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
GeV-TeV and X-ray flares from gamma-ray bursts
最近在伽马射线暴（GRB）的余辉阶段探测到的延迟X射线耀斑表明，在减速半径内的半径内的发动机起源，表征了前向冲击余辉发射的开始。鉴于观测到的耀斑和余辉之间的时间重叠，必须有逆康普顿（IC）发射所产生的耀斑光子散射的前向冲击余辉电子。我们发现，这种IC发射产生GeV-TeV耀斑，这可能是由GLAST和地面的TeV望远镜检测。我们推测EGRET可能已经从一个非常强的爆发GRB 940217中检测到了这种发射。在耀斑期间，X射线耀斑光子对前向激波电子的增强冷却可能抑制余辉的同步辐射。GeV-TeV耀斑的探测与低能观测相结合，可能有助于限制余辉地震中鲜为人知的磁场。我们还考虑了X射线耀斑的内激波和外激波模型中的自IC发射。从内部冲击以上的GeV的排放是低的，而外部冲击模型也可以产生GeV-TeV耀斑，但与不同的时间行为所造成的IC散射的余辉电子耀斑光子。这为区分X射线耀斑是起源于后期中心发动机活动还是起源于外部冲击提供了一种有用的方法。
2006-03-13 astro-ph
Flares in GRB afterglows from delayed magnetic dissipation
斯威夫特卫星最有趣的发现之一是大约一半的余辉光变曲线中的耀斑活动。耀斑已经在长持续时间和短持续时间的GRB上被观测到，并且在时间尺度上从瞬间发射后的几分钟到大约1天。一些耀斑的快速演变导致了这样的建议，即它们是由后期的中央发动机活动引起的。在这里，我提出了一个替代的解释，不需要恢复中央引擎。耀斑可以由强磁化（即初始坡印廷与动力学通量比$\simmore 1$）喷出物在与外部介质相互作用而减速期间的延迟磁耗散提供动力。仔细观察耗散区的长度尺度表明，磁耗散可以引起快速演化和高能耀斑。在该模型的背景下，预计也会出现多个耀斑。
2006-06-19 astro-ph
Late-Time X-ray Flares during GRB Afterglows: Extended Internal Engine Activity
用雨燕观测伽马射线暴（GRB）产生了最初令人惊讶的结果，即许多暴都有叠加在底层余辉上的大X射线耀斑。这些耀斑有时强烈、迅速，而且相对于名义上的瞬发相位来说较晚。其中最强烈的耀斑是由XRT观测到的，其余辉通量大于500。这一爆发在>10000秒后再次爆发，使观察者感到惊讶.在标准火球模型的背景下，如果为即时伽玛射线暴发射提供动力的内部引擎在后期仍然活跃，那么强烈的耀斑可以最容易地理解。最近的观测表明，X射线耀斑在XRT探测到的余辉中约占1/3。通过研究耀斑的各种性质（如上升/下降时间、起始时间、光谱变率等），并将它们与总体爆发特性相关联，可以约束耀斑产生和GRB内部引擎的模型。
2006-02-06 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
On The Synchrotron Self-Compton Emission from Relativistic Shocks and Its Implications for Gamma-Ray Burst Afterglows
本文研究了伽玛暴余辉中同步辐射光子与相对论电子的逆康普顿散射效应。我们计算了逆康普顿辐射的光谱，发现它可以在初始爆炸后的几个月甚至几年内主导余辉的总冷却速率。我们表明，存在强逆康普顿冷却可以推断出它的效果上的时间演化的冷却中断的同步辐射光谱组件，因此在光学和X射线余辉光曲线。然后，我们将展示如何的物理解释所观察到的同步加速器光谱的特性必须修改，以考虑到这个额外的冷却源，并给出了一个修改后的处方计算物理参数的特征扩展冲击波从所观察到的数量。我们发现，对于一组给定的观测值（同步辐射中断频率和通量），要么没有一致的物理解释，要么有两个。最后讨论了利用Chandra直接探测逆康普顿辐射的前景。我们认为，对于在密度相当大（n>1 cm^-3）的介质中爆炸的伽玛暴，这种探测是可能的。
2000-05-11 astro-ph
The Giant X-ray Flare of GRB 050502B: Evidence for Late-Time Internal Engine Activity
直到最近，在伽马射线暴（GRB）的余辉期间的X射线耀斑还是一种很少被探测到的现象，因此它们的性质还不清楚。在GRB 050502 B的余辉期间，有史以来最大的X射线耀斑迅速上升到雨燕X射线望远镜探测到的余辉光变曲线之上。耀斑的峰值通量是潜在余辉通量的500倍以上，它发生在标称瞬发爆发后>12分钟。这个X射线耀斑的能量密度在0.2-10.0 keV能量带内为（1.0 +/- 0.05）x 10^{-6} erg cm^{-2}，超过了标称瞬发爆发的能量密度。耀斑期间的光谱明显比耀斑前后测得的更硬。后来，在余辉上方检测到额外的通量增加，以及余辉光曲线的中断。下面提供的所有证据，包括光谱和特别是巨大耀斑期间和周围的时间信息，都表明这个巨大耀斑是由于后期中央发动机活动引起的内部能量耗散的结果，而不是与余辉相关的效应。我们还发现，数据是一致的第二个中央发动机活动插曲，其中喷出物的移动速度比最初的插曲，造成巨大的耀斑，然后继续超越和刷新余辉冲击，从而导致额外的活动，甚至在后来的时间在光变曲线。
2005-12-27 astro-ph
The influence of inverse Compton scattering on GRB afterglows: one possible way to flatten and steepen the light curves
伽马射线暴的火球模型预测，当高能冲击波遇到周围介质时，会有余辉发射，随后出现的余辉观测证实了这一预测。在这个最简单的火球模型中，电子在相对论冲击波中被加速到幂律能量分布，然后通过同步辐射产生余辉辐射。迄今为止，同步辐射被认为是GRB辐射的主要机制，然而，在某些情况下，逆康普顿散射（ICS）可能起着重要的作用，并且可以改变GRB余辉的光变曲线。本文研究了相对论情况（周围介质密度$ρ\propto r^{-2}$）和非相对论情况（$ρ=constant$和$ρ\propto r^{-2}$）下ICS的影响，发现在相对论情况下ICS的影响通常很重要，而在非相对论情况下，这种影响通常不重要，除非周围介质密度很高。我们发现，如果ICS是重要的，那么它可以平坦化和陡峭的伽玛暴余辉的光变曲线，这可能提供一些余辉观测的解释。
2000-07-20 astro-ph
