Evolution of Gamma-Ray Burst Progenitors at Low Metallicity
尽管越来越多的证据表明长伽马射线暴（GRB）与沃尔夫-拉叶星的死亡有关，但大质量恒星到GRB的演化路径以及GRB祖先的确切性质仍然知之甚少。然而，最近的大质量恒星演化模型表明，对于足够低的金属丰度，最初非常快速旋转的恒星可以满足形成恒星的条件。即使在这些模型中包括的磁矩，一个强大的核心自旋是避免通过准化学均匀的演化引起的旋转混合。在这里，我们探讨的初始质量和自旋范围的Z=Zsun/20的单星预计产生伽玛暴。我们进一步发现了GRB祖细胞的化学结构中的二分法，其中较低的初始质量以仍然含有一定量的氢的大量氦包层结束其生命，而较高的初始质量以C/O为主的无氢气氛爆炸。
2005-11-08 astro-ph
Real time localization of Gamma Ray Bursts with INTEGRAL
INTEGRAL卫星已于2002年10月成功发射，最近已开始其运行阶段。INTEGRAL爆发警报系统（IBAS）将实时发布INTEGRAL探测到的伽马射线暴的坐标。在简单介绍了INTEGRAL仪器后，我们描述了IBAS的主要特点，并报告了初步结果。在INTEGRAL飞行任务的初始性能和验证阶段，持续了大约两个月，两个伽玛暴已被定位的精度约为2-4弧分。这些观测使我们能够验证IBAS软件，现在预计该软件每年可提供大约10-15个伽玛暴的快速（几秒延迟）和精确（几弧分）定位。
2003-02-11 astro-ph
Persistent Counterparts to GRBS
最近发现的持续性伽玛射线暴对应物在较低的频率允许几个重要的结论。GRB 970508的光谱与瞬发GRB和持续辐射的外震起源不一致，表明至少瞬发辐射是由内震产生的。三个伽玛暴与对应物（或上限）之间的比较表明，伽玛暴并不都是类似事件的缩放版本。从一周后GRB 970508的射电频谱中明显观察到的自吸收推断出的角度大小意味着它的膨胀已经减缓到半相对论速度。这允许一个非常低的上限被放置在其剩余能量，这表明辐射已$> 99.7%$有效或初始流出强烈准直。对未来伽玛射线暴自吸收射电辐射的观测可能允许直接测量其膨胀并确定其参数和能量。我们估计了GRB 970228和GRB 970508 $γ_0 \sim 100$的初始洛伦兹因子，并提出了一个解决方案，爆炸波的演变与瞬时冷却。预计可见光通量最初以略小于1的$t$的幂上升，与GRB 970508的观测结果一致。
1997-07-21 astro-ph
On the diversity of short GRBs
利用流体动力学模拟研究了双中子星系统最后的螺旋上升阶段和最后的合并过程，研究了中微子驱动风的功率、由$ν\barν$湮灭产生的火球的能量和动量以及它们之间相互作用的强度和性质。有人认为，来自碎片的外流将有足够的压力来准直它周围的相对论火球。低光度的相对论性喷流对光束内的观察者来说会显得更亮，尽管事件的大部分能量都在看不见的、准直度较低且速度较慢的风中。这个模型导致一个简单的物理解释的各向同性光度暗示短伽玛射线暴在宇宙学距离。各种各样的爆发现象可以归因于中微子光度对双NS双星初始质量的依赖性。
2003-06-09 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
GRB Remnants
认识到伽玛暴是窄束的，意味着伽玛暴的实际速率比观测到的要大得多。每一个观测到的伽玛暴对应着500个未观测到的伽玛暴。由于缺乏明确的触发机制，很难将这些未被观测到的伽马射线暴作为孤儿余辉检测出来。在伽玛射线暴发生后的几百年或几千年，我们希望能观测到伽玛射线暴的遗迹（GRBR）。这些残余物可以使用它们不同的形态学与更频繁的SNR区分开。虽然SNR是球形的，但从高度准直流产生的GRBRs预计最初是非球形的。使用SPH模拟，我们遵循的GRBR的演变，并计算由韧致辐射和同步辐射产生的残留物的图像。我们发现，在$R\sim 12{\rm pc} (E_{51}/n)^{1/3}$处，在$ \sim 3000 {\rm yr}(E_{51}/n)^{1/3}$之后，GRBR变成球形，其中$E_{51}$是以$10^{51}{\rm erg}$为单位的初始能量，$n$是${\rm cm}^{-3}$中周围的ISM数密度。我们预计每个星系都有$0.5 (E_{51}/n)^{1/3}$非球形伽玛暴。也就是说，我们预期在10 Mpc的距离范围内存在角尺寸为$\sim 1 μ$ arcsec的$\sim ~ 20$非球形伽玛暴。这些结果被修改，如果有一个潜在的球形超新星。在这种情况下，GRBR将仅对于$\sim150 {\rm yr} (E_{51}/n)^{1/3}$保持球形，并且非球形GRBR的数量…
