Detecting TeV Gamma Rays from Gamma Ray Bursts by Ground Based Muon Detectors
研究了用大面积μ子探测器探测TeV能区伽马射线暴（GRB）的可能性。这些探测器可以通过探测TeV光子在地球大气中产生的次级μ子来探测TeV能量光子。我们计算了预期的μ子数和信号的平方根噪声比在这些探测器由于TeV的伽玛射线从个别伽玛暴的亮度，距离观察者（红移），伽玛射线积分谱指数，光子谱的最大能量截止和持续时间的各种假设，包括TeV光子在星系际红外辐射背景的吸收的影响。我们还计算了预期的可检测TeV-GRB事件在这些探测器中使用最近确定的宇宙中的伽玛暴的光度和红移分布率。
2001-08-20 astro-ph
High Energy Cosmic Rays from Local GRBs
我们已经建立了一个模型，解释宇宙射线的能量E之间的\~0.3 PeV和能量的第二膝在E_2 ~ 3*10^{17} eV起源于最近的银河系伽马射线暴（GRB），发生在约100万年前，在1千秒差距从地球。假设伽玛暴的相对论激波注入最高能量的幂律分布的宇宙射线（CR）。来自局部伽玛暴的CR的扩散传播解释了在E_1 ~ 3*10^{15} eV的第一膝附近和之上的CR谱。第一个和第二个膝盖被解释为直接连接到星际介质中的等离子体湍流的注射在~1 pc和~100 pc的规模，分别。在E > E_2时，河外伽玛暴向CR的跃迁发生。CR光谱中E ~ 4*10^{18} eV处的踝状物起源于宇宙学时间尺度上UHECR的大气能量损失，这也是Berezinsky和合作者提出的。在E> E_{GZK} = 6*10^{19} eV时，任何偏离指数截止行为的极高能量CR的显著过剩通量，都意味着在时间尺度t <10 ^8年的时间尺度上，来自本地河外源的~10 Mpc的近期伽玛射线暴活动的重大贡献。
2005-08-23 astro-ph
On the spectra and distance scale of short Gamma Ray--Bursts
本文讨论了BATSE探测到的短伽玛暴的光谱特性，并与长伽玛暴进行了比较。短伽玛暴光谱的详细模拟表明，它们（平均而言）比长事件更硬（因为通过比较它们的硬度比已经发现）确实是由于短伽玛暴中更硬的低能光谱分量（即带的幂律或截止幂律模型），而不是具有类似于长事件的峰值能量。另一个悬而未决的问题是短伽玛暴的距离尺度。虽然少数红移测量表明它们的z<1，但统计研究（对本地星系或X射线选择性星系团）表明它们应该更本地化。
2007-01-16 astro-ph
Prompt GRB emission from gradual energy dissipation
我计算预期从坡印廷通量为主的伽马射线暴（GRB）流中的能量逐渐消散的磁重联的排放。在这幅图中，辐射粒子的能量由加热和冷却平衡（缓慢加热模型）决定。详细的辐射转移计算表明，在汤姆逊光学深度为1阶时，主要的辐射过程是逆康普顿散射。同步自吸收发射和逆康普顿在汤姆逊流的薄部分占主导地位。由于库仑碰撞（汤姆逊流厚的部分）和同步加速器光子的交换（汤姆逊流薄的部分），电子在整个耗散区域保持热状态。由此产生的光谱自然解释了观测到的伽玛射线暴发射的亚MeV突变以及突变上方和下方的光谱斜率。该模型预测，伽玛射线的幂律尾有一个高能量的截止，通常在~0.1-1 GeV的能量范围内，应该是可观察到的{ \it GLAST}。该模型还预测了一个即时发射组件在光学和紫外线与GeV的排放。该模型解释了GRB 061121的瞬发辐射的观测结果，其能量范围从光学到~1 MeV。
2008-09-04 astro-ph
Theoretical predictions of spectral evolution of short GRBs
我们给出了引力坍缩过程中电磁场强度超过产生$e^+e^-$对的临界值时辐射的光谱特性。漂移从软到硬的能量和高能量切断已被发现，与纯黑体光谱的比较概述。
2007-03-23 astro-ph gr-qc
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
The MAGIC Telescope - Prospects for GRB research
主要大气伽马射线成像切伦科夫望远镜合作项目正在建造一台大型切伦科夫望远镜（直径17米），用于以高灵敏度探索10 GeV以上的伽马射线能量范围。这个未来天文台的科学计划中的一个亮点是快速跟踪观测伽玛暴的计划。我们所说的“快速”是指通知和开始观察之间的延迟小于30秒。对于100 MeV以上0.1 Hz的EGRET计数率和2.0的谱指数，预期的伽马计数率为100 Hz的量级（这将对应于60 s爆发持续时间的10^{-5} erg cm^{-2}的注量）。良好的光子统计将允许确定光谱，寻找截止点和测量光变曲线的时间分辨率为1秒的顺序。
1999-04-13 astro-ph
Is there a galactic component for the ultra high energy cosmic rays?
