Peak Energy-Isotropic Energy Relation in the Off-Axis Gamma-Ray Burst Model
利用一个简单的伽马射线暴瞬发的均匀喷流模型，我们再现了观测到的峰值能量-各向同性能量关系。一个蒙特卡罗模拟表明，低各向同性的能量部分的关系是由事件从离轴方向上看，和离轴事件的数量约为三分之一的轴上的排放。我们还计算了HETE-2探测到的伽玛暴、富X射线伽玛暴和X射线闪光的观测事件率，发现它们是相似的。
2004-05-12 astro-ph
Synchrotron Emissions in GRB Prompt Phase Using a Semi Leptonic and Hadronic Model
在这篇关于伽玛暴的即时发射的文章中，我们声称与磁场相关的一些重要参数，如它的指数分布，它的湍流谱指数和它的不规则性水平，将可以用GLAST测量。特别是峰值能量Epeak与总能量E的关系定律（如Amati定律）限制了湍流谱指数，并且在所有现有的MHD湍流理论中，仅与Kolmogorov标度兼容。因此，这些数据将允许一个更好地确定伽玛暴的性能作为粒子加速器。这为更认真地描述电子和质子加速提供了可能性。我们讨论了可能产生的UHECR和它的签名通过GeV-TeV同步辐射。
2008-10-14 astro-ph
Outliers to the Isotropic Energy - Peak Energy Relation in GRBs
峰值能量-各向同性能量（EpEi）关系是最近关于伽玛暴的最有趣的发现之一.它对我们理解暴的发射机制和伽玛暴在宇宙学研究中的应用有许多启示。然而，这种关系只在一小部分测量到红移的爆发样本中得到了验证。我们在这里提出一个测试是否有一个未知的红移爆发可以潜在地满足EpEi关系。应用此测试的一个大样本的BATSE突发，我们发现，这些突发的显着比例不能满足这种关系。我们的检验只对暗爆和硬爆敏感，因此这种关系可能仍然是一个不等式（即不存在本质上明亮的软爆）。我们的结论是，在具有已知红移的爆发样本中观察到的关系可能会受到观测偏差的影响，并且无法定位和定位只有少量光子的硬爆发和弱爆发。特别是，我们指出，检测，定位和红移测量的阈值基本上高于单独检测的阈值。我们预测，斯威夫特将检测到一些硬和弱的爆发，这将是离群值的EpEi关系。然而，我们无法量化这一预测。我们强调的重要性，了解检测本地化红移阈值为未来的雨燕检测。
2006-04-01 astro-ph
Evidence From HETE-2 For GRB Evolution With Redshift
在考虑阈值效应后，我们发现伽马射线暴的各向同性等效能量E_iso和亮度L_iso分别在5%和0.9%的显著水平上与红移相关。我们的结果是基于10个BeppoSAX伽玛暴和11个HETE-2伽玛暴已知的红移。我们的结果表明，各向同性等效能量和亮度的伽玛暴增加红移。他们加强了对BATSE伽玛暴目录分析的早期线索，使用爆发时间历史的可变性作为爆发光度（因此红移）的估计，并仅从BeppoSAX爆发的分析。如果各向同性等效能量和伽玛暴的光度确实随着红移而增加，这表明在高红移的伽玛暴喷流可能更窄，因此在高红移的伽玛暴祖先星的核心可能旋转得更快。它还表明，在非常高的红移下，伽马射线暴可能比人们想象的更明亮，因此更容易被探测到，这将使伽马射线暴成为宇宙学和早期宇宙的更强大的探测器。
2003-12-18 astro-ph
GRBs with optical afterglow and known redshift: a statistical study
我们提出了伽玛暴光学余辉的两个内禀参数之间的相关性。这些是光曲线最大值处的各向同性发光度（Lpeak）和观察到的最大值之后辐射的时间积分各向同性能量（Eiso）。我们检验了（Eiso）和（Lpeak）的相关性，最后根据第一次光学观测的结果，评价了不同样本的伽玛暴对观测结果的影响。
2007-01-10 astro-ph
The time ending the shallow decay of the X-ray light curves of long GRBs
结果表明，长伽马射线暴（GRB）的X射线余辉光变曲线的浅衰减结束时间的平均值和分布，到该时间为止的X射线余辉等效各向同性能量和等效各向同性GRB能量，以及它们之间的相关性，与GRB的炮弹（CB）模型所预言的完全一致。瞬发和余辉观测之间的相关性是很重要的，因为它们测试了伽玛暴模型的整体一致性。在CB模型中，γ射线暴的瞬发和余辉谱、余辉的终止时间、X射线余辉的复杂正则形状以及γ射线暴观测量之间的关联都不是意外，而是预言。
