Determining the GRB (Redshift, Luminosity)-Distribution Using Burst Variability
我们利用Reichart等人（2000）提出的长持续时间伽马射线暴（GRB）的类造父变星光度估算方法，估算了BATSE 4B星表中907个长持续时间GRB的内禀光度，从而估算了红移。我们描述了一种基于贝叶斯推断的方法，它使我们能够推断的内在伽玛暴爆发率的红移的函数与估计的内在亮度和红移的爆发。我们将这种方法应用于上述长持续时间的伽玛暴样本，并给出了一些初步的结果。
2002-10-18 astro-ph
Implications of Lag-Luminosity Relationship for Unified GRB Paradigms
推导出1437个长伽玛暴的光谱滞后，峰值通量延伸到BATSE触发阈值附近。对滞后进行建模以近似峰值通量滞后平面中的观测分布，实现无噪声表示。假设两个分支的滞后-光度关系，滞后是自洽校正宇宙学效应产生的光度分布，距离，和红移。结果有几个后果的GRB人口-包括一个可能的低光度，长滞后GRB附近的亚群-和统一的伽马射线/余辉的情况下，将占余辉的休息时间和伽马射线光谱演化的射流开口角，视角，或一个轮廓射流可变洛伦兹因子。
2002-01-30 astro-ph
Does Amati Relation Depend on Luminosity of GRB's Host Galaxies?
为了检验Amati关系的系统性，我们将24个已确定$E_{γ,\mathrm{iso}}$和$E_{\mathrm p}$的长持续时间伽玛暴按其宿主星系的B带光度分为两个亚群。在不确定性范围内，两个子群的Amati关系是一致的。考虑到星系的光度-金属丰度关系已经建立得很好，本研究并不暗示伽玛暴的Amati关系与环境金属丰度之间存在强烈的演化关系。
2007-10-28 astro-ph
High Energy Neutrinos and Cosmic-Rays from Low-Luminosity Gamma-Ray Bursts?
最近发现的伽马射线暴GRB 060218/SN 2006 aj是一个持续时间很长的X射线暴，可能是由一颗中子星驱动的。由于GRB 060218非常接近140 Mpc，非常暗淡，Swift一年的观测表明GRB 060218类事件的发生率可能非常高，因此这种低光度GRB（LL-GRB）可能形成与宇宙学高光度GRB（HL-GRB）不同的种群。我们发现LL-GRB和HL-GRB的高能中微子背景可以比较。如果每一次中微子事件都被冰立方探测到，那么之后的光学-红外后续观测，如斯巴鲁和哈勃望远镜，就有可能识别出与LL-GRB相关的Ibc型超新星，即使雨燕没有观测到伽马射线和X射线。从某种意义上说，这是中微子天文学的一个新窗口，它可能使我们能够确认LL-GRB的存在，并获得有关其速率和起源的信息。我们还讨论了LL-GRB作为高能γ射线源和宇宙射线源的可能性。
2006-09-18 astro-ph
The Luminosity Function and Formation Rate History of GRBs
首次利用观测到的GRB峰值通量和红移分布共同约束长GRB的各向同性光度函数（LF）和形成速率历史（FRH）。我们的结果支持一个不断发展的LF和FRH，保持增加后，z=2。我们讨论了一些有趣的影响与这些结果。
2005-04-19 astro-ph
The Luminosity and Angular Distributions of Long GRBs
伽玛暴的总能量与其喷流破裂角相关的认识促使人们寻找峰值亮度$L$和喷流破裂角$L\proptoθ^{-2}$之间的类似关系。这种关系意味着伽玛暴光度函数决定角分布。我们使用BATSE峰值通量分布重新推导了GRB光度函数，并将预测的分布与观测到的红移分布进行了比较。光度函数可以近似为破幂律，其破峰光度为$4.4 \times 10^{51}$ erg/sec，典型喷流角为0.12 rad，局部伽玛暴速率为$0.44 h_{65}^{3}$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$。由$L\proptoθ^{-2}$表示的角分布与观察到的角分布很好地一致，并且表示由于$75\pm25$的波束而对局部速率的校正因子（而不是通常使用的500）。推断的总体局部GRB率为$33\pm11 h_{65}^{3}$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$。在通用结构喷流模型中获得的光度函数和角度分布，其中角度分布基本上是$\propto θ$，因此光度函数必须是$\propto L^{-2}$，在低峰值通量和相应地在大角度时偏离观测。通用结构射流的相应修正系数为$\sim 20 \pm 10$。
2004-06-24 astro-ph
Correlation between the Peak Spectral Energy of Gamma-Ray Bursts and the Peak Luminosity of the Underlying Supernovae: Implication for the Nature of GRB-SN Connection
在本文中，我们提出的伽马射线暴（GRB）的峰值光谱能量和下面的超新星（SNe）的峰值辐射光度之间的相关性，基于一个样本的四对GRBs-SNe与光谱证实的连接。结合伽玛暴峰值光谱能量与各向同性等效能量之间的关系，我们得到了伽玛暴各向同性能量的上限，即\approx 10^{52} erg（L_{SN,peak} /10^{43} erg s^{-1}）^{10}，其中L_{SN,peak}是超新星的峰值辐射热光度。我们的研究结果表明，决定GRB-SN连接的关键参数是SNe的峰值光度，而不是通常假设的SN光谱和/或SN爆炸能量的特征。由于一般认为由放射性衰变提供能量的超新星的峰值亮度与超新星爆炸中产生的56 Ni的量有关，因此56 Ni的质量可能是理解伽玛暴性质及其与超新星联系的关键物理因素。我们的关系的应用与正常峰值亮度的Ibc型超新星表明，如果这些正常的超新星伴随着它们的伽玛暴，伽玛暴将是非常软的和亚高能的γ射线，因此更容易检测到X射线或紫外探测器比γ射线探测器。
2006-08-15 astro-ph
Theoretical interpretation of luminosity and spectral properties of GRB 031203
我们展示了如何在膨胀的火壳的同动坐标系中赋予瞬时热谱的发射可以再现时间积分的GRB观测到的非热谱。给出了GRB 031203的一个显式例子。
2008-10-31 astro-ph
Neutrino Spectra from Low and High Luminosity Populations of Gamma Ray Bursts