Hyperaccretion after the Blandford-Znajek Process: a New Model for GRBs with X-Ray Flares Observed in Early Afterglows
本文提出了一个包含Blandford-Znajek（BZ）和超吸积过程的三阶段模型来解释最近观测到的伽马射线暴（GRB）早期余辉。在第一阶段，提示伽玛暴是由一个旋转的黑洞（BH）调用BZ过程。第二阶段是安静阶段，BZ过程被关闭，并且BH上的吸积被磁耦合（MC）过程施加的扭矩抑制。通过MC过程从BH传输的部分旋转能量作为磁能存储在磁盘中。在第三阶段，当磁盘中的磁能积累并触发磁不稳定性时，MC过程被关闭。此时，超吸积过程可能开始，在这个重新启动的中央发动机中发射的喷流产生了观测到的X射线耀斑。该模型能较好地解释在余辉早期观测到的具有X射线耀斑的伽玛暴的能量和时间尺度。
2008-02-04 astro-ph
The optical flare and afterglow light curve of GRB 050904 at redshift z=6.29
GRB 050904非常有趣，因为它是迄今为止已知的最遥远的GRB事件（$z=6.29$）。据报道，在瞬发高能发射阶段，探测到一个非常明亮的光学耀斑，它与X射线耀斑在时间上是一致的。本文用两种模型来解释耀斑，一种是“晚期内激波模型”，其中耀斑是由晚期内激波加速的电子的同步辐射产生的，而X射线耀斑是由同步辐射自康普顿机制产生的。另一种是外部正-反激波模型，其中光学耀斑来自反激波发射，X射线耀斑归因于中心发动机活动。我们发现，在适当的参数，一个明亮的光学耀斑可以出现在这两个模型。我们认为“晚期内激波模型”更受青睐，因为在该模型中，闪光和X射线耀斑具有相同的起源，这为它们的时间重合提供了一个自然的解释。在前向-反向激波的情况下，对光学耀斑和后期余辉的拟合表明，反向激波的物理参数与前向激波的物理参数有很大的不同，正如先前在GRB 990123的光学闪光的模拟中所发现的那样。
2005-12-07 astro-ph
An energetic blast wave from the December 27 giant flare of the soft gamma-ray repeater 1806-20
最近对12月27日SGR 1806-20巨型耀斑的后续观测发现了一个从240 MHz到8.46 GHz的多频无线电余辉，时间从耀斑发生后的一周到一个月左右。还首次测量了源的角尺寸。在这里，我们表明，这种无线电余辉给出了第一个明确的证据，一个充满活力的冲击波扫过它周围的介质，并产生同步辐射余辉，相同的机制建立伽马射线暴余辉。在耀斑发生后的$t\la 0.1$天内，光学余辉的亮度预计与$m_R\simeq13$一样明亮，但由于光源的银河纬度较低，因此非常严重的消光使探测变得困难。因此，对低纬度SGR进行大耀斑的快速红外跟踪观测是至关重要的，而对高纬度SGR（如SGR 0526-66），快速跟踪应导致识别其可能的光学余辉。快速的多波长跟踪还将提供火球早期演变及其组成的更详细信息。
2005-03-03 astro-ph
Sub-GeV flashes in $γ-$ray burst afterglows as probes of underlying bright UV flares
在许多伽马射线暴（GRB）的余辉中观测到明亮的光学和X射线耀斑。这些耀斑被归因于中央发动机的后期活动。在大多数情况下，峰值能量是未知的，并且有可能甚至很可能存在显著的远紫外成分。这些远紫外光子之所以能逃过我们的探测，是因为它们在到达地球之前就被中性氢吸收了。然而，这些光子穿过了为最初的伽马射线暴提供动力的喷出物所产生的冲击波。它们可以被冲击波中的热电子逆康普顿向上散射。这一过程将产生一个强烈的亚GeV耀斑，它跟随着远紫外耀斑的高能（软X射线）尾部，但持续时间要长得多，可以被即将发射的{ \em伽马射线大面积望远镜}（GLAST）卫星探测到。这个特征可以用来探测潜在的远紫外耀斑的光谱。这种逆康普顿过程产生的额外冷却可以降低前向激波的X射线发射率，并解释在许多伽玛暴中观察到的意想不到的低早期X射线通量。
2006-04-17 astro-ph
Bright X-ray Flares in Gamma-Ray Burst Afterglows
伽马射线暴（GRB）的余辉为这些大规模爆炸事件的性质提供了重要的线索，提供了附近环境的直接信息和为爆炸提供动力的中心引擎的间接信息。我们报告发现了两个明亮的X射线耀斑的伽玛暴余辉，包括一个巨大的耀斑的总能量相当的爆发本身，每一个峰值分钟后爆发。这些强烈、快速的X射线耀斑意味着爆发的中心引擎有很长的活动周期，在伽马射线发射结束后，强烈的内部冲击会持续数百秒。
2005-07-31 astro-ph
The Giant Flare from SGR 1806-20 and its Radio Afterglow
简要回顾了SGR 1806-20对2004年12月27日巨耀斑（GF）及其长寿命射电余辉的多波长观测。GF似乎是由中子星表面附近磁场的剧烈重新配置产生的，可能伴随着地壳的断裂。超过10^46尔格（各向同性当量）的爆炸性释放提供了一个单侧的轻度相对论外流。外流产生了一个新的扩大的射电星云，在GF一年后仍然可见。也被认为是在GF的总能量，在流出的能量和质量的约束，和外部密度，以及可能的影响短伽马射线暴和高能量中微子，光子，或宇宙射线的潜在签名。一些可能的未来的意见，这和其他GF的简要讨论。
2006-09-21 astro-ph
X-ray Hardness Evolution in GRB Afterglows and Flares: Late Time GRB Activity Without N_H Variations
我们发现，快速伽玛暴及其余辉的X射线和$γ$射线谱与膨胀的相对论性火球的辐射特征是一致的。由于火球对外部介质的撞击而产生的经典余辉，通常要在伽玛暴发生后的一至几个小时才能观测到。以伽玛暴061121、060614和060124为重点，但要全面概括（$>$ 50 Msec XRT暴露）Swift样品，最高达GRB 061210，我们表明，早期发射的$>$ 90%的早期余辉具有一个特征$νF_ν$光谱能量$E_{\rm peak}$，它可能是从$γ$ -射线通过软X射线演化而来的。射线带的时间尺度为$10^2-10^4$ s。当用对数轴绘制时，观察到的光谱是强烈弯曲的，并且在其他研究中经常被错误地拟合为随时间变化的软X射线吸收。从拟合而不是用于拟合伽玛暴的模型推断的光谱演化表现出一个共同的演化-幂律硬度强度相关性和硬到软的演化-伽玛暴和早期的X射线余辉和X射线耀斑。结合对短时间尺度变化的研究，我们的研究结果表明，中央引擎的活动时间比以前怀疑的要长。伽玛射线暴的光谱被观察到变得非常软，在晚些时候，由于一个内在的光谱演变，并由于令人惊讶的微弱的一些余辉。我们讨论早期X射线发射的模型。