2007-03-27 astro-ph
Prompt High Energy $γ$-Ray Emission From the Synchrotron Self-Compton Process in the Reverse Shocks of $γ$-Ray Bursts
在伽马射线暴（GRB）火球模型的标准情景中，巨大的初始能量释放产生了一个扩展到外部介质中的相对论冲击波和一个进入并加热火球喷出物的反向冲击波。本文计算了反向激波中相对论电子对同步辐射光子的逆康普顿散射产生的高能γ射线辐射。在伽玛暴和星际介质的物理参数较好的情况下，我们的结果表明，在瞬发阶段，这种辐射在高能伽玛射线带的前向激波中占主导地位。这种机制可以很好地解释EGRET探测到的瞬发高能γ射线的观测结果，如GRB 930131。
2000-10-17 astro-ph
Beaming, Baryon-Loading, and the Synchrotron Self-Compton Component in Gamma-Ray Burst Blast Waves Energized by External Shocks
我们提出了详细的计算非热同步辐射和同步辐射自康普顿（SSC）光谱的爆炸波，激发与均匀的周围介质的相互作用。无线电，光学，X射线和伽马射线的光变曲线和光谱指数计算的标准参数集，产生硬伽玛射线暴光谱在提示发射阶段。因为没有横向传播的爆炸波是假定的，计算的时间中断代表最尖锐的中断可能从准直流出在一个均匀的周围介质。在观测到的GRB X射线余辉中没有SSC硬化，表明随着爆炸波的发展，磁场产生趋于均分。EGRET探测到的100 MeV-GeV光子观测迅速和90分钟后，GRB 940217归因于非热同步辐射和SSC发射减速冲击波，分别。SSC过程将产生TeV瞬发辐射，只要源中的$γ$ - $γ$不透明度小，就可以从红移为$z \lesssim 0.1$的GRB中观测到这种辐射。利用计划中的{ \it GLAST}任务测量100 MeV-GeV谱指数的时间依赖性，将绘制SSC分量的演变图，并测试外部冲击情景。来自未对准的伽玛暴的瞬态光学和X射线发射通常比本身不会触发伽玛暴探测器的脏火球和干净火球产生的轴上发射弱得多;因此，与伽玛暴无关的长波长瞬态的探测将不会明确地证明伽玛暴束。
1999-10-13 astro-ph
Flash-Heating of Circumstellar Clouds by Gamma Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）的爆炸波模型已经受到质疑，因为观测到的GRB光谱比通过光学薄同步辐射产生的光谱更硬。如果伽玛暴起源于大质量恒星的坍缩，那么靠近爆发源的星周云将被强烈的伽玛辐射照亮，这些云中的电子将迅速散射到数百keV的能量。随后穿过热等离子体的低能光子将被散射到更高的能量，从而硬化了电子光谱。这个效应解决了对同步加速器激波模型的“死亡线”异议。伽马射线暴附近的发光云将形成包含大量电子-正电子对的相对论等离子体，这些电子-正电子对可以在爆炸后的1-2天内被检测到，然后膨胀和消散。银河系中对湮没辐射的局部区域将揭示过去的GRB爆炸。
2000-02-15 astro-ph
Meson Synchrotron Emission from Central Engines of Gamma-Ray Bursts with Strong Magnetic Fields
伽马射线暴（GRB）被认为是由仍然未知的中央引擎提供动力的时间尺度在$1ms \sim$几秒的范围内。我们认为，如果伽玛暴中心发动机是一个可行的强介子同步辐射的网站，如果他们是紧凑的天体物理对象，如中子星或旋转黑洞具有极强的磁场$H \sim10^{12} - 10^{17}G$，如果质子或重核被加速到超相对论能量的顺序$\sim 10^{12}-10^{22}eV$。我们证明了像$π^{\pm}$这样的带电标量介子和像$ρ$这样的重矢量介子，它们在$π^{\pm}$上有几种衰变模式，可以通过与超相对论核子的强耦合以比光子大一千倍的高强度发射。这些介子同步辐射过程最终会产生具有$10^{12} eV \leq E_ν$的高能宇宙中微子爆发。这些中微子将在短伽马射线暴的早期持续时间内被探测到。
1999-09-16 astro-ph
Prompt Ultraviolet-to-Soft-X-Ray Emission of Gamma-Ray Bursts: Application to GRB 031203?