{ \em Swift}在运行1.5年内探测到z=0.033的GRB 060218，BeppoSAX在$z=0.0085$探测到GRB 980425，表明这些低光度（LL）GRB比典型的高光度（HL）GRB具有更高的事件发生率，它们在GRB光度函数中形成了一个独特的新成分。我们探讨了这个以前被忽视的GRB人口的贡献，扩散中微子背景内的内部冲击模型，并将其与典型的HL人口。通过考虑两个群体的各种参数（如光度、光谱突变能、持续时间、变化时间、洛伦兹因子、红移）的分布范围，我们发现，虽然很难从单个LL伽玛暴中探测到中微子，但LL群体对弥散中微子背景的贡献大于HL群体，约为$10^{8}$ GeV。
2007-01-02 astro-ph
Generalized Tests for Eight GRB Luminosity Relations
长持续时间的伽马射线暴（GRB）有八种光度关系，其中可观测到的暴特性可以产生暴的光度和距离。这使得伽玛射线暴成为宇宙学的有用工具。最近，两个测试已经提出（由Nakar和Piran和李），其中一个八个关系声称有重大问题。在本文中，我们推广这些测试，并将其应用到所有八个伽玛暴光度关系。(a)在考虑了数据的不确定性和相关性的分散性后，所有八个关系都通过了Nakar & Piran检验。(b)当伽玛暴红移已知时，所有八个关系都是好的，例如用于校准关系和伽玛暴哈勃图的目的。(c)我们证实了以前的结果，即当所寻找的未知红移>1.4时，E_γ，等- E_peak Amati关系必然产生很大的误差条。(d)Ghirlanda等人的E_gamma - E_peak关系式，当所寻找的未知红移>3.4时，必然产生很大的误差条. (e)其他六个关系从李的歧义测试来看没有任何问题。
2007-01-18 astro-ph
The Luminosity Function of Long Gamma-Ray Bursts and their rate at z>6
我们计算了三种不同情况下长伽马射线暴（GRB）的光度函数（LF）和形成率：i）GRB跟随宇宙星形成，LF随时间恒定; ii）GRB跟随宇宙星形成，但LF随红移变化; iii）GRB优先在低金属丰度环境中形成。然后，我们根据Swift 3年的数据测试了模型预测，结果表明情况i）被强烈排除。此外，我们表明，明亮的伽玛暴的雨燕检测到的数量表明，伽玛暴应该经历了某种红移的光度演化，在过去更明亮。最后，我们提出了利用z>5.5的伽玛暴余辉谱的观测结果来约束再电离历史，并将我们的方法应用于伽玛暴050904的情况。
2008-08-05 astro-ph
SN 2006aj and the nature of low-luminosity gamma-ray bursts
我们提出了SMARTS联盟的光学/红外光变曲线SN 2006 aj与GRB 060218。我们发现，这一事件是广泛类似的两个先前观察到的事件SN 1998 bw/GRB 980425和SN 2003 lw/GRB 031203。特别是，与典型的长持续时间伽马射线暴相比，所有这些事件在伽马射线中都大大发光不足。我们发现，即使是一个这样的事件斯威夫特的观察意味着一个足够大的真实事件率，以创建困难，在解释这些事件作为典型的伽玛暴观察离轴。因此，这些事件似乎与高亮度伽玛暴有本质的不同，而且比高亮度伽玛暴更常见，后者已经被大量观测到，红移至少为6.3。伽玛暴的内禀能量范围的存在可能会对使用伽玛暴作为标准烛光提出挑战。
2006-05-30 astro-ph
Luminosity Function of Gamma-Ray Bursts Derived Without Benefit of Redshifts
我们发现，在1024毫秒的时间尺度上选择的伽马射线暴（GRB）的<V/Vmax>的欧几里德值与光谱硬度相关。<V/Vmax>的值的范围从软突发的0.42到最硬突发的0.26。假设在一个定义明确的样本中，宇宙学天体的欧几里德值<V/Vmax>是一个距离指标，那么硬爆发必须位于更大的红移，因此比软爆发更明亮。由于目前观测到的GRB红移数量很少，因此不能明确地显示出由此产生的亮度-硬度相关性。基于<V/Vmax>-硬度关联，我们在不考虑红移的情况下导出了伽玛暴的光度函数，但必须假设伽玛暴的共动率随红移的变化。我们提出的亮度函数的三个模型的伽玛暴率作为红移的函数，基于恒星形成率。峰值光度函数近似为破缺幂律，在50-300 keV范围内各向同性等效破缺光度约为10^51.5 erg·s^-1，总局域速率密度为0.5 Gpc^-3 y^-1。预测的伽玛暴计数作为流量和红移的函数。基于伽玛暴的光度函数，我们进行了模拟，产生亮度硬度相关，这表明，最硬的伽玛暴是约20倍的亮度比最软的。
2001-01-10 astro-ph
The Luminosity and Redshift Distributions of Short-Duration GRB
利用BATSE峰通量分布，我们重新推导了短暴的光度函数，并与观测到的长暴红移分布进行了比较。我们表明，这两种分布是兼容的假设，短以及长的爆发遵循恒星形成率。在这种情况下，观测到的两种分布之间的差异可以解释为主要是由于探测器对长爆发和短爆发的灵敏度不同，而短爆发的局部速率为0.1 h_70^3 Gpc^-3 yr^-1。我们还考虑了短伽玛暴可能与双星中子星合并有关的可能性，并估计了合并时间延迟对光度函数和红移分布的影响。我们发现，在这种情况下，短伽玛暴的局部速率约为0.8 h_70^3 Gpc^-3 yr^-1。假设所有的双星合并系统都产生短的伽玛暴，我们发现典型的喷注张开角为1.6
2005-02-11 astro-ph
Absolute Rate, Evolving Luminosity function, and Evolving Jet Opening Angle Distribution for Long Gamma-Ray Bursts
利用由谱峰能量-光度关系推导出的光度函数和表观伽玛暴率，研究了伽玛暴的绝对形成率，同时考虑了喷注光度演化和喷注张角演化的影响。在不存在喷流张角演化的情况下，高红移暴的喷流校正光度远大于低z（z> 1）暴的典型值。另一方面，如果喷流光度不随时间演化，高z暴的喷流张开角应远小于低z暴的喷流张开角。因此，最好考虑两种演变效应。我们还估计了星系中的局部伽玛暴事件率为~10^{-7}-10 ^{-5}/yr。
2005-12-06 astro-ph
Probing the low-luminosity GRB population with new generation satellite detectors
我们比较了低光度（LL）GRB的检测率和红移分布的本地化雨燕与那些预计将被观察到的新一代卫星探测器GLAST（现在费米），在未来，EXIST。虽然GLAST爆发望远镜在15 - 150 keV波段的灵敏度低于斯威夫特，但它的大视场意味着它将使斯威夫特对LL爆发的探测率增加一倍。我们表明，斯威夫特，GLAST和EXIST应检测约1，2和30 LL伽玛暴，分别在5年的运行期。EXIST上的爆发望远镜应该以比斯威夫特的BAT大一个数量级以上的速度探测LL GRB。我们表明，LL伽玛暴的检测范围将从$z \simeq 0.4$的斯威夫特到$z \simeq 1.1$在EXIST时代。此外，LL爆发对观测到的GRB红移分布的贡献将有助于在$z \simeq 1$的分布中的可识别的功能。
