一个模型，其中伽马射线暴的瞬发伽玛辐射是在大质量恒星核心坍缩形成的年轻黑洞视界附近的有序磁场中电子-正电子等离子体的同步辐射。这一机制可以很好地解释γ射线通量的高偏振度和低能光子谱指数的硬现象。伽马量子与周围物质的相互作用提供了一种形成相对论喷射物的机制，这种喷射物是造成伽马射线暴余辉的原因。
2003-11-05 astro-ph
Neutrinos from Gamma Ray Bursts
我们发现，从一个典型的伽马射线暴中微子的检测需要一个更大规模的探测器。我们认为，大爆发应该是可见的中微子望远镜正在建设中。我们强调了中微子望远镜可以进行这种搜索的3种技术：通过触发i）μ子中微子的μ子爆发，ii）高能伽马射线引发的空气级联的μ子和iii）相对低能量（$\simeq 100\,\mev$）电子中微子的簇射。中微子-光子符合的时间可能产生中微子质量的测量到$10^{-5}$ ~eV，一个有趣的范围内的太阳中微子异常。
1996-02-07 astro-ph hep-ph
Early GeV afterglows from gamma-ray bursts in pulsar wind bubbles
脉冲星风泡（PWB）中可能会发生伽马射线暴，例如在类超新星模型中，脉冲星的前身在死亡前会产生一股强烈的风，冲击周围的介质，产生火球。在这里，我们研究的早期余辉辐射从伽玛暴扩展到这样的PWB环境。与通常的冷伽玛暴外部介质不同，PWB由热电子-正电子介质组成，具有典型的γ_w量级的“热”洛伦兹因子，即脉冲星粒子风的洛伦兹因子。伽玛射线暴冲击波冲击这些高温电子-正电子对后，它们将发射出峰值在GeV波段的同步辐射。结果表明，软光子辐射场对GeV光子的吸收可以忽略不计。因此，强烈的GeV的排放在早期余辉阶段的预期，提供了一个合理的解释，从GRB 940217的长时间GeV的排放EGRET检测。未来的GLAST可能有潜力测试这种GRB-PWB相互作用模型。
2002-08-24 astro-ph
Possible Detection of Gamma Ray Air Showers in Coincidence with BATSE Gamma Ray Bursts
GRAND项目介绍了在BATSE探测到的九个伽马射线暴（GRB）的方向和时间上寻找符合高能伽玛射线事件的结果。伽马射线有一个不可忽略的强子产生截面;对于每一个能量为100 GeV的伽马射线，有0.015 μ子达到检测水平（Fasso & Poirier，1999）。这些μ子被识别，并在比例丝室（PWCs）的八个平面的站中测量它们的角度。底部一对平面上方50 mm的钢板用于区分μ子和电子。在XZ和YZ平面中的+/-61度范围内，平均角分辨率为0.26度。BATSE伽玛暴目录是检查在天顶附近的大项目。计算每个事件的几何验收。然后将伽玛射线暴通量与GRAND的几何接受度相乘。选择探测效率和BATSE强度最佳组合的9个源进行数据检验。这九个源中最显著的探测是在+3.7 σ的统计显著性处;这也是具有最高伽玛暴通量和几何可接受性乘积的伽玛暴。
2000-05-08 astro-ph
Instabilities in the time-dependent neutrino disc in Gamma-Ray Bursts
我们研究了两个致密天体合并后形成的吸积环的性质和演化。在这些极端的密度和温度下，吸积环主要是由电子和正电子捕获核子（β反应）产生的中微子发射冷却的。我们解决了光盘结构和它的时间演化的状态方程，其中包括氦的光致蜕变，β平衡的条件，和中微子的不透明性引入一个详细的治疗。我们自洽地计算由氦，自由质子，中子和电子-正电子对组成的气体中的化学平衡，并计算物种的化学势，以及整个圆盘的电子分数。我们发现，对于足够大的吸积速率（> 10太阳质量每秒），盘的内部区域变得不透明，并发展出粘性和热不稳定性。这种不稳定性的识别可能与GRB观测有关。
2007-04-11 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
Indirect manifestation of GRBs in the Galaxy: Compton trails and positrons
银河系伽马射线暴（GRB）的两个独立的间接表现被认为是，其重要性的伽玛射线天文学将取决于一个仍然鲜为人知的-虽然天体物理学的重要-参数，即伽玛射线暴重复时间尺度在像我们这样的星系。这两种现象预计将导致对这一时间尺度的观测限制。第一个与星系盘中伽玛射线暴伽马射线的康普顿散射有关，第二个与在超相对论等离子体之前通过光对产生产生的正电子的长期湮灭模式有关。
2005-01-14 astro-ph
Supersymmetry and the positron excess in cosmic rays
最近，热气球实验证实了宇宙射线中存在过量的高能正电子。它们可能来自于星系晕中暗物质的湮灭。我们讨论了最轻的超伴子在宇宙射线中的正电子信号的期望。最简单的解释是不兼容的大小和形状的过剩，如果遗迹LSP演变的热平衡。非热历史可以描述一个足够的正电子率。再现能谱更具挑战性，但也许是可能的。由此产生的光超伴子光谱与对撞机物理学、μ子反常磁矩、Z极电弱数据和其他暗物质搜索是兼容的。
2001-09-10 astro-ph hep-ph
Electron-positron outflow from black holes