考虑到$γγ$对的产生和同步辐射自吸收，我们讨论了伽玛暴的瞬发辐射。所观察到的硬谱表明，在伽玛暴重对加载。产生的电子对的再发射导致能量从高能伽马射线传输到长波长辐射。由于强的自吸收，成对同步辐射处于光学厚区，在极紫外/软X射线波段出现了类似热的谱峰，而不是主爆发的谱峰。最近，由于发现了延迟尘埃回波，我们探测到了GRB 031203的瞬发软X射线发射，这似乎与模型预测的双峰结构相一致。类热特征和双峰结构的确认表明，伽玛暴的主要辐射机制是同步辐射而不是逆康普顿辐射。
2004-04-23 astro-ph
The Blast Energy Efficiency of GRBs
使用大多由以前的作者收集的数据，我们考虑了表观辐射效率$ε_γ$（定义为各向同性等效辐射输出与推断的爆炸各向同性等效动能的比值）和$E_{peak}^α$之间的线性相关性，其中$1.4<α<2$，对于22个GRB中的17个（Edd-Ronning和Zhang，2004）。我们以定量的方式注意到，这与$ε_γ$和$E_{peak}$受视角影响的假设一致。我们提出了一个更一般的理论推导表达式，这种相关性，可以用更丰富的数据集进行测试。如果$ε_γ$和$E_{peak}$两者的降低是由于视角效应，则实际辐射效率为$\sim 7$。我们还发现了一个单独的类弱伽玛射线暴余辉的初步证据（小样本）。
2005-03-24 astro-ph
The spectra of short Gamma-Ray Bursts
本文给出了BATSE探测到的短亮$γ$ -射线暴（GRB）的光谱分析结果，并与长亮暴的平均和时间分辨光谱特性进行了比较。虽然短伽玛暴的光谱参数确认，从以前的工作的基础上的硬度比，他们比长的事件更难，我们发现，这种差异主要是由于一个更硬的低能量的光谱分量存在于短爆发，而不是一个（轻微）不同的峰值能量。有趣的是，我们的分析还表明，短伽玛暴的发射特性类似于长事件的前2秒。这可能表明长和短伽玛暴的核心引擎是相同的，只是长伽玛暴工作的时间更长。我们发现，对于任何假设的红移，短爆发都不服从峰值频率与各向同性发射能量之间的相关性，而它们都能服从峰值频率与各向同性发射光度之间的类似相关性。这与短伽玛暴发射类似于长伽玛暴的$γ$ -射线光度的想法是一致的（尽管不是证据）。如果它们确实服从峰值频率-各向同性光度关系，我们可以估计短爆发的红移分布，结果与长爆发一致，只是平均红移稍小。
2004-06-24 astro-ph
The birth place of gamma-ray bursts: abundance gradients and constraints on progenitors
伽马射线暴（GRB）的物理学及其与宿主星系中心的偏移被用来研究它们的祖先的演化状态，这是由流行的想法，即GRB与大质量恒星的灾难性坍缩有关。我们认为，在内部和外部区域的主机伽玛射线暴的祖细胞可能是本质上不同的：外爆发似乎有系统的更大的各向同性等效能量（或更窄的射流）。这可能提供了一个有趣的线索，伽玛暴的性质，并可能反映金属丰度和伽玛暴祖先的演化之间的关系。如果是真的，那么这种偏移量-各向同性光度相关性是长持续时间伽玛暴起源于类星体的有力论据。
2001-12-06 astro-ph
GRBs, Fireballs and Precessing Gamma Jets
火球是巨大的各向同性爆炸模型，被广泛认为可以解释伽马射线暴，GRB（Piran，1999）;不断更新的版本考虑宽束（10 ^o）射流爆炸击中外壳。相反，自1994-1998年以来，我们认为（Fargion 1995-2000;也可参见Blackman et all.1996）伽马暴（以及软伽马中继器SGR）是旋转和旋进的伽马喷流，这些喷流是由准直的e^+、e^-喷流通过逆康普顿散射以非常窄的角度（0.1^o）产生的，使观测者感到刺眼和闪光。喷流出现在超新星（SN）爆炸中;其能量从最早的SN功率（对应于GRB）缓慢衰减到较低的稳定功率，如软伽马中继器（SGR）制度。GRB和SGR（有时）共享相同的光谱和时间结构：那么SGR是低功率GRB，但没有SN遗迹（或GRB余辉，SN-GRB中喷流的特征）。此外，弱的孤立X射线前兆信号（如GRB 980519、GRB 981226、GRB 000131），对应于巨大的各向同性，sim 10^{47} erg s^{-1}，随后是极端的GRB，sim {10^{52}} erg s^{-1}功率，与任何火球爆炸场景都不一致。我们自然地将这些X射线前兆解释为罕见的最早边缘火焰，边缘火焰是外围的X锥形旋进喷流尾部，围绕着伽马喷流，后来撞击在轴上成为伽马射线暴。
2001-04-27 astro-ph
Pair Creation by Very High Energy Photons in Gamma-Ray Bursts: A Unified Picture for Various Energetics of GRBs
