Colors and luminosities of the optical afterglows of the gamma-ray bursts
本文给出了17个伽玛暴光学余辉的色指数和光度的研究结果。我们发现，在t-T_0 < 10天期间，OAs（GRB 000131除外）下降过程中的颜色变化相对较小，即使对于采样密度较低的OAs，也可以进行比较。观测者坐标系中的颜色，经过银河系变红的校正，集中在（V-R）_0 = 0.40 +- 0.13，（R-I）_0 = 0.46 +- 0.18，（B-V）_0 = 0.47 +- 0.17。虽然在所考虑的时间间隔内，OAs的亮度下降了几个量级，但其颜色演变可以忽略不计。如此强烈的颜色指数也表明，所有这些事件的内在红化（在它们的宿主星系内）必须非常相似，并且相对较小。在观测者坐标系中，OAs的绝对亮度在（t-T0）rest = 0.25天时，在M_（R 0）= -26.5 ~-22.2之间。M_（R_0）的这种扩展不受由各个OAs的不同红移z所引起的λ位移的显著影响。这里考虑的OA样品的总衰减率似乎与OA的绝对光学亮度无关，在某个t-T_0处测量的OA对所有OA都是相同的，并且当对红移引起的时间膨胀进行校正时，所有事件的光变曲线几乎是平行的。
2001-08-27 astro-ph
A multi band study of the optically dark GRB 051028
用Lulin天文台的1.0米望远镜和WIDGET机器人望远镜系统对GRB 051028的光学余辉进行了观测。R波段光度数据点于2005年10月28日（UT），或爆发后0.095-0.180天获得。在爆发后0.1天左右，光学光变曲线可能有一个平台;光变曲线的形状类似于光学明亮的余辉（例如GRB 041006，GRB 050319，GRB 060605），但亮度不同。GRB 051028余辉的亮度比其中一个暗事件GRB 020124的亮度暗3个星等。光学暗的伽玛暴被归因于宿主星系内的尘埃消光或高红移。然而，X射线的光谱分析表明宿主星系没有明显的吸收。此外，根据对Ly $α$吸收的模型理论计算，发现GRB 051028红移的极限，预期的$R$带吸收不足以解释余辉的黑暗。虽然目前的结果不赞成高红移假设或高消光的情况下，光学暗爆发，他们是一致的可能性，即亮度的光学余辉，本质上是黑暗的。
2007-06-04 astro-ph
Optical Observations of Afterglows
光学，红外和紫外观测的伽玛射线暴领域允许检测的同行和宿主星系的高能量瞬变，从而至关重要的贡献，我们目前的知识的伽玛射线暴现象。余辉变发射、偏振光、红移吸收谱和发射谱以及宿主星系亮度和颜色的测量，澄清了与伽玛暴辐射机制和环境有关的许多基本问题，为揭示其前身的性质奠定了基础。
2002-07-28 astro-ph
GeV emission from Gamma-Ray Burst afterglows
我们计算了GeV余辉发射预期从几个机制有关的伽玛暴和它们的余辉。考虑到Swift/XRT测量到的早期X射线余辉发射的亮度，GLAST/LAT应该可以探测到由GRB喷出物驱动的前向激波进入环暴介质的自康普顿发射。斯威夫特在X射线余辉中发现的新特征（平台和色变光变曲线突变）表明，在前向激波后面存在着一个相对论性的对富集外流。大量的和逆康普顿上散射的即时伽玛射线暴发射的外流提供了另一个源的GeV余辉发射可检测的LAT。大角度爆发发射和同步加速器前向激波发射在高光子能量下很可能太暗而不能被LAT观测到。高能量余辉发射的光谱斜率和它的衰减率（如果可以测量的话）允许识别GRB之后产生GeV瞬态发射的机制。
2008-01-10 astro-ph
Gravitational Microlensing of Gamma-Ray Burst Afterglows by Single and Binary Stars
计算了伽马射线暴（GRB）余辉的恒星微透镜效应的放大光变曲线。伽马射线暴源在天空中呈现为一个薄环，其膨胀速度超过光速，并且在穿过透镜焦散线时被最大程度地放大。虽然单星透镜在放大率光变曲线中产生单个峰值，但双星透镜可能产生多个峰值。放大光变曲线的形状提供了关于余辉光球在亚微弧秒尺度上的表面亮度分布的宝贵信息。我们发现，所有的余辉都可能在爆炸后一年左右表现出百分之几的变化，这是由于恒星与它们的视线之间相隔数十个爱因斯坦半径。
2000-11-12 astro-ph
The Optical Afterglow of GRB 971214: R and J Photometry
本文给出了一个可能与伽马射线暴事件GRB 971214有关的光学瞬变的R波段和J波段测光结果。我们的第一次测量是在伽马射线事件发生13小时后进行的。亮度以幂律指数α = -1.20 +-0.02衰减，这与GRB 970228和GRB 970508的指数α = -1.10 +-0.04和α = -1.141 +-0.014相似。在伽马射线事件发生后的前四天内，与GRB 970508相关的光学瞬态相比，该瞬态单调衰减，亮度增加，在爆发后两天达到峰值，然后稳定到幂律衰减。
1998-09-15 astro-ph
A short gamma-ray burst apparently asssociated with an elliptical galaxy at redshift z=0.225
伽马射线暴（GRB）是一种明亮的高能光子短暂闪光，30年来一直吸引着科学家。它们分为两类：长（> 2s），软谱爆发和短，硬事件。到目前为止，对伽玛暴的理解主要是在长时间的爆发，这是典型的高红移（z ~ 1），并在亚发光的恒星形成的宿主星系。它们可能是在大质量恒星的核心坍缩爆炸中产生的。直到目前的观测，还没有短伽玛射线暴被准确地（<10”）和迅速地（分钟）定位。本文报道了GRB 050509 b短暴X射线余辉的探测和定位。它在天空中的位置靠近一个明亮的、非恒星形成的椭圆星系，红移为0.225，如果这个伽玛射线暴的起源是长期以来提出的中子星（NS）或黑洞（BH）双星的火热合并，那么它的位置正是人们所期望的类型。X射线余辉被发现是微弱的，并在几个小时内下降到检测以下，没有光学余辉被检测到严格的限制，解释了过去的困难定位短伽玛射线暴。
2006-01-02 astro-ph
Variabilities of Gamma-Ray Burst Afterglows: Long-acting Engine, Anisotropic Jet or Many Fluctuating Regions?