2007-03-10 astro-ph
Inverse Compton X-ray Flare from GRB Reverse Shock
本文研究了反向冲击火球的同步辐射自逆康普顿辐射。如果逆康普顿过程主导了冲击电子的冷却，则由一级康普顿散射产生的X射线耀斑将在非常早的余辉阶段出现，其中大部分冲击能量在10-100 MeV的二级散射分量中辐射。逆康普顿冷却的优势导致缺乏即时的光学闪光。我们表明，对于合理的参数，这个散射过程可以产生一个X射线耀斑的相对振幅变化的几个因素。振幅较大的耀斑和一次事件中的多个X射线耀斑很可能是由另一种机制（例如内部冲击）产生的。
2006-10-16 astro-ph
Broadband Observations of the Afterglow of GRB 000926: Observing the Effect of Inverse Compton Scattering and Evidence for a High-Density Environment
GRB 000926是迄今为止研究得最好的余辉之一，有多个X射线观测，以及广泛的多频光学和无线电覆盖。宽频带的余辉观测，从X射线到射频，提供了一个探头的环爆介质的密度结构，以及喷出物的能量，几何形状和物理参数的相对论爆炸产生的冲击波。我们提出了一个分析的{ \em钱德拉X射线天文台}的观测这一事件，随着{ \em哈勃太空望远镜}和无线电监测。我们结合这些数据与地面的光学和红外观测和拟合的合成余辉光曲线使用准直喷出物扩展到周围介质的模型。我们发现，只有当冷却是由逆康普顿散射主导时，我们才能用合理的物理参数来解释宽带光变曲线。宽带光谱中的过量X射线发射表明我们直接观察到逆康普顿散射的贡献。这是第一次在伽玛射线暴的余辉中观测到这种现象，这意味着伽玛射线暴是在一个相当致密（n~30 cm^{-3}）的介质中爆炸的，与弥漫的星际云环境相一致。
2001-05-31 astro-ph
High Energy Afterglow from Gamma-ray Bursts
我们计算了伽玛暴余辉的极高能量（亚GeV到TeV）逆康普顿辐射。我们认为，这种排放提供了一个强大的测试目前接受的余辉模型。我们专注于两个过程：余辉冲击波内的同步加速器自康普顿（SSC）发射，以及当耀斑光子（由内部过程产生）通过冲击波时发生的外部逆康普顿（EIC）发射。我们表明，如果我们目前的Swift XRT数据的解释是正确的，应该有一个典型的高能量余辉发光曲线。我们的预测可以用高能天文台，如GLAST，Whipple，H.E.S.S.和魔法在有利的条件下，我们期望在所有这些探测器的余辉探测。
2007-12-26 astro-ph
GeV Emission from Prompt and Afterglow Phases of Gamma-Ray Bursts
利用高能伽玛射线实验望远镜（EGRET）的观测结果，结合伽玛射线大面积空间望远镜（GLAST）的观测结果，研究了伽马射线暴（GRB）的GeV辐射。假设传统的提示和余辉光子起源于同步辐射，我们比较了伴随的逆康普顿组件EGRET测量和上限的GeV的通量，考虑克莱因西科反馈。我们发现，EGRET约束是一致的同步自康普顿模型的理论框架的提示和余辉阶段，并讨论在这两个阶段的微物理参数的约束。基于逆康普顿模型和EGRET结果，我们预测GLAST将探测到来自瞬发和余辉阶段的、速率>~20 yr^{-1}的具有GeV光子的伽玛暴。这个速率适用于即时同步辐射的高能量尾部和余辉的逆康普顿分量。理论预测，在GLAST可以探测到同步加速器GeV瞬发辐射的大部分情况下，在>~10 GeV的高能量下也可以探测到逆康普顿光子。因此，GLAST将能够更精确地测试高能发射机制。最后，我们表明，伽玛暴的贡献与EGRET测量的河外伽玛射线背景通量至少为0.01%，可能在0.1%左右。
2008-08-11 astro-ph
Pure and loaded fireballs in SGR giant flares
2004年12月27日，在地球上探测到了SGR 1806 $-$ 20的巨大耀斑。它的热谱和温度表明，耀斑是由$10^{47}$ erg/sec的能量以辐射和/或对的形式释放到中子星表面附近引起的。这种等离子体在自身压力下膨胀，产生火球，一旦火球变得光学薄，观察到的伽马射线就会逃逸。巨大的耀斑之后是一个明亮的无线电余辉，具有可观察到的扩展尺寸，这意味着一个充满活力的相对论外流。在这里，我们重温相对论火球的演变，我们计算的洛伦兹因子和能量剩余的相对论流出，一旦辐射逃逸。我们表明，在一个纯粹的对辐射火球自然产生的对不携带足够的能量来解释所观察到的余辉。我们考虑了各种替代方案，并表明如果导致余辉的相对论流出与瞬发耀斑直接相关，那么初始火球必须装载重子或坡印廷通量。虽然我们关注的是适用于SGR 1806 $-$ 20的巨型耀斑和射电余辉的参数，但这里给出的计算也可能适用于GRB。
2006-04-14 astro-ph
The Growth, Polarization, and Motion of the Radio Afterglow from the Giant Flare from SGR 1806-20
2004年12月27日，来自软伽马中继站（SGR）1806-20的异常巨大耀斑（GF）之后是明亮的射电余辉。我们对SGR 1806-20射电余辉的VLA观测进行了分析，包括先前报道的GF后7至20天的8.5 GHz数据，以及第24至81天在8.5和22 GHz的新观测。我们探测到余辉通量质心的运动，在一个平均速度为0.26 +/- 0.03 c（假设距离为15千秒差距），在一个位置角为-45度。这种运动与生长和极化测量相结合，表明存在不对称的外流，主要来自磁星的一侧。我们发现膨胀减速，从~9 mas/天到<5 mas/天。减速的时间大致与射电光变曲线中的重新变亮一致，正如预期的那样，当GF的喷出物扫过足够的外部介质时，并从滑行阶段过渡到Sedov-Taylor状态。射电余辉被拉长，并保持2：1的轴比，平均位置角为-40度（从北到东），垂直于平均固有线性偏振角。
2005-10-10 astro-ph
A strong optical flare before the rising afterglow of GRB 080129