伽马射线暴（GRB）990123的极端能量学研究表明，某些GRB会释放出相当大的能量，而且从GRB到另一个GRB的总能量释放似乎是E_{gamma, iso} \sim 10^{52-55}尔格的10^{2-3}倍，其中E_{gamma, iso}是辐射各向同性时观测到的GRB能量。如果所有的伽玛暴都是由类似的事件触发的，那么能量释放的如此广泛的分散似乎很奇怪。在这里，我们提出了一个统一的图片，为这些不同的能量的伽玛暴，其中所有的伽玛暴事件释放大致相同的能量E_{iso} \sim 10^{55-56}尔格作为相对论运动，重子负载的问题几乎解决。初始洛伦兹因子（Γ）的轻微分散导致E_{gamma, iso}的差异高达m_p/m_e \sim 10 ^3的因子。质子作为伽玛射线暴总能量的“隐藏能量载体”，而E_{gamma, iso}取决于内部激波中质子到电子（或正电子）的能量转移效率。我们证明了这种转移是通过质子-同步辐射的高能光子产生的e^{+-}对而发生的，并且这种效率非常敏感地依赖于Γ。我们还表明，尽管在E_{gamma, iso}的广泛的色散，这个模型预测大致恒定的光子能量范围的e^{+-}对同步辐射在\sim MeV，这是很好地符合伽玛暴观测。在我们的模型中，GRB 990123的闪光可以用内激波起源来解释。E_{gamma, iso}和观测到的余辉光度之间的明显不相关性…
1999-07-01 astro-ph
Prompt high-energy neutrinos from gamma-ray bursts in photospheric and synchrotron self-Compton scenarios
我们研究了中微子发射的伽马射线暴（GRB）下的其他方案的即时发射（光球和同步辐射自康普顿方案），而不是经典的光学薄同步辐射方案。在前一种情况下，我们发现来自pp反应的中微子在能量约为10-100 TeV时非常重要。它们可能被IceCube/KM 3 Net探测到，并可用作光球周围/下方的重子加速探测器。在后一种情况下，我们可以预期由软光子产生约EeV的p γ中微子。预测的谱与经典的谱不同，中微子可以作为伽玛暴性质（喷流成分、辐射半径、磁场等）的线索之一。
2008-12-03 astro-ph hep-ph
Detectability of Prompt TeV Gamma Rays of Proton Synchrotron Origin from Gamma Ray Bursts by AMANDA/ICECUBE Detectors
利用AMANDA/ICECUBE大面积μ子探测器对伽马射线暴（GRBs）中可能的"高“能（$>100\gev$）成分的探测能力，在GRBs中产生这种高能伽玛射线的特定模型，即质子同步加速器模型的范围内进行了研究，该模型要求质子在GRBs中被加速到高能（$\gsim10^{20}\ev$）。在这一模型中，高能部分与卫星上的探测器观测到的通常的“低”（keV-MeV）能量部分不同，但很可能是同时发射的。AMANDA/ICECUBE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光子。我们计算μ介子的信噪比在这些探测器由于TeV的伽玛射线从个别的伽玛暴的各种假设的亮度，距离（红移），洛伦兹伽玛因子的基本火球模型，和各种光谱特性的伽玛暴，包括TeV光子的吸收的影响，以及在星系际的红外辐射背景。星系际吸收效应基本上排除了TeV光子在AMANDA探测器中的高能量分量的亮度的合理值的检测，但它们很可能是检测到的建议ICECUBE探测器可能有一个有效的面积向下去μ子的一个因素的100倍以上的AMANDA。然而，即使在ICECUBE中，也只有相对较近的红移在$< 0.05$左右的伽玛暴才能被期望以任何合理的置信度探测到。本文讨论了ICECUBE对γ暴高能分量的光度要求。
2003-05-12 astro-ph hep-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
Time lag between prompt optical emission and gamma-rays in GRBs
$γ$射线暴（GRB）中与$γ$射线同时出现的瞬发光辐射携带着关于中心引擎和爆炸机制的重要信息。我们研究了GRB 990123和GRB 041219 a的瞬发光辐射和$γ$射线之间的时间滞后，这两个GRB是仅有的两个在上升爆发阶段被探测到的可见光波长的GRB。假设瞬发光变曲线的轮廓与瞬发$γ$ -射线相同，我们模拟了具有不同时滞的光变曲线，并将它们与观测到的光通量进行了比较。然后，最佳拟合时滞及其误差由卡方值确定。发现两个伽玛暴的瞬发光辐射与宿主星系静止坐标系中的$γ$射线之间的时滞是一致的，GRB 990123的时滞为$5\sim7$ s，GRB 041219 a的时滞为$1\sim5$ s。这一结果与两个伽玛暴中即时光学和$γ$射线发射的共同起源是一致的。基于同步辐射冷却模型，我们还导出了这两个伽玛暴的参数。
2006-07-01 astro-ph
Time Resolved GRB Spectroscopy
本文介绍了用BATSE探测到的43个强伽玛暴的时间分辨谱研究的主要结果。我们考虑了四参数能带模型和光学薄同步辐射激波模型（OTSSM）。我们发现，绝大多数的时间分辨谱的伽玛暴是在显着的协议与OTSSM。然而，大约15%的初始伽玛暴脉冲显示出明显的低能光子抑制。这一现象表明，复杂的辐射条件修改光学薄发射可能会发生在一些伽玛暴的初始阶段。
2000-02-09 astro-ph
Quasi-Thermal Comptonization and GRBs
