Supernova search in the afterglow of gamma ray burst 011121
为了帮助计划寻找伽马射线暴（GRB）011121的余辉（AG）超新星（SN），我们利用GRB的炮弹模型和它在R波段的余辉观测，预测了它的余辉和内禀谱。
2001-11-25 astro-ph
Possible Analogues of Cognitive Processes in the Patterns of X-ray Variability of the Rapid Burster
X射线源MXB 1730-335（快速爆发）中快速闪光和爆发的奇异模式已经困扰了研究人员二十年;特别有趣的是它在快速爆发的许多II型爆发的时不变衰减轮廓中的特殊性。我们已经发现，它们与认知心理学中的某些行为类似，这表明快速爆发器的活动与人类心灵的认知活动之间存在类比。
1999-12-15 astro-ph
The Dynamics and Light Curves of Beamed Gamma Ray Burst Afterglows
伽马射线暴的能量需求在过去一直受到很大的限制，因为有三个主要的不确定性：距离爆发，爆发聚束的程度，和伽玛射线生产的效率。第一个问题已经得到解决，间接证据（爆发的流量和位置分布）和直接证据（GRB 970508余辉光谱中的红移吸收特征）都指向宇宙学距离。我们现在要解决第二个不确定性。余辉允许统计测试的光束，在早期的论文中描述。在本文中，我们修改了一个标准的火球余辉模型，探讨聚束对爆发残余动力学和余辉发射的影响。当爆发喷出物以zeta角入射时，当其体积洛伦兹因子γ < 1/zeta时，爆发残留物的演化发生了质的变化：在此之前，γ随半径呈幂律下降，而在此之后，γ随半径呈指数下降。这种变化导致幂律光变曲线的破坏，其后期衰减比纯球形几何的预期更快。这些预测与GRB 970508的余辉观测结果不一致。我们探索了我们模型的几个变体，但似乎没有一个能够改变这个结果。因此，我们认为，这个爆发是不太可能已经高度波束，它的能量需求是接近各向同性模型。最近的余辉可能为我们的光束模型提供第一个实际应用。
1999-03-25 astro-ph
Distribution of Gamma-ray Burst Ejecta Energy with Lorentz Factor
雨燕卫星探测到的大量伽马射线暴的早期X射线余辉被观测到有一个非常缓慢的通量随时间下降的阶段（$F_ν\propto t^{-α}$与$0.2 \lesssim α\lesssim 0.8$），持续$10^{2.5} s \lesssim t \lesssim 10^4$ s，而随后的下降是通常的$1 \lesssim α_3 \lesssim 1.5$行为，这是在雨燕之前的时代看到的。我们表明，这种行为是一个小的传播的喷出物的洛伦兹因子的自然结果，由$\sim 2-4$的一个因素，在缓慢喷出物逐渐赶上冲击的外部介质，从而增加了向前冲击的能量和延迟其减速。“浅”通量衰减阶段的结束标志着Blandford-McKee自相似外激波演化的开始。这表明，相对论性外流中的大部分能量是在洛伦兹因子为$\sim 30-50$的材料中。
2005-11-01 astro-ph
Search for Millisecond Periodicities in Type I X-ray Bursts of the Rapid Burster
我们用Rossi X射线定时探测器对快速爆发观测到的I型X射线爆发的上升段进行了周期性的研究。在爆发的第一秒期间，宽度<1 Hz（在60- 2048 Hz范围内）的近相干脉动的平均均方根变化的95%置信上限<8.8%，我们发现在306.5 Hz处可能检测到（> 98%的显著性）。
2000-09-14 astro-ph
X-ray Timing and Spectral Behavior of the Rapid Burster
我们提出了一个X射线快速定时和光谱分析的II型爆发和持续发射（PE）的快速爆发观测EXOSAT中能仪器。快速爆发的硬度-强度和颜色-颜色图与大多数其他低质量X射线双星有些不同，后者分为两个不同的群体，"环礁“和" Z”源。爆发和PE中准周期振荡（QPO）的强度和频率，以及QPO频率和爆发峰值通量之间的强反相关性，也将快速爆发与环礁和Z源区分开来。II型爆发中QPO的存在、频率和强度都以某种方式与光谱硬度相关，QPO的强度和持续发射中的甚低频噪声（VLFN）分量也是如此。
1995-10-17 astro-ph
Towards an understanding of the rapid decline of the cosmic star formation rate
我们提出了第一次分析深24微米的观测与斯皮策太空望远镜的样本近1500个星系在一个薄的红移切片，0.65<z<0.75。我们将红外数据与COMBO-17的红移，静止帧光度和颜色相结合，并与GEMS和GOODS项目收集的哈勃太空望远镜图像的形态相结合。为了描述恒星形成率（SFR）自z~0.7以来的下降，我们估计了该样本中星系的总热红外（IR）光度，SFR和恒星质量。在z = 0.7时，近40%的中、高质量星系（恒星质量大于2x10^10太阳质量）正在经历一个高于过去平均SFR的激烈恒星形成期。相比之下，在本地宇宙中，只有不到1%的同等质量星系具有类似的强烈恒星形成活动。形态上未受干扰的星系主导着总的红外光度密度和SFR密度：在z~0.7处，超过一半的强烈恒星形成星系具有螺旋形态，而不到30%的星系具有强烈的相互作用。因此，主要合并率的下降并不是自z~0.7以来宇宙SFR快速下降的根本原因。对星系形态没有强烈影响的物理性质--例如气体消耗和与小卫星星系的弱相互作用--似乎是原因。
2005-02-11 astro-ph
Gamma-Ray Burst Environments and Progenitors
伽玛射线暴（伽马射线暴）的可能起源是致密天体的合并或大质量恒星的爆炸。这两种情况下有不同的环境伽玛暴余辉：紧凑的物体爆炸发生在ISM（星际介质）和大质量的恒星爆炸发生在爆发前的恒星风。我们计算预期的余辉爆发沃尔夫-拉叶星风和比较结果的恒定，星际密度。风的情况下，光学余辉一般预计会下降更陡峭的比在恒定密度的情况下，但这种效果可能会被掩盖的电子光谱指数的变化，这两种情况下有相同的演变在冷却制度。同时观测射电和光学/X射线演化对区分这两种情况特别有用。GRB 990123的光学余辉和X射线余辉的不同衰减率表明这种情况下的恒定密度相互作用。我们已经发现了SN 1998 bw/GRB 980425中风相互作用的强有力证据，并在此提出了GRB 980519的风模型。因此，我们认为，既有风型伽玛暴余辉与大质量恒星的祖先和ISM型余辉与紧凑的双星的祖先。风型爆发很可能伴随着超新星，但不是ISM型。