本文报道了GRB 080129在红移4.349处观测到的一个持续时间为40秒（静止帧）的光学耀斑。上升和衰减时间分别遵循指数为+12和-8的幂律，与反向冲击不一致，并且比ISM相互作用引起的变化快10倍$^5$。虽然过去已经看到过光学耀斑（例如GRB 990123，041219 B，060111 B和080319 B），但我们的观测首次不仅将光学耀斑分解为子分量，而且每分钟提供一次从光学到近红外的光谱能量分布。耀斑相对于GRB的延迟、它的光谱能量分布以及脉冲宽度的比值表明它是由GRB流出物\cite{liw08}中的剩余碰撞引起的。如果这种解释是正确的，并且可以通过更详细的建模或进一步GRB的观测来支持，延迟测量提供了一个独立的、确定流出物的洛伦兹因子的方法。
2008-11-26 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
The prompt optical/near-infrared flare of GRB 050904: the most luminous transient ever detected
红移z=6.295的GRB 050904是迄今为止发现的最遥远的伽马射线暴。这是一个充满活力的事件，在所有波长和余辉被详细观察到在近红外波段。我们收集了所有可用的光学和近红外余辉测光的伽玛暴构建一个复合近红外光曲线跨越几十年的时间和通量密度。将近红外光变曲线转换为光学曲线，我们发现GRB 050904的余辉在早期比\emph{Swift}前时代的任何其他GRB余辉都更明亮，使其成为有史以来探测到的最明亮的瞬态。给出了GRB 050904的内禀性质及其余辉，我们讨论了这个暴是否与其他低红移的GRB有显著的不同。
2006-11-20 astro-ph
Late internal shock model for bright X-ray flares in Gamma-ray Burst afterglows and GRB 011121
我们探讨了两种可能的模型，这可能会导致明亮的X射线耀斑的伽玛暴余辉。一种是外部正向-反向冲击模型，其中正向和反向冲击的冲击参数取为完全不同。另一种是所谓的“晚期内激波模型”，它要求在瞬发$γ-$射线发射后产生更新的非定常相对论外流。在正反向激波模型中，在RS穿过喷出物的时间$t_\times$之后，通量的下降比$(t_\oplus/t_\times)^{-(2+β)}$慢，其中$t_\oplus$表示观测者的时间，$β$是X射线发射的光谱指数。在"晚期内激波模型”中，如果中央发动机在$t_{\rm e, \oplus}$之后关闭，并且观测到的X射线耀斑的变化时间尺度比$t_{\rm e, \oplus}$短得多，则衰减斜率可能比$(t_\oplus/t_{\rm e, \oplus})^{-(2+β)}$陡得多。在GRB 011121、XRF 050406、GRB 050502 b和GRB 050730中探测到的X射线耀斑的急剧衰减直接排除了外部正反向激波模型，而支持“晚期内激波模型”。因此，这些X射线耀斑可能暗示着中心发动机再次运转，并且在本征硬爆发后的几分钟内产生了新的不稳定相对论外流。
2005-09-01 astro-ph
Discovery of a Radio Flare from GRB 990123
我们报告发现了GRB 990123的射电对应物。与之前研究得很好的射电余辉不同，后者在一周的时间尺度内达到峰值通量，然后在几周到几个月内衰减，这次伽玛射线暴的射电辐射在爆发后一天就被清楚地检测到，之后它迅速消失。对这种“射电耀斑”最简单的解释是，它是由反向激波引起的。在迄今为止讨论的余辉模型的框架内，我们的数据排除了耀斑的前向激波起源。然而，在后期，一些无线电余辉发射（相当于观测到的后期光学发射，光学余辉）预计从前向冲击。观测到的晚期射电辐射的相对微弱提供了一个独立的指示，在这个伽玛射线暴喷流状的几何形状。我们使用相同的无线电观测约束两个关键参数的前向冲击波，峰值通量和峰值频率，在一个因素的两倍。这些值是不一致的概念主张由几个作者，即迅速的光发射检测ROTSE顺利加入光学余辉发射。最后，事后我们认识到另一个这样的射电耀斑，这表明八分之一的伽马射线暴有一个可探测的射电耀斑。这种丰度加上反向冲击解释表明，无线电耀斑现象有可能揭示新的光线到伽玛射线暴的反向冲击的物理。
1999-07-18 astro-ph
The Inverse Compton Emission Spectra in the Very Early Afterglows of Gamma-Ray Bursts
我们计算的伽马射线暴（GRB）冲击时产生的相对论喷出物遇到外部星际介质，假设一个破碎的幂律近似的同步加速器种子光谱的逆康普顿（IC）排放的光谱。考虑了4种离子碰撞过程，包括伽玛暴正向和反向激波中的同步自康普顿（SSC）过程，以及两种离子碰撞组合过程（正向激波中反向激波光子对电子的散射和反向激波中正向激波光子对电子的散射）。我们发现，从反向冲击SSC的排放占主导地位的其他排放过程中的能量带从几十兆电子伏到几十个GeV的，为一个广泛的冲击参数。这种机制可能是高能伽玛射线实验望远镜（EGRET）探测到瞬发高能伽玛射线的原因。然而，在TeV的能量带，组合IC排放和/或SSC排放的正向冲击变得越来越占主导地位的冲击电子的适度陡峭的分布。
2001-04-07 astro-ph
High-Energy Gamma-Rays from GRB X-ray Flares
最近在伽马射线暴（GRB）的余辉阶段探测到的X射线耀斑表明，在前向激波内部的半径处，存在一个发动机内部的起源。当这些耀斑光子通过前向激波时，它们被前向激波余辉电子散射，必然产生逆康普顿辐射。我们发现，这种IC发射产生高能量的伽马射线耀斑，这可能是由AGILE，GLAST和地面的TeV望远镜检测。耀斑光子与前向冲击电子之间的各向异性IC散射不影响IC分量的总强度，但导致IC分量峰相对于耀斑峰的时间延迟。各向异性散射效应也可能在一定程度上削弱耀斑光子增强电子冷却对余辉强度的抑制作用。我们推测，这种IC成分可能已经被EGRET从一个非常强的爆发GRB 940217中检测到。GLAST的未来观测可能有助于区分X射线耀斑是起源于后期中央发动机活动还是外部冲击。
2007-02-23 astro-ph
Magnetar giant flares and afterglows as relativistic magnetized explosions