准热康普顿化是一个有吸引力的替代同步过程来解释伽玛暴的光谱，即使我们保持其他重要的性质的内部冲击的情况下，这意味着一个紧凑的发射区和均分磁场。光子-光子吸收和电子-正电子对可以起到至关重要的作用：这个过程可以将有效温度锁定在一个狭窄的范围内，这可能是暴谱具有接近电子静止质量-能量的高能量截止的原因。如果伽玛暴的祖先是超新星，则暴周围的物质主要是由超新星前恒星的风控制的。这种致密物质的存在对爆发辐射及其余辉的产生有很大的影响。
1999-06-08 astro-ph
Expected high energy emission from GRB 080319B and origins of the GeV emission of GRBs 080514B, 080916C and 081024B
我们计算的高能量（亚GeV至TeV）的提示和余辉辐射的GRB 080319 B，是由一个肉眼可见的光学闪光和一个不寻常的强烈的早期X射线余辉区分。高能辐射有三种可能的来源：被加速电子散射的瞬发光子和$γ$射线光子IC，被早期外部反向-正向冲击电子散射的瞬发光子IC，以及外部冲击的同步辐射和同步辐射自康普顿辐射。费米卫星上的大面积望远镜（LAT）总共应该有{数百}个高能光子可探测到，还有{数十}个能量为$> 10$ GeV的光子。$> 10$ GeV辐射的持续时间大约是软$γ$射线的两倍。如果AGILE当时没有被地球遮挡，它本可以观测到这些高能信号。本文还讨论了GRB 080514 B、GRB 080916 C和GRB 081024 B的高能辐射的物理来源。这些观测结果似乎与目前的高能发射模型相一致。
2009-03-13 astro-ph
Spectral Properties of a Hybrid Thermal-Nonthermal Isotropic Plasma
研究了混合稳态热-非热各向同性等离子体的光谱特性。所涉及的发射机制有热韧致辐射、非热韧致辐射、回旋加速器和非热同步加速器。导出了计算所有这些过程的发射率和吸收系数的公式。计算表明，非热同步辐射和热韧致辐射在大部分频率范围内占主导地位，回旋加速器和非热韧致辐射只在光谱的两端起重要作用。这两个主要过程的结合可以产生同步辐射自吸收谱、瑞利-金斯谱和在某些太阳耀斑射电谱中看到的吸收平坦谱。吸收光谱比这三种类型的光谱更陡是罕见的。这三种可能的光谱类型的条件。在混合等离子体的出射光谱中观察到回旋谐波特征。这些谐波的特点，在确定磁场有用，只存在于一定的条件下，本文探讨。
1998-02-11 astro-ph
Relativistic Outflows in Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）不是各向同性辐射的可能性在理论上被设计为一种改善这些强大现象的标准火球模型所暗示的巨大能量预算的方法。然而，在准各向同性释放几个$10^{50} $ erg后产生等离子体的准直喷射的机制不能令人满意地解析解释。原因在于，流出物通过其祖系统的准直取决于非常复杂和非线性的动力学。这使得有必要使用数值模拟，以揭示一些可能的伽玛暴祖先的生存能力。在这篇文章中，我将回顾这些数值模拟所显示的最相关的功能，以及它们是如何被用来验证的Eksar模型（长GRB）和模型涉及合并的紧凑的双星（简称GRB）。
2007-01-08 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
TeV Burst of Gamma-Ray Bursts and Ultra High Energy Cosmic Rays
最近的一些实验探测到了10-20 TeV以上的甚高能量（VHE）γ射线，独立地报道了一些明亮的伽马射线暴（GRB）的VHE暴。如果这些信号真的来自伽玛暴，那么这些伽玛暴必须以VHE伽马射线的形式发射出比普通伽玛暴光子能量范围（keV-MeV）更大的能量。我们发现，这种极端现象可以合理地解释加速到\sim 10^{20-21} eV的质子的同步辐射，这已经由Totani（1998 a）预测。质子携带的能量似乎比电子大（m_p/m_e）倍，因此一个伽玛暴释放的总能量就相当于\sim 10^{56}（ΔΩ/ 4 π）尔格。因此，伽马射线暴辐射的强烈聚束是非常可能的。将VHE谱扩展到20 TeV以上，给出了一个几乎与模型无关的伽玛暴洛伦兹因子下限，即$γ\gtilde 500$。此外，我们的模型给出了电子同步辐射产生的普通keV-MeV γ射线的能量范围和时间变化。因此，伽玛暴的VHE爆发有力地支持了地球上观测到的超高能宇宙射线是由伽玛暴产生的假说。
1998-11-25 astro-ph hep-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
A New Search Paradigm for Correlated Neutrino Emission from Discrete GRBs using Antarctic Cherenkov Telescopes in the Swift Era