我们发现，简单的运动学参数可以限制伽马射线暴（GRB）余辉的时间尺度和振幅，特别是当余辉的时间尺度小于观测时间Δt < t时。这些限制有助于我们确定余辉变化的来源。GRB 011211和GRB 021004的余辉稍微违反了这些限制。如果Swift卫星证实了这种违反，一个可能的解释是：（1）驱动GRB喷流的致密天体持续喷射间歇性外流，持续时间很长（> 1天），（2）中央发动机的GRB喷流具有时间各向异性，大亮度对比度> 10，小角结构< 10^{-2}，或（3）在发射位置中许多（> 10^{3}）区域同时波动。
2005-06-08 astro-ph
Early Optical Polarization of a Gamma Ray Burst Afterglow
我们报告的光学偏振的伽马射线暴（GRB）的余辉，获得203秒后，最初的伽玛射线暴从GRB 060418，使用一个环形偏振仪的机器人利物浦望远镜。我们强大的（2-西格玛）上限的百分比极化，小于8%，与火球减速时间在余辉的发病。在这个关键时刻的光学亮度和低偏振的衰减率的组合约束的GRB喷出物的标准模型，排除了一个大规模的有序的磁场在发射区域的存在。
2007-03-26 astro-ph
Discovery of a short plateau phase in the early evolution of a gamma-ray burst afterglow
本文报道了GRB 021004的伽马射线暴余辉的光学观测。我们的观测结果表明，在一个普通的快速衰落阶段之前，存在一个短暂的平台阶段，其中余辉保持在几乎恒定的亮度。这个平台期持续了约2小时，从0.024至0.10天后的爆发，这对应于一个缺失的空白的早期余辉光曲线的GRB 990123。我们认为，平台相可以解释为从冲击波的前向激波区的同步辐射的自然演变。同步辐射的典型频率通过光学范围的时间已被预测为约0.1天后爆发，这是与观察到的光变曲线。因此，我们的方案意味着在GRB 021004中观察到的功能是一个共同的性质的伽玛射线暴余辉。
2003-03-05 astro-ph
Modelling the spectral energy distribution of galaxies. IV Correcting apparent disk scalelengths and central surface brightnesses for the effect of dust at optical and near-infrared wavelengths
我们提出了在纯盘星系中由于尘埃的存在而引起的视标度、中心表面亮度和轴比的变化的修正，作为倾斜度、B带中心面不透明度（τ ^f_B）和波长的函数。校正因子来自于使用恒星和尘埃的几何形状创建的盘状星系的模拟图像，这些几何形状可以再现从紫外线（UV）到远红外（FIR）/亚毫米（submm）的整个光谱能量分布，并且还可以解释在光学/近红外和FIR/submm中观察到的表面亮度分布。我们发现，灰尘可以显着影响scalelength和中央表面亮度，诱导的变化高达50%的scalelength和高达1.5的幅度在中央表面亮度的表观到内在的数量。我们还确定了一些天体物理效应，虽然尘埃的绝对影响是不可忽略的，但在不透明度的可能范围内预测的变化相对较小，因此不需要确切的不透明度知识。因此，对于一个典型倾角为37度且τ ^f_B>2的星系，尘埃的影响是使B的标度长度相对于I的标度长度增加1.12 ± 0.02倍，并使B-I的中心色改变0.36 ± 0.05等。最后，我们使用该模型来分析所观察到的标度长度比B和I的样本盘占主导地位的螺旋星系，发现的趋势，表观标度长度增加，随着波长的减小，主要是由于尘埃的影响。
2006-06-22 astro-ph
GRB990123: multiwavelength afterglow study
本文报道了伽马射线暴（GRB）990123余辉的BeppoSAX和多波长数据分析。主要是由于其异常的亮度，这是唯一的来源，其中宽视场相机已允许早期检测的X射线余辉之间约20和60分钟的伽玛射线暴触发。此外，还首次探测到了高达60 keV的余辉高能发射。余辉衰减的向后外推平滑地与晚期GRB发射重新连接，从而表明两者都是由同一现象产生的。对于X射线余辉，我们发现指数α_X = 1.46 +/- 0.04的幂律衰减;光谱具有光子指数γ约为2的幂律形状。从文献中收集并在BeppoSAX指向期间对余辉进行了一系列广泛的多波长观测，从而可以构建光谱通量分布。我们进行了分析的背景下的“火球”模型的伽玛暴余辉发射。
2005-05-03 astro-ph
The Observed Size and Shape of GRB Afterglow
在伽马射线暴之后，探测到X射线、光学和无线电波长的延迟发射，即“余辉”，可以用相对论性壳层在与ISM碰撞时减速的发射来描述。我们发现，所观察到的辐射表面有明确的明亮的边缘。我们推导出一个明确的表达式的大小作为时间的函数，并获得表面亮度分布。如果爆发发生在小的红移，这可能会被直接观察到，这样它的无线电信号就可以被解析。尺寸和形状与闪烁或微透镜的详细分析有关。我们表明，有效的洛伦兹因子取决于所观察到的频率，它是高于同步加速器的典型频率（光学和X射线）的频率比低频率（无线电）。因此，过渡到非相对论性的演变，将首先观察到在低频率和只有一个因子~2后，在高频率。
1997-09-30 astro-ph
GRB 991216 Joins the Jet Set: Discovery and Monitoring of its Optical Afterglow
高能伽马射线暴GRB 991216的光学光变曲线与类似喷流的行为一致，其中幂律衰减从早期的t**（-1.22 +/- 0.04）到2 d左右逐渐过渡的t**（-1.53 +/- 0.05）。后期衰变斜率的推导考虑了宿主星系或居间星系的恒定贡献，这是在R = 24.56 +/- 0.14的事件发生后110 d测量的，尽管光变曲线偏离了单一的幂律，无论是否包括常数项。余辉的早期光谱能量分布可描述为F_nu ~ nu**（-0.74 +/-0.05）或更平坦的光学和X射线之间，这与缓慢的初始衰减一起，是均匀致密介质中标准绝热演化的特征。假设所报道的吸收线红移为1.02是正确的，那么在喷流模型中，6.7 × 10**53 erg的表观各向同性能量减少了约200倍，初始半张角约为6度。GRB 991216是喷流状余辉的第三个很好的例子（继GRB 990123和GRB 990510之后），支持了一种趋势，即显然最具能量的伽马射线事件具有最窄的准直和均匀的ISM环境。这一点，再加上缺乏与喷流状余辉相关的超新星证据，表明这些事件可能起源于一个角动量起重要作用的祖先，但大质量恒星包层或恒星风则没有，例如，紧密双星的结合
2000-06-15 astro-ph
The 2175 A dust feature in a Gamma Ray Burst afterglow at redshift 2.45
利用ESO/MPI 2.2 m望远镜和GROND多通道成像仪对红移2.45的长伽马射线暴GRB 070802的余辉进行了光学和近红外测光。在g 'r' i 'z'和JHK_S带中的随访观察开始于爆发后约17分钟，并延长至28小时。我们发现，在早期的余辉亮度增加，这可以解释由反向和正向冲击（FS）发射的叠加或余辉FS的发病。此外，我们检测到一个强大的宽带吸收功能，在i'带，我们解释为灭绝的红移2175年在伽玛射线暴宿主星系的凸点。这是2175 A在高红移时最早也是最清晰的观测之一。这是富碳环境的有力证据，表明银河系或大麦云云状尘埃已经在z=2.45的星系中大量形成。