我们认为软伽马射线中继站上的巨型耀斑产生相对论性的、强磁化的、弱重子负载的磁云，有点类似于太阳日冕物质抛射（CME）事件。耀斑是由内部非势能磁场的解旋驱动的，这导致了中子星外部磁能的缓慢积累。对于大磁层电流，对应于外部磁场的大扭曲，磁层变得动态不稳定的内磁层的\Alfven交叉时间尺度，$t_A \sim R_{NS}/c \sim 30 μ$秒。释放的磁能导致形成一个强磁化的、成对加载的、准球形膨胀的通量绳，在瞬发耀斑发射期间通过磁场拓扑连接到中子星。磁应力的束缚磁通绳导致晚准直的膨胀，在时间尺度上长于巨大的耀斑持续时间。膨胀磁云的相对论性整体运动与视线（远离观测者）成一个角度$θ\sim 135^\circ$，在爆发后大约一周的第一次射电观测中，导致了一个强烈的非球形前向激波，并具有观测到的非相对论性表观膨胀和整体运动速度$β_{app} \sim \cot θ/2 \sim 0.4 $。与风冲击ISM壳层的相互作用，然后与未受冲击的ISM壳层的相互作用导致在耀斑发生后约一个月减速到非相对论速度。
2005-11-25 astro-ph
The Afterglows of Ultraluminous Quasars
类星体代表了大多数大质量星系生命周期中的一个短暂阶段，但中心黑洞与其宿主星系之间的演化联系仍不清楚。当类星体处于活跃状态并且比康普顿极限光度更亮时，它们的辐射会将周围的介质加热到康普顿温度，形成康普顿球，其半径延伸到Fe $^{26+}$ /He $^{2+}$的斯特伦格伦半径。在类星体关闭后，它们的"余辉“可以通过三个特征来检测：（1）扩展的X射线包络，特征温度为$\sim 3\times 10^7$ K;（2）Ly $α$和Ly $β$线以及Fe $^{26+}$的$K-$边缘;（3）氢和氦复合发射线的星云状。我们讨论了使用{ \em钱德拉}、计划中的{ \em XEUS}任务和地面光学望远镜探测这些特征的可能性。类星体余辉的亮度和大小可以用来限制类星体的寿命。
2005-04-14 astro-ph
High Energy Afterglow Emission from Giant Flares of Soft Gamma-Ray Repeaters: The Case of the 2004 December 27 Event from SGR 1806-20
讨论了2004年12月27日SGR 1806 - 20大耀斑后的高能余辉发射（包括高能光子、中微子和宇宙射线）。如果初始外流是相对论的，具有体洛伦兹因子Γ_0 \sim {\rm tens}，那么如果电子谱足够硬，并且初始洛伦兹因子足够高，则前向激波区电子的同步辐射的高能尾部将产生显著的亚GeV辐射。这个信号可以作为诊断的初始洛伦兹因子的巨大耀斑流出。如果在GLAST时代发生类似的巨大耀斑，GLAST可能会检测到这种成分。利用10 MeV的实验数据，如果电子分布为单次幂律，则我们限制Γ 0 <50。对于破坏幂律分布的电子，允许更高的Γ_0。在高于1 GeV的能量下，由于同步辐射组件的高能量截止，通量较低。我们还考虑了巨耀斑振荡尾光子的同步自康普顿辐射分量和逆康普顿散射分量，但在中等的Γ_0（例如\leq 10）下，它们并不显著。前向激波也将宇宙射线加速到最大能量10 ^{17} eV，并通过与X射线尾光子的光介子相互作用产生典型能量为10 ^{14} eV的中微子。然而，它们太弱而无法检测到。
2005-05-24 astro-ph
Compton dragged supercritical piles: The GRB prompt and afterglow scenario
我们研究的背景下的超临界堆模型的伽玛暴的提示和余辉发射。为此，我们进行了自洽的计算，除了通常的质量和能量守恒方程外，还求解了质子、电子和光子的三个随时间变化的动力学方程。我们跟随RBW的演化，因为它扫了拱星物质，并假设扫了电子和质子的能量等于流的洛伦兹因子。当电子通过同步加速器和逆康普顿辐射在短时间尺度上辐射能量时，质子，至少在最初，开始积累而没有任何耗散。然而，随着相对论性质子的累积质量增加，它们可能成为“质子-光子对-产生-同步辐射”网络的超临界物质，因此，它们将储存的能量爆炸性地转移给次级电子-正电子对和辐射。这导致了一个爆发，它有许多类似于在伽玛射线暴瞬发辐射中观察到的特征。在计算中，我们考虑了瞬发辐射对星周物质散射辐射所产生的辐射拖曳力。我们发现，这可以减速的时间尺度上的流比通常的绝热/辐射的相关的要快得多。因此，排放表现出一个陡峭的下降后，立即阶段，与雨燕余辉观测。
2007-08-31 astro-ph
Optical and X-Ray Observations of GRB 060526: A Complex Afterglow Consistent with An Achromatic Jet Break
在爆发触发后的5个夜晚，我们用MDM 1.3m、2.4m和PROMPT望远镜获得了98张GRB 060526（z=3.21）的R波段和18张B，r '，i'光学余辉图像。结合GCN和Swift-XRT的观测数据，我们比较了GRB 060526的光学和X射线余辉光变曲线。光学和X射线余辉光变曲线都显示出丰富的特征，如耀斑和破裂。密集采样的光学观测在T>1.e4秒时提供了非常好的覆盖。我们观察到在2.4e5秒的光学余辉光曲线的中断。与X射线余辉光变曲线相比，该突变与支持伽玛暴聚束模型的消色差突变一致。然而，在简单的余辉模型中很难解释前中断和后中断的时间衰减斜率。我们估计喷流角为θ_j ~ 7 °，瞬发发射尺寸为R_{prompt} ~ 2 e ~（14）cm。此外，我们还探测到了几个振幅分别为Δm ~ 0.2，0.6和0.2等的光学耀斑。Swift探测到的X射线余辉具有复杂的衰变模式。最近，许多采样良好的光学余辉也显示出耀斑和多次破裂的衰变。GRB 060526提供了这样一个复杂的，观察良好的光学余辉的另一个例子。累积的良好采样的余辉表明，大多数的光学余辉是复杂的。
2007-01-17 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 First Survey of X-ray Flares from Gamma Ray Bursts Observed by Swift: Spectral Properties and Energetics