我们描述的理论建模和分析技术与相关的中微子发射GRB 980703 a，触发了爆发和瞬态源实验（BATSE GRB触发器6891），从南极μ子和中微子探测器阵列（AMANDA-B10）的存档数据的初步搜索。在相关的强子加速的假设下，预期观察到的中微子能流直接推导出，面对火球现象的基础上观察到的电磁参数的离散集GRB 980703 a，从地面和卫星观测收集，四个模型，校正振荡。模型1和2，基于光谱分析，具有提示光子能量适合带功能，利用观察到的光谱红移，各向同性和各向异性的发射几何形状，分别。模型3是基于平均突发参数，假设各向同性发射。模型4，基于一个波段拟合，具有一个估计的红移与各向同性发射的滞后光度关系。与我们对GRB 030329的AMANDA-II分析一致，该分析导致模型1的通量上限约为0.150 GeV/cm^2/s，我们发现在GRB 980703 a的各种模型中，AMANDA-B10的响应差异超过了一个数量级。讨论了Swift和IceCube时代对未来搜索的影响。
2006-02-22 astro-ph
Early photon-shock interaction in stellar wind: sub-GeV photon flash and high energy neutrino emission from long GRBs
对于产生于星风中的伽马射线暴（GRB），当逆激波穿过喷出物时，通常激波区仍由MeV的瞬发γ射线辐射沉淀。由于MeV光子流与冲击区紧密重叠，冲击中产生的GeV光子的光学深度非常大。这些高能光子被MeV光子流吸收并产生相对论性的e^ \pm对。这些对重新散射来自前向冲击的软X射线光子以及瞬发γ射线光子和功率可检测的高能量发射，其中大部分在亚GeV能量范围内。由于包含在前向冲击区和反向冲击区的总能量是可比的，预测的sub-GeV的排放是独立的伽玛射线暴喷出物是否被磁化（在这种情况下，反向冲击IC和同步自康普顿发射被抑制）。因此，亚GeV的闪光是GRB风模型的一般特征，并且它通常应该被未来的{ \em伽马射线大面积望远镜}（GLAST）探测到。重叠也影响中微子发射。在正激波区和反向激波区，除了由激波加速质子与同步辐射光子相互作用提供能量的10^{15} \sim 10^{17} eV中微子发射外，还有另一个由质子与MeV光子流相互作用提供能量的$10^{14}$ eV中微子发射分量。这最后一个分量具有与内部冲击阶段中产生的分量相似的频谱，但是典型能量略低。
2005-06-09 astro-ph
Synchrotron Emission as the Source of GRB Spectra, Part II: Observations
我们测试的同步辐射模型在第一部分的本系列（劳埃德和彼得罗西安，这些会议录）对伽玛射线暴光谱参数（特别是低能量指数，$α$）的分布和演变。随着知识的$E_{p}$分布和$α$和$E_{p}$之间的相关性在第一部分中，我们展示了如何获得预期的分布$α$从适合光学薄同步辐射光谱，并比较这与观察到的分布。我们表明，有没有困难解释以下的“死亡线”，$α< -2/3$的爆发，这些爆发表明，加速电子的频谱必须平坦或下降，在低能量。低能量光谱指数低于此限制的爆发是由进入BATSE窗口下端的同步自吸收频率解释的。最后，我们讨论了各种光谱演化行为中看到的伽玛暴和解释这种行为的背景下，同步辐射从内部冲击。
1999-12-09 astro-ph
Jets in GRBs
在几个伽玛射线暴余辉，快速的时间衰减观察到这是不一致的球形（各向同性）爆炸波模型。特别是，GRB 980519的余辉衰减最快，在光学和X射线中的t^{-2.05 \pm 0.04}。我们表明，这种时间衰减是更一致的喷流的演变后，它减慢和横向扩展，其中t^{-p}衰减是预期的（其中p是电子能量分布的指数）。这样的一个聚束模型将使一些更极端的伽玛射线暴的能量需求放宽几百倍。很可能很大一部分微弱（或无）余辉观测也是由于伽马射线暴中经常发生的光束，并且它们的喷流在第一次余辉观测之前已经过渡到扩散阶段。根据这一解释，普适值p~2.5与所有数据一致。
1999-03-23 astro-ph
Confronting Synchrotron Shock and Inverse Comptonization Models with GRB Spectral Evolution
伽马射线暴（GRB）的时间分辨谱与许多已提出的GRB模型存在矛盾。在证明了我们的样本中的大多数突发显示的证据频谱“形状转移”，我们讨论了什么限制，BATSE时间分辨突发光谱放置在当前的模型。我们发现，同步辐射激波模型不允许陡峭的低能量光谱斜率观察到的许多爆发，包括GRB 970111。我们还确定，饱和康普顿化与汤姆逊变薄无法解释所观察到的上升和下降的低能量谱斜率GRB 970111和其他爆发。这意味着饱和康普顿化模型必须包括一些机制，可以导致汤姆逊深度增加最初的脉冲。
1997-11-10 astro-ph
Very Strong TeV Emission as Gamma-Ray Burst Afterglows
伽马射线暴（GRB）及其余辉被认为是相对论火球动能耗散的产物，辐射过程被广泛认为是电子的同步辐射或逆康普顿散射。我们认为，喷出物的动能向电子的转移可能是一个低效的过程，因此伽玛暴事件释放的总能量比软γ射线释放的能量大得多，其倍数为\sim（m_p/m_e）。我们表明，在这种情况下，非常强的TeV伽马射线的发射是可能的，由于同步辐射的质子加速到\sim 10^{21} eV，这是被困在磁场的余辉冲击和辐射的能量上的观测时间尺度为\sim天。这表明，伽玛暴在TeV范围内的能量最大，即使在宇宙学距离上，也可以从伽玛暴中检测到TeV的伽马射线，即，z \sim 1，通过目前工作的地面望远镜。此外，该模型给出了一个定量的解释，著名的长持续时间的GeV光子从GRB 940217检测。如果探测到比伽玛射线暴光子能量高得多的TeV伽马射线辐射，就为质子加速到\sim 10^{21} eV提供了强有力的证据。