2002-03-03 astro-ph
Observational Implications of a Plerionic Environment for GRBs
我们考虑脉冲星风泡（PWB）内发生的伽玛暴，在supranova模型的背景下，最初发生超新星爆炸，留下一个超大质量的中子星（SMNS），最终失去其旋转能量和崩溃的黑洞，引发伽玛暴爆炸。SMNS失去旋转能量的最自然机制是通过超新星和GRB事件之间的强烈脉冲星风，预计会产生PWB。我们详细分析了这种plerionic环境的余辉（AG）和即时伽玛暴排放的观测影响，以及直接探测plerion排放的前景。我们发现，对于一个简单的球形模型，在X射线AG中检测到的具有铁线的伽玛暴不应该有可检测的射电余辉，并且应该有小的喷流破裂时间和非相对论跃迁时间，这与一些具有X射线线的伽玛暴的观测结果不一致。这些与观测的差异可以通过采用非球形几何形状来调和，其中PWB沿着极轴伸长。我们发现，缺乏检测的plerion发射提供了有趣的约束模型参数。最后，我们预测，逆康普顿上散射的PWB光子的相对论电子的AG（外部康普顿，EC）应导致高能量的发射在早期AG可能解释的GeV光子EGRET检测到的几个伽玛暴，并应检测到未来的任务，如GLAST。
2002-12-02 astro-ph
The Energy of Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴的能量是最有趣的因素之一，可以帮助确定这些神秘爆炸的起源。在发现伽玛射线暴是宇宙学的之后，有一段时间人们认为它们是释放$\sim 10^{51}$尔格的标准烛光。在发现伽玛射线暴余辉之后的红移测量显示，伽玛射线暴（i）比最初认为的更远，（ii）具有非常宽的光度函数。一些爆发揭示了巨大的能量释放，GRB 990123的$ 1.4 \times 10^{54}$尔格的估计值创纪录。当有人提出产生伽马射线的转换效率很低时，能源预算甚至被进一步拉长。伽玛射线暴被定向照射的认识改变了这一观点，并将伽玛射线暴的能量收支降低到“适度”的$\sim 5 \times 10^{50}$尔格。我在这里讨论各种估计表明，伽玛射线暴能量分布狭窄，并讨论这一结论的伽玛射线暴模型的影响。
2001-11-15 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
Neutron Star Binaries as Central Engines of GRBs
我们描述了中子星合并的高分辨率流体动力学计算结果.该模型利用一个新的，核物质状态方程，帐户的多味中微子发射和解决的流体动力学方程，使用光滑粒子流体动力学方法与多个$10^6$粒子。合并后留下了一个强烈差异旋转的中心物体$\sim 2.5$ M $_{\odot}$，以及热碎片物质的分布。对于中子星初始自旋的最现实的情况，看不到坍缩成黑洞的迹象。我们认为，差分旋转稳定的中心对象为$\sim 10^2$ s，并导致超强磁场。我们发现，从周围的新形成的，超大质量的中子星的热碎片的中微子发射大大低于先前的预测。因此，中微子反中微子对的湮灭将很难为高能爆发（$\gg 10^{49}$ erg）提供动力。
2002-04-29 astro-ph
GRB060218 and GRBs associated with Supernovae Ib/c
我们计划拟合长持续时间GRB 060218的完整伽马和X射线光变曲线，包括瞬发辐射，以澄清与SNe Ib/c相关的GRB类的祖先和天体物理情景的性质。电子-正电子等离子体的初始总能量E_{e^\pm} ^{tot}=2.32 \times 10^{50} erg，与其他与SNe相关的伽玛暴类似，具有特别低的值。我们第一次观察到重子负载B=10^{-2}，这与火壳动力学稳定性的上限相一致。有效环爆介质（CBM）密度显示出径向依赖性n_{cbm} \propto r^{-α}，1.0<α<1.7，从1到10^{-6}粒子/cm ^3单调下降。这样的行为被解释为是由于火壳中的碎片。类比与破碎的密度和填充因子表征新星概述。考虑到GRB 060218的完整数据集以及它满足Amati关系的事实，所呈现的拟合特别重要。我们拟合GRB 060218，通常被认为是一个X射线闪光（XRF），作为一个“典型的伽玛射线暴”在我们的理论模型。最小的可能黑洞是由双星系统中的中子星的引力坍缩形成的，它与SNe Ib/c相关的伽玛暴类的特别低的能量相一致。我们给出了第一个证据，证明火壳里有碎片。这种破碎在解释异常大的T_{90}和由此推断的煤层气有效密度异常低值方面至关重要。