用雨燕观测伽马射线暴（GRB）产生了最初令人惊讶的结果，即许多暴都有叠加在底层余辉上的大X射线耀斑。耀斑有时是强烈的，有快速的上升和衰减阶段，并发生在相对于“快速”阶段。在与瞬发γ射线暴相当的注量下，观测到一些显著的耀斑。许多伽玛暴有几个耀斑，有时重叠。在标准火球模型的背景下，最容易理解短暂、强烈、重复和后期燃烧，该模型具有内部引擎，在后期以活跃状态为即时GRB发射提供动力。然而，已经提出了其他耀斑模型。通过比较耀斑的余辉光谱和初始瞬发光谱，可以研究耀斑的起源。在这项工作中，我们分析了所有重要的X射线耀斑从第一个110伽玛暴观察到的雨燕。从这个样本中，发现33个伽玛暴具有显著的X射线耀斑，其中77个耀斑的探测值高于3 $σ$水平。除了在配套文件中提出的时间分析，各种光谱模型已适合每个耀斑。在某些情况下，我们发现，光谱拟合有利于带函数模型，这是更类似于即时发射比余辉。我们发现，在0.2-10 keV能带，耀斑的平均注量为2.4 e-7 erg/cm ^2/s，约为平均瞬发γ射线暴注量的1/10。这些结果，当结合在耀斑的时间特性的配套文件中提出的，支持的假设，大多数X射线耀斑是后期活动的内部引擎，产生了最初的伽玛暴，而不是余辉相关的效果。
2007-09-07 astro-ph
Effects of Compton scattering on the Gamma Ray Spectra of Solar flares
利用完全相对论GEANT 4模拟工具包，对太阳耀斑中高能电子的输运过程进行了Monte-Carlo模拟，并计算了由此产生的韧致辐射γ能谱。太阳大气层近似由10个垂直堆叠的区域组成。模拟考虑了两个重要的物理过程：相对论性电子发射的韧致辐射光子强烈地向前射向光球层，而这些伽马射线中的大部分必须被太阳大气层康普顿后向散射才能到达观测者。然后，发现康普顿退化使可观察到的伽马射线光谱比简单的分析计算预测的要软得多。伽马射线信号被发现是增强了几个条件，包括一个广泛的俯仰角分布的电子，近临边耀斑经度，并在磁场线的显着倾斜，如果耀斑经度是相当小的。这些结果成功地解释了在硬X射线到伽马射线范围内观察到的几个重要的耀斑性质，特别是包括Yohkoh获得的耀斑性质。1998年11月22日GOES X3.7级临边耀斑的Yohkoh光谱与假设宽电子俯仰角分布的模拟结果的比较表明，来自这一特定太阳耀斑的伽马射线是直接韧致辐射光子及其康普顿化的混合物。
2007-08-01 astro-ph
Optical Flashes and Radio Flares in GRBs afterglow: Numerical Study
ROTSE观测到的强烈闪光，以及与GRB 990123相关的射电耀斑，可以归因于火球喷出物的发射，最初被反向冲击加热。我们数值研究了绝热相对论火球与周围均匀介质相互作用的演化，包括初始能量转移阶段和后期演化。结果表明，布兰德福德-麦基解决方案充分描述了相当早的冲击壳的演变，只要火球材料具有相对论温度。在反向激波只是轻微相对论性的情况下，受冲击的壳层几乎立即变冷，演化偏离了Blandford-McKee解。我们推导出在其冷制度的喷出物演变的解析表达式。该解给出了数值结果的一个很好的近似。我们估计从火球喷出物的辐射在这两种情况下使用数值流体动力学演化：冷壳和热壳。令人惊讶的是，我们发现，这两个演变给出了相当相似的光变曲线，衰减约为$T^{-2}$在光学和峰值在一天左右的无线电，即使流体动力学是不同的。
1999-10-13 astro-ph
X-ray flares, plateaus, and chromatic breaks of GRB afterglows from up-scattered forward-shock emission
前向激波的同步辐射被位于前向激波后面的相对论外流散射，可能产生比直接来自前向激波的辐射更亮的X射线辐射，这可以解释雨燕X射线余辉的四个特征：耀斑、平台（缓慢衰变）、彩色光变曲线突变和快速后平台衰变。对于冷散射外流，如果散射外流几乎是重子自由的和高度相对论性的，反射通量盖过主通量。这两个要求可以放宽，如果散射流出是由弱的内部冲击，使入射的前向冲击光子也是逆康普顿散射，除了体散射。前向激波留下的光子被扫起，自然产生短的X射线耀斑。由于体散射所产生的光子能量的增加，反射的发射更有可能在更高的光子能量下盖过直接来自前向冲击的发射，从而产生光变曲线的平台和仅出现在X射线中的断裂。X射线光变曲线平台的亮度、形状和衰减取决于散射体的洛伦兹因子和质量通量的径向分布。彩色X射线光变曲线的突变和急剧的后平台衰变不能容纳的直接向前冲击波发射，并主张在这里提出的散射外流模型的青睐。另一方面，标准的前向激波模型更自然地容纳了没有平台的X射线余辉、消色差的余辉和寿命很长的幂律衰变。因此，X射线光变曲线的多样性是由散射和直接前向激波辐射的相互作用引起的。
2007-10-17 astro-ph
GRB 050713A: High Energy Observations of the GRB Prompt and Afterglow Emission
雨燕发现了GRB 050713 A，并在爆发开始后72.6秒迅速转向，开始用窄场仪器进行观测，而BAT中仍然可以检测到即时的伽马射线发射。在BAT和XRT中检测到两个耀斑的同时发射。这次爆发标志着BAT和XRT第二次同时探测到爆发的发射，也是两种仪器第一次同时产生一个涵盖多个X射线耀斑的良好采样数据集。耀斑的时间上升和衰减参数与内震机制一致。除了雨燕覆盖GRB 050713 A，我们报告的Konus风（K-W）检测的即时发射的能量范围18-1150 keV，上限GeV的即时发射的测量MAGIC成像大气切伦科夫望远镜和XMM牛顿观测的余辉。Swift XRT和XMM-Newton的同时观测产生了一致的结果，表明光变曲线在T+~ 15 ks处出现了突变。这四个天文台一起提供了异常广泛的光谱覆盖的即时发射和详细的X射线后续的余辉两个星期后爆发触发。K-W与BAT和BAT与XRT数据的同时光谱拟合表明，吸收的破幂律通常比简单的吸收幂律更适合GRB耀斑。这些光谱结果与耀斑的快速时间上升和衰减一起表明，耀斑产生于内部激波，由于晚时间的中央发动机活动。
2006-12-02 astro-ph
Synchrotron Self-Compton Model for Rapid Nonthermal Flares in Blazars with Frequency-Dependent Time Lags
我们的模型发生在整个电磁波谱（从无线电到伽马射线）的耀变体的多频发射的快速变化。较低的能量发射是由同步加速器机制产生的，而较高的能量发射是由于同步加速器发射的逆康普顿散射。我们考虑到能量分层建立的粒子加速在冲击波前和能量损失，由于同步辐射。我们还考虑了同步辐射的光传播延迟的影响，该同步辐射为逆康普顿散射提供种子光子。耀斑的产生是由相对论冲击波和喷流中的静止特征（例如，马赫盘）。碰撞导致形成的前向和反向冲击，这限制了两个连续的发射区域，从而导致模拟耀斑的复杂配置文件。多频耀斑的模拟表明，逆康普顿耀斑和它们的同步辐射对应物之间的相对延迟主要由能量分层和几何形状的发射区域，导致负和正的时间延迟取决于观察的频率。种子光子的光传播效应可能导致相对于同步加速器可变性的逆康普顿发射的显著延迟，如果视线几乎与射流完全对准的话。我们将该模型应用于3C273的耀斑，并导出了耀斑产生的冲击等离子体的性质。我们表明，如果考虑正向和反向冲击，可以解释X射线和IR光变曲线（X射线峰值后的最大同步辐射）之间的显着负时间延迟。