2008-08-29 astro-ph
Constraints on the Spatial Distribution and Luminosity function of GRBs
伽马射线暴的距离尺度一直是科学界争论了近30年的话题。在发现余辉之前，只有间接的方法可以用来限制这个物体的距离尺度。我回顾了其中的一些结果，并显示了目前的限制的空间分布和亮度函数的伽玛暴。用不同方法得到的结果表明，伽马射线暴位于典型的红移值$z_{ave}$ 1 ~ 2之间，但可能存在一个向更高红移延伸的长尾分布。根据Beppo SAX爆的红移估计的GRB光度函数的宽度（最亮与最暗观测到的爆发的本征亮度之比）几乎是$10^3$。
1999-11-23 astro-ph
The peak luminosity - peak energy correlation in GRBs
我们利用22个长伽马射线暴（GRB）的红移测量值，导出了峰值亮度-峰值能量（L_iso - E_peak）的相关关系.我们发现它的斜率与时间积分的各向同性发射能量E_iso和E_peak之间的相关性相似（Amati et al.2002）。对于我们的样本中的15个伽玛暴，我们计算了准直校正的峰值亮度L_gamma，并发现它与E_peak相关。然而，这具有比E_peak和E_gamma之间的相关性更大的散射（时间积分发射能量，针对准直进行校正; Ghirlanda等人，2004），我们将其归因于通过全局能量学估计开度角的事实。然后，我们选取了442个具有赝红移的伽玛暴的大样本，通过滞后-光度关系来检验L_iso-E_peak相关的存在性。利用该样品，我们还探索了时间分辨量（即L_iso，p）与发射峰处的峰值能量E_peak，p之间的相关性的可能性。
2005-02-23 astro-ph
GRB060614 is at High Redshift, So No New Class of Gamma-Ray Bursts is Required
长时间的伽马射线暴（GRB）与核心坍缩超新星密切相关，所以当最近发现GRB 060614（据报道红移为0.125）没有可见的超新星时，这是令人惊讶的。三个独立的研究小组得出了相同的结论，即这一事件迫使存在一种新的以前未被怀疑的伽马射线暴。这个结论的问题是红移并不可靠，因为测量的星系发射线只是将视线附近最亮星系的红移给出给了伽玛射线暴余辉。幸运的是，已知有八种不同的光度指标可以给出伽玛暴本身的光度（以及红移）。结合起来，这些光度指标已经被证明可以给出红移，平均一西格玛误差为26%，基于69个具有光谱红移的伽玛暴。对于GRB 060614，光度指示器都一致地给出了爆发的高光度，这意味着高红移。这可以通过尖峰多峰光变曲线、高E_{peak}值、接近于零的光谱滞后和喷射中断的时间来看出。量化，我们从八个光度指标中得出1.97的红移（1.44<z<2.81一西格玛）。所有雨燕UVOT波段的余辉探测得到的额外信息进一步将红移限制在<1.71，因此最终允许的红移范围是1.44<z<1.71，这很容易解释为什么没有超新星可见。因此，GRB 060614的红移很高，肯定不是一类新的伽玛暴的证据。
2006-08-23 astro-ph
A comprehensive analysis of Swift/XRT data: I. Apparent spectral evolution of GRB X-ray tails
在{ \em Swift} XRT光变曲线中，常观察到瞬发γ暴之后的早期陡衰变分量，这被认为是瞬发γ射线的尾发射。根据观测到的060218和060614伽玛暴尾部的强光谱演化，对2005年2月至2007年1月期间探测到的{ \em Swift}伽玛暴尾部进行了系统的时间分辨光谱分析。我们选择了一个样本的44尾巴是足够明亮的时间分辨光谱分析。其中11个尾区光滑，没有明显的耀斑叠加，光谱没有明显的时间演化。我们认为，这些尾巴占主导地位的曲率效应的提示伽马射线由于延迟的传播光子从大角度相对于视线。更有趣的是，33个尾巴显示出清晰的硬到软的光谱演化，其中16个是直接跟随即时伽玛暴的光滑尾巴，而其他的则与大耀斑叠加。我们专注于16个干净，光滑的尾巴，并考虑三个玩具模型来解释光谱的演变。结构射流的曲率效应和一个模型调用叠加的曲率效应尾部和一个假定的潜在的软排放组件不能解释所有的数据。第三个模型，它调用了一个不断变化的指数光谱，似乎再现了所有爆发的光变曲线和光谱演化，包括GRB 060218和060614。需要更详细的物理模型来理解明显的演化效应。
2007-07-28 astro-ph
Theoretical interpretation of luminosity and spectral properties of GRB 031203
用我们的理论模型解释了用INTEGRAL对源GRB 031203的X射线和γ射线观测。除了一个完整的时空参数化的伽玛暴，我们特别假设，余辉发射起源于热光谱的共同移动的框架中的膨胀重子物质壳。通过确定该模型的两个自由参数和估计ISM的密度和结构，我们再现了在20-200 keV能量带内观测到的光度。在以前的来源，即时辐射的余辉和亮度子结构的峰值一致，显示起源于ISM的附属结构。我们预测一个明确的硬到软的行为在瞬时光谱。INTEGRAL观测到的20秒以上的时间积分谱拟合良好。尽管这个源被认为是“不寻常的”，但在我们看来，它是一个正常的低能伽玛射线暴。
2005-10-10 astro-ph
A universal GRB photon energy-peak luminosity relation
伽玛暴的能量学和发射机制还不清楚。在这里，我们证明了瞬时峰值通量或等效各向同性峰值光度L_iso ergs ^-1，而不是积分通量或等效各向同性能量E_iso ergs，是已知高能相关性的基础。使用新的光谱/时间参数计算的101个突发的红移从BATSE，BeppoSAX，HETE-II和雨燕，我们描述了一个参数空间，其特征在于明显不同的性质的提示发射。我们证明，无论爆发的持续时间、光谱、亮度和探测仪器如何，都可以构造出一个特征光子能量/峰值亮度比K_z的源框架，它在2倍以内是常数。新的参数化体现了Amati关系，但表明Epeak和Eiso之间的某些相关性是从能带函数中直接推导出来的，Eiso到Liso的简单变换可以得到伽玛暴的普遍高能相关性。K_z的存在表明，所有γ暴的瞬发机制可能主要是热机制。
2007-10-19 astro-ph
Low-Luminosity GRB 060218: A Collapsar Jet from a Neutron Star, Leaving a Magnetar as a Remnant?