伽马射线暴（GRB）是宇宙中最明亮的瞬态现象。伽玛暴中心引擎的性质是火球理论中缺少的一环。这里表明，旋转的黑洞在与强磁场接触时产生电子-正电子流出。流出是由黑洞的自旋与粒子轨道的耦合产生的。对于接近极端的克尔黑洞，从静电平衡的初始状态流出的粒子具有$\sim 5\times10^{48}(B/B_c)^2(M/7M_\odot)^2\sin^2θ$ erg/s的归一化各向同性发射，其中B是外部磁场强度，B_c=4.4 x 10^{13}G，M是黑洞的质量。该初始流出具有半开角$θ\ge\sqrt{B_c/3B}$。给出了$γ$射线暴中火球的一种联系。
1999-11-21 astro-ph hep-th
Supernova explosions, 511 keV photons, gamma ray bursts and mirror matter
有三个天体粒子物理学难题激发了人们的想象力：银河系隆起中“伟大的正电子生产者”的起源，伽马射线暴中心引擎的性质和超新星爆炸的机制。我们表明，镜像物质模型有可能解决所有这三个难题在一个美丽的简单的罢工。
2004-04-27 astro-ph hep-ph
Constraining Galactic $pγ$ Interactions with Cosmic Ray Electron and Positron Spectra
各种宇宙射线源产生的高能质子，{ \it e.g.}超新星遗迹、脉冲星风星云、活动星系核和伽马射线暴参与了$pγ$和$pp$的相互作用。虽然$pp$相互作用可能是我们银河系的主要机制，但$pγ$过程的重要性尚不清楚。我们表明，上界质子的分数参与$pγ$相互作用内的所有银河系天体物理源的宇宙射线是10%。
2007-05-19 astro-ph hep-ph
Making Clean Energy with a Kerr Black Hole: a Tokamak Model for Gamma-Ray Bursts
在本文中，我们提出了一个模型，使清洁能源与克尔黑洞。考虑一个克尔黑洞，有一个稠密的等离子体环围绕它旋转，环形电流在环表面流动，在环外产生极向磁场。在线圈的表面上，磁场平行于表面。环绕在圆环上的闭合磁场线将等离子体压缩并限制在圆环中，就像托卡马克的情况一样。虽然目前还不清楚这样的模型是否稳定，但我们研究了模型稳定的后果。当磁场足够强时，磁约束可以大大抑制环面上等离子体的重子污染，并在黑洞周围建立一个干净的正负电子对磁层。由于没有开放的磁场线穿过环面，也没有吸积，环面的功率为零。如果穿过黑洞的某些磁场是开放的并与负载相连，则可以通过Blandford-Znajek机制从Kerr黑洞中提取清洁的能量。该模型可能与伽马射线暴有关。由Blandford-Znajek机制产生的坡印廷通量中的能量被转换成黑洞周围磁层中电子-正电子对的动能，这产生了两个具有超高体积洛伦兹因子的电子-正电子对的反向喷流。喷流与星际介质碰撞并相互作用，可能产生伽马射线暴和余辉。
2000-08-02 astro-ph gr-qc
Efficiency of Electron-Positron Pair Productionby Neutrino Flux from Accretion Disk of a Kerr Black Hole
在盘超吸积到Kerr黑洞上的模型中，研究了中微子产生和中微子诱导\ep对产生的主要过程。在有磁场和无磁场的两种情况下，中微子流从圆盘产生等离子体的效率都不超过百分之零点几，因此不足以解释宇宙学上的伽马射线暴的起源。
2002-01-21 astro-ph hep-ph
Muon and Tau Neutrinos Spectra from Solar Flares
太阳中微子耀斑和混合被认为是。1956年2月23日、1989年9月29日、2003年10月28日和11月2 - 4日发生的最大能量的太阳耀斑是宇宙射线、X射线、γ射线和中微子暴的来源。这些耀斑发生在正面或边缘以及隐藏的太阳盘中。观测和估计的耀斑总能量应该是由太阳本身产生的质子-质子-π介子引起的次级中微子爆发的一个来源;太阳带电耀斑粒子到达地球大气层时产生了一个更延迟和扩散的中微子通量信号。我们在最大的地下探测器中对中微子信号的首次估计暗示了与伽马射线相关的一些事件。我们的近似光谱的μ子和τ介子从这些罕见的太阳爆发显示在最常见的背景。μ子和τ子的特征在电子和反电子中微子通量上是非常奇特和典型的。μ子中微子的上升将在113 MeV的最小μ子阈值以上被探测到。最罕见的τ星现象只有在最硬的太阳中微子能量超过3.471 GeV时才有可能出现
2004-05-03 astro-ph hep-ph nucl-ex
Discovering Tau and Muon Solar Neutrino Flares above backgrounds
太阳中微子耀斑天文学正处于发现的边缘。高能耀斑粒子（质子，α）在日冕内的自散射是一个丰富的瞬发带电π介子的来源，也是尖锐的太阳中微子“爆发”的来源（在数以千计的MeV），由它们的π介子-μ介子初级衰变在飞行中产生。这种短暂的（分钟）太阳中微子“爆发”在最大的峰值克服了四到五个数量级的稳定大气中微子噪音在地球上。稍后，太阳耀斑粒子撞击地球大气层可能会略微增加大气中微子通量，而不会产生相关后果。最大的瞬发太阳中微子耀斑“爆发”有可能在目前或未来最大的中微子地下中微子探测器中被探测到。我们对2003年10月至11月的特殊太阳耀斑的估计给出了一系列高于或接近超级神冈的事件。中微子光谱可能以一种微妙的方式反映了飞行中中微子味道的混合。对于硬耀斑（{E}_{nu}_{mu}--> {E}_{nu}_{tau} > 4 GeV），甚至可能出现令人惊讶的tau现象。本文描述了太阳中微子耀斑（在太阳上的诞生地和在到达地球后的振荡）与其他中微子前景的比较，并提供了一个独立的路线图来解开中微子味道之谜及其秘密的味道混合角。
2004-07-11 astro-ph hep-ph nucl-th