2004-06-09 astro-ph
Are short gamma-ray bursts collimated? GRB050709, a flare but no break
从短持续时间伽马射线暴（GRB）的余辉光变曲线的小样本来看，衰变是迅速的，在时间上大致遵循幂律。它已被假定在短伽玛暴的余辉发射准直喷流在相同的方式在长伽玛暴。因此，短伽玛暴余辉光变曲线中的消色差突变将是支持短伽玛暴准直的有力证据。我们研究的余辉的短GRB 050709，唯一的短GRB的喷射中断已被要求从光学数据的光学光变曲线。结果表明：（1）在爆发后1.4 ~ 19天内，衰变遵循单一的幂律，衰变指数α = 1.73 - 0.04 ^{+0.11};（2）数据表明，在爆发后10天左右有一次光学耀斑，与X射线数据中的耀斑大致同时发生;（3）没有证据表明光变曲线有突变。这意味着到目前为止，还没有直接的证据表明短伽玛暴的外流中存在准直现象。短伽玛暴中准直角的现有限制现在强烈地表明，比长伽玛暴中发现的张角要大得多。
2006-06-12 astro-ph
High Energy Spectral Components in Gamma-Ray Burst Afterglows
我们研究了两种高能辐射机制，质子同步辐射和电子逆康普顿辐射，并探讨了它们在宽波段光谱和伽马射线暴余辉的keV到GeV光变曲线中可能的特征。我们开发了一个简单的分析方法，也允许光子-光子对生产的影响，并探讨这些组件中的一个或另一个占主导地位的条件下。我们确定了三个参数空间区域，其中不同的光谱分量占主导地位：（I）质子同步加速器和其他强子相关的发射分量占主导地位的区域，这是小的;（II）电子逆康普顿分量占主导地位的区域，这是实质性的;（III）第三个实质性的区域，电子同步加速器占主导地位。我们讨论的前景和天体物理的影响，直接检测逆康普顿和质子高能量成分在各个波段，特别是在GeV波段与未来的任务，如GLAST，并在X射线波段与钱德拉。我们发现，第II区参数空间是最有利的高能量发射的制度。在典型的宇宙学距离上，逆康普顿分量可以在几小时内被GLAST探测到，如果周围的密度很高，则可以在几天内被钱德拉探测到。
2001-05-24 astro-ph
Modeling Flares Produced in Blazars
我们模拟了耀变体中观测到的耀斑的光变曲线，假设它们是由以相对论速度沿喷流向下行进的正-反向激波注入的相对论电子/正电子产生的。我们把辐射区近似为一个薄壳，它被两个激波阵面包围着。除了传统的辐射过程，如同步辐射和它的康普顿化，我们考虑康普顿化的光起源于广泛的发射线区域，和康普顿化的红外辐射从热尘埃。我们表明，在绝热制度产生的耀斑衰减比耀斑产生的辐射制度慢得多。在3C 279中，X射线和$γ$射线耀斑之间没有这种差异，这有力地支持了同步加速器自康普顿（SSC）机制是该天体产生X射线的原因。最后，我们讨论了一个可能的情况下，可以解释的“冷却”性质的MeV峰值耀变体通过比较软$γ$射线带和以上100 MeV的耀斑。
2001-01-22 astro-ph
A Canonical High Energy Afterglow Emission Light Curve?
我们提出了自洽计算同步自康普顿（SSC）辐射的余辉爆炸波和外部逆康普顿（EIC）辐射时发生的耀斑光子（由内部过程产生）通过爆炸波。我们表明，如果我们目前的Swift XRT数据的解释是正确的，应该有一个典型的高能量余辉发光曲线。我们预期X射线长期平坦化的伽玛暴或X射线耀斑应该具有类似的高能特征。然而，EIC发射持续时间长且微弱，可能被前向激波的SSC发射所掩盖。即将发射的GLAST卫星可以很好地探测到高能辐射。它的探测可以为伽玛暴发射区的状况提供新的线索。
2007-05-31 astro-ph
On Compton Scattering Scenarios for Blazar Flares
研究了最近提出的解释耀变体喷流中$γ$射线耀斑的同步辐射反射方案。我们的分析考虑到了波束辐射的角分布，散射区域的有限范围，以及光的走时效应。我们比较同步加速器，SSC，反射同步加速器（RSy），和外部康普顿（EC）散射过程的能量密度和功率。如果散射层的宽度远大于$ΓR^\prime_B$，其中$Γ$和$ R^\prime_B$分别表示等离子体团的体洛伦兹因子和共轨坐标系半径，则RSy和同步加速器能量密度之比为$\sim 4 Γ^3 n_{BLR} σ_{T} R^\prime_B$，其中$n_{BLR}$是宽线区（BLR）中的平均粒子密度。我们的研究结果意味着必须存在窄范围的汤姆逊厚散射区域，同步辐射反射机制才能有效地工作。这个过程似乎不太可能在无线BL Lac源中引起耀斑，在那里X射线和TeV耀斑是常见的，BLR被认为是弱的或不存在的。我们为各种场景绘制了耀斑的时间剖面图，包括一个模型，其中斑点是通过清扫周围的物质来激发的。
1998-04-07 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
The interpretation of the Swift GRB X-ray afterglows
本文讨论了目前对{ \it Swift} GRB X射线余辉的解释，主要集中在瞬发尾辐射的急剧衰减和其后的浅衰变，然后是常规的前\emph{Swift}衰变行为，以及后两个阶段可能的X射线耀斑。我们强调中央引擎在解释伽玛暴余辉中的作用。
2006-12-14 astro-ph
Early emission of rising optical afterglows: The case of GRB 060904B and GRB 070420
我们给出了伽马射线暴GRB 060904 B和GRB 070420在其瞬发和早期余辉阶段的时间分辨光发射。我们使用时间分辨测光的光学数据所采取的TAROT望远镜和时间分辨光谱在高能量的斯威夫特航天器仪器。发现两个伽玛暴的光辐射从瞬发相结束时开始增加，分别在t_{peak} =9.2 min和3.3 min时达到最大亮度，然后下降。GRB 060904 B呈现出一个大的光学平台和一个非常大的X射线耀斑。我们认为，发生在t_{peak}附近的非常大的X-耀斑是由一个扩展的内部发动机活动产生的，只是一个巧合的光学发射。GRB 070420的观测结果将支持这一观点，因为在光学峰值期间没有X耀斑。GRB 060904 B的光学平台的性质不太清楚，可能与后期能量注入有关。