1998-05-20 astro-ph
Short-Bright GRBs: spectral properties
我们研究了BATSE探测到的短亮伽玛暴的光谱，并与长亮暴的平均和时间分辨光谱特性进行了比较。我们确认，短事件比长爆发更难，因为已经发现从他们的（注量）硬度比的比较，但我们发现，这种差异主要是由于一个更硬的低能量谱分量存在于短爆发，而不是（轻微）不同的峰值能量。此外，我们还发现短暴与长暴的前1秒辐射相似。短暴和长暴能量的比较还表明，短暴不服从最近提出的长暴峰值能量--等效各向同性能量关联，这意味着短暴比长暴发射的能量要低。尽管如此，短暴似乎发出类似于长伽玛暴的光度，在这种假设下，它们的红移分布似乎与长事件的观测结果一致。这些研究结果可能表明，在这两个类中，在不同的时间尺度上操作的短和长爆发的开始存在一个共同的机制。
2003-12-11 astro-ph
Swift GRBs: the early afterglow spectral energy distribution
我们提出的第一个结果的计划，系统地研究的光学X射线光谱能量分布（SED）的雨燕伽玛暴余辉与已知的红移。目的是研究伽玛射线暴爆炸和介入吸收材料的性质。在这份报告中，我们提出了初步的分析23余辉。多亏了Swift，我们可以在GRB之后的早期（几分钟到几小时）构建SED。我们从X射线光谱中导出了氢柱密度和光谱斜率。然后，我们通过要求组合的光学/X射线SED是由于同步加速器，即单一幂律或斜率变化为0.5的破幂律，来约束视觉消光。我们确认一个较低的粉尘-金属比，小于SMC，即使从分析的数据采取显着早于以前可能的。我们的分析不支持“灰色”尘埃的存在。我们还发现，同步辐射光谱的工作非常好地解释余辉SED。然而，我们清楚地看到，在X射线急剧衰减阶段和耀斑期间，X射线辐射不能仅仅是由于余辉发射。
2007-01-20 astro-ph
Gamma-Ray Burst high energy emission from Internal Shocks
本文研究了伽马射线暴（GRB）瞬发和X射线耀斑阶段内激波（IS）的同步辐射和同步辐射自康普顿（SSC）辐射。其目的是测试的IS模型的耀斑排放和伽玛暴是否可以GeV源。我们确定的参数，IS模型可以解释所观察到的提示和X射线耀斑发射，并研究了高能量SSC发射的AGILE和GLAST卫星的探测能力。我们发现，在伽玛暴的即时阶段的SSC发射的可探测性提高火球洛伦兹因子和时间的变化的较高的值。如果IS是耀斑产生的机制，并且产生耀斑的壳层的洛伦兹因子为100的量级，则耀斑光变曲线将呈现出时间变化为10-100 ms的亚结构，其时间变化远小于耀斑的平均持续时间，与伽玛暴瞬发相观测到的时间变化相似。如果假设较低的洛伦兹因子，例如10-25，那么40 s的较大时间变率也可以解释观测到的耀斑特性。然而，在这种情况下，我们预测X射线耀斑在非常高的能量（MeV-GeV）下没有对应物。对X射线耀斑光变曲线的子结构的研究，以及同时进行的X射线和高能观测，将使我们能够证实晚IS是X射线耀斑的原因的假设。
2007-12-28 astro-ph
Spectrum-Energy Correlations and Swift GRBs
红移校正后的nFn谱峰的光子能量（Ep，i）与各向同性等效辐射能量（Eiso）之间的相关性是伽马射线暴（GRB）天体物理学中最有趣和最有争议的观测证据之一。为了充分利用这种相关性来理解GRB物理并将其用作宇宙学工具，我们需要了解并减少具有已知红移的GRB样本中的选择效应和偏差。Swift卫星以其科学有效载荷和前所未有的旋转能力为我们提供了新的观测证据，并在GRB红移估计过程中减少了选择效应。我讨论了雨燕伽玛暴的位置在Ep，i-Eiso平面和主要的影响，特别强调选择效应，亚能量长伽玛暴的存在和性质，GRB-SN连接，长和短伽玛暴之间的差异和最近发现的子类的长伽玛暴没有关联的超新星。我还简要回顾了Swift观测对3参数谱能量相关性的影响，这已被提出作为一个潜在的强大工具，标准化伽玛暴的宇宙学参数的估计。
2008-09-30 astro-ph
On the Rates of Gamma Ray Bursts and Type Ib/c Supernovae
我们测量了"低亮度“（LL-GRB，即L<10^{48--49}erg/sec）和”高亮度“（HL-GRB）伽马射线暴的局部速率。数值范围分别为n 0 =100--1800 Gpc^（-3）yr^（-1）和n 0 =100--550 Gpc^（-3）yr^（-1），与SNe-Ibc的比值分别为\sim 1%-9%和0.4%-3%。这些数据可能表明存在两种物理上不同的伽玛暴，其中LL-GRB（本质上）比HL-GRB更频繁。然而，与目前的数据，我们不能排除的可能性，一个单一的人口的伽玛射线暴，引起各向同性的低发光的发射（LL-GRB：检测只有在附近的伽玛射线暴）和高度准直的高发光的发射（HL-GRB：检测优先在高Z）。我们还计算了以宽谱线为特征的超新星（Hypernovae）的SNe-Ibc速率，发现它约为1.5 \times 10^（-4）HNe yr^（-1）10^（10）L_（B \odot）（即小于10%的SNe-Ibc发生在螺线中）。这一结果意味着HL-GRB/HNe的比值小于1，可能在0.04- 0.3之间。我们利用超超新星和LL-GRB之间的比值将它们的聚束因子限制在f_b^（-1）\sim 10或更小。