2007-06-21 astro-ph
SGR giant flares in the BATSE short GRB catalogue: constraints from spectroscopy
2004年12月27日观测到的SGR 1806-20的巨大耀斑使人们重新认识到一小部分短（<2 s）伽马射线暴（GRB）是由位于附近星系的软伽玛射线中继站的巨大耀斑引起的。这些事件的显着特征之一是热（黑体）光谱，温度范围从~50到~180 keV，最高温度为2004年12月27日事件的初始0.2 s尖峰。我们分析了BATSE探测到的峰值通量大于4光子s^（-1）cm^（-2）的短伽玛暴的完整样品的光谱。在这样选出的115个短伽玛暴中，只有76个具有足够的信噪比，可以进行光谱分析。我们只发现了3个短的伽玛暴，其光谱与黑体很好地拟合，60<kT<90 keV，尽管与2004年12月27日的事件相比，持续时间长得多（即>1秒），光变曲线也更复杂。这意味着对光谱性质类似于12月27日耀斑的河外SGR巨型耀斑的速率有严格的限制。我们的结论是，高达4%的短伽玛暴可能与巨大的耀斑（2西格玛置信度）。这意味着要么与SGR 1806-20的距离小于15 kpc，要么银河巨耀斑的发生率低于估计的每年0.033次。
2005-06-03 astro-ph
Flaring up: radio diagnostics of the kinematic, hydrodynamic and environmental properties of GRBs
射电耀斑的具体发生率似乎明显大于即时光发射。这种丰度，再加上反向冲击解释表明，无线电耀斑增加了一个独特的探测伽玛射线暴冲击的物理。因此，出于动机，我们估计的强度预期的反向冲击波的爆发，其中多波长观测允许的物理参数的前向冲击波被确定。我们使用所有6个爆发（980519，990123，990510，991208，991216，000418），这些爆发被发现是绝热的，因此预测有一个强的反向冲击。我们的目标是约束流体动力学演化的反向冲击和初始体洛伦兹因子-我们发现这是之间的$10^{2}$和$10^{3}$和远高于下限的要求，伽马射线暴是光学薄的高能光子。在一半的情况下，我们通过增加反向激波的贡献来改善早期余辉光变曲线的描述。对这种早期发射的建模提供了调查爆发周围环境的机会。对于991216和991208，预期的恒星风的$1/r^2$密度结构与早期的余辉光变曲线不相容。考虑到这些伽玛暴的径向范围，我们讨论的条件下，包括风终止冲击可能解决的情况下，$1/r^2$密度分布。
2003-10-17 astro-ph
An origin in the local Universe for some short gamma-ray bursts
伽马射线暴（GRB）分为两类：“长”，通常具有T90>2s的初始持续时间，和“短”，具有T90<2s的持续时间（其中T90是检测到观测到的通量的90%的时间）。长时间的爆发，平均来说具有较软的伽马射线光谱，已知与恒星核心坍塌事件有关-在某些情况下同时产生强大的Ic型超新星。相比之下，短暴的起源直到最近仍然是个谜。银河系软伽马射线中继站SGR 1806-20在一次巨大的耀斑中产生了一个亚秒级的强烈伽马射线“尖峰”，重新开启了一个古老的争论，即一些短伽马射线暴是否可以在大约70 Mpc（红移z=0.016）的星系中看到类似的事件。在那之后不久，几个短伽玛暴的局部化（在两个案例中检测到光学余辉）显示出与各种中等红移的宿主星系的明显关联。在这里，我们报告了先前观测到的短暴的位置与星系在本地宇宙中的位置之间的相关性，表明10%到25%的短伽玛暴起源于低红移（z<0.025）。
2005-12-14 astro-ph
The 1979, March 5 Gamma-Ray Transient: Was it a Classic Gamma-Ray Burst?