伽马射线暴（GRB）060218的亮度比典型的长GRB低10^5倍，与超新星（SN）有关。射电余辉显示没有喷流中断，因此这种爆发可能是由扫过恒星表面的SN激波产生的轻微相对论性球形外流引起的。由于这个模型在能量上是困难的，我们建议无线电余辉是由最初准直流出（喷流）的非相对论相位产生的。我们的喷流模型是由SN分量中的光学线性偏振检测支持的。我们还分析表明，喷流可以穿透祖星。我们分析了这次爆发的瞬发观测数据，得到了一条平滑的幂律光变曲线，其持续时间可能超过10^6秒。这种行为与典型伽玛暴X射线耀斑的长间歇活动形成对比，这意味着这种爆发的中心引擎不同于典型伽玛暴。这一论点与对这次爆发的SN分量的分析是一致的，这表明祖先星的质量较小，坍缩成中子星而不是黑洞。这种低光度伽玛暴的准直校正事件率估计比典型的长伽玛暴高10倍左右，它们可能形成不同的伽玛暴种群：低光度伽玛暴是由大质量恒星坍缩时来自中子星的轻度相对论喷流产生的，而典型的长伽玛暴是由来自黑洞的高度相对论喷流产生的。我们认为GRB 060218的中心发动机是一颗脉冲星（或磁星），其初始自转周期P0 ~ 10 ms，磁场磁场B ~ 10 ^16 G.将来可能会观测到磁星的巨大耀斑。
2007-01-08 astro-ph
Application of the Variability -> Luminosity Indicator to X-Ray Flashes
我们已将拟议的可变性->光度指标应用于BeppoSAX号卫星上的宽视场照相机观测到的十次“X射线闪光”（XRF），BATSE调查数据已存在。我们的研究结果表明，变异性->光度指标可能适用于XRF。假设是这样的话，我们发现XRF的光度和红移分布与长持续时间的伽马射线暴（GRB）的一致，因此大多数XRF可能不是很高的红移GRB。XRFs和GRB具有相似的光度和红移分布，这一事实表明XRFs和长持续时间GRB是由相似的机制产生的。
2003-12-18 astro-ph
Curvature Effect of a Non-Power-Law Spectrum and Spectral Evolution of GRB X-Ray Tails
在许多伽玛暴早期余辉的陡衰减阶段观测到的明显的光谱演化引起了人们对高纬度“曲率效应”解释这一阶段的极大关注。然而，以前的曲率效应模型只调用一个简单的幂律谱时，提示内发射停止。我们研究了一个模型，调用“曲率效应”的更一般的非幂律谱和测试这个模型与雨燕/XRT数据的一些伽玛暴。我们表明，可以重现所观察到的光变曲线和表观光谱演化的几个伽玛暴使用一个模型调用幂律谱与指数截止。GRB 050814是一个例子。
2008-11-04 astro-ph
The luminosity of GRB afterglows as distance estimator
我们研究了在X射线和光学波长下观察到的余辉光变曲线的聚类。我们构造了一个已知距离和X射线余辉的61个爆发样本。伽玛暴源可分为三类，即光学和X射线亮余辉、光学和X射线暗余辉以及光学亮X射线暗余辉。我们认为这种聚集与火球的总能量、外部介质密度、火球能量在相对论电子和磁场中所占的比例有关。本文提出了一种根据暴后一天观测到的d射线通量和光学性质估算伽玛暴源红移的方法。我们用这种方法对最近探测到的三个已知红移的SWIFT伽玛暴进行了测试，发现它与光谱学报道的距离很好地吻合。
2008-10-02 astro-ph
A Cosmology-Independent Calibration of Gamma-Ray Burst Luminosity Relations and the Hubble Diagram
伽马射线暴（GRB）在宇宙学应用中的一个重要问题是，由于缺乏足够的低红移GRB样品，GRB光度/能量关系的校准依赖于宇宙学模型。在本文中，我们提出了一种新的方法来校准伽玛暴关系在宇宙学无关的方式。由于相同红移的天体应该具有相同的光度距离，而且直接从观测中得到的Ia型超新星（SNe Ia）的距离模量完全与宇宙学无关，因此我们从Ia型超新星的哈勃图中插值得到了在给定红移下伽玛暴的距离模量。然后，我们校准七个伽玛暴关系，而不假设一个特定的宇宙学模型，并构建一个伽玛暴哈勃图约束宇宙学参数。从$1.4<z\le6.6$观测到的42个伽玛暴中，我们得到了$Ω_{\rm M}=0.25_{-0.05}^{+0.04}$，$Ω_Λ=0.75_{-0.04}^{+0.05}$，对于平坦的$Λ$ CDM模型和具有常数状态方程的暗能量模型$w_0=-1.05_{-0.40}^{+0.27}$，在1- $σ$的置信区间内与协合模型一致.
2008-09-10 astro-ph
The nature of GRB980425 and the search for off-axis GRB signatures in nearby type Ib/c supernovae emission
将Ib/c型超新星鉴定为GRB祖先的动机是GRB 980425与SN 1998 bw和GRB 030329与SN 2003 dh的关联。虽然GRB 030329的伽玛射线光度是宇宙学伽玛暴的典型特征，但附近的GRB 980425（40 Mpc）的光度要低5个数量级。这种巨大的光度差异通常可以通过假设SNe Ib/c产生两种不同类型的伽玛暴来解释，或者GRB 980425是离轴观察的典型宇宙学伽玛暴喷流。在后一种情况下，强烈的无线电发射，~10^{30} erg/s Hz，预计在约1年的延迟，由于喷流减速到亚相对论速度，从GRB 970508观察。SN 1998 bw的射电光度比这个值低3个数量级。我们发现，如果围绕着前身的风的密度低于通常的预期，那么低射电通量可能与离轴喷流解释一致，\dot{m} =（\dot{M} /10^{-5} M_sun/yr）/（v/10^3 km/s）~0.1而不是\dot{m} >=1。较低的\dot{m}值与观测到的超新星冲击波进入风中的无线电发射一致。这种解释预言了在~10年的延迟下，在~1 mJy 10 GHz的通量和~23 mV的光通量下，在~10 mas的角源尺寸下，到亚相对论膨胀的转变。这也意味着，为了寻找与附近Ib/c超新星有关的离轴伽玛暴的特征，应该在多年的时间尺度上进行跟踪观测。
2003-11-20 astro-ph
The Gamma Ray Burst Luminosity Function in the Light of the Swift 2-year Data
