The Swift satellite lives up to its name, revealing cosmic explosions as they happen
伽马射线暴是宇宙中最强大的物体。在20世纪60年代被发现为伽马辐射的短暂闪光，我们现在知道它们在整个电磁波谱中发射，位于遥远的星系中，包括两个不同的群体，其中一个可能起源于大质量恒星的死亡。2004年雨燕卫星的发射带来了一系列新的发现，推进了我们对这些来源和宿主星系的理解。我们强调了Swift时代迄今为止的一些重要成果。
2008-10-20 astro-ph
Optical and GeV-TeV flashes from gamma-ray bursts
GRB 990123中捕获的同步加速器光学闪光与MeV辐射前沿重叠，并且光学发射电子也必须通过MeV光子的逆康普顿散射产生GeV-TeV发射。超高能闪光可以比其光学对应物强得多。我们还注意到，除非火球的洛伦兹因子超过10 ^3，否则MeV光子的康普顿冷却会立即终止光发射。严重的康普顿损失可以解释在几个长伽玛暴中没有检测到光学闪光。这种失败的光学闪光应该是特别有效的GeV生产者，并可能发展e+级联。这可能发生在GRB 941017中，其神秘的高能成分可以通过火球减速半径处GRB光子的康普顿上散射来解释。所提出的GeV辐射机制不适用于较短的伽马射线暴，因为这些伽玛射线暴较早地与火球分离，并避免了与减速闪光中的电子相互作用。Swift和GLAST的观察将提供一个检验这些期望的机会。GRB 990123的现有数据已经对爆炸施加了有趣的限制。
2004-11-19 astro-ph
The Remarkable Afterglow of GRB 061007: Implications for Optical Flashes and GRB Fireballs
我们对Swift GRB 061007进行了多波长分析。2米长的机器人南方福克斯望远镜（Faulkes Telescope South，FTS）在伽马射线发射开始后137秒开始观测，当时光学对应物已经从R 10.3等衰减，并在接下来的5.5小时内继续观测。这些观测开始于最后的伽玛射线耀斑，并继续穿过和超越一个长长的、柔软的伽玛射线辐射尾，其通量显示出一个基本的简单幂律衰减，与在光学和X射线波长处看到的相同，时间斜率为α 1.7。我们认为，余辉发射开始早在30-100秒，是同时期的正在进行的变量提示发射从中央发动机，但起源于一个物理上不同的地区占主导地位的前向冲击波。余辉持续不减，直到至少10^5 s，没有出现中断的迹象。观测到的GRB 061007的多波长演化可以用一个膨胀的火球来解释，火球的光学、X射线和晚期伽马射线发射主要是由前向激波的发射所控制的，前向激波的典型同步辐射频率nu_m早在t=137 s时就已经低于光学波段，冷却频率nu_c至少在t=10^5 s时高于X射线波段。相反，反向激波的典型频率在早期位于射电波段。我们认为，从大多数雨燕伽玛暴中意外缺乏明亮的光学闪光可以用小的微物理参数，nu_e和nu_B产生的低nu_m来解释。（节录）
2007-01-06 astro-ph
A Unified Jet Model of X-Ray Flashes and Gamma-Ray Bursts
HETE-2提供了强有力的证据，证明X射线闪光（XRFs）和伽玛暴的性质形成了连续性，因此这两种类型的爆发是相同的现象。我们发现，结构喷流和均匀喷流模型可以合理地解释所观察到的性质的伽玛暴。然而，如果试图在一个统一的图片解释XRF和GRB的属性，均匀喷流模型工作得相当好，而结构喷流模型不。XRFs和GRB的均匀喷流模型意味着大多数GRB具有非常小的喷流张开角（~半度）。这表明磁场在伽玛暴喷流中起着至关重要的作用。该模型还表明，伽马射线辐射的能量比人们想象的要小100倍。最重要的是，该模型意味着，对于我们看到的每一个这样的爆发，都有大约10^4 - 10^5个喷流张开角非常小的爆发。因此，伽玛暴的速率可以与Ic型核心坍缩超新星的速率相媲美。为了确认或排除均匀喷流模型及其含义，需要确定更多XRF的光谱参数和红移。HETE-2非常适合这样做（它在大约2年内本地化了16个XRF），而Swift则不太适合。因此，XRFs可能提供的对GRBs喷气机结构，GRBs速率和Ic型超新星性质的独特见解构成了在Swift任务期间继续HETE-2的令人信服的科学案例。