1979年3月5日的伽玛射线瞬变一直被认为与经典的伽马射线暴（GRB）有着本质的不同。它有递归，脉动，和一个软的光谱成分不同于经典的伽玛射线暴。除了从Konus实验中报告的软成分外，3月5日的异常特征是可检测到的主峰与已发表的Konus光谱明显不同。而不是由一个软组件中观察到的软伽马中继器（SGR）类似的占主导地位，ICE-PVO频谱似乎是一个经典的GRB频谱，特别是在100千电子伏以上的一致。我们相信，鉴于ICE-PVO光谱观测，3月5日的瞬变在被发现时将被归类为经典的伽玛暴。SGR和GRB可能是同源的：高速中子星最初产生SGR事件（偶尔也会产生像3月5日那样的GRB），当它们年龄较大并且处于星系日冕时，它们会经历GRB阶段。3月5日的事件表明，距离数十千秒差距的高速中子星能够产生类似经典伽马射线暴的事件。
1995-09-27 astro-ph
An independent estimate of the cosmological distance to GRB970228 and GRB970508
假设双星中子星合并为标准烛光模型，利用BATSE观测到的伽玛暴的平均统计性质，得到了GRB 970228和GRB 970508的红移与光学对应物的独立估计.在宇宙学项Λ=0.7的平坦宇宙中，根据伽玛暴谱的幂律指数s=-1.1 \pm 0.3和初始恒星形成的红移z *=3-10，我们分别导出了GRB 970228和GRB 970508的z=0.7 \pm 0.1和z=1.9 \pm 0.1.
1997-05-13 astro-ph
Realistic analytic model for the prompt and high latitude emission in GRBs
雨燕卫星观测到的大多数伽马射线暴（GRB）在其X射线光变曲线中显示出早期快速衰变相（RDP），这通常是瞬发伽玛射线发射的平滑延续，强烈暗示这是它的尾部。然而，其背后的机制尚不清楚。这种RDP最受欢迎的型号是高纬度发射（HLE）。虽然HLE在许多模型中是预期的即时伽玛射线暴的排放，如流行的内部冲击模型，也有一些模型，它是不预期的，如零星的磁重联事件。因此，检验RDP与HLE是否一致有助于区分不同的瞬发排放模型。我们解决这个问题，通过建模的即时发射的总和，其单独的脉冲与他们的HLE尾巴。对于幂律和带函数发射谱，得到了观测通量密度的解析表达式。对于内部冲击，观测到的瞬时频谱非常接近于发射的频谱，并且在RDP期间也应该由带函数很好地描述。我们的模型自然地产生，观测到的光谱软化和陡峭的通量衰减。RDP期间观测到的通量最初由最后一个脉冲的尾部主导，但是一个或多个较早脉冲的尾部可以在以后变得主导。此外，将多个重叠脉冲建模为单个较宽脉冲将过度预测发射尾部。因此，在检验HLE的预测时，我们应该非常小心，并对瞬发GRB发射和RDP进行时间和光谱的组合拟合。
2009-07-15 astro-ph
How Can The SN-GRB Time Delay Be Measured?
SN 1998 bw/GRB 980425和SN 2003 dh/GRB 030329发射的SNe和GRB之间的联系-这两个GRB的光度相差约50000倍-到目前为止，SN和GRB之间的延迟大约有1-2天的上限。只有四个SNe与最初的爆炸非常吻合，在紫外冲击波爆发附近有不可忽略的覆盖范围：两个II型和两个Ic型，SN 1999 ex和SN 1998 bw。对于后者，只有紫外线最大值和放射性隆起之间的最小值的暗示有助于限制SN和GRB之间的间隔。雨燕GRB警报可能会提供机会，通过紫外爆发阶段研究许多SNe：GRB 980425“看起来很像”-显然是附近，低光度，软光谱，长滞后GRB-占BATSE爆发阈值附近的一半，并可能主导雨燕产量阈值附近，因为它对较低的能量比BATSE敏感。SN到GRB的延迟时间尺度应该更好地受到这些爆发所引起的及时UV/光学观测的约束。如果长滞后爆发真的在附近，则可以获得连续的延迟测量：如果在核心坍缩过程中产生了强大的非轴对称棒不稳定性，SNe/GRB可以发射LIGO-II可检测到的引力辐射，和/或中微子发射可以检测到，如Meszaros等人所建议的。
2003-12-10 astro-ph
Gamma-Ray Bursts Detected From BATSE DISCLA Data