通过拟合BATSE卫星观测到的差分峰值通量分布，计算了长伽马射线暴（GRB）的光度函数（LF）和形成率，并分析了三种不同的情况：i）GRB跟随宇宙星形成，LF随时间变化; ii）GRB跟随宇宙星形成，但LF随红移变化; iii）GRB优先形成于低金属丰度环境。我们发现，由BATSE和雨燕获得的差分峰值通量数计数可以使用相同的LF和GRB形成率再现，这表明这两颗卫星正在观察相同的GRB人口。然后，我们根据Swift 2年的数据检查了由此产生的红移分布，特别关注在z>2.5时检测到的相对较大的伽玛暴样本。我们表明，模型中，伽玛射线暴跟踪宇宙恒星的形成，并描述了一个恒定的LF被排除的高Z斯威夫特检测的数量。这一结论不依赖于缺乏光学识别的暴的红移分布，也不依赖于z>2时恒星形成率下降的存在，也不依赖于所采用的GRB LF的暗端。快速观测可以通过假设LF随红移而变化和/或GRB的形成仅限于低金属丰度环境来解释。
2007-01-11 astro-ph
Quantifying the Luminosity Evolution in Gamma-ray Bursts
利用Band，Norris，$&$ Bonnell（2004）的红移和光度数据，通过滞后-光度相关，估算了900多个伽玛暴的光度演化和形成速率。通过应用极大似然技术，我们能够推断的真实分布的父伽玛暴人口的光度函数和密度分布的方式，占探测器的选择效果。我们发现，占数据截断后，仍然存在着显着的平均光度和红移之间的相关性，表明遥远的伽玛暴平均比附近的同行更明亮。这与以前的研究表明强烈的源演化和最近的观测下发光附近的伽玛射线暴是一致的。我们发现没有证据表明，在目前的样本中的伽玛暴与已知的红移的光束角的演变，这表明这种亮度的增加不能是由于伽马射线发射的准直的演变。由此产生的光度函数是很好的拟合与一个单一的幂律指数$L'^{-1.5}$，这是由幂律和高斯结构射流模型预测的值之间的中间。我们还发现，GRB同动率密度在$1<z<2$之间有一个大的峰值，在$z> 3$以上有一个稳定的下降。这一速率密度与目前对宇宙恒星形成速率的估计在质量上相匹配，有利于一个短命的大质量恒星祖先模型，或者是一个在致密天体形成和最终合并之间有短暂延迟的双星模型。
2006-01-07 astro-ph
A very low luminosity X-ray flash: XMM-Newton observations of GRB 031203
通过XMM-Newton对GRB 031203进行了两次观察，第一次是在爆发后6小时开始观察，第二次是在3天后。第一次和第二次观测的余辉平均通量为0.2-10.0keV，分别为4.2+/-0.1x10 ^-13和1.8+/-0.1x10 ^-13 erg/cm^2/s，衰减非常缓慢，符合指数为-0.55+/-0.05的幂律。从对瞬发发射的尘埃回波的检测推断出的瞬发软X射线通量强烈地暗示了该爆发非常软，并且应该被归类为X射线闪光（XRF），并且进一步地暗示了在瞬发和余辉阶段之间或在早期余辉中的陡峭的时间斜率（<~-1.7），与后期余辉衰减斜率非常不同。一个幂律（伽马=1.90+/-0.05）的吸收水平与银河前景吸收一致，很好地拟合了余辉光谱。一个明亮的低红移（z=0.105）星系位于X射线位置的0.5角秒之内，很可能是伽玛射线暴的宿主。在这个红移，GRB 031203是继GRB 980425之后已知的最接近的GRB或XRF。它在爆发中有非常低的等效各向同性伽马射线能量（~3x10^49 erg）和余辉中的X射线光度（10小时时为9x10^42 erg/s），比典型的爆发低3-4个数量级，但高于微弱的XRF 020903或GRB 980425。X射线余辉的快速初始衰减和随后非常缓慢的衰减也与GRB 980425中观察到的相似，表明GRB 031203可能代表低光度爆发。
2004-03-19 astro-ph
Calibration of Gamma-Ray Burst Luminosity Indicators
几种伽马射线暴（GRB）光度指示器（LI）已被提出。与Ia超新星不同，用低红移的样品校准伽玛暴激光器是困难的。基于贝叶斯理论，本文提出了一种不引入低红移伽玛暴样品的激光干涉仪标定方法。我们的方法的要点包括：（1）用窄红移范围（Δ z）内的伽玛暴样品校准激光干涉仪中的幂律指数;（2）在合理的宇宙学参数范围内边缘化激光干涉仪的系数。我们以我们新发现的多变量GRB LI为例，通过模拟测试我们的方法的有效性。我们发现，虽然系数强烈依赖于宇宙学参数，幂律指数不，只要Δ z是足够小的。对于特定的伽玛暴样品，δ z的选择可以根据样品的大小和观测不确定度来判断。没有更好的红移来执行指数的校准，而较低的红移对于系数的边缘化是优选的。最好的策略是在基准中间红移（例如z~1或z~2）周围的窄红移区间内收集GRB，因为发现观测到的GRB红移分布在z=（1 - 2.5）附近达到峰值。我们的模拟结果表明，以目前测量GRB各向同性能量、光谱突变能量和光学时间突变时间的观测精度，在Δ z ~ 0.30的红移仓内的25个GRB将对我们的光度指标（删节）进行精细的校准。
2006-03-26 astro-ph
INTEGRAL and XMM-Newton observations of the low-luminosity and X-ray rich burst GRB 040223
GRB 040223由INTEGRAL和XMM-牛顿观测。GRB 040223的峰值通量为（1.6+/-0.13）x10^-8 ergs cm^-2 s^-1，注量为（4.4+/-0.4 x10 ^-7 ergs cm^-2，陡光子幂律指数为-2.3+/-0.2，能量范围为20-200 keV。陡峭的谱线表明它是一个富X射线的伽玛暴，辐射能量高达200 keV，E_peak < 20 keV.如果E_peak < 10 keV，则其将有资格作为具有高能量发射的X射线闪光。X射线数据的光谱指数β_x = -1.7+/-0.2，时间衰减为t^（-0.75+/-0.25），柱密度很大，为（1.8 x 10^22）cm^-2。利用亮度-滞后关系得到红移（z = 0.1+0.04-0.02）。10小时后，伽马射线辐射的各向同性能量和X射线亮度分别比经典伽玛暴小1000和100倍。GRB 040223与将Amati关系外推到包括XRF 030723和XRF 020903的区域一致。
2005-08-28 astro-ph
Are there cosmological evolution trends on Gamma-Ray Burst features?