2006-12-07 astro-ph
A Possible New Distance Indicator -Correlation between the duration and the X-ray luminosity of the shallow decay phase of Gamma Ray Bursts-
利用Swift X射线望远镜（XRT）研究了2005年1月至2006年12月期间观测到的伽玛暴早期X射线余辉的浅衰变相特征。我们发现，在X射线光变曲线Tbrk ^0中，从浅衰变到正常衰变跃迁的本征断裂时间与浅衰变阶段结束时的各向同性X射线亮度（LX，end）有适度的相关性，Tbrk ^0 =（9.39+/-0.64）*10^3s（LX，end/10^47 ergs/s）^（-0.71+/-0.03），而Tbrk^0与瞬发发射Egamma，iso的各向同性伽马射线能量相关性很弱。利用Tbrk^0 - LX，end关系，我们确定了33个伽玛暴的赝红移。我们比较了11个伽玛暴的赝红移与实测红移，发现均方根误差为0.17（log z）。根据这个伪红移，我们估计约15%的雨燕伽玛暴具有z > 5。这种距离指示器的优点在于：（1）它只需要X射线余辉数据，而其他方法如Amati和Yonetoku关联需要瞬时发射的峰值能量（Ep），（2）与Amati关联不同，红移是唯一确定的，没有红移简并，（3）在深空观测之前估计红移，以便选择可能的高红移伽玛暴进行详细观测。
2007-11-06 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
High Energy Neutrinos from Gamma Ray Bursts
我们处理伽玛暴中的高能中微子产生。详细计算了光生中微子的产生，其中内部的非热同步辐射是主要的目标光子场，和supranova模型，其中外部的脉冲风同步辐射提供了重要的额外的目标光子。从伽马射线观测中推断，从伽马射线暴中探测到大于10 TeV的中微子，多普勒因子大于200，将支持supranova模型。3 < 10 TeV neutrinos is possible for neutrinos formed from nuclear production. Only the most powerful bursts at fluence levels >× 10 ^{-4} erg/cm ^2的探测为μ子中微子的探测提供了现实的前景。
2003-07-09 astro-ph hep-ph
Gamma-Ray Bursts, Ultra High Energy Cosmic Rays, and Cosmic Gamma-Ray Background
我们认为，伽马射线暴（GRB）可能是观测到的GeV宇宙伽玛射线背景辐射的起源。理论上已经讨论过，在伽玛暴中质子可能携带比电子大得多的能量，这种大能量可以通过同步辐射超高能质子（\sim 10^{20} eV）辐射到TeV范围。Tibet和HEGRA小组提出的可能探测到10 TeV以上的GRB也支持这一观点。如果是这样的话，那么来自伽玛暴的大部分TeV γ射线被星系际场吸收，最终形成GeV γ射线背景，其通量与最近的观测结果是一致的。
1999-04-13 astro-ph hep-ph
Ultrahigh Energy Cosmic Rays and Prompt TeV Gamma Rays from Gamma Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）被认为是能量高达$\gsim10^{20}\ev$的超高能宇宙线（UHECR）事件的一类{ \it可能}源。在伽玛射线暴源内加速的最高能量质子的同步辐射应产生高达TeV能量的伽马射线。在这里，我们简要地讨论了从在即将到来的ICECUBE μ子探测器在南极的伽玛暴中的质子同步辐射源的提示TeV γ射线的可探测性的角度对伽玛暴的能量学的影响。
2003-05-12 astro-ph hep-ph
On the Neutrino Flux from Gamma-Ray Bursts
观测表明，伽马射线暴（GRB）是由高度相对论性火球的动能耗散而产生的。在火球耗散区内，质子与伽马射线的光介子相互作用预计会将火球能量的很大一部分转化为>10^14 eV的中微子。我们提出了一个分析的内部冲击模型的伽玛暴，其中生产的同步光子和光介子中微子的自洽计算，并表明，火球能量转换为高能中微子的分数是不敏感的火球模型参数的不确定性，如膨胀洛伦兹因子和特征变异时间。这部分是由于所观察到的伽玛射线暴特性对火球参数施加的限制，部分是由于这样一个事实，即对于光介子光学深度很高的参数值（意味着高质子能量损失到π介子生产）中微子生产被π介子和μ介子同步加速器损失抑制。因此，中微子通量预计主要与观测到的伽马射线通量相关。该模型预测的时间平均中微子强度约为10^-8.5 GeV/cm^2 s sr，这与伽马暴是大于10^19 eV宇宙射线源的假设所预测的通量一致。
2001-02-28 astro-ph hep-ph