1999-05-20 astro-ph
Rapid fading of optical afterglows as evidence for beaming in gamma-ray bursts
基于我们先前提出的束流$γ$射线爆发喷出物的精细动力学模型，我们对具有快速衰减余辉的$γ$射线爆发（即，$\sim t^{-2}$）。结果表明，如果$γ$射线暴喷出物是高度准直的，并且初始半张角$θ_0 \sim 0.1$是通用的，那么GRB 970228、980326、980519、990123、990510和991208的光学余辉都能得到满意的拟合.在GRB 990123中观察到的明显的光变曲线突变是由于光束喷出物的相对论-牛顿转变，而快速衰减的光学余辉来自于温和相对论和非相对论阶段的同步辐射。我们强烈认为，目前在某些$γ$射线爆发中观察到的余辉的快速衰减是这些情况下的聚束的证据。
2000-02-23 astro-ph
Jet breaks at the end of the slow decline phase of Swift GRB lightcurves
雨燕任务发现了伽马射线暴（GRB）余辉的一个有趣特征，这是X射线和光学光变曲线中通量的浅下降阶段。这种行为通常归因于能量注入爆发喷出物。在某个时刻，这个阶段结束，导致光变曲线的中断，这通常被解释为能量注入的停止。然而，在少数情况下，虽然观察到X射线光变曲线的中断，但光发射继续其缓慢的通量下降。这种行为表明了一种更复杂的情况。在本文中，我们提出了一个模型，调用一个双组分流出，其中窄准直喷出物负责的X射线发射，而广泛的流出是负责的光发射。窄的分量可以在相对较早的时间在X射线光变曲线中产生射流中断，而光发射由于其较低的准直度而不会中断。在我们的模型中，两个组件都受到能量注入的整个持续时间的后续观察。我们将此模型应用于色突变的伽玛暴，我们展示了它可能如何改变伽玛暴典型光变曲线的解释。我们还从理论的角度研究了我们的模型，调查可能的配置的频率和值的伽玛暴物理参数允许在我们的模型。
2008-09-26 astro-ph
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
Rapid Bursts From GRS 1915+105 with RXTE
在1996年10月15日用RXTE观测到的GRS 1915+105的光变曲线揭示了一个广泛的瞬态活动，包括重复时间约为1分钟的规则爆发，不规则爆发和下降。与来自其他来源的爆发相反，观察到紧接在主爆发之后的第二次（和第三次）较弱的爆发。详细的能量谱表明，源软化期间的主要爆发和连续硬化期间的第二次和第三次爆发。这可能意味着吸积流有一个日冕盘配置和热日冕的相对贡献减少期间的主要爆发和增加期间的二次和三次爆发。初级爆发轮廓类似于热不稳定和粘滞不稳定的吸积盘随时间演化中产生的爆发。二次爆发可能反映了盘的内缘向内移动，这导致了更大的引力结合能的释放。
1997-06-13 astro-ph
Discovery of hard X-ray emission from Type II bursts of the Rapid Burster
我们报告的结果BeppoSAX目标的机会（TOO）的源MXB 1730-335，也称为快速爆发（RB），在其爆发的1998年2月至3月。我们监测了RB的光谱性质从爆发衰变到平静的演变。在第一次TOO期间，RB的X射线光变曲线显示出许多II型爆发，其宽带（1-100 keV）光谱符合双黑体加幂律模型。此外，据我们所知，这是第一次在30 keV以上检测到该源。
2000-07-24 astro-ph
Off-axis Emission from the Beamed Afterglow of Gamma Ray Bursts and a Possible Interpretation of Slowly Declining X-Ray Afterglow of GRB980425
本文导出了同步辐射模型中γ暴束余辉离轴辐射的计算公式。该公式适用于一个非均匀的拱星物质服从n正比于1/r**2建议为SN 1998 bw/GRB 980425。通过选择合适的参数，使GRB 980425与SN 1998 bw的关联性得到进一步加强，得到了与观测值相近的缓慢衰减速率和X射线通量。
1999-07-16 astro-ph
Post-Burst Quasi-Periodic Oscillations from GRO J1744-28 and from the Rapid Burster
来自吸积动力脉冲星GRO J1744-28的重复X射线爆发与来自快速爆发的II型X射线爆发相似。一些作者（特别是Lewin等人）GRO J1744-28的爆发是II型爆发（由引力势能的突然释放引起）。在本文中，我们提出了这些来源之间的另一个相似之处。Rossi X射线定时探测器对GRO J1744-28的观测表明，94个爆发中至少有10个伴随着频率约为0.4 Hz的准周期振荡（QPO）。振荡的周期在其30- 80 s的寿命内减小，并且它们发生在爆发之后的光谱硬"肩“（或"平台”）期间。在一种情况下，QPO示出类似于0.325和0.375 Hz处的两个窄带振荡之间的简单拍频的调制包络。利用EXOSAT观测，Lubin等人发现，在快速爆发的95次II型爆发中，有10次爆发后，QPO的频率为0.039至0.056 Hz。与GRO J1744-28一样，这些振荡的周期在其100 s的寿命内逐渐减小，并且仅发生在持续发射中光谱硬的“驼峰”期间。即使QPO频率相差10倍，我们相信，这是进一步的证据，类似的吸积盘不稳定性是负责从这两个来源的II型爆发。
1997-03-20 astro-ph
The Latitude of Type I X-Ray Burst Ignition on Rapidly Rotating Neutron Stars