2008-05-19 astro-ph
GRB 010921: Discovery of the First HETE Afterglow
我们报告发现的光学和无线电余辉的GRB 010921，第一个伽马射线暴余辉被发现从定位的高能瞬变探测器（HETE）卫星。我们提出的主星系，我们发现这是一个尘埃，显然是正常的恒星形成星系在z = 0.451的光谱。余辉光谱斜率异常陡峭的原因可以解释为沿伽玛暴视线方向的消光比大于0.5等。在测量主星系光谱的巴耳末衰减时，似乎需要与主星系整体具有相似A_V的尘埃。由于红移较低，对余辉的持续观测将使迄今为止对潜在超新星存在的最强约束成为可能。
2002-01-24 astro-ph
The puzzling case of GRB 990123: multiwavelength afterglow study
本文报道了BeppoSAX探测器对伽马射线暴（GRB）990123余辉的数据分析。主要是由于其异常的亮度，这是唯一的来源，其中宽视场相机已允许早期检测的X射线余辉之间约20和60分钟的伽玛射线暴触发。此外，还首次探测到了高达60 keV的余辉高能发射。对于X射线余辉，我们发现了指数α = 1.46 +/- 0.04的幂律衰减;光谱具有光子指数γ约为1.9的幂律形状。余辉衰减的后向外推与晚期伽玛射线暴发射顺利地重新连接，从而表明这两种发射是由相同的现象产生的。从文献中收集了在BeppoSAX指向期间对GRB 990123余辉进行的一组广泛的多波长观测。硬X射线到无线电范围的覆盖范围允许构建光谱通量分布，并在“火球”模型的背景下进行伽玛射线暴余辉的分析。我们还报告的X射线源的时间和光谱分析的结果，偶然观察到约22弧分以北的伽玛射线暴余辉，随着其可能的对应物，以建立这个源的性质的光学光谱。
2005-04-27 astro-ph
GRB 070306: A Highly Extinguished Afterglow
我们报告的高度熄灭余辉的GRB 070306和宿主星系的属性。在爆发的位置没有探测到光学余辉，但在近红外波段，第一个夜晚的亮度加倍，以及后来K波段的幂律衰减提供了清晰的余辉探测。宿主星系相对较亮，R ~ 22.8。一个光学低分辨率光谱揭示了一个很大程度上没有特征的主机星系连续与一个单一的发射线。更高分辨率的后续光谱显示该发射被分辨，并且由两个由7个AA分开的峰组成，表明它是在z = 1.49594 +-0.00006的红移处的[O II]。红外颜色H-K = 2直接揭示了显著的变红。用同步辐射熄灭谱模拟了t = 1.38天时的光学/X射线谱能量分布，得到A_V = 5.5 ± 0.6mag.A_V是迄今为止测量的最大的伽玛暴余辉值之一，超过1的可见光反射是罕见的。早期近红外观测的重要性是显而易见的，可能很快就会为曾经难以捉摸的“黑暗爆发”提供更清晰的视角。
2008-03-28 astro-ph
On the radio afterglow of gamma ray bursts
本文用伽马射线暴的炮弹模型预测了伽玛射线暴的射电余辉的光谱和时间行为。一个简单的表达式描述了在所有时间和频率的AG;其高频极限再现了成功的CB模型预测的光学和X射线AG。我们分析了所有观测到的具有已知红移的伽玛暴射电AG，包括异常接近的伽玛暴980425。我们还详细研究了AGs的光谱指数随时间的演化。理论和观测之间的一致性非常好，尽管CB模型在解释射电观测所需的参数数量上非常节俭。我们建议利用伽玛暴射电星系团中的视差来验证和测量它们喷射出的CBs的超光速，其视角速度与银河星系团的视角速度具有相同的数量级，可以直接测量，也可以通过视差测量。
2002-11-23 astro-ph
The Dependence of Galaxy Shape on Luminosity and Surface Brightness Profile
对于斯隆数字巡天数据发布3的96，951个星系样本，我们研究了视轴比的分布作为r波段绝对星等和表面亮度轮廓类型的函数。我们使用参数fracDeV来量化配置文件类型（对于de Vaucouleurs配置文件，fracDeV = 1;对于指数配置文件，fracDeV = 0）。当由光分布的矩估计视轴比q_{am}时，最圆的星系是非常明亮的（M_r \sim -23）de Vaucouleurs星系，最平坦的是中等明亮的（M_r \sim -18）指数星系。当用25等/角秒^2等照度线的轴比来估算视轴比q_{25}时，我们发现德沃库勒星系比绝对星等相同的指数星系更平坦。对于一个给定的表面亮度轮廓类型，非常明亮的星系平均比暗星系更圆。我们对视轴比的分布进行反卷积，以找到固有的短轴与长轴比γ的分布，假设三轴度T恒定。对于所有的轮廓类型和光度，视轴比的分布是不一致的人口扁球体，但通常是一致的人口长球体。明亮星系的de Vaucouleurs轮廓（M_r <-21.84，fracDeV > 0.9）具有q_{am}的分布，在0.4 < T < 0.8的范围内与三轴性一致，平均内禀轴比为0.66 < gamma < 0.69。较暗的德Vaucouleurs星系是最适合与长椭球体（T = 1）的平均轴比伽玛= 0.51。
2005-01-12 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
Bright Lenses and Optical Depth
在引力透镜中，光学深度的概念假设透镜是暗的。现在已经进行了几次微透镜检测，其中透镜可能是明亮的。在透镜的表观和绝对亮度的制度，表观和绝对光学深度之间的关系。通过明亮透镜的表观光学深度总是小于真实的绝对光学深度。透镜的固有亮度越大，它越有可能被发现离光源越近。
1997-04-12 astro-ph
IR and Optical Observations of GRB 030115
本文给出了长GRB 030115在爆发后6.2天用Ks > 22的Magellan Classic Cam红外图像测量的余辉亮度上限。我们还提出了测量GRB 030115的宿主星系从档案光学和红外HST图像采取的高级相机的调查和近红外相机和多目标光谱仪25天后爆发。GRB 030115被归类为光学暗爆发，因为它的余辉在光学报告中报告为零后在J，H和K IR波段被发现。这是第一个最初在红外线中发现余辉的HETE GRB。
2004-01-06 astro-ph
VLT identification of the optical afterglow of the gamma-ray burst GRB 000131 at z=4.50
本文报道了伽马射线暴GRB 000131及其光学余辉的发现。在爆发后84小时，在BATSE探测和星际网络定位之后，用VLT进行了光学识别。GRB 000131是一个明亮的、持续时间长的GRB，在触发前62 s有明显的前兆信号。在ESO VLT、NTT和DK 1.54 m的后续观测中发现了余辉。光谱能量分布的宽带和光谱观测揭示了在光学波长处的急剧突变，其被解释为在6700 A处的Ly-alpha吸收边。这使GRB 000131的红移为4.500 +/- 0.015。由此推断，仅伽马射线释放的各向同性能量约为10^54尔格（取决于假设的宇宙学）。然而，余辉的快速幂律衰减（指数α =2.25，类似于光变曲线中先前出现中断的爆发）表明准直流出，这将能量需求放宽了< 200倍。GRB 000131的余辉是第一个用8米级望远镜识别的。