在伽马射线暴（GRB）可能是超高能宇宙线（UHECR）起源的假设下，我们提出了UHECR起源的两个分量（银河系和河外）模型。该模型基于两个事实。第一个是BATSE星表中伽玛暴角分布的各向异性。其次，在所有已定位的长伽玛暴中，只有大约15%的伽玛暴有光谱红移，大约38%的伽玛暴有X射线、光学或射电余辉。到目前为止，在短伽玛暴中，没有发现余辉和红移，这表明这些伽玛暴源位于银河系内部或附近。这两个组件的UHECR模型进一步支持的UHECR超过$10^{18}$ eV从银河系中心区域的方向的实验证据。该模型以一种自然的方式解释了能量超过GZK截止值的宇宙射线的存在。
2005-10-20 astro-ph
Spectral Properties of Prompt Emission of Four Short Gamma-Ray Bursts Observed by the Suzaku-WAM and the Konus-Wind
我们利用Suzaku-WAM和Konus-Wind实验对四个明亮的短伽马射线暴（GRB）的瞬发辐射进行了联合分析。这种联合分析使我们能够在更宽的能带上以更高的精度研究短持续时间爆发的光谱特性。我们发现，这些爆发有一个高的E $_{\rm peak}$，约1兆电子伏，并有一个更难的幂律组成部分比长伽玛暴。然而，我们不能确定这些光谱是否遵循截止幂律模型或带模型。我们还研究了光谱滞后，硬度比，推断各向同性辐射能量和存在的软发射驼峰，为了将它们分为短或长的伽玛暴使用几个标准，除了爆发持续时间。我们发现，所有的标准，除了软驼峰的存在，支持的事实，我们的四个伽玛暴样品被正确地归类为属于短类。此外，我们的宽带分析表明，没有证据表明伽玛暴具有非常大的硬度比，如在BATSE短伽玛暴样品中所看到的，并且我们的四个短伽玛暴的光谱滞后与零一致，即使在MeV的能带中，与长伽玛暴不同。虽然我们的短伽玛暴样品仍然有限，这些结果表明，短伽玛暴的光谱硬度可能没有显着不同的长伽玛暴，也在高能量的光谱滞后可能是一个强有力的标准爆发分类。
2008-01-16 astro-ph
Spectral analysis of Swift long GRBs with known redshift
我们研究了雨燕卫星探测到的47个具有已知红移的长持续时间伽马射线暴（GRB）的光谱和能量学性质。由于Swift-BAT探测器的能量范围较窄（15-150 keV），因此光谱拟合仅适用于具有2个或3个参数的拟合模型。由于预计误差之间存在高度不确定性和相关性，因此有必要对误差进行仔细分析。我们拟合的幂律（PL，2参数）和截止幂律（CPL，3参数）模型的时间积分谱的47个爆发，并提出了相应的参数，其不确定性，以及不确定性之间的相关性。CPL模型是可靠的，只有29爆发，我们估计的nuf_nu峰值能量Epk。对于这些伽玛暴，我们计算了能量注量和静止坐标系各向同性等效辐射能量Eiso，以及它们之间的传播不确定性和相关性。我们探讨了我们的均匀样本的伽玛暴的分布上的休息框架图E 'pk与Eiso。我们确认这两个数量之间的显着相关性（“阿马蒂”关系），我们验证，在不确定性范围内，没有离群值。我们还将谱拟合到一个带模型中，并将高能幂律指数冻结到-2.3，得到了与非雨燕伽玛暴的“Amati”关系相当好的一致性。
2007-08-23 astro-ph
Short gamma-ray bursts as a possible probe of binary neutron star mergers