我们研究了在快速旋转的吸积中子星上I型X射线爆发的纬度。我们发现，在一个广泛的吸积率，点火优先发生在赤道，在符合Spitkovsky等人的工作。然而，对于一个范围的吸积率低于临界速率以上的爆发停止，点火优先发生在较高的纬度。非赤道点燃发生的吸积率范围是中子星自旋频率的递增函数。这些发现对热核火焰传播有重要意义，它们可以解释为什么在爆炸上升期间检测到的振荡主要是当吸积率高。他们还支持Bhattacharyya和Strohmayer的建议，即非光球半径膨胀双峰爆发和不寻常的谐波含量的振荡上升过程中的一些爆发的结果从点火或附近的旋转极。
2007-01-24 astro-ph
The Rapidly Fading Afterglow from the Gamma-Ray Burst of 1999 May 6
本文报道了利用甚大阵（VLA）观测到的1999年5月6日伽马射线暴（GRB 990506）的射电余辉。射电余辉在早期（1.5天）被探测到，但在爆发后1至5天的某个时候开始迅速消退。如果我们将射电辐射归因于膨胀火球的前向激波，那么射电中这种快速衰减的开始预示着相应的光学瞬变在爆发后1到5分钟之间开始衰减。这可以解释为什么尽管进行了多次搜索，但没有检测到GRB 990506的光学瞬变。余辉衰减异常迅速的原因可能是各向同性高能火球扩展到低密度环爆环境的结果。在射电余辉的位置，我们发现一个微弱的（R ~ 24等）的主机星系的双重形态。
2000-05-18 astro-ph
The Evolution of Rapid Burster Outbursts
我们描述了一个快速爆发爆发的进化过程。在1996年2月至1998年5月期间，用Rossi X射线定时探测器观测到了四次爆发，我们的观测结果与每次爆发过程中的标准演化一致。爆发可以分为两个不同的阶段：第一阶段主要是I型爆发，具有强烈的持续发射成分;它持续15-20天。第二阶段的特点是第二类爆发，发生在各种模式。爆发的时间平均光度的光变曲线显示了一些反射的证据，类似于在软X射线瞬变中看到的。在此期间，快速爆发的平均复发时间为218天，与1976-1983年期间观察到的平均~180天复发期形成对比。
1999-04-23 astro-ph
Periodic Variability During the X-ray Decline of 4U 1636-53
我们报告了原型X射线爆发器4U 1636-53的RXTE/ASM数据中出现的大振幅、统计学显著的周期性（~46 d），其X射线通量在过去四年中逐渐下降。这种行为与在中子星LMXB KS 1731-260中观察到的非常相似，这是一种长期的瞬态。我们还报道了4U 1636-53在其下降阶段的INTEGRAL/IBIS观测，发现硬X射线通量（20-100 keV）与软X射线（2-12 keV）具有明显的反相关。我们认为，4U 1636-53是从活动过渡到平静，发生在KS 1731-260。我们还认为，在X射线下降的变化是吸积率的变化与X射线照射的光盘的结果。
2005-05-10 astro-ph
The X-ray Spectrum of the Rapid Burster using the Chandra HETGS
我们目前的观测快速爆发（RB，也被称为MXB 1730-335）使用钱德拉高能透射光栅光谱仪。II型（吸积）爆发之间的平均间隔约为40秒。有一个I型爆发（热核闪光）和大约20个可能是II型爆发的“迷你爆发”，其峰值流量是其他II型爆发平均峰值流量的10-40%。II型爆发的时间平均谱与一个温度为kT = 1.6keV、半径为8.9km、距离为8.6kpc、星际柱密度为1.7e22/sq的黑体很好地拟合。厘米没有清晰地检测到窄的发射或吸收线。任何特征的等效宽度的3 σ上限在1.1-7.0 keV带中< 10 eV，在1.7 keV附近小至1.5 eV。我们认为，康普顿破坏吸收功能，如铁XXVI的共振线。
2001-04-09 astro-ph
Gamma-ray burst afterglows and evolution of postburst fireballs with energy injection from strongly magnetic millisecond pulsars
具有强磁场的毫秒双星可能是通过几种过程形成的，例如吸积诱导的磁化白矮星坍缩，两颗中子星的合并。在这种脉冲星的诞生过程中，可能会出现一个可用于伽马射线暴（GRB）的初始火球。本文研究了脉冲星通过磁偶极辐射注入能量的相对论性爆发后火球的演化过程，发现该火球的光学余辉强度首先随时间减小，然后逐渐减小，最后再次减小。这可能为GRB 970228的余辉光变曲线的行为提供了一个自然的解释，如果这个爆发是由一个强磁毫秒脉冲星的诞生造成的话。
1998-10-25 astro-ph
Dust Echos from Gamma Ray Bursts
最近，在GRB 970228和GRB 980326中观察到的光通量的幂律下降的偏离被用来支持GRB和超新星之间的联系。我们认为这种现象的另一种解释，基于0.1太阳质量的尘埃位于超出其升华半径0.1-1 pc的爆发的散射的提示光学爆发。在这两种情况下，在第一次探测到余辉时观察到的光能足以在20-30天后产生回波。对未来爆发的及时光学监测和余辉的多波段测光将使对尘埃再处理的简单模型的定量测试和对源红移的预测成为可能。
2000-03-28 astro-ph
Hard X-rays from Type II bursts of the Rapid Burster and its transition toward quiescence
我们报告了1998年2月至3月爆发期间对MXB 1730-335（快速爆发（RB））进行的4次BeppoSAX机会目标观测。在第一次观测中，大约在爆发峰值后20天，X射线光变曲线显示II型爆发的速度为每小时43次。9天后，在第二次BeppoSAX瞄准期间，在观测开始时只探测到5次II型爆发。在第三次瞄准时没有探测到X射线暴，在第四次也是最后一次观测时根本没有探测到RB。在前三个点，从RB的持续发射被检测到高达10千电子伏。低于10 keV的持续和爆发发射的光谱是最好的拟合由两个黑体组成的模型。当扣除持续发射时，需要一个额外的分量（幂律）来描述1-100 keV的爆发谱。据我们所知，这是第一次检测到超过20 keV的RB。我们讨论了爆发衰变过程中爆发和持续辐射的光谱参数的演化。在BeppoSAX号卫星第二次指向后，光变曲线显示前一次衰变趋势变陡，在随后的两次观测中，用BeppoSAX号卫星观测到衰变率变快，导致静止。我们解释这种行为所造成的螺旋桨效应的发病。最后，我们推断中子星的磁场B ~ 4为10^8高斯。