2003-12-18 astro-ph
The redshift distribution of SWIFT Gamma-Ray Bursts: evidence for evolution
用蒙特卡罗模拟预测了长伽马射线暴的红移分布。我们改进的分析约束自由参数与三种观测：（i）的对数（N）-对数（P）图的BATSE爆发;（ii）峰值能量分布的明亮的BATSE爆发;（iii）HETE 2分数的富X射线伽玛暴和X射线闪光。通过对蒙特卡罗模拟结果的统计分析，我们可以仔细研究伽玛暴内禀性质的不确定性对红移分布的影响。与SWIFT数据的比较得出以下结论。如果SWIFT的观测证实了这一点，那么Amati关系应该是内在的。先驱者和/或GRB的属性必须进化，以再现SWIFT爆发的高平均红移。我们的结果有利于大质量恒星产生伽玛暴的效率的演变，在z~7处比z~2处高6-7倍。我们最终预测SWIFT在三年的任务中将探测到大约10个红移z>6的GRB。这些可能足以在高红移宇宙上打开一个新的观测窗口。
2006-07-27 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
Magnetized GRB outflow model: weak reverse shock emission and short energy transfer timescale
我们发现，如果反向激波区被$σ\sim 1$磁化，或者在轻度磁化的电离层中加速的电子的发射光谱，那么在大多数{ \it Swift}伽马射线暴（GRB）余辉中没有明亮的光学闪光是可以解释的。（$0.1<σ<1$）反向激波阵面非常软，或者非磁化外流的反向激波是亚相对论性的，其中，$σ$是磁能通量与粒子能通量之比。我们还发现，对于$σ\gg 1$，磁化喷出物和前向冲击波之间的能量转移可能太快，无法解释在许多{ \it Swift} GRB X射线余辉中很好地检测到的浅下降阶段。
2008-10-17 astro-ph
Afterglow Observations Shed New Light on the Nature of X-ray Flashes
X射线闪光（XRFs）和富X射线γ射线暴（XRGRB）与长持续时间γ暴有许多共同的观测特征，但它们的瞬发发射峰值$E_p$出现在较低光子能量处的原因仍有争议。虽然已经调用了许多不同的模型来解释较低的$E_p$值，但在大多数情况下没有考虑它们对余辉发射的影响，这主要是因为XRF余辉的观测最近才变得可用。在这里，我们检查的余辉发射的各种XRF模型的预测，并测试他们对XRF 030723和XRGRB 041006，在各自的类中最好的监测余辉光变曲线的事件的观察。我们发现，大多数现有的XRF模型很难与观察到的余辉光变曲线，这是非常平坦的早期。然而，这样的光变曲线自然地由具有相对尖锐边缘的大致均匀的射流产生，所述相对尖锐边缘是离轴观察的（即，从射流孔的外部）。这种类型的模型自一致地容纳所观察到的即时发射和余辉光变曲线的XRGRB 041006和XRF 030723，这意味着视角$θ_{obs}$从射流轴的$(θ_{obs}-θ_0)\sim 0.15θ_0$和$\sim θ_0$，分别，其中$θ_0\sim 3$度是射流半开角。这表明从不同的角度看，伽玛暴、XRGRB和XRF本质上是相似的相对论喷流，分别对应于小于1、1和几个之间以及几个以上的$γ(θ_{obs}-θ_0)$，其中$γ$是洛伦兹因子。Swift的未来观测可以帮助测试这种统一方案，其中GRBs，XRGRBs和XRFs具有相同的…