我们在TJD 8365-10528期间的BATSE DISCLA数据中搜索了伽马射线暴（GRB）。我们采用了一种算法，使用的背景之前和之后的突发的发病，并需要超过背景的能量范围为50-300千电子伏的至少5西格玛。对于最初的7536个触发器，我们发现在卫星的给定地理位置有很强的浓度。在排除这些地理区域之后，我们剩下4485个触发器。我们排除触发接近位置的太阳耀斑，天鹅座X-1，和新星英仙座1992年活跃时，以及软爆发接近太阳。我们接受1018触发发生在230秒内的伽玛暴在BATSE目录中列出，并在目视检查分类881触发磁层事件和404伽玛暴。最终的1422个伽玛暴样本实际上代表了2.0年的各向同性暴露，每年的年速率为710个伽玛暴。
1999-08-17 astro-ph
Jet Breaks in Short Gamma-Ray Bursts. II: The Collimated Afterglow of GRB 051221A
我们报告了迄今为止最好的证据，在一个短的伽马射线暴（GRB）余辉射流休息，使用钱德拉和雨燕XRT观测GRB 051221 A的X射线余辉。组合的X射线光变曲线有三个转折点，与雨燕对长伽玛暴的观测中通常观察到的相似。在爆发后约0.1天的光变曲线的平坦部分代表了在短GRB余辉的外部冲击中强能量注入的第一个明确的情况。最后一次破裂发生在爆裂后约4天，并破裂至约2的幂律衰减指数。我们将其解释为喷流中断，这对短伽玛暴模型具有重要意义，因为它需要将余辉准直成初始张开角约为4-8度的喷流，并意味着总喷流动能为E_jet ~（1-5）x 10^{49} erg。再加上在GRB 050724中没有射流中断，这表明短GRB中的射流准直范围很广，至少有一些具有类似于长GRB中发现的准直，尽管射流能量明显较低。
2006-08-30 astro-ph
Short Duration Gamma-Ray Bursts with Extended Emission from Proto-Magnetar Spin-Down
有越来越多的证据表明，存在一类伽马射线暴（GRB），其特征是在发射开始时出现约0.1-1 s的硬辐射尖峰，然后经过约3-10 s的发射平静期，然后是持续约10-100 s的较软的延长发射期。在少数经过充分研究的情况下，这些“具有扩展发射的短GRB”没有显示出明亮的关联超新星（SN）的证据。我们认为这些事件是由一个高磁化、快速旋转的中子星（一个"原磁星“）的形成和早期演化所产生的，它是由白矮星（WD）的吸积诱导坍缩（AIC）、WD-WD双星的合并和坍缩，或者，可能是双中子星双星的合并所形成的。最初的发射尖峰是由在AIC或合并事件期间形成的小圆盘在原磁星上的吸积提供动力的。扩展发射是由相对论风产生的，它在约10-100 s的时间尺度上提取原磁星的旋转能量。在瞬时发射和扩展发射之间的约3-10秒的延迟是新形成的原磁星充分冷却所需的时间，从而使来自其表面的中微子加热风变得超相对论。由于原磁星很少或没有发射Ni 56（<1 e-3 M_sun），这些事件应该不会产生明亮的SN状瞬变。我们使用冷却原磁星的自旋下降计算来模拟GRB 060614的扩展发射，发现与初始旋转周期为1 ms和表面偶极场为3e 15 G的磁星的观测结果合理一致。如果伽玛暴确实是由AIC或WD-WD合并产生的，它们应该发生在早期和晚期星系的混合物中，并且不应该产生强的引力波发射。我们的模型的一个额外的结果是存在的X射线闪光…
2008-01-08 astro-ph
Temporal variability in early afterglows of short gamma-ray bursts
激波模型成功地解释了观测到的长伽马射线暴（GRB）余辉行为。在这里，我们用它来调查所谓的早期余辉从短伽玛暴，这是由爆炸波，并没有被周围介质大大减速。我们考虑一个附近的介质加载$e^{\pm}$对（Beloborodov 2002）。时间的行为表现出第一个软到硬的光谱演变，从光学到硬X射线，然后通常的硬到软的演变后，冲击波开始减速。光变曲线显示出变异性，并且由两个峰组成。第一个峰，由于对效应，可以在X射线中观察到，尽管在光学上太微弱和太短。{ \it Swift}将很容易检测到第二个峰。研究表明，对早期余辉光变曲线中双峰结构的探测有助于确定短暴的所有激波参数，包括相对论源参数和环境参数。此外，从短暴的前向激波辐射应低于BATSE探测阈值的要求出发，对激波模型参数给出了较强的约束。特别地，源的初始洛伦兹因子被限制为不大于$\sim 10^3$，并且周围介质密度被推断为低的，$n\la 10^{-1}$ cm $^{-3}$。
2003-08-27 astro-ph
Predictions for The Very Early Afterglow and The Optical Flash