2000-09-04 astro-ph
Rapid ROSAT Observations of small Gamma-Ray Burst Error Boxes
我总结了使用ROSAT卫星在过去几个月的调查以及本地化的伽玛射线暴的错误箱。特别是，我报告的尝试和结果的快速后续观测（包括伽玛暴本地化与BeppoSAX和RXTE）与ROSAT的能力，以实现10弧秒的位置的X射线余辉源。
1997-11-18 astro-ph
Rapid pulsations in sub-THz solar bursts
一个新的太阳爆发发射光谱分量已被发现，显示亚太赫兹通量随频率增加，从众所周知的微波分量光谱分离。在太阳亚毫米波望远镜（SST）的两个频率（212和405千兆赫）下观察到的所有事件中都发现了快速脉动。他们进行了更详细的研究，三个太阳爆发表现出新的太赫兹光谱分量。脉冲幅度约为整个爆发持续时间的平均通量的5-8%，对于两个频率是相当的。脉动的范围从每几秒一个脉冲到每秒8-10个脉冲。脉冲重复率（R）与平均爆发通量（S）成线性比例，遵循简单的关系S = k R，表明脉动可能是对能量量化的离散耀斑粒子加速器注入的响应。虽然这一结果与先前在GHz范围内发现的定性趋势一致，但相对于亚太赫兹频率处的平均通量的脉冲幅度似乎比从GHz范围内发现的趋势外推所预期的小近十倍。然而，有困难来调和几乎同时GHz和太赫兹突发发射光谱分离的组件，表现出快速脉动相当大的相对强度在GHz范围内。
2009-03-10 astro-ph
Late internal shock model for bright X-ray flares in Gamma-ray Burst afterglows and GRB 011121
我们探讨了两种可能的模型，这可能会导致明亮的X射线耀斑的伽玛暴余辉。一种是外部正向-反向冲击模型，其中正向和反向冲击的冲击参数取为完全不同。另一种是所谓的“晚期内激波模型”，它要求在瞬发$γ-$射线发射后产生更新的非定常相对论外流。在正反向激波模型中，在RS穿过喷出物的时间$t_\times$之后，通量的下降比$(t_\oplus/t_\times)^{-(2+β)}$慢，其中$t_\oplus$表示观测者的时间，$β$是X射线发射的光谱指数。在"晚期内激波模型”中，如果中央发动机在$t_{\rm e, \oplus}$之后关闭，并且观测到的X射线耀斑的变化时间尺度比$t_{\rm e, \oplus}$短得多，则衰减斜率可能比$(t_\oplus/t_{\rm e, \oplus})^{-(2+β)}$陡得多。在GRB 011121、XRF 050406、GRB 050502 b和GRB 050730中探测到的X射线耀斑的急剧衰减直接排除了外部正反向激波模型，而支持“晚期内激波模型”。因此，这些X射线耀斑可能暗示着中心发动机再次运转，并且在本征硬爆发后的几分钟内产生了新的不稳定相对论外流。
2005-09-01 astro-ph
R-Modes on Rapidly Rotating, Relativistic Stars: I. Do Type-I Bursts Excite Modes in the Neutron-Star Ocean?
在I型爆发期间，湍流爆燃锋可能在中子星海洋和高层大气中激发频率为$ω\sim 1$ Hz的波。在爆发期间，这些波可以作为高度相干的通量振荡来观察。这些波的频率随着中子星上层冷却而改变，这解释了观测到的QPO频率的微小变化。原则上，可以激发几种模式，但对于给定的激发，基本浮力$r-$模式表现出比所有其他模式明显更大的可变性。燃烧层本身和底层海洋模式的分析表明，这些模式不太可能解释观测到的爆发振荡。另一方面，位于中子星大气较冷部分的光球模式可能为观测到的振荡提供很好的解释。
2003-09-23 astro-ph
Polarization evolution accompanying the very early sharp decline of GRB X-ray afterglows
在同步辐射模型中，偏振特性取决于磁场的结构和可见光发射区的几何形状。在{ \it Swift}伽马射线暴（GRB）的X射线余辉中，一些特殊的行为，如高能耀斑和平台期后的急剧下降，可能是高度线性极化的，因为驱动这些行为的外流可能是坡印廷通量主导的。此外，可见光发射区对称性的破坏可能隐藏在当前的X射线数据中，并将产生有趣的偏振特征。在这项工作中，我们专注于极化伴随着非常早期的急剧下降的伽玛暴X射线余辉。我们表明，强极化演化是可能的，在高纬度发射模型和垂死的中央引擎模型，用来解释这种急剧的X射线下降。因此，用未来的偏振测量法来有效地探测极早期X射线急剧下降的物理起源是不容易的。在X射线耀斑的衰减阶段和X射线光变曲线的浅衰减阶段也可能出现强的偏振演化，其特征是彩色X射线与光学断裂。类似{ \it XRT}的探测器，但在类似{ \em Swift}的卫星上具有偏振能力，将适合于测试我们的预测。
2008-01-21 astro-ph
The discovery of hard X-ray emission in the persistent flux of the Rapid Burster
我们报告的第一个检测与INTEGRAL的持久性硬X射线发射（20至100千电子伏）从快速爆发器（MXB 1730-335），并描述其从3至100千电子伏的全谱。2003年2月/3月，在其一次反复爆发期间发现了该来源。在单点期间，以高信噪比清楚地检测到该源，并且该源与相邻源GX 354-0很好地区分开。3 - 100 keV的X射线光谱的持续发射是很好地描述了一个两个组件的模型，包括一个黑体加一个幂律与光子指数~ 2.4。在3 - 20 keV的能量范围内，估计的光度为~ 8.5x10^{36} erg/s，在20 - 100 keV的能量范围内，估计的光度为~ 1.3x10^{36} erg/s。
2004-07-16 astro-ph
Identification of a Likely Radio Counterpart of the Rapid Burster