2005-02-18 astro-ph
The GRB early optical flashes from internal shocks: application to GRB990123, GRB041219a and GRB060111b
随着雨燕伽马射线暴探测器的成功发射，人们期望像GRB 990123这样的瞬发闪光能够被很容易地探测到。然而，事实上，早期的闪光没有检测到的伽玛射线暴的数量表明，反向冲击必须加以抑制。在这里，我们探讨的可能性，光学闪光可能产生的内部冲击。我们发现，在一定的条件下，GRB 990123和GRB 060111 b的闪光确实可以用内激波来解释。GRB 041219 a的瞬发光辐射与γ射线辐射相关，我们在内部激波情况下也解释了这一特征，即光辐射是γ射线辐射的低能扩展，我们可以限制其红移$z\sim 0.2$。对于GRB 050904，我们在前面的文章中已经指出，闪光是由同步辐射产生的，X射线耀斑是由同步辐射自康普顿机制产生的。因此，我们认为伽玛暴的早期闪光通常来自于内震。同时，由于产生闪光的条件不容易满足，所以像GRB 990123这样的闪光在伽玛暴中应该不常见。此外，我们还讨论了内激波模型中的同步自康普顿效应，发现在不同的参数值下，伴随闪光的有软γ射线（100 KeV）、硬γ射线（10 MeV）和GeV耀斑。对于像GRB 990123这样的伽玛暴，预计会出现一个能量约为10^{-8} erg cm^{-2} s^{-1}的GeV耀斑，这可能会被GLAST卫星探测到。
2006-10-08 astro-ph
The diverse broad-band light-curves of Swift GRBs reproduced with the cannonball model
两种辐射机制，逆康普顿散射（ICS）和同步辐射（SR），足以在炮弹（CB）模型的长伽马射线暴（LGRB）和X射线闪光（XRF）提供一个非常简单和准确的描述，他们观察到的即时发射和余辉。这两种机制和爆发环境虽然简单，但在所有频率和时间下都能产生丰富的光变曲线结构。这是证明了33个选定的雨燕LGRB和XRF，这是很好的采样从早到晚的时间，忠实地代表了整个多样性的宽带光变曲线的雨燕LGRB和XRF。它们的即时伽马射线和X射线发射主要由ICS的"荣耀"光。在它们的快速下降阶段，ICS被SR所取代，SR主导着它们的宽带余辉。正确地预测了伽玛射线峰和早期X射线耀斑的脉冲形状和光谱演化，甚至XRF中的延迟光学“驼峰”。的“典型的”和非典型的X射线光变曲线和宽带余辉的彩色行为很好地再现。特别是，在典型的X射线光变曲线，初始快速下降和迅速软化的提示发射，过渡到平台阶段，随后逐渐陡峭的平台渐近幂律衰减，和过渡从彩色到消色差的行为的光变曲线同意与CB模型预测的。X射线荧光光谱060218的雨燕早期数据与通过恒星包层的冲击爆发的黑体发射不一致。相反，他们很好地描述了ICS的荣耀之光的喷气机打破了从SN2006aj。
2009-01-16 astro-ph
On the X-Ray emission of Gamma Ray Bursts
SWIFT卫星最近收集和触发的数据大大提高了我们对长时间伽马射线暴和X射线闪光的认识。对于X射线数据而言，情况尤其如此。我们表明，整个X射线观测结果与GRB和XRF的“炮弹”模型的预测非常一致，该模型基于简单的物理学，早在SWIFT发射之前就已发表。这些预测有两种机制：逆康普顿散射和同步辐射，通常分别在早期和晚期占主导地位。前一种机制提供了对伽马射线峰值、X射线耀斑、甚至在某些有利情况下看到的光学“驼峰”的统一描述;即它们非常不同的持续时间、通量和峰值时间与预测的精确相关。所观察到的X射线光变曲线的平滑或不平坦的快速衰减被正确地描述为个案，在微小的细节。正如所预言的那样，“正则”X射线平台，以及随后余辉逐渐变陡到渐近幂律衰减。光变曲线的彩色和消色差特性也是如此。