根据$γ$射线暴（GRB）的内外激波模型，GRB是由相对论流中的内激波产生的，而余辉是由ISM中的外激波产生的。我们探讨了早期余辉发射。对于短伽马射线暴，余辉的峰值通常会在爆发后延迟几十秒。对于长伽玛射线暴，早期余辉辐射将与伽玛射线暴信号重叠。我们计算了在光学、X射线和$γ$射线波段的早期余辉的预期光谱和光变曲线。这些特征提供了一种区分晚期内震发射（GRB的一部分）和早期余辉信号的方法。如果这种具有早期余辉特征的延迟发射被探测到，它既可以用来证明产生伽玛射线暴的内震情景，也可以用来测量相对论流的初始洛伦兹因子。反向冲击波在其峰值时包含的能量与伽玛射线暴本身相当，但温度比正向冲击波低得多，因此它以相当低的频率辐射。反向激波支配着早期的光学发射，并且一个比15星等更亮的光学闪光，预计与x射线或$γ$射线的正向激波峰值一起出现。如果没有观测到这种闪光，那么产生伽玛暴的相对论性壳层的重子含量就会受到很大的限制，从而导致磁主导的能量密度。
1999-01-25 astro-ph
Theory of Gamma-Ray Burst Emission in Light of BSAX Results
本文简要讨论了BSAX探测伽马射线暴的理论意义。第一个X射线伽玛射线暴余辉的发现后，大量的X射线、光学和射电数据对火球膨胀的相对论冲击波理论提出了挑战。BSAX数据有助于解决有关初始和余辉伽玛暴发射的几个问题。这些观察也提出了许多尚未解决的问题。同步辐射激波模型是在很好的协议与时间分辨宽带光谱（2-500千电子伏）的大多数伽玛射线暴探测BSAX。
1998-02-13 astro-ph
On the structures in the afterglow peak emission of gamma ray bursts
以GRB 991216为原型，研究表明，在伽马射线暴（GRB）的“瞬发辐射”中观测到的强度子结构，起源于加速重子物质（ABM）脉冲与星际介质（ISM）中的不均匀性碰撞.这种过程的初始阶段发生在洛伦兹因子$γ\sim 310$处。尺寸为$ΔR\sim 10^{15}$ cm的ISM不均匀性的交叉发生在$\sim 0.4$ s的探测器到达时间间隔内，这意味着$\sim 10^5c$的明显超光速行为。伽玛暴的外部冲击模型与内部冲击模型的有效性之间的长期争论得到了解决，有利于第一。
2002-10-30 astro-ph
Outliers from the mainstream: how a massive star can produce a gamma-ray burst
现在人们认识到，长持续时间的伽马射线暴（GRB）与大质量恒星的坍缩有关，这是基于（低红移）GRB和（Ic型）核心坍缩超新星（SNe）之间的联系。然而，对大质量恒星和伽玛暴的普查显示，并非所有的大质量恒星都产生伽玛暴。只有~1%的核心坍缩SNe能够产生高度相对论性的准直流出，因此产生GRB。长期以来，额外的关键参数一直被怀疑是金属丰度和/或旋转。我们发现观测证据强烈支持这两种成分是必要的，以使伽玛暴的核心坍缩的恒星。对GRB 060218的X射线光谱吸收模式的详细研究揭示了在SN/GRB爆炸前喷射出的低原子序数金属高度富集的物质的证据。我们发现，在目前的恒星演化的情况下，只有一个祖先的恒星，其特点是一个快速的恒星旋转和亚太阳的初始金属丰度可以产生这样的金属富集在其附近的环境。
2008-05-30 astro-ph
Stellar evolution with rotation XIII: Predicted GRB rates at various Z
我们提出了旋转的演变模型的大质量的单星覆盖范围广泛的质量和金属丰度。这些模型很好地再现了演化早期阶段的观测结果（特别是WR种群以及不同金属丰度下II型和Ib，c型之间的比例，见Meynet & Maeder 2005）。我们的模型预测了快速旋转黑洞的产生。初始质量大或金属丰度高的模型在其中心残余物中的角动量相对于残余物的分裂极限较小。许多WR星模型满足三个主要标准（黑洞形成，富氢包层的损失和足够的角动量，以形成一个吸积盘周围的黑洞）的伽马射线暴（GRB）的生产，通过Eksar模型（Woosley 1993）。考虑到所有类型的WR星都是GRB的祖先，与观测结果相比，GRB的数量太多了。如果我们只考虑WO星（Ic型超新星，如SN 2003 dh/GRB 030329，见Matheson et al. 2003）作为GRB的祖先，GRB的产生率与观测结果更吻合。WO星只产生于低金属丰度在目前的网格模型。这一预测可以通过未来的观测来检验。