我们已经确定了一个可能的无线电对应的低质量X射线双星MXB 1730-335（快速爆发）。对应的8.4 GHz无线电开/关行为与X射线开/关行为相关，如RXTE/ASM在六次VLA观测期间所观察到的。一个无关的，随机变化的背景源复制这种行为的概率是1-3%，这取决于相关时间尺度。射电源的位置是RA 17 h 33 m 24.61 s; Dec-33 d 23' 19.8”（J2000），+/- 0.1”。我们没有检测到8.4 GHz的无线电发射符合II型（吸积驱动）X射线爆发。在这种爆发期间，无线电与X射线发射的比率被限制在低于在2.9西格玛水平的X射线持续发射期间观察到的比率。射电辐射的同步加速器气泡模型可以提供一个合理的拟合完整的数据集，收集了几个爆发，假设无线电演化是相同的爆发，但考虑到物理约束的排放更可能是由于~小时长的射电耀斑，如已观察到的X射线双星GRS 1915+105。
1999-11-17 astro-ph
Propagation of thermonuclear flames on rapidly rotating neutron stars: extreme weather during type I X-ray bursts
我们分析了在海洋中的吸积，快速旋转，在LMXB的非磁性中子星在I型X射线爆发的全球流体动力学流。我们的分析考虑了恒星的快速旋转和爆发期间燃烧的海洋的抬升。我们发现了一个新的制度，蔓延的核燃烧前，在那里的火焰进行沿相干剪切流穿过前面。如果湍流粘性较弱，火焰传播速度约为20 km/s，而如果湍流粘性在动力学上很重要，火焰速度会增加，当涡流翻转频率与科里奥利参数相当时，火焰速度会达到最大值，约为300 km/s。我们表明，由于旋转减少重力，热核失控很可能开始在赤道。赤道带首先被点燃，然后火焰从赤道传播到两极。不均匀冷却（赤道第一，两极第二）驱动强大的纬向电流，这可能是不稳定的形成的超导型涡旋，我们推测，这些涡旋负责调制的X射线通量的尾巴，一些爆发。我们认为，强带状电流的调制频率的X射线通量的影响，并表明，在一些突发中观察到的频率漂移的大值可以占我们的模型结合均匀的径向膨胀模型。此外，如果不均匀性被捕获在传播燃烧前沿周围的前向带状流中，则在爆发上升期间可以检测到具有大频率范围（~25-500 Hz）的啁啾。我们认为，MHD发电机内燃烧的前端可以产生一个小规模的磁场，这可能会强制垂直刚性流在前面的尾流，可以解释的连贯性振荡的突发尾部。
2001-08-04 astro-ph
The Rapid Burster in Liller 1: the Chandra X-ray Position and a Search for an IR Counterpart
尽管紧凑型爆发X射线源MXB 1730 -335，即高度红化的球状星团Liller 1中的“快速爆发”（RB）具有独特的X射线行为，但迄今为止还没有已知的光学/红外对应物，没有精确的天体测量解决方案将X射线，无线电和光学位置联系起来，因此限制了可能的候选者的数量，甚至也没有公布的现场红外图像。我们解决了以前的无线电/X射线位置的差异，提出了精确的钱德拉X射线成像的结果，明确表明，无线电源的位置与MXB 1730 -335对齐。同时，在两个核半径范围内还探测到另外三个低光度（Lx~ 10 e ~（34）erg/s）X射线源，它们可能是静止的低质量X射线双星。我们提出了地面和哈勃空间望远镜红外成像的领域（在静止和爆裂的X射线状态的RB），连同必要的天体测量解决方案，以覆盖无线电/X射线源的位置。即使在HST分辨率下，RB字段也非常复杂，并且存在多个候选项。没有发现异常颜色的物体，也没有发现静止与活动或突发与非突发状态的实质性变化。此外，还需要更灵敏的HST/NICMOS和/或地面自适应光学观测来确定正确的对应物。在RB的情况下，不确定的，但似乎合理的计算上的双伴星上的突发的影响表明，检测一个可变的候选人应该是可行的。
2001-11-24 astro-ph
The circumstellar medium around a rapidly rotating, chemically homogeneously evolving, possible gamma-ray burst progenitor
快速旋转、化学成分均匀演化的大质量恒星被认为是长伽马射线暴的祖先。我们提出了一个快速旋转的20 Msol恒星周围的星周介质在Z=0.001的金属丰度的演化的数值模拟。它的旋转速度足够快，可以产生准化学均匀演化。虽然传统上，20 Msol的恒星不会演变成沃尔夫-拉叶阶段，所考虑的模型从主序直接演变成氦主序。我们使用随时间变化的风参数，如质量损失率，风速和旋转引起的风各向异性的演变模型作为输入的二维流体动力学模拟。虽然压力驱动的星周气泡的外缘是球形的，但在近临界旋转期间和之后，靠近恒星的星周介质显示出强烈的非球形特征。我们的结论是，快速旋转的大质量恒星周围的星周介质与类似质量的非旋转恒星周围的物质有很大的不同。预测了伽马射线暴余辉谱中的多重蓝移高速吸收分量。在恒星生命的最后几千年里，由于近临界旋转和短恒星演化时间尺度，我们发现极向的星周密度分布与通常与恒星附近的恒星风相关的1/R^2密度分布有很大的偏差
2007-11-29 astro-ph
A transient I band excess in the optical spectrum of the accreting millisecond pulsar SAX J1808.4-3658
在2005年6月至7月的爆发期间，以四种颜色（BVRI）观察了瞬态毫秒X射线脉冲星SAX J1808.4-3658的光学对应物五周。在最初的16天里，光通量下降了2个量级，然后开始准周期性的次级爆发，时间尺度为几天，与2000年和2002年的情况相似。从这些测量得到的宽带光谱一般与X射线加热吸积盘的发射一致。在强度下降的前16天，光谱变得更红。我们认为，主爆发是由粘度变化驱动的不稳定性的内盘，并注意到与另一个吸积毫秒脉冲星，XTE J 0929 - 314，光谱变得更蓝的下降过程中的对比。在2005年6月5日（HJD 2453527）的夜晚，I波段的通量比之前或之后的夜晚亮了约0.45等，而BVR波段没有明显的增强。RXTE航天器在I波段积分期间探测到了I型X射线爆发。似乎不太可能再处理的辐射从爆发是足以解释所观察到的增加。我们认为，I带过剩的主要部分是由于同步辐射引发的X射线爆发。检测到V-I的其他几个显著的短持续时间变化。一个发生在约HJD 2453546在第一次二次爆发的早期阶段，可能是由于质量转移不稳定性或另一个同步辐射事件。
2006-05-25 astro-ph