2007-06-06 astro-ph
A Comprehensive Analysis of the Swift/XRT Data: II. Diverse Physical Origins of the Shallow Decay Segment
我们分析了53个长的雨燕伽玛暴样品的浅衰变段的性质。结果表明，其特征分布为对数正态或正态分布，各向同性X射线能量（E_{iso,X}）与瞬发γ射线能量线性相关，但除某些X射线闪光外，其光子谱较陡。从这一阶段到后续阶段没有观察到显著的光谱演变，并且后续阶段通常与外部冲击模型一致，这意味着这一段可能是由于更新的外部冲击。在这种情况下，数据通常与大致恒定的注入光度一致，直到该阶段$t_b$结束。E_{iso, X}和t_b之间的正相关也有利于这种情况。在13个光学光变曲线采样良好的爆发中，有6个爆发在tb附近出现了光学突变，并且这些突变与消色差一致。然而，其他7个爆发或者没有显示出光学破裂，或者在与t_b不同的时期具有破裂。这引起了对能量注入场景的关注，表明光学和X射线发射可能不是相同的分量，至少对于一小部分爆发。在样本中有4个显著的异常值，并且在这些爆发中的这个浅的decau阶段之后紧接着是tb之后的非常陡峭的衰减，这与任何外部冲击模型都不一致。这些爆发的光学数据独立于X射线数据。这些X射线平台可能有一个内部的起源，并要求连续运行的长期伽玛射线暴中央引擎。我们的结论是，观察到的浅衰变阶段可能有不同的物理起源（摘要）。
2007-07-25 astro-ph
A Unified Model of the Prompt Optical Emission of Gamma-Ray Bursts
在最近的雨燕时代，发现了与瞬发伽马射线暴（GRB）相一致的光辐射的观测多样性。我们表明，假设的同步辐射的观测能量范围低于X射线波段，观测到的多样性可以解释使用内部冲击模型，考虑到高纬度的发射和光谱的变化，由于同步辐射自吸收。在我们的模型中，甚至可能包括发现的明亮的光学闪光，例如，在GRB~990123中。我们的模型的预测是，在光学波段的光谱指数取决于光学光变曲线是否与那些在X射线和/或伽马射线，这将在不久的将来进行测试。
2007-04-02 astro-ph
Physical origin of X-ray flares following GRBs
雨燕的主要成就之一是发现了不稳定的X射线耀斑，其中包含近一半的伽马射线暴（GRB），包括长持续时间和短持续时间类别，以及传统的硬GRB和软X射线闪光（XRF）。在这里，我审查的论点，支持的建议，他们是由GRB的中央引擎的重新激活，和发射网站通常是“内部”，即在一个距离内的前冲击波阵面。在耀斑的衰落阶段，表征衰减光变曲线斜率的曲率效应提供了一个重要的线索。然后，我将讨论几个建议，重新启动伽玛射线暴中央引擎和评论如何未来的观测可能有助于揭开物理起源的X射线耀斑。
2006-02-25 astro-ph
GRB optical and IR rapid follow-up with the 2 m Liverpool Robotic Telescope
利物浦望远镜由利物浦约翰摩尔斯大学拥有和运营，位于拉帕尔马的Roque de los Muchachos，是第一个2米，全仪器化的机器人望远镜。我们计划使用LT与伽马射线观测站（HETE-2，INTEGRAL，Swift）一起研究伽马射线暴物理。特殊的超控模式将使观测在伽玛射线暴警报后不到一分钟就开始，包括光学和近红外成像和光谱学。这些观测，加上通过余辉对爆发的系统监测，将有助于揭示瞬发光闪、短爆发、光学暗爆发、红移分布、GRB -超新星联系以及与GRB现象有关的其他问题的性质。特别是，孔径，仪器和快速自动响应的组合使得利物浦望远镜非常适合于光学暗爆发和目前光学未研究的短爆发的调查。
2003-10-06 astro-ph
Short Hard Gamma Ray Bursts And Their Afterglows