2000-10-17 astro-ph
The Cannonball Model of Gamma Ray Bursts: Lines in the X-Ray Afterglow
最近的观测表明，伽马射线暴（GRB）及其余辉是由超新星爆炸中发射的高度相对论性炮弹（CB）的喷流产生的。完全电离的CB在一两天内冷却到4500 K以下的温度，此时电子-质子复合产生强烈的莱曼- $α$发射。在观察者的坐标系中，线能量被CB的运动多普勒频移到X射线能量。测得的谱线能量，经宇宙学红移校正后，意味着多普勒因子在600到1000之间，这与CB模型中根据$γ$射线暴的特征估计的一致。CB模型也很好地描述了线的所有其他观察到的性质。CB内复合线的散射和自吸收也会在GRB余辉中产生宽带耀斑，正如观测所示。CB模型的一个非常具体的预测是，X射线线应该是窄的，并向较低的线能量移动，因为它们被观察到：它们目前明显的大宽度将是时间积分的影响，和/或来自CB的线与不同的多普勒因子的混合。
2001-02-08 astro-ph
Discovery of the optical afterglow of XRF 040812: VLT and Chandra observations
我们提出了钱德拉和VLT观测的X射线闪光XRF 040812。X射线分析高精度地揭示了一个坚硬的、衰落的源的位置。仔细分析我们的I波段VLT图像开始17小时后的爆发导致发现光学余辉叠加到一个明亮的（I=21.5）宿主星系。可见光余辉以1.1的指数衰减。在光学光变曲线中，我们没有探测到任何喷流破裂和超新星再亮现象。宿主星系明亮的视光度使我们能够得到一个粗略的红移估计，与一组已知光度和红移的GRB/XRF宿主星系进行比较。这种比较表明XRF 040812的红移在0.3<z<0.7的范围内。这也与我们的光谱中缺乏发射特征相一致。低的红移与XRFs是低光度、较近的事件的想法一致。
2006-12-21 astro-ph
Early emission of rising optical afterglows: The case of GRB 060904B and GRB 070420
我们给出了伽马射线暴GRB 060904 B和GRB 070420在其瞬发和早期余辉阶段的时间分辨光发射。我们使用时间分辨测光的光学数据所采取的TAROT望远镜和时间分辨光谱在高能量的斯威夫特航天器仪器。发现两个伽玛暴的光辐射从瞬发相结束时开始增加，分别在t_{peak} =9.2 min和3.3 min时达到最大亮度，然后下降。GRB 060904 B呈现出一个大的光学平台和一个非常大的X射线耀斑。我们认为，发生在t_{peak}附近的非常大的X-耀斑是由一个扩展的内部发动机活动产生的，只是一个巧合的光学发射。GRB 070420的观测结果将支持这一观点，因为在光学峰值期间没有X耀斑。GRB 060904 B的光学平台的性质不太清楚，可能与后期能量注入有关。
2008-03-04 astro-ph
The Radio Afterglow and Host Galaxy of the Dark GRB 020819
在HETE-2上的SXC定位到半径大于2'的14个伽马射线暴（GRB）中，只有两个缺乏光学余辉探测，并且该样本中的高恢复率被用来证明真正的暗暴的比例约为10%。虽然很大一部分早期的暗爆发可以解释为地面搜索的失败，以达到适当的限制幅度，抑制这些SXC暗爆发的可见光似乎是可能的。在这里，我们报告的发现和观测的射电余辉的GRB 020819，SXC暗爆发，这使我们能够识别可能的宿主星系（概率为99.2%），因此红移（z=0.41）的GRB。射电光变曲线在性质上类似于其他几个射电余辉，可能包括来自反向激波发射的早期贡献。该星系的宿主是一个明亮的R = 19.5等的棒旋星系，在距离星系核心3”处（投影为16千秒差距）有一个微弱的R ~ 24.0等的“斑点”，这与射电余辉相一致。从爆发后3小时开始，持续超过100天的星系和斑点的光学测光，建立了任何余辉或相关超新星的光学亮度的上限。结合余辉射电通量和我们最早的R带极限，我们发现最可能的余辉模型在恒定密度（而不是类似恒星风）的外部环境中引起球形膨胀;在这个模型的背景下，A_V ~ 1等的适度局部消光足以将光通量抑制在我们的极限之下。
2005-05-02 astro-ph
Influence of gravitational lensing on the determination of the luminosity function of background objects
在假定类星体至少部分是遥远星系活动核的引力增强像的前提下，给出了类星体的视亮度分布函数。一个Schechter法和两个电源的亮度函数的源的法律，以及图像增强的概率法的各种型号的引力透镜。为了找到类星体关于视亮度的理论分布函数，我们使用了一个关于随机量乘积的概率密度的定理。结果表明，对于暗类星体，该函数的斜率在-1 ~-2之间，与普通星系的斜率相似。在明亮的类星体中，视亮度分布函数的斜率主要由透镜效应决定，其下限为-3。理论和观测之间的良好一致性表明，统计类星体是遥远星系活动核的引力增强图像。如果初始假设是正确的，那么星系的光度函数和类星体的视亮度函数不是独立的，而是通过微分透镜几率联系起来的。
2002-09-19 astro-ph
Swift observations of GRB 070110: an extraordinary X-ray afterglow powered by the central engine
本文详细分析了GRB 070110的雨燕多波长观测及其余辉现象。早期的X射线光变曲线，被解释为瞬发辐射的尾部，显示了在其他伽马射线暴中已经看到的光谱演化。光学余辉表现出一个浅的衰减到2天后爆发，这是不符合标准的余辉模型。最吸引人的特征是在爆发后~20 k时X射线通量的急剧衰减，结束了一个明显的平台期。X射线光变曲线的突然下降排除了外部冲击波作为这次爆发中平台的起源，并意味着中心引擎的长期活动。平台相点的时间和光谱特性指向连续的中央发动机发射，而不是X射线耀斑的偶发发射。我们认为，观测到的X射线平台是由一个旋转下降的中央发动机，可能是一个毫秒脉冲星，它在将能量储存到外部冲击之前，在内部半径耗散能量。
2007-05-01 astro-ph
Turning to the Dark Side: Evidence for Circumburst Extinction of Gamma-Ray Bursts with Dark Optical Afterglows
我们提出的证据表明，大多数快速，良好的本地化伽马射线暴与未检测到的，或黑暗的，光学余辉，或“黑暗的爆发”，简称，是最有可能的结果，在环暴介质中的尘埃灭绝。首先，我们表明，黑暗的爆发不能解释的故障图像足够深，足够快：我们适合各种亮度分布模型的光学数据，并发现，约。57（+13，-11）%的所有突发，约82%（+22，-17）的暗爆发在爆发后18小时有比R = 24等更微弱的余辉。其次，我们表明，暗爆发往往是X射线和无线电微弱。第三，我们表明，这些相关性，更具体地说，光学与X射线和光学与无线电分布，可以解释的框架内的相对论火球模型，如果黑暗的爆发熄灭环暴尘埃，和环暴介质的密度跨越许多数量级，从密度是典型的银河系盘的密度是典型的密集云。最后，我们表明，银河系的消光，宿主星系消光不相关的环暴介质，以及以下高红移效应-莱曼极限吸收源帧，吸收的Ly-alpha森林，吸收激发分子氢在环暴介质中，和源帧消光的FUV组件的消光曲线-可能有助于暗爆发的数量，但只有在小的数量。