我们研究了短伽马射线暴（GRB）的性质，假设它们都与双中子星合并有关，其形成机制包含大量的不确定性。特别地，我们重点讨论了短时间伽玛暴率估计所必需的合并时间分布，我们简单地将其参数化为具有较低截止时间尺度τ的P_m（t）\propto t^α。使用这样的参数化和宇宙恒星形成率的特定模型计算的短伽玛暴速率被发现对τ的值非常不敏感，但对α相当敏感。用这种形成率模型拟合了BATSE观测到的峰值通量分布。在拟合过程中，将局部短伽玛暴率ρ 0作为自由参数之一，在ρ 0 = 0.1- 2 yr^{-1} Gpc^{-3}时，拟合效果最好，这取决于其它自由参数以及（τ，α）表示的形成率模型。我们还讨论了短伽玛暴可能来源的内在性质，如喷流结构，内在光度函数，和内在的持续时间分布的几个影响。
2004-06-02 astro-ph
On the spectrum of Ultrahigh Energy Cosmic Rays and the Gamma Ray Burst Origin Hypothesis
宇宙学上的伽马射线暴（GRB）可以产生观测到的最高能量的宇宙射线通量。然而，最近对伽玛暴的研究表明，它们的红移分布可能遵循平均恒星形成率的分布，并且在高红移时伽玛暴的数量更多。因此，我们表明，光生子生产的能量损失所遭受的高能宇宙射线来自伽玛暴将产生太尖锐的光谱高能量截止与空气淋浴数据一致。此外，我们表明，宇宙学伽玛暴未能提供所需的能量输入占宇宙射线通量10 EeV以上的100-1000倍。
2001-03-21 astro-ph hep-ph
Coronal Gamma Ray Bursts as the sources of Ultra High Energy Cosmic Rays?
我考虑了超高能宇宙射线在位于银河日冕的伽马射线暴中被加速的可能性，从而绕过了Greisen-Zatsepin-Kuz'min截止所提出的问题。在日冕伽马射线暴模型中，超高能ECR的加速可能发生在产生超高能ECR的日冕中：在Podsiadlowski、Rees和Ruderman（1995）的模型中，允许拟合伽马射线暴观测的相同参数导致了对与Bird等人（1994）事件相对应的最高可实现能量的估计，以及宇宙射线中非常低的光度。我证明，如果Milgrom和Usov（1995 a）的观测结果得到证实，河外伽玛暴关于超外碰撞核反应加速的模型是站不住脚的，但同样的约束不适用于日冕模型。此外，我表明，粒子加速的效率需要比宇宙学模型中的伽玛暴小得多（要求不高）。关于随后的宇宙射线光谱分布仍然是未知数。我还简要讨论了区分这两种可能性的观察策略。
1995-10-30 astro-ph
Afterglow spectrum of a gamma-ray burst with the highest known redshift z=6.295
伽马射线暴（GRB）及其余辉被认为是研究宇宙恒星形成演化、星系际介质再电离和宇宙金属富集历史的极好探针，因为GRB的瞬发γ射线辐射在z>10的距离内都是可以探测到的。迄今为止，测量到的最高红移为z=4.50。本文报道了GRB 050904在爆发后3.4天获得的余辉光谱。该光谱在光谱的长波长端显示出清晰的连续性，在约9000 A处具有尖锐的截止，这是由于具有阻尼翼的红移为6.3的Ly α吸收。在Ly α破裂的短波段内存在小通量。在红移z=6.295 +- 0.002的重元素吸收线系统也被探测到，产生了一个精确测量的最大已知的伽玛射线暴的红移。对Si II精细结构线的分析表明，GRB祖星周围存在密集的金属富集环境，提供了宇宙年轻于10亿年时星系中气体性质的独特信息。
2005-12-02 astro-ph
Prompt optical emission from residual collisions in GRB outflows
伽马射线暴中的瞬发伽玛射线发射被认为是由相对论非定常外流中的内激波产生的。最近检测到的即时光发射伴随着即时伽马射线发射似乎与此模型不一致，因为流出的等离子体预计是高度光学厚的光学光子。我们在这里表明，在短，~ 1毫秒，时间尺度上的流动特性的波动，这驱动的伽马射线产生的碰撞在小半径，预计将导致“残留”的碰撞在更大的半径，光学深度的光学光子是低的。后期残留碰撞自然地解释了相对明亮的光发射。伽马射线和光发射的明显不稳定性是由于等离子体膨胀的高度相对论速度。残余碰撞也可能解释早期“陡降”阶段的X射线发射，其中半径被推断为大于伽马射线发射半径。最后，我们指出，在大半径的剩余碰撞的逆康普顿发射预计将有助于显着的高能量的发射，因此可能会“涂抹”对生产光谱截止。