长持续时间的伽马射线暴（GRB）和X射线闪光（XRF）是由核心坍缩超新星爆炸中喷出的高度相对论喷流产生的。短硬伽马射线暴（SHB）的起源尚未确定。它们可能是由各种过程中喷射出的高度相对论性喷流产生的：致密恒星物体的合并;紧密双星中致密恒星或致密恒星区域中中等质量黑洞的大质量吸积事件;致密恒星的相变。这类事件的自然环境是球状星团的致密核心、超巨星星团和年轻超新星遗迹。我们已经使用了伽玛暴的炮弹模型来分析所有的雨燕SHB与良好采样的X射线余辉。我们发现，他们的提示伽玛射线发射可以解释由逆康普顿散射（ICS）的祖先的荣耀光，和他们的扩展软发射组成部分ICS的高密度光或同步辐射（SR）在高密度星际介质内的集群。余辉的产生机制是星团外的同步辐射。在060614和060505附近的低光度伽玛暴中没有发现相关的超新星。我们将其解释为相对远离轴的SHB。
2008-07-12 astro-ph
Double-peak spectral energy density of GRBs and the true identity of GRB 031203
在超新星爆发产生的伽马射线暴中，伽玛射线的谱能密度与在耀变体中观测到的相似，可能是双峰的。第二个峰是由宇宙线电子对周围SN光的逆康普顿散射形成的，该宇宙线电子由SN爆炸的喷流加速，具有比第一个普通峰高得多的峰值能量。然而，在X射线闪光（XRFs），这在炮弹（CB）模型是正常的伽玛射线暴看起来更远离轴，第一个峰值能量转移到软X射线区域，而第二个峰值能量移动到MeV的范围。在远离轴的伽玛暴中，例如伽玛暴980425和031203，第二个峰值可能与正常的伽玛暴峰值混淆。在迄今为止观测到的大多数伽马射线暴中，伽马射线探测器的统计数据远远低于第二个峰值。然而，在明亮的伽玛暴中，这两个峰值可以通过SWIFT和GLAST同时测量来分辨。
2004-10-11 astro-ph
Gamma-Ray Bursts and Cosmology
伽马射线暴（GRB）无与伦比的极端亮度使它们成为对高红移宇宙进行采样的首选信标。利用伽玛射线暴研究宇宙地形--例如，恒星和星系形成的历史--伽玛射线暴的光度必须被校准，光度函数与红移的关系必须被测量或推断。伽马射线时间或光谱指标与光度或总能量之间的几个新生关系已经被报道。这些措施承诺进一步我们了解伽玛暴的光度指标和伽玛暴喷流和发射机制之间的联系得到更好的阐明。从宿主星系和余辉中确定的33个红移的当前分布在z ~ 1附近达到峰值，而对于长爆发的完整BATSE样本，滞后光度关系预测了一个宽峰z ~ 1-4，尾部到z ~ 20，与基于恒星形成考虑的理论模型大致一致。对于一些伽玛射线暴子类和明显相关的现象-短爆发，长滞后爆发和X射线闪光-目前关于它们的红移分布的信息是稀疏的或完全缺乏，预计在迅速警报变得众多的斯威夫特时代将取得进展。
2003-12-10 astro-ph
Gamma-Ray Bursts as a Laboratory for the Study of Type Ic Supernovae
HETE-2证实了伽玛暴和Ic型超新星之间的联系。因此，我们现在知道长伽玛暴的前身是大质量恒星。HETE-2还提供了强有力的证据，证明X射线闪光（XRFs）和伽玛暴的性质形成了连续性，因此这两种类型的爆发是相同的现象。我们发现，结构喷流和均匀喷流模型可以合理地解释所观察到的性质的伽玛暴。然而，如果试图在一个统一的图像中解释XRF和GRB的属性，均匀喷流模型工作得相当好，而结构喷流模型则完全失败。XRFs和GRB的均匀喷流模型意味着大多数GRB具有非常小的喷流张开角（~半度）。这表明磁场在伽玛暴喷流中起着至关重要的作用。该模型还表明，伽马射线辐射的能量比人们想象的要小100倍。最重要的是，该模型意味着，对于我们看到的每一个这样的爆发，都有大约10^4 - 10^5个喷流张开角非常小的爆发。因此，伽玛暴的速率可以与Ic型核心坍缩超新星的速率相媲美。为了确认或排除这些深刻的影响，需要对许多XRF进行准确、快速的定位，从而识别它们的X射线和光学余辉，并确定它们的红移。HETE-2非常适合这样做（它在大约2年内本地化了16个XRF），而Swift不是。因此，XRFs可能提供的对GRB喷流结构、GRB速率以及Ic型超新星性质的独特见解构成了在雨燕任务期间继续HETE-2的令人信服的科学案例。