伽马射线暴（GRB）的光变与其绝对峰值亮度有关，这一关系曾被用来估算GRB的红移。最近Amati等人给出了几个已知红移的伽玛暴的光谱和能量性质的结果。本文分析了两组伽玛暴的性质，一组由余辉观测得到红移，另一组由光度-光变关系得到红移。我们研究了不同类型伽玛暴在宇宙学静止坐标系下的红移依赖性特征，包括暴持续时间、各向同性亮度和辐射能量以及$νF_ν$谱的峰值能量$E_p$。我们发现，这两组伽玛暴的性质都与红移有关，即它们的内禀持续时间、亮度、辐射能量和峰值能量$E_p$都与红移有关，这意味着伽马射线暴的特征存在宇宙学演化效应，这为研究伽玛暴的性质提供了一条有趣的线索。如果这是真的，那么结果也意味着由光度-光变关系导出的红移可能是可靠的。
2003-07-04 astro-ph
Gamma-ray bursts: towards a standard candle luminosity
在伽马射线暴（GRB）的研究中，通常假设亮度级反映距离级，比较亮和暗GRB的平均性质。当亮度是用来反映到光源的距离时，使用一个具有小的本征色散的量仍然很重要。我们在这里提出了一种方法来比较的固有色散的各种措施的伽玛暴亮度。这种方法假设附近的爆发是均匀分布在一个欧氏空间，没有密度或光度的演变。然后我们用它来比较BATSE目录中的5个GRB亮度测量值。我们的分析表明，更好的（即分散）的亮度措施，在低能量和伽玛射线暴更接近标准烛光低于100千电子伏以上。我们认为，超过100千电子伏的发射光束可以解释这种行为。
1997-10-09 astro-ph
Tail emission from a ring-like jet: its application to shallow decays of early afterglows and to GRB 050709
与脉冲星类似，伽马射线暴源的磁轴和自旋轴可能不在同一条线上。由于旋进磁轴的准直，这可能导致环状喷流。我们分析了这种喷流的尾辐射，发现如果喷出物的洛伦兹因子不是很高，它有一个时间指数为-1/2的浅衰变相。这个相位与{ \it{swift} }探测到的一些早期X射线余辉的浅衰减相一致。环形喷流具有急剧上升和非常急剧衰减的尾尖。这种效应可以解释GRB 050709的X射线余辉的再增亮和急剧衰减。
2006-09-19 astro-ph
High-energy cosmic-ray nuclei from high- and low-luminosity gamma-ray bursts and implications for multi-messenger astronomy
伽马射线暴（GRB）是超高能（约10^18.5 eV）宇宙射线（UHECR）源的候选源之一。利用Geant 4研究了伽玛暴中包含重核的高能宇宙线加速，并讨论了它的各种意义，同时考虑了高光度（HL）和低光度（LL）伽玛暴.这是因为如果LL伽玛暴形成一个独特的种群，它们也可能对观测到的UHECR通量做出重大贡献。我们表明，不仅质子，而且更重的核可以加速到超高能量的内部，（外部）反向和正向冲击模型。我们还表明，超高能重核，如铁的生存条件几乎是相同的约TeV的伽马射线从源逃逸，并为高能量中微子不会产生太多。中微子和GeV-TeV伽马射线望远镜，如IceCube和KM 3 Net，GLAST和MAGIC的多信使天文学将是重要的，看看GRB是否可以成为超高能重核的加速器。我们还展示了高能中微子和伽马射线的预期光谱，并讨论了它们的可探测性。此外，我们还讨论了GRB-UHECR假说的含义。我们指出，由于HL-GRB和LL-GRB的数密度差别很大，因此用UHECR观测确定它们的数密度也是很重要的。
2008-05-27 astro-ph
Luminosities, Space Densities and Redshift Distributions of Gamma-Ray Bursts
我们使用基于5.9年BATSE DISCLA数据的伽马射线暴（GRB）的BD 2样本，采用各种光度函数模型，推导出GRB的特征光度、空间密度和红移分布。以前发表的开放宇宙和适度密度演化的伽玛暴的结果表明，在50-300 keV波段，如果发射是各向同性的，特征峰值亮度约为5 × 10 **51 erg/s，局部空间密度约为0.2 Gpc**-3 yr**-1。在本文中，我们举例说明了几种光度函数模型的峰值通量，光度和红移的预测分布。我们也使用光度函数模型来解决超新星和伽玛暴之间的联系。如果所有的Ib/c型超新星都有一个伽玛暴，那么聚束率应该是10**-5-10 **-3.5。我们发现，GRB 980425，如果正确地确定与SN 1998 bw，必须是一个人口的一部分，不同于大部分的GRB。
2000-01-07 astro-ph
Global characteristics of GRBs observed with INTEGRAL and the inferred large population of low-luminosity GRBs
INTEGRAL拥有两台灵敏的伽马射线仪器，截至2007年7月已探测到46次伽马射线暴。我们提出的光谱，空间和时间的属性的爆发的INTEGRAL伽玛射线暴目录使用的数据从成像仪，IBIS，光谱仪，SPI。用幂律、能带模型和准热模型计算了伽玛暴的光谱特性。光谱滞后，即低能量伽马射线相对于高能量伽马射线到达的时间延迟，测量了31个伽玛暴。用幂律分布拟合的光子指数分布与Swift得到的结果一致。峰值通量分布表明，INTEGRAL比Swift探测到更多的弱伽玛暴，因为它在较小的视场内具有更高的灵敏度。在IBIS的完全编码视场中，大于~0.15 ph cm^-2 s^-1的伽玛暴的全天速率约为1400 yr^-1。在光谱滞后分布中识别出两组，一组具有短滞后<0.75 s（在25-50 keV和50-300 keV之间），另一组具有长滞后>0.75 s。大多数的长滞后伽玛暴被推断有低的红移，因为它们的长光谱滞后，它们的倾向有低的峰值能量和微弱的光学和X射线余辉。它们主要是在超银道面方向观测到的，四极矩Q=-0.225+/-0.090，因此反映了宇宙的局部大尺度结构。低光度的长滞后伽玛暴在Ib/c型超新星中的比例约为25%。其中一些爆发可能是由没有超新星的大质量恒星的坍缩产生的，或者是由不同的祖先产生的，比如两颗白矮星的合并，或者一颗白矮星与一颗中子星或黑洞的合并，可能是在没有宿主星系的星团环境…
2008-05-06 astro-ph
Are all Gamma Ray Bursts like GRB 980425, GRB 030329 and GRB 031203?