2008-01-03 astro-ph
A Blind Search for Bursts of Very High Enery Gamma Rays with Milagro
米拉格罗探测器是一个水-切伦科夫探测器，它观测能量E> 100 GeV的宇宙伽马射线产生的扩展空气簇射。米拉格罗的有效面积在能量E~ 10 TeV时达到峰值，但即使低至几百GeV（100 GeV时约为10 m^2），它仍然很大。Milagro的宽视场（~2sr）和高占空比（>90%）使其成为持续监测头顶天空瞬态甚高能量（VHE）排放的理想选择。这项研究搜索了Milagro的数据，以寻找此类排放。尽管这次搜寻主要是为了探测伽马射线暴（GRB）的辐射，但它仍然对原始黑洞蒸发最后阶段的辐射或任何其他产生VHE伽玛射线暴的现象敏感。由卫星测量的伽玛射线暴光谱高达几十个GeV，没有显示出截止的迹象。尽管对$GeV/TeV$伽马射线敏感的多种仪器已经对伽马射线暴进行了观测，但还没有对这种发射进行明确的探测。其中一个原因是能量E>~ 100 GeV的伽马射线会因与河外背景光的相互作用而衰减，或者在爆发点被内部吸收。有许多模型可以预测伽玛暴的VHE γ射线辐射。对这种辐射的探测或限制可以提供有关伽玛暴产生机制和环境的有用信息。这项研究对过去五年的米拉格罗数据进行了盲检，以寻找持续时间从100微秒到316秒的VHE伽马射线爆发。外部仪器未提供GRB定位。相反，整个数据集在时间，空间和持续时间上进行了彻底搜索。未检测到重大事件。对伽玛暴的VHE排放设定了上限。
2008-11-10 astro-ph
Compton Echoes from Gamma-ray Bursts
最近对伽马射线暴（GRB）的观测提供了越来越多的证据，准直流出和发射，并加强了GRB和超新星之间的联系。如果大质量恒星是伽玛暴的前身，硬光子脉冲将在爆发前的稠密环境中传播。星周物质将康普顿散射即时伽玛射线暴辐射，并产生反射回波。我们计算了各种发射几何形状和环境气体分布中此类康普顿回波的亮度、光谱和光变曲线，并表明传播到红超巨星风中的脉冲产生的延迟硬X射线闪光可以被斯威夫特探测到z~0.2。与瞬发暴的伽马射线谱无关，由于康普顿下散射，反射回波通常会在m_ec^2/2和m_ec^2之间显示出高能截止。在每球面度的爆发能量固定的情况下，反射回波的亮度与瞬发脉冲的光束立体角Ω_b成正比，而在固定的极限通量上方的天空中可检测到的明亮回波的数量随着Ω_b^{1/2}而增加，即在更准直的喷流的情况下，它更小。在爆炸后一个月内没有X射线回波，这严重限制了SN 1987 A中可能存在的横向伽玛暴喷流。在GRB 990123中观测到的r波段余辉比在致密的红超巨星环境中从各向同性的瞬发闪光中预期的光学回波要暗。显著的MeV延迟发射可以通过由减速火球与散射的X射线辐射的相互作用产生的体康普顿（或康普顿拖曳）效应来产生。
2000-04-15 astro-ph
A Gamma Ray Burst with a 220 Microsecond Rise Time and a Sharp Spectral Cutoff
伽马射线暴GRB 920229有四个极端和前所未有的特性：亮度上升，e-折叠时间尺度为$220 \pm 30 μs$，亮度下降，e-折叠时间尺度为$400 \pm 100 μs$，光谱形状在$768 μs$时间内发生大的变化，以及$ΔE/E = 18 %$对高能量的急剧光谱截止。在爆发开始后0.164 s观察到的光变曲线中的尖峰期间发生快速变化。该光谱在200 keV处具有峰值$νF_ν$，在239 keV以上没有显著的通量，尽管在尖峰衰减期间截止能量移动到小于100 keV。这些数字可以用来严格限制爆炸的火球模型。能量产生区的厚度必须小于$\sim 66 km$，喷射出的壳层沿特定半径的洛伦兹因子的色散必须小于大约1%，并且辐射发射区的角尺寸从爆发中心看为1弧分量级。导致光谱急剧截止的物理机制尚未确定。