2003-09-16 astro-ph
The Peak Energy Distribution of the nu F_nu Spectra and the Implications for the Jet Structure Models of Gamma-Ray Bursts
利用法国伽玛望远镜（\em HETE-2）观测到的57个伽马射线暴（GRB）和X射线闪光（XRF）的$νF_ν$谱，研究了峰值能量（$E_{\rm{p}}$）分布，并讨论了它对喷流结构模型的意义。结合观测到的{ \em HETE--2} GRB/XRFs的$E_{\rm{p}}$分布和BATSE GRB的$E_{\rm{p}}$分布，我们发现观测到的GRB/XRFs的$E_{\rm{p}}$分布是一个双峰分布，峰值分别位于$\lesssim 30$ keV和$\sim 160-250$ keV。根据最近发现的等效各向同性能量- $E_{\rm{p}}$关系，这种双峰分布意味着GRB/XRF喷流的双组分结构。一个简单的模拟分析表明，这个结构射流模型大致再现双峰分布的峰值$\sim 15$和$\sim 200$ keV。我们认为，未来的观测峰值$\sim 15$ keV的$E_{\rm{p}}$分布将是支持这一模型的证据。{ \em Swift}覆盖0.2- 150 keV的能带，预计将为我们的结果提供关键的检验。
2004-05-14 astro-ph
The search for optical emission on and before the GRB trigger with the WIDGET telescope
WIDGET是一个机器人望远镜，用于监测HETE-2的视场，以探测伽马射线暴的光学闪光或可能的光学前兆。该系统采用2kx 2k Apogee U10 CCD摄像机和佳能EF 24 mm f/1.4广角镜头，无带通滤光片，视场为62 ° × 62 °，覆盖HETE-2系统的80%。WIDGET自2004年6月以来一直在距东京约200公里的Akeno观测站运行。在S/N=3的情况下，该地点的典型极限星等为V= 10 mag（5秒曝光）和V= 11 mag（30秒曝光）。我们已经有六次与HETE-2位置警报同时发生的观测。然而，由于日本的雨季，所有病例均为多云。在晴空条件下，预计每年的重合观测次数约为5次。我们将在2005年初为Swift时代扩展该系统，以监测更宽视场、多色或偏振模式下的光学瞬态。
2005-06-10 astro-ph
Global Test of a Quasi-Universal Gamma-Ray Burst Jet Model Through Monte-Carlo Simulations
长伽马射线暴（GRB）喷流结构化的可能性最近受到越来越多的关注，我们已经提出，大多数GRB和它们的软，能量较低的兄弟会，X射线闪光（XRFs），可以理解在一个准通用的结构喷流图片，给定的喷流结构为每个单独的爆发是高斯或类似的功能。在这里，我们执行这样一个准普遍的高斯型结构射流的全球测试比较蒙特卡罗模拟结果与广泛的观测数据。使用与以前的工作（Zhang et al. 2004）相同的输入参数集，我们使模型面临更多的观测约束。这些约束包括爆发红移分布、喷流破裂角分布、二维红移与喷流破裂角分布、光度函数和LogN-LogP分布。结果表明，该模型与数据基本兼容。这一结论，连同我们以前的测试与所观察到的射流破碎角与各向同性能量和所观察到的峰值能量与注量关系，表明目前的长GRB和XRF数据一般是一致的，这样一个准标准能量和准标准角射流图片。随着未来的均匀爆发样本（如一个从雨燕任务检索），细化伽玛射线暴喷流结构可以进一步约束通过各种观测和预测的爆发属性分布和关系之间的全球比较。