2005-07-14 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
Early Re-brightenings in GRB Afterglows as Signatures of Low-to-High Density Boundary
长伽马射线暴（GRB）与恒星形成区的联系以及大质量恒星是GRB祖先的观点已被广泛接受。由于它们的寿命很短，大质量恒星在产生伽玛暴时很可能仍然嵌入在密集的分子云中。来自GRB前身的恒星风可以产生低密度气泡，其大小和密度强烈依赖于初始环境密度。气泡与稠密分子云之间必然存在边界，边界处的密度从气泡处的密度向外层云的密度递增。我们计算了这种环境中的余辉光变曲线，分三个区域：星风区、边界区和分子云。我们表明，圆柱形喷流和密度边界之间的相互作用，可以导致重新增亮的余辉发生早在~1天后的伽玛暴。我们将我们的模型与GRB 970508、GRB 000301 C和GRB 030226的光学余辉进行了比较。我们发现，我们的模型参数，包括风泡的半径，在气泡和在外部分子云的密度的值是在典型的范围内。
2005-04-01 astro-ph
Jet break time -- flux density relationship and constraints on physical parameters of GRB afterglows
本文导出了伽玛暴余辉光变曲线突变点的通量密度$F_{ν,j}$与突变时间$t_{j}$之间的关系。当喷流的洛伦兹因子等于初始半张角的倒数时，即，$γ=1/θ_0$。我们表明，这种关系确实表现为$F_{ν,j}\propto t_{j}^{-p}$之间的伽玛暴慢冷却的情况下，其中$p$是幂律指数的电子分布。对9个暴的光学喷流破裂进行了统计分析，得到了与激波加速理论相一致的$p=2.10\pm 0.21$。以这种方式导出的$p$的值不同于观测到的$t_{j}$之后的后期光变曲线的时间指数$α_2$（$F_ν\propto t^{-α_{2}}$），后者由于侧向膨胀的流体动力学不清楚而具有几个不确定性，并且表现出很大的分散性。我们的结果不仅证实了伽玛暴的残余是标准烛光，而且首次证明了相对论性激波的物理参数是普适的，其最佳值为$ε_{e}\sim 0.1$和$ε_{B}\sim 10^{-3}$。
2004-11-01 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
Magnetic Fields in Gamma-Ray Bursts: A Short Review
磁场在伽马射线暴（GRB）的物理过程中起着至关重要的作用。强有力的观测证据表明，观测到的余辉和最有可能的即时发射来自同步辐射。坡印廷通量有可能在内部引擎的相对论性喷流中扮演重要甚至是主导的角色，但像其他天文学相对论性喷流一样，这个说法是有争议的。最后，很可能在伽玛暴的内部引擎中出现大于$10^{15}$ G的磁场，并有助于相对论喷流的加速和准直。我在这里回顾伽玛射线暴火球模型，并讨论磁场在其各个组成部分中发挥的作用。我认为，早期的余辉，反映了最初的相互作用的相对论性喷流与周围的物质是最好的工具，探索天文相对论喷流的相对论外流的性质。
2005-03-02 astro-ph
Gamma Ray Bursts in Pulsar Wind Bubbles: Observational implications
我们提出了脉冲星风泡（PWB）内发生的伽马射线暴（GRB）的主要观测特征。这是超超新星模型最自然的结果，在超超新星模型中，最初发生超新星爆炸，留下一颗超大质量的中子星，在时间t_sd内失去旋转能量，坍缩成一个黑洞，触发伽马射线暴。我们发现SN和GRB事件之间的时间延迟t_sd是决定系统行为的最重要的参数。我们考虑了余辉、γ射线暴和PWB的瞬发辐射。来自一个球形PWB的模型上的约束，从目前的余辉观测和缺乏直接检测PWB的排放。我们发现，一个简单的球形模型不能解释在一些余辉中检测到的X射线特征，以及在相同的伽玛暴中观察到的典型余辉发射。与观测的差异可以通过诉诸非球形几何形状来调和，其中PWB沿着极轴伸长。最后，我们预测逆康普顿上散射PWB光子的余辉（外部康普顿）的相对论电子应导致高能量的发射在早期的余辉，可以解释的GeV光子EGRET检测到的几个伽玛暴，并应检测到未来的任务，如GLAST。
2003-02-14 astro-ph
Extended Power-Law Decays in BATSE Gamma-Ray Bursts: Signatures of External Shocks?