我们研究了在z=0.17范围内发现三个GRB（980425，030329，031203）的概率，给出了与经典宇宙学爆发的log N-log S关系一致的光度函数（即，观察到的）。我们表明，为了使这三个低z事件的概率是不可忽略的（从而使其更有可能属于同一类的经典宇宙学爆发），爆发的光度函数必须是一个破碎的幂律。通过类比推理与光束AGN，我们表明，观察是一致的预期，如果GRB 980425和GRB 031203确实是正常的爆发看到侧面。在这个模型中，在未来的\sim 20年内，用HETE类仪器将不会观测到z=0.17的亮爆发。
2004-09-29 astro-ph
The Decline of the Source Population of Gamma-Ray Bursts and Their Luminosity Function
源人口的伽马射线暴（伽玛暴）下降到目前的时代是一致的恒星形成率的测量下降。我们表明，使用3255长BATSE伽玛暴的亮度分布中发现的离线扫描的BATSE连续1.024秒计数率记录。这一结论的重要性得到了加强，因为在过去两年中探测到了三个红移大于10^{52} erg/s的伽玛暴。这是一个支持普遍认为的伽马射线暴与恒星产生密切相关的观点的论点，至少在宇宙学时间尺度上，并且支持长伽马射线暴与超大质量恒星坍缩的联系。然而，我们仍然不能排除中子星合并，如果双星系统演化的典型延迟时间是相对较短的。如果我们假设伽玛暴的粒子数在z>1.5时急剧下降，那么它们的光度函数就可以清楚地勾勒出来。对于至少1.7个数量级的低光度，光度函数接近幂律dN/dL ~ L^{-1.4}。然后，假设各向同性发射，在50-300 keV范围内，光度函数在L = 3*10^{51} erg/s附近出现更陡的斜率或指数下降。
2002-01-21 astro-ph
Redshifts For 220 BATSE Gamma-Ray Bursts Determined by Variability and the Cosmological Consequences
我们发现，伽马射线暴（GRB）的时间变化似乎与绝对亮度的爆发：平滑的爆发本质上是不那么明亮。这种类似造父变星的关系可以用来从仅在伽马射线能量下测量的参数确定伽马射线暴的红移。这种关系目前仅基于7个事件，需要用更多事件进一步证实。本文详细介绍了从暴和瞬变源实验（BATSE）中获得的220个明亮的长伽玛暴的亮度和红移的转换过程，并探讨了宇宙学后果。特别是，我们推导出的伽玛暴率作为$z$的函数，而不假设光度函数或伽玛暴率遵循恒星形成率（SFR）。我们发现伽玛暴的形成速率为（1+z）^{3.3 \pm 0.3}。当z > 2时，用于推导SFR的观测结果会受到尘埃的强烈影响，而GRB观测结果则不会。如果伽马射线暴跟踪恒星形成，那么我们的结果表明，SFR并没有在z \sim 2处达到峰值，而是继续增加，直到z \sim 10。我们已经使用爆发形成率来校正观测到的GRB光度函数的不完整性，由于检测阈值，导致光度函数的幂律指数为\sim -2.3，在低光度下略有翻转。我们的变化-光度关系的现实需要确认，但如果有效，将提供一个强大的工具，研究伽玛射线暴和早期宇宙。
2000-07-27 astro-ph
Cosmological Aspects of Gamma-Ray Bursts: Luminosity Evolution and an Estimate of the Star Formation Rate at High Redshifts
利用Fenimore & Ramirez-Ruiz（2000）的光度-变率关系，计算了220个伽马射线暴（GRB）的红移和光度，结果表明GRB的光度与红移之间存在着显著的相关性。特别地，我们发现平均光度的演化可以用L ~（1+z）^（1.4 +-0.5）表示，其中z是爆发红移。我们讨论了这种演变背后的可能原因，并将其与其他已知的表现出类似行为的来源进行了比较。此外，我们使用非参数统计技术来独立地估计爆发的光度和红移的分布，占的演变（与以前的研究相比，假设光度函数是独立的红移）。我们提出这些分布，并讨论其影响。最重要的是，我们发现了一个伽玛暴的共动率密度继续增加到（1+z）~ 10。从这个估计的伽玛暴率密度，我们然后使用的人口合成代码的Fryer等。（1999）估计的恒星形成率在高红移，基于不同的祖先模型的伽玛暴。我们发现，无论是祖先或人口合成模型，恒星形成率增加或保持不变，非常高的红移（z ~ 10）。
2002-04-01 astro-ph
Time-evolution of Peak Energy and Luminosity Relation within Pulses for GRB 061007: Probing Fireball Dynamics
利用Suzaku/WAM和Swift/BAT对GRB 061007的亮长伽马射线暴进行了时间分辨光谱分析。由于WAM的大有效面积，我们可以研究光谱峰值能量Et_peak和1秒时间分辨率的亮度Lt_iso的时间演化，我们发现1秒时间分辨率的亮度Lt_iso，我们发现时间分辨脉冲也满足Epeak-Liso关系，这是其他爆发的时间平均光谱所发现的，说明每次脉搏的物理条件都是一样的此外，每个脉冲的初始上升相位可以是该关系的异常值，其中Et_peak值高约2倍。这种差异可能表明，火球半径扩大了2-4倍和/或大部分洛伦兹因子的火球是减速的4倍，在初始阶段，提供了一个新的探测火球动态实时。
2008-12-19 astro-ph
Is the time lag-luminosity relation of GRBs a consequence of the Amati relation?
滞后-光度关系（LLR）提供了一种通过测量不同能带之间的光谱滞后来估计伽玛暴光度的方法。我们想了解LLR的起源并测试其有效性。如果LLR被用作距离指示器，这显得特别重要。我们对两个光谱带之间的滞后进行线性分析。滞后作为两个频带中给定脉冲的最大值之间的时间间隔获得。我们得到了一个简单的表达式的滞后，这表明在一个非常简单的方式，它是如何通过峰值能量和光谱指数的变化与爆发的光谱演化。当这个表达式是耦合到阿马蒂关系，它会导致一个LLR，同意与观测结果，只有当突发的频谱演变是有限的，在脉冲衰减过程中的峰值能量的减少。然而，当还考虑频谱指数的变化时，预测的LLR不同于观察到的LLR。我们简要地讨论了解决这个问题的一些方法，如脉冲尖峰和爆发亮度之间可能存在的相关性。
2007-02-01 astro-ph
Short GRBs: Rates and luminosity function implications
我们比较了由BATSE短硬爆（SHBs）峰值通量分布推断的光度函数和速率与Swift/HETE II观测到的SHBs的红移和光度分布。Swift/HETE II SHB样本与遵循恒星形成率的SHB种群不相容。然而，它与SFR之后的延迟时间分布兼容。如果SHB与双中子星（DNS）系统的合并有关，情况就是这样。DNS可能是“原生的”，也可以在核心坍缩期间通过球状星团中的二元交换相互作用动态形成。我们发现的隐含SHB率范围为\sim 8 ~ \sim 30 h_（70）^3 Gpc^（-3）yr^（-1）。这个速率比以前估计的要高得多，当考虑到光束时，它与根据双星统计估计的中子星合并速率相当。如果伽玛暴是在合并中产生的，那么隐含的比率实际上保证了LIGO II甚至可能被LIGO I检测到。
2006-10-13 astro-ph
High-Redshift Starbursting Dwarf Galaxies Revealed by GRB Afterglows