2004-12-03 astro-ph
REM Optical Slitless Spectrograph (ROSS): an instrument for prompt low resolution spectroscopy of Gamma Ray Bursts
自从发现伽马射线暴（GRB）以来，人们一直试图探测这些物体的相关光学瞬态发射。1999年1月，ROTSE I机器人望远镜探测到与伽马射线暴同时发生的明亮闪光，这要归功于迅速向地面传播高能事件坐标。到目前为止，这一单一观测仍然是独一无二的，因为没有看到其他快速闪光的其他突发观测到的反应时间非常短。这表明，在一般情况下，伽玛射线暴提示光发射可能是相当暗淡的GRB 990123事件比观察到的。为了利用高能天体物理飞行（HETE-2）或即将飞行（INTEGRAL、AGILE、SWIFT、GLAST）任务的更好的角定位精度，正在开发新一代机器人望远镜。这些传感器的响应时间短至几秒钟，对mv ~ 20的微弱信号也很敏感，从而增加了探测到微弱瞬发辐射的机会。这些实验的结果应该提供有关伽玛暴的动力学和当地介质成分的重要新数据。在本文中，我们描述了一个新的仪器，ROSS，将安装在机器人设施REM，旨在进行低分辨率光谱学的提示与伽玛暴的光学耀斑。
2001-09-07 astro-ph
'Jet breaks' and 'missing breaks' in the X-Ray afterglow of Gamma Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）和X射线闪光（XRFs）的X射线余辉（AG）在其瞬发发射的快速衰减阶段之后具有在两个极端之间变化的时间行为。这些AG中的很大一部分具有“典型”光变曲线，在初始浅衰减“平台”阶段之后，“顺利突破”进入快速幂律下降。相反，非常活跃的伽玛暴似乎没有“中断”，它们的AG从观测开始就像幂律一样下降。中断和“失踪的休息”是密切相关的几何形状和减速的喷气机负责伽玛暴。在伽玛暴和XRF的“炮弹”（CB）模型的框架下，我们分析了所引用的极端行为（正则和纯幂律）和跨越观测范围的X射线AG形状的中间情况。我们表明，整个全套的X射线光变曲线的形状-测量雨燕和其他卫星-是预期的，在非常清晰的地面上，由CB模型。我们测试预期的AG的形状和峰值和各向同性能量的即时辐射之间的相关性，加强AG形状的分析的一个简单的结论：在充满活力的伽玛射线暴的休息是不是真正的“失踪”，它是隐藏在尾巴的即时发射，或者它发生得太早被记录。我们还验证了未吸收的AG的光谱指数和他们的后期幂律下降的时间指数相差半个单位，如预测。
2008-04-24 astro-ph
Gamma-Ray Burst afterglows: theory and observations
我讨论了一些理论预期的同步辐射从相对论性的冲击波与周围介质相互作用，作为一个模型的伽玛射线暴余辉，并将它们与观察。余辉通量随时间按幂律演化，爆发期间/之后的明亮闪光，以及由于紧密的喷出物准直而导致的光变曲线断裂是观测证实的主要预测，但应该认识到光变曲线衰减指数与光谱斜率无关（正如预期的那样），光学闪光是相当罕见的，在斯威夫特X射线余辉中更难找到喷射中断。早期的光通量衰减率的放缓是伴随着光谱的演变，表明从喷出物（通电的反向冲击）的排放是占主导地位的光学从正向冲击（通电的环境介质）只有1千秒。然而，需要一个长寿命的反向冲击来解释在许多余辉中观察到的~10天后的缓慢的无线电通量衰减。X射线光变曲线的平台可能是由于爆炸波的平均能量/固体角的变化，证实了伽玛射线暴外流的另外两个预期特征：能量注入和角结构。后者也更可能是一些光学光变曲线中快速上升的起源。为了解释彩色和消色差余辉光变曲线突变的存在，整个图像必须更加复杂，并包括一个新的机制，偶尔占主导地位的爆炸波的排放：无论是后期内部冲击波或散射（散装和/或逆康普顿）的爆炸波排放的外流内部。