1998-10-18 astro-ph
Prompt GRB spectra: detailed calculations and the effect of pair production
我们提出了详细的计算的提示频谱的伽马射线暴（GRB）的火球模型框架内预测，其中排放是由于内部冲击在一个不断扩大的相对论风。我们的时间相关的数值模型描述了回旋同步辐射发射和吸收，逆和直接康普顿散射，和e^ \pm对的生产和湮灭（包括高能电磁级联的演变）。特别地，它允许光子湮灭产生的e^ \pm对的能量分布的自洽计算，并且因此允许当由于对的散射光学深度τ_ \pm高时产生的光谱的计算。结果表明，对于中等到大的τ_ \pm，发射峰在~ 1 MeV，τ_ \pm ~ 10 ^2.在这种大的紧度区域中，我们发现：（i）即使对于大的τ_ \pm，也有很大一部分激波能量可以作为辐射逃逸，（ii）谱对磁场能量分数的依赖很弱;（iii）光谱是硬的，ε ^2 dN/脱氮\propto ε ^α，其中0.5<α<1，在自我专注（epsilon_{ssa} = 10^{0.5 \pm 0.5} keV）和峰值（epsilon_{peak} = 10^{0.5 \pm 0.5} MeV）光子能量，（iv）并且在~10 MeV处显示出锐截止;（v）热康普顿化导致辐射峰值在γ_peak>=30 MeV，因此不能解释观测到的GRB谱。对于小的紧凑性，光谱扩展到>10 GeV的磁通量可检测的GLAST，并在低能量的频谱依赖于磁场的能量分数。因此，在~1 GeV和~ 100 keV的通量的比较可以允许确定磁场强度。对…
2004-06-01 astro-ph
Quasi-universal Gaussian jets: a unified picture for gamma-ray bursts and X-ray flashes
从伽马射线暴（GRB）到X射线闪光（XRF），观测到的相关性Ep \propto（E_{iso}）^{1/2}对幂律通用喷流模型和锥形喷流模型都提出了问题，在幂律通用喷流模型中，每个立体角的能量随着相对于喷流轴的角度的平方倒数而减小，而锥形喷流模型在喷流束内具有均匀的能量密度，在喷流边缘具有尖锐的能量截止。在这里，我们表明，目前的GRB-XRF瞬发发射/余辉数据可以理解为GRB-XRF喷流是准通用的和结构化的，具有类似高斯或类似的结构，即，一种是射流具有特征角度，内部能量变化温和，蒙特卡罗模拟表明，目前的数据与这种准普遍的高斯喷流是兼容的，其典型的张角为5.7（+3.4）（-2.1）度，标准射流能量约为log（E_j/1 erg）= 51.1+-0.3。根据该模型，在当前仪器灵敏度下，整个GRB-XRF群体的真实数与观测数之比约为14。
2003-12-16 astro-ph
Synchrotron Radiation as the Source of Gamma-Ray Burst Spectra