本文研究了15个z>2的长持续时间伽马射线暴（GRB）宿主星系。为了比较星际介质（ISM）吸收线特性与宿主星系的恒星特性，我们选择了具有早期余辉光谱的伽玛暴。除了五个以前研究的主机，我们认为新的检测GRB 050820和GRB 060206的主机星系和地方2西格玛上限的亮度剩余的身份不明的主机。研究发现：（1）GRB宿主星系的紫外光度分布与平均光度<L（UV）>= 0.1L * 的紫外光度加权随机星系群的期望值一致;（2）紫外发光度与Si Ⅱ 1526吸收宽度之间存在中等程度的相关性，这与观测到的W（1526）>1.5 Ang的大线宽一起表明宿主星系中存在星系外流驱动的速度场;（3）在z=2-4的恒星形成星系中，ISM金属丰度随星系光度的降低而降低;（4）发现GRB宿主中的星际紫外辐射场比银河系平均值高约35-350倍;（5）在所有已知存在强MgII吸收体的区域中，在距离GRB宿主< 2”处发现了额外的星系，但在没有强MgII吸收体的区域中，在距离GRB宿主< 2”处没有发现额外的昏暗星系。我们的研究证实了伽玛暴宿主星系（具有已知的光学余辉）是z>2时未被遮蔽的恒星形成星系的代表，并表明高空间分辨率图像对于精确识别存在强干涉吸收体的伽玛暴宿主星系是必要的。
2008-09-15 astro-ph
The Connection Between Spectral Evolution and GRB Lag
Norris等人已经证明，在伽马射线暴（GRB）中观测到的高能光子和低能光子之间的到达时间延迟与GRB的绝对光度有关。尽管这种光谱滞后的重要性显而易见，但对其起源还没有一个完整的解释。我们提出这种滞后是由伽玛暴谱的演化直接引起的。特别是，当伽玛射线暴的$νF_ν$谱达到最大值（$E_{pk}$）的能量通过四个BATSE通道衰减时，每个通道中的光子通量峰值将不可避免地被抵消，产生我们测量的滞后。我们通过测量具有测量滞后的干净单峰爆发的样本的$E_{pk}$衰减率（$Φ_{o}$）来测试该假设。我们发现衰变时间尺度和光谱滞后之间存在直接的相关性，从而证明了低能光子的时间延迟和$E_{pk}$的衰变之间的关系。这意味着伽玛暴的亮度与爆发的光谱演化速率直接相关，我们相信这开始揭示滞后-亮度相关性背后的潜在物理学。我们讨论了几种可能的机制，可能会导致观察到的演变和它的连接到亮度的爆发。
2002-07-01 astro-ph
The faint-galaxy hosts of gamma-ray bursts
将观测到的伽马射线暴（GRB）宿主星系的红移和星等与三个基本GRB模型的预言进行了比较，其中GRB的同动率密度是（1）正比于宇宙星形成率密度，（2）正比于总积分恒星密度，（3）常数。这三个模型都假设在每一个时期，星系中发生伽马射线暴的概率与该星系的宽带光度成正比。没有假设伽玛暴是标准烛光，甚至它们的光度函数是窄的。这三个速率密度模型都与迄今为止观测到的伽玛暴宿主星系相一致，尽管模型（2）相对于其他模型稍不受欢迎。模型（1）和（3）对宿主星系的星等和红移分布做出了非常相似的预测;如果没有对宿主星系恒星形成速率的测量，这些模型可能无法区分。比28等暗的宿主星系的比例可能会限制星系光度函数在高红移时的暗端，或者，如果观察到的比例很低，可能表明爆发星系是从低光度宿主中驱逐出来的。在所有的模型中，在11个样本中找到z<0.008的伽玛暴的概率小于10^（-4），这强烈表明伽玛暴980425如果与超新星1998 bw有关，则代表了一个独特的伽玛暴类别。
1999-02-22 astro-ph
Testing the gamma-ray burst variability/peak luminosity correlation on a Swift homogeneous sample
我们测试的时间变化和峰值亮度的$γ$ -射线轮廓上的36个雨燕/BAT的GRB与公司红移测定均匀样品的伽马射线暴之间的相关性。这是第一次，这种相关性可以测试一个同质的数据样本。只要忽略6个低亮度伽玛暴（在静止坐标系100-1000 keV能带中<5 × 10 ^{50} erg s^{-1}），相关性就得到了证实。我们确认，相当大的分散的相关性已经知道是不是由于不同的仪器与不同的能量带的数据的组合，但它是内在的相关性本身。由于Swift/BAT前所未有的灵敏度，在低光度GRB上测试了可变性/峰值光度相关性。我们的结果表明，这些伽玛暴是明确的离群值。
2007-04-19 astro-ph
GRB 050826: A Subluminous Event at z = 0.296 Finds its Place in the Luminosity Distribution of Gamma-Ray Burst Afterglows
我们提出了在红移z = 0.296 +/- 0.001的GRB 050826的宿主星系的光学识别和光谱。在连续三个晚上获得的观测结果之间的图像相减，揭示了爆发后5小时的褪色物体，确认其识别为该事件的光学余辉。深度成像显示，光学余辉从其不规则宿主星系中心偏移了0.4角秒（~1.76千秒差距），这是长时间伽马射线暴的典型特征。将这些结果与Swift XRT仪器获得的X射线测量结果相结合，我们发现GRB 050826完全落在低红移（z < 0.3）的亚发光、亚高能长伽马射线暴群中。结果进行了讨论的背景下，可能占这种趋势，包括中央引擎的性质，祖属性的红移函数的演变，并在当前的伽马射线暴样本的不完整性的模型。
2007-05-11 astro-ph
Constraints on Jets and Luminosity Function of Gamma-ray Bursts Associated with Supernovae
如果伽马射线暴（GRB）通常与1998 bw这样的超新星有关，则意味着一个相对较宽的内禀光度函数，这表明存在大量未被探测到的暗暴，而且事件率比通常假设的要高得多。如果假设伽玛暴的本征光度函数是一个幂律函数：${ϕ(L)} \propto {L^{-β}}$（$β> 0$，$L_{min} \leq L \leq L_{max}$），那么BATSE 4 B星表的数据可以用来约束斜率指数$β$和动态范围宽度Log ${L_{max}\over L_{min}}$。通过与观测的Log $N$ - Log $P$的K-S检验比较，我们发现了对伽玛暴火球模型、伽玛暴喷流以及伽玛暴对宇宙γ射线背景可能贡献的限制。我们发现了$10^2<L_{max}/L_{min} < 10^7$的可接受的动态范围，结果表明喷流模型比火球模型更可能与高能爆炸有关，我们的研究还表明喷流的纯狭义相对论效应所提供的光度函数超出了K-S检验的可接受范围。然而，如果内禀聚束将喷流限制在$θ_{max} < 1/γ$，相对论聚束的影响就不会占主导地位。
1999-09-07 astro-ph
The afterglow of gamma ray bursts II: the cases of GRB 970228 and GRB 970508
相对论性壳层的高辐射膨胀解释了GRB 970228和GRB 970508两个爆发余辉的所有观测特征。特别是，在第一种情况下，观测到的软X射线通量的时间依赖性t^-1.32很容易重现。当周围物质密度的比例为r^-2时，同样的模型可以解释GRB 970508}的余辉现象，这种余辉乍看起来可能与GRB 970228的余辉不一致。特别是，它示出，在光学光度和平坦的时间依赖性的X射线光度的后期峰值同时解释周围物质的不均匀性，所观察到的光学时间延迟是正确地再现标准参数值，和无线电发射的时间延迟和通量水平也得到了解释。
1997-06-06 astro-ph
Neutrino-cooled accretion and GRB variability
对于吸积率Mdot~0.1 Msun/s到几个太阳质量的黑洞，预计盘的内部将从平流主导过渡到中微子冷却。这种转变的特点是急剧变化的磁盘属性。我认为，在这个过渡期间，适度增加的吸积率导致强大的增强坡印亭亮度的伽玛暴流和减少其重子负载。这些变化的特点的伽玛暴流转化为变化的伽玛射线光谱从光球的流动。光球解释的伽玛射线暴发射解释了观测到的伽玛射线暴脉冲随光子能量的增加而变窄，以及爆发内和爆发之间的亮度-光谱峰值关系。
2007-04-12 astro-ph