2008-12-04 astro-ph
Design of a CZT Gamma-Camera for GRB and Fast Transient Follow-up: a Wide-Field-Monitor for the EDGE Mission
SWIFT/BAT和INTEGRAL任务的成功无疑为瞬态伽马射线天空的后续和深入研究打开了一扇新的窗口。现在看来，这是宇宙学研究领域取得重要进展和深入了解致密物体物理学的关键。为了近实时地探测像伽马射线暴、来自中子星的热核闪光和其他类型的X射线爆发这样的爆炸事件，我们提出了一种宽视场伽玛射线编码掩模仪器的概念，该仪器工作在8-200 keV范围内，灵敏度为0.4 ph cm-2 s-1/s（15-150 keV），在宽达3sr的天空区域内的定位精度为arcmin。这一科学要求可以通过两个大面积、高空间分辨率的CZT检测平面来实现，CZT检测平面由相对大（~ 1cm 2）的晶体阵列制成，晶体阵列又被读出为较小像素的矩阵。为了实现如此宽的视场，这两个单元可以放置在S/C平台的两侧，为有效载荷提供复杂的强大X射线仪器，如为EDGE任务设计的。这两个单元将配备强大的信号读出系统和数据处理电子设备，为X射线望远镜的快速自主目标采集提供源位置的精确机载重建。
2008-01-07 astro-ph
Very Early Optical Afterglows of Gamma-Ray Bursts: Evidence for Relative Paucity of Detection
雨燕卫星对伽马射线暴（GRB）余辉的早期观测表明，在许多情况下，光学成分没有被探测到。这与先前在某些GRB（例如GRB 990123和GRB 021211）中发现的明亮闪光形成对比。X射线余辉通量的光学余辉通量和即时伽马射线通量的比较是用来量化的似乎缺乏光学，在某些情况下，X射线，光在这些早期的时代。这种比较表明，其中一些爆发似乎具有高于正常的伽马射线效率。我们讨论了可能的机制和它们的可行性，解释明显缺乏早期的光发射。审议的机制包括：前景消光，环爆吸收，Ly-alpha覆盖和吸收由于高红移，低密度环境，快速的时间衰减，和内在的弱点，反向冲击。其中，前景消光，环爆吸收，和高红移提供了最好的解释，在我们的样本中的大多数未检测。有抑制强反向激波发射的初步证据。这可能是因为坡印廷通量占主导地位的流动或一个纯粹的非相对论流体动力学反向冲击。
2006-08-16 astro-ph
The gamma-ray burst monitor for Lobster-ISS
龙虾-国际空间站是欧空局两年前选定的一个X射线全天监测实验，用于未来（2009年）在国际空间站哥伦布暴露有效载荷设施上飞行的A阶段研究（现已接近完成）。主仪器以具有龙虾眼几何结构的微通道板光学器件为基础，具有0.1至3.5千电子伏的能量通带，前所未有的日灵敏度为2x 10 ^{-12} erg cm^{-2}s$^{-1}，能够在每次轨道运行期间以4- 6弧分的角分辨率扫描整个天空。这台X射线望远镜两侧装有一台伽马射线暴监测器，其最低要求是从其他瞬态事件中识别出真正的伽玛射线暴。在本文中，我们描述了GRBM。除了最低要求外，拟议的仪器能够粗略定位发生在龙虾FOV（162x22.5度）中的伽玛暴，并显着扩展主要仪器的伽玛暴和X射线瞬变研究的科学能力。这两种仪器的组合将允许一个前所未有的光谱覆盖范围（从0.1到300/700千电子伏）的敏感研究的伽玛射线暴即时发射的通带伽玛射线暴和X射线闪光发出的大部分能量。低能谱带（0.1-10 keV）对于研究伽玛暴环境和寻找伽玛暴的瞬态吸收和发射特征是至关重要的，这两个目标对于揭示伽玛暴现象都是至关重要的。龙虾-国际空间站的整个能带都没有被雨燕卫星或未来十年预计的其他伽玛射线暴任务所覆盖。
2006-05-11 astro-ph