Optimal Coaddition of Imaging Data for Rapidly Fading Gamma-Ray Burst Afterglows
我们提出了一种技术，快速变化的来源，具体应用到伽马射线暴（GRB）余辉的图像数据的最佳coaddition。快速衰减的余辉光变曲线数据的未加权的共同添加相对较快地变得适得其反。一旦噪音主导后期曝光，最好停止数据的共同添加。更好的替代方案是最佳地加权每次曝光，以最大化最终叠加图像数据的信噪比（S/N）。通过使用有关GRB光变曲线和图像噪声特性的信息，最佳图像coaddition增加了余辉检测的概率，并将最严格的上限非检测。对于典型的伽玛暴余辉的时间幂律通量衰减，最佳的coaddition有最大的潜力，以提高余辉成像数据的S/N（相对于未加权coaddition），当衰减率高，源计数率低，和背景率高。最佳的coaddition技术证明与应用程序的雨燕紫外/光学望远镜（UVOT）数据的几个伽玛暴，有和没有检测到余辉。
2008-05-09 astro-ph
GRB optical and IR rapid follow-up with the 2 m Liverpool Robotic Telescope
利物浦望远镜由利物浦约翰摩尔斯大学拥有和运营，位于拉帕尔马的Roque de los Muchachos，是第一个2米，全仪器化的机器人望远镜。我们计划使用LT与伽马射线观测站（HETE-2，INTEGRAL，Swift）一起研究伽马射线暴物理。特殊的超控模式将使观测在伽玛射线暴警报后不到一分钟就开始，包括光学和近红外成像和光谱学。这些观测，加上通过余辉对爆发的系统监测，将有助于揭示瞬发光闪、短爆发、光学暗爆发、红移分布、GRB -超新星联系以及与GRB现象有关的其他问题的性质。特别是，孔径，仪器和快速自动响应的组合使得利物浦望远镜非常适合于光学暗爆发和目前光学未研究的短爆发的调查。
2003-10-06 astro-ph
Hyper- and suspended-accretion states of rotating black holes and the durations of gamma-ray bursts
我们分析了大尺度磁矩作用下旋转黑洞吸积的时间演化。风力矩单独驱动盘在有限时间内趋向坍缩$\sim t_{ff} E_k/E_B$，其中$t_{ff}$是初始自由落体时间，而$E_k/E_B$是动向磁能与极向磁能之比。来自快速旋转的黑洞的额外自旋扭矩可以阻止磁盘的流入。我们将短/长伽马射线暴与缓慢/快速旋转的黑洞上的超吸积/悬浮吸积联系起来。该模型预测了短脉冲的余辉发射，并可通过HETE-II进行测试。
2001-03-27 astro-ph
Structure in the early afterglow lightcurve of the gamma-ray burst of 29 March 2003
伽马射线暴（GRB）是一种高能爆炸，在0.01- 100 s内是天空中最亮的伽玛射线源。对余辉早期演化的观测，我们希望能提供有关爆发性质的线索，但它们的快速衰落阻碍了这类研究;最近对爆发的快速定位改善了这种情况。在这里，我们报告了2003年3月29日爆发（GRB 030329）的非常明亮的余辉的早期检测。我们的数据表明，即使在aferglow阶段的早期，光变曲线也显示出叠加在衰落背景上的意想不到的复杂结构。
2003-06-19 astro-ph
Evolution of rapidly rotating metal-poor massive stars towards gamma-ray bursts
最新的旋转大质量恒星模型（包括磁场）证明，单个恒星的核心很难保持足够的角动量来产生一个双星和伽马射线暴。在低金属丰度时，即使是非常大质量的恒星，由于恒星风的微弱，也可能保留大量的氢包层，这对双星系统模型构成了额外的障碍。在这里，我们考虑的大质量，磁性恒星的快速旋转诱导几乎化学均匀的演变。我们发现，在这种情况下，如果金属丰度足够小，则很容易满足氦星模型的要求：1）快速旋转的氦星形成时不需要去除氢包层，避免了质量损失引起的自旋下降。2)从氦核到氢包层的角动量输运是由磁矩引起的。我们证明了这一点，通过计算各种金属丰度的大质量恒星的演化模型，并根据目前提出的质量损失率推导出这种情况下的金属丰度上限。我们的模型还表明，存在一个较低的CO核心质量限制约10 Msun -这涉及到我们的情况下，只有约20 Msun的初始质量-GRB生产。我们认为，考虑伽玛射线暴祖通道的相对重要性相比，任何通道相关的双星，可能会增加减少金属丰度，这个通道可能是伽玛射线暴从第一恒星的主要路径。
2005-08-10 astro-ph
Afterglow Light Curves of Jetted Gamma-ray Burst Ejecta in Stellar Winds
光学和无线电余辉所产生的冲击，由相对论锥形喷出物运行到爆发前的大规模恒星风被重新审视。在均匀薄壳近似和喷流横向膨胀的实际处理下，我们的计算结果表明，在物理参数在合理范围内变化的大多数情况下，光学光变曲线存在明显的突变。对于一个相对稀薄的风，它不能使相对论性喷流减速，在几天内引起光变曲线的破裂，由于周围介质的冲压压力，风的终止激波发生在一个小的半径上，即10^{17}厘米的几倍。在这样的结构风环境中，射流将在几个小时内穿过风并进入外部均匀的稠密介质。在喷流遇到均匀介质后，所产生的光学光变曲线会有一个较浅的下降，然后由于失控的横向膨胀而深深地下降。
2004-12-01 astro-ph
X-ray Bursts from the Transient Magnetar Candidate XTE J1810-197
我们发现了四个X射线爆发，记录与罗西X射线定时探测器正比计数器阵列之间的2003年9月和2004年4月，我们表明，起源于瞬态磁星候选人XTE J1810-197。爆发形态包括一个短尖峰或多个尖峰，每个尖峰持续约1 s，随后是延长的发射尾部，其中XTE J1810-197的脉冲通量明显较高。突发尖峰可能与脉冲最大值相关，具有0.4%的随机相位分布的机会概率。爆发谱最适合于温度为4-8 keV的黑体，比持续X射线发射硬得多。在这些爆发之后的X射线拖尾期间，温度随着通量下降而迅速冷却，在最初的爆发峰值之后保持恒定的发射半径。在最亮的X射线尾部，我们探测到一条12.6 keV的窄发射线，其等效宽度为1.4 keV，偶然出现的概率小于4 x 10^-6。这些爆发的时间和光谱特征与1 E 1048.1-5937观测到的爆发和1 E 2259+586观测到的爆发子集非常相似，因此XTE J1810-197被确定为候选磁星。从这三个对象检测到的爆发是足够相似的彼此，但显着不同，从软伽马中继器看到的，他们可能代表了一个新的类别的爆发从候选人的磁星独家（迄今为止）的异常X射线脉冲星样源。