本文研究了同步辐射模型作为伽马射线暴谱源的问题。我们表明，包括同步自吸收的可能性，一个“平滑截止”的电子能量分布，和各向异性分布的电子俯仰角产生了整个范围内的低能量光谱行为。此外，我们还指出，在有限带宽范围内对GRB数据进行谱拟合的过程会在谱参数之间引入虚假的相关性，特别是nuF_nu谱的峰值E_p和低能光子谱指数α（E_p越低，α的拟合值就越低（越软））。从这种相关性和知识的E_p分布，我们展示了如何获得预期的分布的α。我们表明，光学薄的同步加速器模型与各向同性的电子俯仰角分布可以解释低于α =-2/3的α分布。如果我们放松加速电子光谱中存在一个尖锐的低能截止的不切实际的假设，并允许一个更渐进的断裂，就可以实现这种一致。我们表明，这个低能量部分的电子光谱可以在最平坦的。我们还表明，光学薄的同步辐射模型与各向异性的电子俯仰角分布可以解释所有的爆发与-2/3 <α <= 0$。极少数低能量谱指数高于α =0的爆发可能是由于同步加速器自吸收频率进入BATSE窗口的下端。我们的结果还预测了伽玛暴时间演化过程中α和E_p之间的特殊关系。我们给出了伽玛暴谱演化的例子，并讨论了这些行为与上述模型的一致性。
2000-07-05 astro-ph
Detectability of Pair Echos from Gamma-Ray Bursts and Intergalactic Magnetic Fields
伽马射线暴的高能辐射可以产生对回波，即在$γ-γ$与星系际背景辐射相互作用中产生的次级$e^{\pm}$对的延迟逆康普顿辐射。我们调查的可探测性，这样的排放与现代伽玛射线望远镜。的光谱和光变曲线的计算范围很广的参数，应用最近开发的Ichiki等人的形式主义。通量强烈依赖于未知的星系际磁场的大小和相干长度，我们划定的范围内的场强和红移，允许可检测的回声。相关的不确定性，如高能量截止的初级伽马射线光谱和宇宙红外背景的强度进行了讨论。GLAST和MAGIC可能能够探测到来自具有红移$\lesssim 1$的GRB的成对回波发射，如果原始谱扩展到$\sim 10 ~ {\rm TeV}$的话。
2008-06-17 astro-ph
The updated spectral catalogue of INTEGRAL Gamma-Ray Bursts
我们提出了一个目录的所有突发检测和本地化的IBIS仪器板上的INTEGRAL卫星从2002年11月至2008年9月的属性。样本由56个爆发组成，相当于每月约0.8个GRB。由于INTEGRAL爆发警报系统的性能，50%的IBIS伽玛暴探测到了余辉，而5%的伽玛暴有红移测量。使用最新的软件和校准对INTEGRAL公共档案中的43个爆发进行了光谱分析，得出了一个更新的、均匀的和准确的样本光谱特征目录。在可能的情况下，还进行了时间分辨光谱分析。样品中的伽玛射线暴具有20-200 keV的能量密度，范围为5 x 1 E-8 - 2.5 x 1 E-4 erg cm-2，峰值通量范围为0.11 - 56 ph cm-2 s-1。虽然大多数的光谱都很好地拟合的幂律与光子指数~ 1.6，我们发现，9爆发更好地描述了截止幂律，导致在35- 190 keV的范围内的Ep值。尽管这些结果与Swift上BAT获得的结果相当，但有一个边际证据表明ISGRI检测到的爆发比Swift/BAT更暗。使用修订的光谱参数和更新的天空曝光图，也考虑到GRB触发效率的影响，我们加强了与长光谱滞后的微弱爆发的超星系平面的空间相关性的证据（Foley等人，2008年）。
2009-01-08 astro-ph
High Energy Emission from the Prompt Gamma-Ray Burst
我们研究了同步辐射和同步辐射自康普顿（SSC）的内部冲击，负责在伽玛暴的即时伽玛射线发射，并考虑这两个组件之间的关系，考虑到高能量（HE）截止由于对生产和汤姆逊散射。我们发现，为了使同步加速器的峰值能量为E_p \sim 300 keV，且变化时间t_v>1 ms，需要洛伦兹因子r <350，这意味着在\sim 30 MeV以上没有HE发射，并且同步加速器分量将在所有能量中占主导地位。如果我们想要E_p \sim 300 keV和高达2 GeV的瞬发He发射，如EGRET对GRB 940217所探测的，我们需要Γ \sim 600和t_v \sim 0.1 ms，这可以通过超级AGILE来解决。