2008-03-04 astro-ph
Giant Flare in SGR 1806-20 and Its Compton Reflection from the Moon
我们分析了2004年12月27日Konus-Wind伽马射线谱仪在SGR 1806-20中探测到一个巨大耀斑时获得的数据。该耀斑的外观与SGR 0526-66和SGR 1900+14中的两个已知耀斑相似，但强度明显超过它们。在耀斑的狭窄初始脉冲中，巨大的X射线和伽马射线通量导致伽马射线探测器几乎瞬间深度饱和，排除了直接测量初始脉冲的强度，时间分布和能谱的可能性。在这种情况下，利用Coronas-F卫星上的Helicon伽马射线分光计探测月球初始脉冲发射的康普顿反向散射衰减信号是一个极为有利的条件。对该信号的分析产生了脉冲的最可靠的时间、能量和频谱特性。本文利用Konus-Wind资料确定了脉动耀斑尾的时间和光谱特征。它的软谱已被发现也包含一个硬幂律组件扩展到10兆电子伏。SGR 1806-20的微弱余辉在几个小时内衰减，可追踪到1 MeV。我们还考虑了SGR 1806-20在大耀斑前后的周期性爆发发射活动的整体情况。
2006-12-12 astro-ph
Observational Signatures of High-Energy Emission during the Shallow Decay Phase of GRB X-Ray Afterglows
伽马射线暴（GRB）中广泛存在的X射线余辉的浅衰减相被普遍认为是由于长时间的能量注入。携带注入能量的外流，根据能量占主导地位的成分，分为两种可能的类型：重子主导和轻子主导。前一种外流可能是在伽玛暴的瞬发阶段喷出的喷出物，由一系列分布有洛伦兹因子的重子壳层组成，后一种外流可能是由爆发后中心引擎驱动的电子-正电子对风。本文对基于这两种能量注入的火球动力学提供了统一的描述，并考虑电子的同步辐射和逆康普顿散射（包括同步辐射自康普顿散射和组合逆康普顿散射）计算了相应的高能光子发射。我们发现，在这两种能量注入模型中，在X射线浅衰变阶段，高能光变曲线有一个平台（甚至是一个驼峰）。特别是，在轻子主导的模型中，相当大一部分的注入能量可以被持久的反向冲击所分享，因为它是相对论性的。此外，几乎所有的反激波能量都由轻子携带，因此反康普顿辐射显著增强。因此，这个模型预测更显着的高能余辉发射比重子占主导地位的模型。我们认为，这些观测签名将被用来区分不同的能量注入模型在即将到来的{ \em伽马射线大面积空间望远镜}（GLAST）时代。
2007-08-24 astro-ph
Long term flaring activity of XRF 011030 observed with BeppoSAX
我们对BeppoSAX观测到的X射线闪光XRF011030进行了光谱和时间分析。这一事件的特点是X射线爆发活动持续时间很长，约为1500秒，是BeppoSAX号卫星观测到的最长时间之一。特别地，光变曲线中存在前驱耀斑和晚期耀斑。我们连接在约1300 s观察到的X射线耀斑的余辉发射钱德拉观察到的，并将其与余辉发射的发病的外部冲击的框架内，由一个长时间的发动机活动。我们发现，晚X射线耀斑和宽带余辉数据，包括光学和无线电测量，是一致的，无论是在风环境中的火球膨胀或喷射火球在ISM。
2006-05-17 astro-ph
External Compton Radiation from Rapid Nonthermal Flares in Blazars
在本文中，我们扩展了我们的方法来模拟多频发射的变化，从耀变体，包括外部辐射康普顿（ERC）发射和电子能量损失的逆康普顿散射的种子光子起源于射流之外。我们考虑种子光子发射从尘埃分子环面和宽线区（BLR）周围的中央引擎。我们建立的约束下，同步自康普顿（SSC）的排放占主导地位的分子环面和BLR的性能，使我们以前的论文中得到的结果是适用的。本研究的重点是在不同频率下观察到的光变曲线之间的相对时间延迟。为了明确起见，我们考虑相对论性冲击之间碰撞产生的发射，但结果更普遍地适用于涉及相对论性电子加速和/或任何类型前沿的磁场放大的条件。与SSC发射不同，涉及种子光子恒定场的ERC耀斑不会被种子光子的光旅行时间延迟。延迟的主要原因是来自辐射能量损失，这导致在锋面后面的频率分层，并首先在最高频率处熄灭耀斑，随着时间的推移，逐渐向较低频率发展。然而，如果在冲击波前沿注入的电子的光谱的特征在于相对高的最小能量值（洛伦兹因子$γ_{min}\sim100$是足够的），在X射线波段的ERC耀斑可以延迟，甚至可以在注入停止后达到峰值。这种效应与频率密切相关，在较低频率下滞后时间较长，X射线光谱指数从正值（反向光谱）迅速变化到陡峭的值。
2005-04-29 astro-ph
GLAST Prospects for Swift-Era Afterglows
我们计算的GeV谱的伽玛暴余辉产生的逆康普顿散射的亚MeV的这些对象的排放。我们通过使用精细的余辉参数和最近Swift观测激发的新模型发展来改进早期治疗。我们提出的标准，恒定参数模型，以及模型与能量注入和随时间变化的参数，一系列的突发参数的时间依赖的GeV谱。我们评估的极限红移，这种余辉可以检测到的玻璃LAT，以及AGILE。
2007-06-20 astro-ph
The 2001 April Burst Activation of SGR 1900+14: X-ray afterglow emission
经过近两年的平静，软伽马射线中继站SGR 1900+14在2001年4月18日再次成为爆发活跃的，当时它发出了一个大耀斑，之前有几个弱而软的短爆发。在探测到耀斑的X射线和伽马射线瞬发后，BeppoSAX号卫星在不到8小时的时间内将其窄视场X射线望远镜对准了源。在本文中，我们提出了一个分析的数据，从这个和随后的BeppoSAX观测，以及从一组RossiXTE观测。我们的数据显示，检测到的X射线余辉的来源，最有可能与大的硬X射线耀斑。事实上，在2-10千电子伏的源的持续通量，最初发现在一个水平$\sim$ 5倍高于通常的值。假设一个潜在的持续（恒定）发射，过剩通量的衰减可以合理地很好地描述了一个t $^{-0.9}$法律。一个时间特征-$\sim$半天长的颠簸-在衰变光曲线中观察到爆发开始后约一天。这一特性在SGR余辉中是前所未有的。我们讨论了我们的结果在此源的背景下以前的观察，并得出这些对象的物理影响。
2003-06-04 astro-ph