2001-07-28 astro-ph
The Early-time Optical Properties of Gamma-Ray Burst Afterglows
我们对世界上最大的三台机器人光学望远镜--利物浦望远镜和福克斯望远镜（北望远镜和南望远镜）观测到的63个伽马射线暴进行了多波长分析。在爆发后的第一个10分钟内，检测到24个亮度从R = 10到22 mag的伽玛暴的光发射。通过比较从t = 100秒到大约10^6秒的光学和X射线光变曲线，我们引入了四个主要类别，根据在光学和/或X射线波长处是否存在时间突变来定义。虽然15/24的伽玛暴可以用前向激波模型来模拟，但在标准框架中，即使引入能量注入或环境密度梯度，对其余9个伽玛暴的解释也是非常具有挑战性的。早期的X射线余辉，甚至是由幂律描述的光变曲线的片段，可能是由于中央发动机的额外排放。在我们的样品中，有39个伽玛暴在早期没有被探测到，并且有深的上限（R < 22 mag）。其中只有10个被其他设施识别，主要是在近红外波长，导致暗爆发分数约为50%。由于后期中央引擎活动而导致的早期X射线余辉中的额外发射也可以解释一些黑暗的爆发，因为与光学波段相比，X射线波段的爆发比预期的更亮。
2008-04-04 astro-ph
"Anomalous" Optical GRB Afterglows are Common: Two z~4 Bursts, GRB 060206 and 060210
本文报道了最近的两个z~4伽马射线暴（GRB 060206和GRB 060210），我们获得了它们的光学光变曲线。我们的数据，结合文献中报道的早期光学数据，显示出不寻常的行为，这两个余辉。在R波段，GRB 060206（z=4.045）经历了一个缓慢的早期衰减，然后在爆发后约1小时，亮度迅速增加约2.5倍。然后它的余辉以一种打破幂律的方式消失，在t_b=0.6天时有一个平滑的中断，但有额外的，不那么引人注目的（~10%）“颠簸和摆动”，在密集采样的光变曲线中很好地检测到。GRB 060210（z=3.91）的R波段余辉也是不寻常的：光变曲线在爆发后的60到300秒之间或多或少是平坦的，然后在爆发后的600秒增加了约70%，之后光变曲线以t^{-1.3}幂律下降。尽管早期的报道相反，我们发现，对于GRB 060206 X射线也或多或少遵循光学衰减，但在短时间尺度上有显着的变化。然而，X射线余辉被附近的可变源污染，特别是在后期模糊了X射线余辉的行为。我们认为，“令人不安的”光学余辉可能是正常的，而且在Swift-XRT数据中经常看到的快速变化也可以在光学光变曲线中看到，如果采样足够好的话。因此，一些经常采用的程序，如推导出射流张开角使用一个光滑的破碎的幂律拟合的光学光变曲线，在许多情况下可能有一个穷人的统计意义。我们认为，两个爆发的亮度早期增加可能是由于外部冲击的开启。这些特征的存在可…
2006-12-04 astro-ph
A possible bright blue SN in the afterglow of GRB 020305
我们报告了2002年3月5日伽马射线暴（GRB）的余辉和宿主星系的地基和HST（+STIS）成像。伽马射线暴发生在一个R=25.17+/-0.14的星系中，这显然是一个相互作用系统的一部分。光学余辉的光变曲线显示出在伽马射线事件后12- 16天的再增亮，或者至少是一个平台。UBVRIK对伽玛射线暴后约12天的余辉进行的多波段成像显示了蓝色光谱能量分布（SED）。SED符合幂律，谱指数β=-0.63+/-0.16，但有初步证据表明偏离幂律。不幸的是，GRB 020305的光谱红移尚未确定。从SED我们强加的红移上限z ~< 2.8，因此排除了伪红移4.6报道的这个爆发。我们讨论了解释GRB 020305的光变曲线，SED和宿主星系属性的可能性。对光变曲线和SED最自然的解释是一颗伴生超新星（SN）。我们的数据不能精确地确定伽玛暴的红移。最好的解释是低红移（z~0.2）SN，但也不能排除高红移（z>0.5）SN。我们还讨论了不太可能的情况下，不基于SNe，如爆发发生在z=2.5星系的消光曲线类似于银河系。
2005-04-03 astro-ph
Implications of the radio afterglow from the gamma-ray burst of May 8, 1997
伽马射线暴GRB 970508余辉的射电观测为余辉模型提供了独特的新约束。衍射闪烁在4周延迟的猝灭提供了源大小和扩展速率的第一个直接估计。这意味着一个明显的尺寸$R\sim10^{17}$厘米和膨胀的速度相当于光在4周的延迟，在协议与火球模型预测$R=10^{17}(t/week)^{5/8}$厘米。延迟1- 5周的射电流量及其对时间和频率的依赖性与模型一致，并暗示火球能量（假设球对称）为10^{52}尔格量级，与从较短延迟的观测中推断的值一致。观察到的无线电行为偏离模型预测的延迟大于5周。这是预料之中的，因为在这个延迟，火球从高度相对论性膨胀过渡到亚相对论性膨胀，洛伦兹因子γ<2。偏离可能是由于与冲击波相关的物理过程的变化，因为它变得亚相对论（例如，由磁场携带的能量的分数减少），或者由于火球是一个开角为$1/γ\sim0.5$的圆锥体。我们预测未来的行为的无线电通量假设后者的解释是有效的。这些预测可以用0.1- 10 GHz频率范围内的月尺度射电观测来检验。
1997-09-19 astro-ph
Go Long, Go Deep: Finding Optical Jet Breaks for Swift-Era GRBs with the LBT
利用8.4米大双筒望远镜，我们观测了爆发后2.8小时到30.8天的6次GRB余辉，系统地研究了余辉的后期行为，包括喷流破裂、耀斑和超新星碰撞。我们发现了5个余辉与斯隆r'的幅度从23.0-26.3马格。我们的观察深度使我们能够延长时间基线测量射流休息的另一个十年的时间尺度。我们发现了两个喷流断裂和第三个候选者，所有这些都是无法检测到没有深，晚时间光学观测。在其他三种情况下，我们没有检测到喷流断裂，因为来自宿主星系光的污染，超新星隆起的存在，或者光学余辉的内在模糊。这表明伽玛暴被准直的基本图像仍然有效，斯威夫特喷流断裂的明显缺乏是由于余辉光变曲线采样不佳，特别是在后期。
2009-02-19 astro-ph
A Comparison of the Afterglows of Short- and Long-Duration Gamma-Ray Bursts