2005-05-02 astro-ph
Wind Interaction Models for the Afterglows of GRB 991208 and GRB 000301C
伽马射线暴（GRB）余辉的最简单模型设想了一个球形爆炸波，其电子能量在某一截止值以上呈幂律分布，进入一个恒定密度的介质。一个改进涉及到一个狭窄的喷流，经常被用来解释在一些余辉中观察到的光变曲线的急剧下降和/或陡峭。恒定（环境）密度喷流模型已被应用到伽玛暴991208和000301 C，在很大程度上基于无线电观测。我们表明，对于这两个源，一个球形风模型（与$r^{-2}$密度环境介质）可以适合无线电数据以及射流模型。我们证明，相对陡峭的下降和相当突然陡峭的R-波段光变曲线，分别，GRB 991208和GRB 000301 C可以占一个非标准的，打破幂律分布的电子能量。我们的模型预测的无线电通量的后期下降速度比喷气模型。
2000-10-15 astro-ph
The Discovery of the Optical and Near-IR Afterglows of the First Swift Gamma-Ray Bursts
我们提出了光学和近红外搜索余辉发射的前四个雨燕爆发与准确的位置，从X射线望远镜（XRT）。我们利用坎帕纳斯、凯克和帕洛玛天文台的望远镜，迅速识别并跟踪了四次爆发中三次的余辉。爆发的位置也用甚大天线阵观测到，但没有发现射电余辉发射。光学/近红外余辉比迄今为止探测到的所有余辉中的75%要微弱，GRB 050126是最微弱的，并且由于XRT的准确和快速定位以及>1米望远镜的快速反应而被识别。这表明尘埃遮蔽的爆发的比例很小，当与HETE-2软X射线相机定位的余辉结合时，<10%。X射线通量是典型的已知群体，除了GRB 050126，它具有迄今为止最微弱的X射线余辉（归一化为t=10小时），并且由于爆发后仅130秒的响应时间而被检测到。最后，我们发现所有三个光学/近红外余辉都位于距离标称XRT位置<2 arcsec的位置，这表明XRT能够提供高度精确的位置，这将彻底改变余辉研究。
2005-02-23 astro-ph
Rapid State Transitions in the Galactic Black Hole Candidate Source GRS 1915+105
我们研究了银河系黑洞候选源GRS 1915+105在1997年3 - 8月观测到的光谱状态转换期间的X射线光谱和时间行为。该源在大约三个月内从低硬状态缓慢过渡到高软状态，在此过渡期间，它表现出一系列快速变化，可以归类为爆发。在一种称为不规则爆发的爆发中，发现源在两个强度状态之间进行快速转换。我们已经分析了RXTE PCA数据获得1997年6月18日（当源进行快速状态转换），并比较了两组数据的结果，每一组数据属于低硬状态和高软状态。我们发现，功率密度谱（PDS）在突发期间显示出显着的相似性，在高软状态的源。另一方面，在静止期间的PDS是相当平坦的，并且非常类似于在黑洞X射线双星的典型低硬态期间常见的PDS。一个低频QPO在$\sim$ 3 Hz期间观察到的静止，一个属性期间看到的低硬状态的源。在静止期间的源的X射线光谱是类似的光谱期间看到的低硬状态的源和爆发期间的光谱和高软状态是非常相似的彼此。这些观测结果证实了Yadav等人（1999）的观点，即在不规则爆发期间，源在非常快的时间尺度上显示出光谱状态的变化。我们解释这种快速的状态变化，使用两个组件的吸积流模型，其中的吸积盘由一个几何薄（光学厚）的标准盘共存的平流为主的热厚盘。
2000-07-18 astro-ph
The Late Time Light Curve of SN 1998bw Associated with GRB980425
我们报告139光度观测超新星SN 1998 bw，这是一个对象，这是与伽马射线暴GRB 980425通过B，V，和I过滤器。这个独特的超新星的详细光变曲线可以与理论模型进行比较，因此我们在这里报告了1998年6月27日至1998年10月28日之间123天的光变曲线。SN 1988bw的光变曲线与Ic类一致。我们发现，在我们研究的整个过程中，这颗超新星的星等与时间的关系在所有颜色的0.05 mags内是线性的。我们测量的统一下降率为B、V和I波段中每天的$0.0141 \pm 0.0002$、$0.0184 \pm 0.0003$和$0.0181 \pm 0.0003$幅度。线性下降和下降速率表明，后期光变曲线是由钴的放射性衰变和伽马射线的一些泄漏提供动力的。
1999-04-29 astro-ph
Observation of contemporaneous optical radiation from a gamma-ray burst
伽马射线暴（GRB）的起源自发现以来一直是个谜。这种情况在1997年有了显著的改善，当时爆发的精确坐标的快速获得使得微弱的光学和射电余辉得以探测--由此获得的光学光谱最终证明爆发发生在宇宙学距离上。但是，尽管有几个研究小组做出了努力，但迄今为止，在短暂的爆发期间还没有实现光学检测。在这里，我们报告的明亮的光发射GRB 990123的检测，而爆发仍在进行中。我们的观测在爆发开始后22秒开始，在前25秒内亮度增加了14倍;然后亮度下降了100倍，在这一点上（爆发开始后700秒）它低于我们的检测阈值。这个爆发的红移约为1.6，意味着峰值光学光度为每秒10^{49}尔格的5倍。一般认为，伽马射线暴的光辐射发生在初级能源与周围介质相互作用产生的激波前沿，那里也可能产生伽玛射线。当光辐射产生时，伽马射线的光变曲线没有明显的变化，这表明伽马射线不是在冲击波前沿产生的，而是在更靠近原始爆炸的地方产生的。
1999-03-17 astro-ph
The Rapid Decay of the Optical Emission from GRB 980326 and its Possible Implications