如果这种即时HE发射在伽玛暴中是常见的，如可以由GLAST测试的，则对于t_v \gtrsim 1 ms，我们需要Γ \gtrsim 350，这意味着E_p \lesssim 100 keV。因此，如果X射线闪光是具有高t_v和Γ值的伽玛暴，它们应该产生\gtrsim 1 GeV的辐射。对于电子幂律指数p>2，SSC分量在100 MeV以上的发射中占主导地位。GLAST的未来观测可能有助于确定p的值以及HE发射是否符合单一幂律（一个分量--同步加速器，占主导地位），或者在\nuF_ν斜率从负变为正的地方有一个中断，这意味着SSC分量在\sim 100 MeV以上变得占主导地位。预计HE发射将…
2002-09-27 astro-ph
High-Energy Cosmic Rays from Gamma-Ray Bursts
提出了一个宇宙射线（CR）起源的模型，其能量从~10^14 eV到最高能量>10^20 eV。伽马射线暴（GRB）被认为是将CR质子和离子注入恒星形成星系（包括银河系）的星际介质中，其幂律谱扩展到最大能量约10 ^20 eV。膝盖附近的CR光谱与被早期银河伽马射线暴加速和注入的星系晕中的CR相吻合。这些CR扩散在磁盘和晕的星系由于陀螺共振俯仰角散射与MHD湍流在银河系的磁场。初步（2001年）KASCADE数据通过膝的CR光谱拟合的模型与能量依赖的传播CR离子从一个单一的银河伽玛暴。超高能CR（UHECR），与脚踝以上的能量被假定为直线传播与他们的光谱修改的光子，光对，和膨胀损失。假设伽玛暴源的同动光度密度与宇宙中可能的恒星形成率历史相一致，我们拟合了测量的UHECR谱。对于幂律CR质子注入p>2，该模型意味着GRB冲击波中的非热含量由~60-200的因子强子主导。计算表明，对于GRB爆炸波多普勒因子<~200，在更大尺度的中微子探测器如IceCube中，每年可以多次从所有GRB中探测到100 TeV-100 PeV的中微子。GLAST对伽马射线分量和截止值的测量将限制非热重子载荷和辐射效率的乘积，限制多普勒因子，并检验这一结果。
2004-01-13 astro-ph hep-ph
Gamma-ray bursts and collisionless shocks
无碰撞激波中的粒子加速被认为是宇宙射线产生的原因，宇宙射线的能量范围很广，从几个GeV到>10^{20}eV，以及各种高能天体物理源的非热辐射。然而，基于第一原理的无碰撞冲击理论并不存在。对伽马射线暴（GRB）“余辉”的观测为诊断相对论性无碰撞冲击的物理学提供了一个独特的机会。大多数伽马射线暴被认为与大质量恒星的爆炸有关。它们的“余辉”，即伽马射线迅速爆发后延迟的低能辐射，可以通过一个模型很好地解释，其中余辉辐射是由于电子在爆炸驱动的相对论无碰撞冲击波中加速同步辐射到周围的等离子体中。在这个模型的框架内，无碰撞相对论冲击波的一些显著特征被揭示出来。这包括产生能量密度超过上游磁场约8个数量级的下游磁场，这种强磁场在激波下游距离约10^{10}趋肤深度处的生存，以及粒子加速到幂律能谱d \log n/d \log E ~-2，可能延伸到10^{20}eV。在这次演讲中，我回顾了现象学的考虑，基于这些特征的推断，以及对我们目前的粒子加速模型和无碰撞冲击中磁场产生的挑战。本文简要讨论了基于自相似激波结构假设的一些最新理论结果。
2006-10-17 astro-ph
Ultra high-energy neutrino at GZK energy: Z-WW showering in dark halo and tau airshowers emerging from the Earth
本文提出银河系和局域热暗晕中的轻质量遗迹中微子作为束流倾倒量热器，解释超高能中微子（>ZeV）通过Z共振和WW-ZZ道产生簇射，与观测到的超高能宇宙射线谱中的团簇结构一致，并预言水平τ空气簇射事件率。
2026-06-19 astro-ph astro-ph.HE hep-ph