本文对短、长持续时间伽马射线暴（GRB）的光学余辉和X射线余辉的观测特性进行了比较研究。使用37个短和421个长伽玛暴的大样本，我们发现11小时后测量的余辉亮度和观测到的即时发射通量之间有很强的相关性。光学（R波段）和X射线通量密度（F_R和F_X）都与γ射线注量F_γ成比例。对于具有已知红移的爆发，在11小时（静止坐标系）的余辉通量密度和总的各向同性伽马射线能量Egi之间存在紧密的相关性：F_{R,X} ~ Egi^{alpha}，其中alpha ~ 1。当Egi是从雨燕的数据中得到时，长爆发和短爆发的比例常数几乎是相同的。此外，我们还发现，对于F_gamma >10^{-7} erg cm^{-2}的短爆发，光学余辉几乎总是被相当深的早期观测所探测到。最后，我们证明了短爆发和长爆发的F_R/F_X比值非常相似。这些结果很难用标准的理论框架来解释，因为它们要求：（1）短暴周围介质的数密度与长暴的数密度相当，甚至更大;（2）短暴爆发成一个密度分布，n（r）αr^{-2};或者（3）瞬发伽马射线注量取决于外部介质的密度。因此，我们发现很可能要么是对短伽玛暴环暴环境性质的基本假设，要么是对伽玛暴发射的标准模型必须重新进行检验。我们认为，最可能的解决办法是，典型短暴周围的环境密度比通常预期的要高：典型值约为1/cm^{-3}。
2009-05-27 astro-ph
Discovery and identification of the very high redshift afterglow of GRB 050904
在2000年，兰姆和赖哈特预测，伽马射线暴（GRB）及其馀辉会以足够的数量和亮度出现在非常高的红移（z > 5），最终取代类星体成为早期宇宙中元素形成和再电离的首选探测器，并被用来描述早期宇宙的恒星形成历史，也许可以追溯到第一颗恒星形成的时候。在这里，我们报告发现的余辉的GRB 050904和GRB 050904作为第一个非常高红移的GRB的鉴定。我们测得它的红移为6.39（+0.11，-0.12），这与报道的光谱红移（6.29 +/- 0.01）一致。此外，在Ly-alpha的红色区域，第一个晚上的通量被抑制了三倍，但在第四个晚上又回到了预期的水平。我们认为，这是由于吸收的分子氢被激发到振转状态的伽玛射线暴的即时发射，但随后被超越的射流。现在已经证明存在非常高的红移伽玛暴，至少在这种情况下，余辉非常明亮，旨在利用这一科学的观测计划可能会推动早期宇宙研究的新时代，使用伽玛暴作为探针。
2005-09-22 astro-ph
The Afterglows, Redshifts, and Properties of Swift Gamma-Ray Bursts
我们目前的光学，近红外，和无线电跟进十六斯威夫特爆发，包括我们发现的九个余辉和三个红移的测定。这些观测，加上文献中的数据，在光学/近红外波段提供了60%的余辉恢复率，远高于以前的飞行任务（BeppoSAX、HETE-2、INTEGRAL和IPN）。斯威夫特事件的光学/近红外余辉在t=12小时比以前的任务平均暗1.7等。与雨燕爆发前的X射线余辉相比，X射线余辉同样更微弱。在无线电中，限制因素是VLA阈值，斯威夫特爆发的检测率与过去的任务相似。前雨燕爆发的红移分布在z~1处达到峰值，而5个雨燕爆发的测量红移均匀分布在1.3和3.2之间。从这些结果中我们得出结论：（i）雨燕前分布偏向于亮事件和低红移事件，（ii）雨燕的高灵敏度和准确位置导致更好地代表真正的爆发红移和亮度分布（分别是更高和更暗），和（iii）多达1/3的爆发可以是光学暗的，作为高红移和/或尘埃消光的结果。我们注意到，明显缺乏低红移，低光度的斯威夫特爆发，以及较低的事件率相比，发射前的估计（90比150每年），是一个阈值的结果，是类似于BATSE的。鉴于这些推论，余辉观测者可能会发现，在斯威夫特事件的后续战略作出重大改变是可取的。[删节]
2005-05-06 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
X-ray flares, plateaus, and chromatic breaks of GRB afterglows from up-scattered forward-shock emission
前向激波的同步辐射被位于前向激波后面的相对论外流散射，可能产生比直接来自前向激波的辐射更亮的X射线辐射，这可以解释雨燕X射线余辉的四个特征：耀斑、平台（缓慢衰变）、彩色光变曲线突变和快速后平台衰变。对于冷散射外流，如果散射外流几乎是重子自由的和高度相对论性的，反射通量盖过主通量。这两个要求可以放宽，如果散射流出是由弱的内部冲击，使入射的前向冲击光子也是逆康普顿散射，除了体散射。前向激波留下的光子被扫起，自然产生短的X射线耀斑。由于体散射所产生的光子能量的增加，反射的发射更有可能在更高的光子能量下盖过直接来自前向冲击的发射，从而产生光变曲线的平台和仅出现在X射线中的断裂。X射线光变曲线平台的亮度、形状和衰减取决于散射体的洛伦兹因子和质量通量的径向分布。彩色X射线光变曲线的突变和急剧的后平台衰变不能容纳的直接向前冲击波发射，并主张在这里提出的散射外流模型的青睐。另一方面，标准的前向激波模型更自然地容纳了没有平台的X射线余辉、消色差的余辉和寿命很长的幂律衰变。因此，X射线光变曲线的多样性是由散射和直接前向激波辐射的相互作用引起的。
2007-10-17 astro-ph
Gamma-Ray Burst Progenitors Confront Observations
在GRB 030329的余辉中发现了一颗超新星，这一发现显然解决了伽马射线暴起源的性质问题。我们现在知道，至少有一小部分宇宙学伽马射线暴与大质量恒星的死亡有关，而且这两次爆炸很可能是同时发生的。尽管这种关联已经被认为是针对GRB 980425的，但该爆发的特殊性不允许将这种关联扩展到所有GRB。现在的问题是了解GRB 030329是否是一个“标准爆发”。我将讨论GRB 030329的一些特点和它的余辉光曲线，显示它看起来更像是一个过渡对象，而不是一个经典的宇宙学GRB，连接像GRB 980425的弱事件到经典的长持续时间GRB。我还将讨论超新星方案所面临的问题，以解释在几个伽玛暴及其余辉中检测到的X射线特征。
2004-02-02 astro-ph
SDSS J124602.54+011318.8: A Highly Variable AGN, Not an Orphan GRB Afterglow
光变源SDSS J124602.54+011318.8首次出现在斯隆数字巡天（SDSS）数据中，是一个具有非恒星颜色的亮点源。随后的SDSS成像和光谱显示，点源衰减或消失，揭示了一个红移为0.385的宿主星系。基于这些特性，该源被认为是一个候选的"孤儿余辉“：一个中等光束的光学瞬变，与伽马射线暴（GRB）有关，其高度光束的辐射锥不包括我们的视线。我们提出了新的成像和光谱观测这个来源。结合对光学和射电数据的仔细重新分析，观测结果证明SDSS J124602.54+011318.8实际上是一个不寻常的射电噪声活动星系核，可能属于BL Lac类。该天体在数周至数年的时间尺度上显示出强烈的光度变化，包括几个明亮的耀斑，与最初报道的类似。因此，SDSS的观测结果几乎可以肯定与GRB无关。这个物体的光谱随着其光学亮度的变化而显著变化。在亮相，弱，窄的氧发射线和可能更广泛的H $α$线叠加在蓝色连续谱。随着流量的减少，光谱变得由宿主星系光主导，出现恒星吸收线，而窄和宽的发射线都有更大的等效宽度。我们简要地讨论了这一发现对活动星系核和其他光学可变或瞬态现象的研究的影响。
2002-03-13 astro-ph
The Troublesome Broadband Evolution of GRB 061126: Does a Grey Burst Imply Grey Dust?