伽马射线暴（GRB）和它们的余辉之间的联系目前还没有得到很好的理解。在伽玛射线暴火球模型中，外部冲击产生的同步辐射余辉模型预测了在伽马射线区（$\gax 25$ keV）可探测到的辐射。在本文中，我们提出了一个时间和光谱分析的一个子集的BATSE伽玛暴与光滑的扩展发射尾巴，以寻找签名的“早期高能余辉”，即，余辉发射，最初开始于伽马射线阶段，随后随着爆炸波被周围介质减速而演变为X射线、紫外线、光学和无线电发射。从一个40伽玛暴的样本，我们发现，最好的时间衰减的幂律$\sim t^β$，而不是一个指数，与平均指数$<β> \approx -2$。光谱分析表明，这些事件的$\sim 20%$是一致的绝热冲击波的快速冷却同步辐射，其中三个是一致的冲击波演变的射流，与$F_ν \sim t^{-p}$。这种行为表明，在某些情况下，发射可能源自窄喷流，可能由角尺寸小于$1 / Γ$的“块”组成，其中$Γ$是体洛伦兹因子。
2002-01-29 astro-ph
Hyperstars - Main Origin of Short Gamma Ray Bursts?
第一个定位良好的短持续时间伽马射线暴（GRB），GRB 050509 b，GRB 050709和GRB 050724，可能是宇宙学距离的宿主星系中软伽玛射线中继器（SGR）爆发/超耀斑的窄束初始尖峰。如果SGR是年轻的超巨星，即中子星，其中相当一部分中子已经转化为超子和/或奇异夸克物质，那么这种爆发是可以预期的。
2005-09-09 astro-ph
Constraints on temporal variation of fundamental constants from GRBs
当中心恒星密度超过临界值时，由中子星祖先形成的奇异星或混合星被认为会发生。如果从强子到夸克物质的跃迁是一阶的，那么这个事件必须在很短的时间内释放出巨大的能量，即使它离我们很远，我们也能够观察到这种现象;最有可能的是，这种剧烈的夸克解除禁闭至少与观测到的伽马射线暴的一小部分有关。如果我们允许像$Λ_{QCD}$或$G_N$这样的基本常数随时间变化，我们可以预期，初始中心密度刚好低于临界值的中子星可以进入奇异星或混合星是真正基态的区域。从观测到的长伽马射线暴的速率，我们能够推导出约束$\dot{G}_N/G_N \lesssim 10^{-17} {\rm yr^{-1}}$，这是约5个数量级更严格的比以前最强的界限上可能增加$G_N$。
2008-02-05 astro-ph hep-ph
Parameters of the prompt gamma-ray burst emission estimated with the opening angle of jets
本文提出了一种不考虑余辉延迟发射的估算伽马射线暴（GRB）初始洛伦兹因子的方法。在假设有关爆发的余辉发生在瞬发辐射消失之前的情况下，可以利用伽玛暴喷流的关系式估算瞬发辐射结束时测得的洛伦兹因子。利用爆炸能量转化为辐射的效率的概念，该洛伦兹因子可以与源的初始洛伦兹因子相关联。相应地，可以计算对应的静止帧峰值能量。应用这种方法，我们估计了一个新样品的体运动的初始洛伦兹因子和相应的静止帧谱峰能量的伽玛暴的红移和余辉中的断裂时间是已知的。我们的分析表明，在这种情况下，样品的初始洛伦兹因子将在200处达到峰值，并将主要分布在$(100,400)$内，相应的静止框架峰值能量分布的峰值将是$0.8keV$，其主要区域将是$(0.3keV,3keV)$。
2006-02-04 astro-ph gr-qc
Detecting an association between Gamma Ray and Gravitational Wave Bursts
如果$γ$射线暴（GRB）伴随着引力波暴（GWB），那么在GRB之前的时刻评估的两个引力波探测器的相关输出将不同于在与GRB无关的时刻评估的相关输出。我们可以独立于GWB信号波形的任何模型来测试这种差异。如果我们调用一个模型的GRB源人口和GWB辐射谱密度，我们可以找到一个置信区间或上限的均方根GWB信号幅度在探测器波段。为了说明这一点，我们采用了一个简单的物理模型，并估计初始LIGO探测器观测与1000个GRB相一致，可以使我们以95%的置信度排除与$h_{RMS} \gtrsim 1.7 \times 10^{-22}$相关的GWB。该结果不要求探测器噪声是高斯的，也不要求任何探测器间的相关噪声是可测量的;它不需要源波形的高级或先验知识;并且对波强度获得的限制随着观测到的GRB的数量而改善。
1999-03-30 astro-ph gr-qc