我们报告发现了GRB 980326的光学对应物。它的快速光衰减可以用指数为-2.10 +/-0.13的幂律和R_c=25.5 +/-0.5的常数下伏源来表征。爆发后2.1天的光学颜色意味着光谱斜率为-0.66 +/- 0.70。BATSE观测到的伽马射线谱表明，它是有史以来记录到的4%最软的爆发之一。我们认为，快速的光学衰减可能是一个原因，一些低能量的余辉的伽玛暴未检测到。
1998-06-04 astro-ph
The unusual Nova Cygni 2006 (V2362 Cyg)
背景：光学新星光变曲线通常具有快速下降和恢复的结构，这是由于喷出物的星云或尘埃相造成的。天鹅座新星2006（V2362 Cyg）在经历了早期的快速下降后，经历了一次不寻常的增亮。光变曲线的形状可以与V1493 Aql相比较，但在这种情况下，整个事件并不那么明亮，只持续了几个星期。V2362 Cyg在再亮前有一个中等快速的下降t_2 = 9.0，在最大值后持续了250天。目的：我们提出了一个分析我们自己的光谱调查结合AAVSO测光数据，涵盖了整个再亮阶段，直到返回到最后的下降。研究方法：我们用79个夜晚中的10个夜晚获得的中等分辨率光谱来研究喷出物的速度结构的变化。采用AAVSO光度法对增亮剂的整体性能和增亮能量进行分析。结果如下：虽然主爆发的行为（速度，爆发幅度和下降时间尺度）类似于一个“正常”的经典新星，壳层显然经历了第二个快速的质量喷射阶段，导致不寻常的属性。这次事件的积分通量对爆发总辐射能量的贡献约为40%.用一个简单的光学薄模型减去主喷发的分离壳层的辐射，得到了碰撞事件中H_α剖面的演化。还导出了距离D ~ 7.5 {+3.0}{-2.5} kpc和星际消光E（B-V）= 0.6 +/-0.1。
2008-01-15 astro-ph
The Swift Gamma-Ray Burst Mission
Swift飞行任务定于2004年初发射，是一个伽马射线暴天文学多波长观测站。它是第一颗用于瞬变天文学的自主快速回转卫星，并为未来的快速反应和多波长任务开辟了道路。它将比以前的任何GRB任务都要强大得多，每年观测100多次爆发，并在爆发后1分钟到几天的时间范围内进行详细的X射线和紫外/光学余辉观测。目标是确定伽玛暴的起源;对伽玛暴进行分类并寻找新的类型;研究伽玛暴的超相对论流出与周围介质的相互作用;以及使用伽玛暴研究z>10的早期宇宙。该任务由NASA领导的国际合作开发。它将携带三种仪器：新一代宽视场伽马射线（15-150千电子伏）探测器;窄视场X射线望远镜;和窄视场紫外/光学望远镜。对大多数爆发都将进行红移测定。除了主要的伽马射线暴科学外，该任务还将进行硬X射线测量，灵敏度为~1 mCrab（15-150 keV波段~ 2x 10 ^{-11} erg cm^{-2} s^{-1}），比HEAO A-4好一个数量级以上。一个灵活的数据和操作系统将允许对所有类型的高能瞬变进行快速跟踪观测，并通过美国航天局的TDRSS系统提供快速的数据下行链路和上行链路。目前，该任务的运行资金为2年，航天器的轨道衰变寿命约为8年。[删节]
2004-05-12 astro-ph
Cosmological Flashes from Rotating Black Holes
目前的现象学认为，宇宙伽马射线暴对高密度物质的反应存在一个致密的贫重子能量源。短和长的伽马射线暴与超和悬浮吸积到缓慢和快速旋转的黑洞的关联预测了来自短暴的弱X射线余辉发射，如GRB 050509 B和GRB 050709。长伽马射线暴可能是大质量恒星核心坍缩过程中快速旋转的大质量黑洞的诞生地，如GRB 030329中的超新星SN 2003dh。这预示着由黑洞的自旋能量提供动力的引力辐射的长时间爆发。与SN 1987 A中的MeV中微子发射不同，这可以由先进的探测器LIGO和Virgo每年测试一次，最远距离约为100 Mpc。探测到预期的啁啾和长时间的引力波爆发，有望将克尔黑洞确定为宇宙中最明亮的物体。
2005-10-12 astro-ph
On the Nature of Photospheric Oscillations in Strong X--Ray Bursts
提出了X射线爆发源1608-522和2127+119光球振荡的可能声源。它表明，在一个扩大的球形信封驻声波可以有非常接近的周期观察。相当大的比率，$\sim$ 10，在两个源的周期解释在不同的波制度。文中还讨论了在快速爆发的II型爆发中，声振荡与观测到的QPO的相关性。
1994-06-02 astro-ph
Gamma-Ray Bursts observed by INTEGRAL
在头六个月的运行中，在INTEGRAL仪器的视野中探测到了六个伽马射线暴，并由INTEGRAL暴警报系统（IBAS）进行了定位，IBAS是一个自动搜索伽玛射线暴并迅速分配其坐标的软件。我描述了目前的表现IBAS和审查迄今为止取得的主要成果。IBAS定位的最新爆发的坐标，GRB 031203，已经分布在20秒内从爆发开始，只有2.7弧分的不确定性半径。
2003-12-12 astro-ph
On the Power Spectrum Density of Gamma Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）具有短时变和幂律特性，其功率谱密度指数为-1.67。重新分析扩展后的数据，我们发现：a）幂律来自于爆发的整体轮廓，而不是来自于自相似的镜头，也不是来自于光度轮廓的快速波动。b）功率指数随爆发的不同而变化，-1.67只是作为分布的平均值给出;伽玛暴之间没有系统的相关性来产生幂律。
2001-04-13 astro-ph
The Progenitor Stars of Gamma-Ray Bursts
那些在死亡过程中产生伽马射线暴（GRB）的大质量恒星，其内部区域一定被赋予了异常大的角动量，比形成普通伽玛射线暴的恒星大一到两个数量级。然而，在坍缩前的演化过程中，质量损失和由磁矩引起的角动量输运被认为是削弱了必要的旋转的核心。在这里，我们探索非常快速旋转的大质量恒星的演化，包括剥离氦核，这可能是由于合并或质量转移在一个二进制，和单星旋转异常迅速的主序星。对于最高可能的旋转速率（约400 km/s），会遇到一种新的演化，其中单个恒星完全混合在主序星上，永远不会成为红巨星。这样的恒星，本质上是巨大的“蓝离散星”，产生氦氧核心，旋转异常迅速。这类恒星可能约占所有恒星的1%，质量超过10个太阳，并且在某些情况下可以保持足够的角动量来制造伽马射线暴。由于这种可能性对质量损失非常敏感，伽马射线暴在金属丰度低的地区发生的可能性要大得多。
2005-08-08 astro-ph