本文报道了一个具有极亮（峰值R ~ 12等）早期光学余辉的伽马射线暴（GRB 061126）的观测结果。在触发后22秒，光学余辉已经按照幂律衰减，在我们的第一次曝光中没有可检测到的即时贡献，这与一个大的伽马射线发射脉冲相一致。的光学-红外光度光谱能量分布是一个很好的适合幂律，但它表现出一个温和的红色到蓝色的光谱指数在爆发后约500秒的演变。这种颜色变化与从相对快速的衰减到较慢的衰减的切换是同时发生的。快速衰减的早期余辉与反向冲击的同步加速器发射大致一致，但在标准余辉模型的假设下，中晚期X射线观测预测的明亮的前向冲击分量并未观察到。事实上，尽管它的早期亮度非常高，但根据它几乎平坦的光学到X射线光谱指数，这个爆发在后来的时间里将有资格成为一个暗爆发。我们的光度光谱能量分布没有提供宿主星系灭绝的证据，要么需要宿主系统中有大量的灰色尘埃（红移为1.1588 +/- 0.0006，基于我们后期的凯克光谱学），要么需要X射线和光学余辉的单独物理来源。
2007-06-27 astro-ph
Anatomy of A Dark Burst - The Afterglow of GRB 060108
我们报告的第一次检测的光学余辉的伽玛暴（060108），将被归类为“黑暗”的情况下，深，快速的地面光学成像与2米机器人福克斯望远镜（FTN）。我们的多波长分析揭示了一个X射线光变曲线典型的许多雨燕长伽玛暴（3段加耀斑）。然而，它的光学余辉在爆发后100秒内就已经比UVOT的检测极限微弱了。在爆发后2.75分钟开始在具有FTN的BVRi'滤光器中进行光学成像，并在5.3分钟时检测到光学余辉，在约45分钟时进行UKIRT K带鉴定。R和i '波段的光变曲线与通量的单一幂律衰减F（t）prop t^-a（其中a=0.43+/-0.08）或两段光变曲线相一致，具有陡峭的衰减a_1 <0.88，平坦到a_2 ~ 0.31，有证据表明i'波段有再亮现象。深VLT R波段成像在~12天揭示了一个微弱的，扩展的对象（R ~23.5等）在余辉的位置。虽然亮度与a_2慢衰变的外推是一致的，但显著的通量可能是由于宿主星系。这意味着光学光变曲线在12天前有一个中断，类似于在X射线中观察到的情况。我们得到了GRB 060108的最大光度红移z<3.2，以及在爆发后1000 s的最佳拟合的光学-X射线SED，符合指数β_OX = 0.54的幂律和少量的消光。在B波段的明确的检测和派生的光度红移排除了高红移的原因，伽玛暴060108的光学昏暗。相反，硬光学/X射线光谱指数证实它是检测到的光学最暗爆发之一，适度的…
2006-07-28 astro-ph
Multicolor observations of the afterglow of the short/hard GRB 050724
由于发现了短/硬伽马射线暴（GRB）的光学和X射线余辉，人们正在收集有关它们的新信息。然而，一些关键方面仍然知之甚少，包括外流的准直水平，中央引擎活动的持续时间以及祖系统的属性。我们希望限制短伽玛暴050724和它的宿主星系的物理性质，并对全球短伽玛暴的人口作出一些推断。我们目前的余辉GRB 050724和它的宿主星系的光学观测，显着扩大了现有的数据集，这一事件。我们将我们的结果与模型进行比较，并与文献中的可用测量值进行补充。我们研究了余辉光变曲线和光谱，包括X射线数据。我们还提出了观测的主机星系。观测到的光辐射可能与X射线光变曲线中观测到的大耀斑有关。因此，明显的急剧衰减不是由于喷流效应。现有的数据确实与低准直一致，这反过来又意味着一个大的能量释放，与长伽玛暴的能量释放相当。耀斑的性质也限制了内部激波机制，需要在碰撞的壳层之间有一个大的洛伦兹因子对比。这意味着中央发动机在较晚的时候是活跃的，而不是同时发射所有炮弹。宿主星系呈红色，没有正在形成的恒星，这与以前对GRB的发现一致。然而，它不是一个纯粹的椭圆，并有一些微弱的螺旋结构。GRB 050724提供了一个最令人信服的案例，说明短爆发和一个拥有古老恒星星族的星系之间存在联系。因此，它在限制祖细胞模型方面发挥着关键作用，这些模型应该允许出生和爆发之间的长时间延迟。
2007-09-04 astro-ph
Gamma-Ray Bursts: the Four Crises
本文结合近年来的研究进展，讨论了有关伽马射线暴（GRB）的起源和发射机制的一些问题。如果伽玛暴起源于河外距离，我们将面临四个危机：（1）能量危机，模型必须考虑伽玛射线能带中发射的超过10^{53}尔格的能量;（2）光谱危机，辐射模型必须考虑伽玛射线暴宽带光谱令人惊讶的“平滑”，没有表明在大辐射能量密度介质中由逆康普顿散射引起的预测光谱“失真”，也没有聚束的证据;（3）余辉危机，相对论激波模型必须解释余辉行为的复杂性，爆发后长达六个月的可检测光学瞬变的寿命，无线电发射的不稳定行为，最近在X射线波段对伽玛射线暴余辉的研究表明，缺乏大量的光束证据;（4）人口危机，数据清楚地表明，只有硬而长的伽玛暴显示出强烈的偏离欧几里得亮度分布，与没有实质性宇宙演化的河外星系模型所预期的正好相反。
1998-12-22 astro-ph
GRB 061121: Broadband spectral evolution through the prompt and afterglow phases of a bright burst
雨燕触发了GRB 061121（z=1.314）主爆发的前兆，允许从光学到伽马射线波段进行观测。许多其他望远镜，包括Konus-Wind，XMM-Newton，ROTSE和Faulkes Telescope North，也观察到了爆发。γ射线、X射线和UV/光学发射都在触发后约75秒显示出峰值，尽管光学和X射线余辉分量也在早期出现-在主峰之前或期间。在整个爆发过程中可以看到光谱的演变，快速发射显示出亮度和硬度之间明显的正相关关系。瞬发辐射的光谱能量分布（SED）从1 eV延伸到1 MeV，非常平坦，在~ 1 keV处有一个通量密度峰值。此时的光学-X射线光谱更好地符合一个破碎的，而不是单一的幂律，类似于以前的X射线耀斑结果。随着余辉随时间的变化，SED显示出光谱硬化。这种行为可能是自康普顿化的一种症状，尽管需要类似于分子云核心的星周密度。余辉的衰减速度也太慢，无法用标准模型来解释。虽然前兆和主辐射表现出不同的光谱滞后，但两者都符合长爆发的滞后光度相关。GRB 061121是雨燕探测到的瞬间最亮的长爆发。结合Swift和Konus-Wind的数据，我们估计在GRB静止坐标系中，在1 keV-10 MeV范围内，各向同性能量为2.8 × 10^53尔格。在约2x10^5秒时探测到一个可能的喷流破裂，由此估算出经射束校正的伽马射线能量约为10^51尔格。
2007-04-12 astro-ph
VLT observations of GRB 990510 and its environment
本文介绍了欧洲南方天文台VLT/Antu望远镜对GRB 990510进行的BVRI测光和分光光度测量。在爆发后的第8天到第29天，余辉从R=24.2减弱到~26.4。的光谱通量分布和光变曲线支持的余辉同步辐射从喷流的解释。光变曲线与光瞬变一致，但不能排除最大亮度R>27.4的SN或R>27.6（3-sigma上限）的星系。对于R=26.1的5-sigma检测阈值，在瞬变的6“内没有发现星系。一个非常蓝色的V~24.5扩展天体可能有资格成为星暴星系，位于东南12“，但红移未知。
1999-09-02 astro-ph
Optical and near-infrared observations of the GRB020405 afterglow
我们报告了GRB 020405的光学和近红外余辉的观测结果。地面光学观测在GRB发生后约1天开始，持续约10天;存档的HST数据将覆盖范围扩大到GRB发生后70天。我们报告的余辉在近红外波段的第一次检测。光谱中的发射线的检测表明伽玛暴位于z = 0.691处。还在z = 0.691和z = 0.472处检测到吸收。后一个系统可能是由位于GRB宿主西南2角秒的星系中的云引起的。因此，第一次，负责干预吸收系统的伽玛射线暴余辉光谱的星系被确定。光学和近红外测光表明，在所有波段的衰减遵循指数α = 1.54的单一幂律。晚历元的VLT和HST点位于该幂律外推的上方，因此在GRB后10-20天的VRIJ光变曲线中出现明显的平台。光变曲线在伽马射线暴后20天以后的时间段符合幂律衰减，指数为λ aprime = 1.85。我们认为，这种偏差可以模拟SN具有相同的时间轮廓SN 2002 ap，但1.3马格明亮的峰值，并位于伽玛射线暴红移。另外，一个冲击反射可能是导致再亮的原因。偏振R波段测量表明余辉是偏振的，P = 1.5%，θ = 172度。光学-近红外光谱通量分布显示了J带的斜率变化，我们解释为由于nu_c的存在。对火球模型中多波长光谱的分析表明，相对论性电子通过同步加速器在爆炸性膨胀的冲击波中产生光学近红外辐射，并通过IC产生X射线。
2003-04-01 astro-ph
Discovery of a supernova associated with GRB 031203: SMARTS Optical-Infrared Lightcurves from 0.2 to 92 days
对伽马射线暴（GRB）031203余辉点的光学和红外监测揭示了一个嵌入宿主星系的增亮源，我们将其归因于与GRB有关的超新星（SN 031203）的存在。我们目前的发现和演化的SN 031203从0.2到92天后的GRB，来自SMARTS财团测光在I和J波段的细节。由SN 1998 bw光度学构造的模板Ic型光变曲线与SN 031203的峰值亮度一致，尽管光变曲线并不相同。差分天体测量显示，超新星和伽玛暴发生在距离视星系中心不到300 h_71^-1 pc（3-sigma）的地方。超新星的峰值比光学余辉更亮，这表明该源介于强伽玛暴和超新星之间。
2004-03-21 astro-ph
Optical-Infrared ANDICAM Observations of the Transient Associated with GRB 030329
我们目前的测光的瞬态与GRB 030329获得的CTIO 1.3米望远镜和ANDICAM仪器，一个双光学/红外成像仪的分色中心在一微米。不需要光曲线插值产生快照宽带光谱，我们表明，瞬态光谱保持统计消色差从第2.7天到第5.6天，在一个重新增亮的插曲。将这些早期时期的光与伽玛射线暴的余辉联系起来，我们推断出由于宿主星系在伽玛射线暴的视线范围内而导致的中等程度的消光：对于β = -0.5的A_V（宿主）= 0.30 +/- 0.03等，对于任何物理上合理的β值（通量为f_nu ~ lambda^-β），A_V（宿主）< 0.4等（3 σ）。我们得出结论，余辉成分的光谱斜率大于β = -0.8之间的第2.7-5.6天的伽玛射线暴后，排除同步加速器冷却突破通过光学/红外带通在此期间的可能性。考虑到灭绝，光变曲线分解为余辉和超新星成分需要存在一颗类似于SN 1998 bw的超新星，余辉在第8-10天左右显示出第二次中断的证据，以及第15天左右的第五次重新增亮事件。假设SN 1988 bw的演化与GRB和SN事件同时发生，则SN亮度峰值为M_V = -19.8 +/-0.4-5logh_65mag.
2004-03-18 astro-ph
The Near Infrared and Multiwavelength Afterglow of GRB 000301c
我们目前的近红外观测对应的GRB 000301 c。K'滤波器（2.1微米）光变曲线显示在爆发后t=3.5天时衰减斜率的良好取样的中断。早期斜率非常浅（~ -0.1），而晚期斜率很陡（-2.2）。与光学（R波段）光变曲线的比较显示出轻微的显着差异，特别是在早期的衰减斜率（在光学中更陡）和断裂时间（在光学中发生得更晚）。这与光变曲线中断应该是消色差的（例如，对于由于准直效应引起的中断），或者应当稍后在较长波长处发生（对于大多数其它中断）。观测到的颜色变化可能是余辉所固有的，或者可能表明所有通量的系统误差> 0.08量级。即使休息是消色差的，我们认为，它的锐度造成的困难，依赖于准直喷出物的解释。R光变曲线显示了K'光变曲线中不明显的相当快速的变化（隆起、陡降和平台）的进一步迹象。此外，通过结合红外-光学-紫外数据与毫米波和无线电通量，我们能够约束的自吸收中断和冷却中断的位置，并推断在t=3天的光谱峰的位置：f_nu = 3.4 mJy在nu= 1 e12 Hz。利用多波长谱能量分布，我们能够约束爆炸波能量，如果爆炸是各向同性的，则该能量为E > 3e 53 erg。这意味着GRB 000301 C的最大伽马射线产生效率约为0.15。
2000-10-04 astro-ph
Eta Carinae's Brightness Variations Since 1998: HST Observations of the Central Star
在过去的六年里，我们使用哈勃太空望远镜、太空望远镜成像光谱仪和高级巡天照相机测量了船底座η星的亮度变化。与地面数据不同，HST的观测允许通过将其从周围明亮的喷出物中分离出来来直接测量中心恒星的亮度。我们发现有趣的行为在2003年在连续和H $α$发射。数据显示，Eta Car的长期增亮趋势仍在继续，包括与5.5年光谱周期相一致的定期事件以及其他更快速和意想不到的变化。除了HST数据，我们还提出了从AAVSO获得的地面数据，其中显示了许多相同的功能。在2003.5事件发生时，中心恒星的视亮度的下降与波长有关，而连续光谱没有下降。这些观测结果让人怀疑一个简单的日食或掩星是否能解释这个事件模型中的倾角和位置限制。
2004-01-13 astro-ph
