Gamma-Ray Burst Localization with Integral in the Interplanetary Network
我们讨论了利用INTEGRAL作为行星际网络中的伽马射线暴探测器。IBIS将具有固有的伽玛射线暴探测和定位能力。然而，SPI反符合屏蔽也将是一个灵敏的爆发探测器，与其他航天器一起，将有可能定位比IBIS单独定位多三到四倍的爆发。这种能力在INTEGRAL运作的2001-2003年期间将是非常独特的。
1998-12-02 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
A three stage model for the inner engine of GRBs: Prompt emission and early afterglow
我们描述了一个模型内的“夸克新星”方案来解释最近的观测早期X射线余辉的长伽马射线暴（GRB）与雨燕卫星。这是一个在核心坍缩超新星背景下的三阶段模型。阶段1是一个吸积（原）中子星，导致核心坍塌和伽玛暴之间可能存在延迟。第二阶段是吸积到夸克星上，发射一个超相对论喷流，产生即时伽玛暴。当射流与周围介质相互作用产生外部冲击时，这种射流也会产生余辉。从夸克星（在吸积过程中）喷出的较慢的壳层可以重新激发外部冲击，导致X射线余辉中的平坦部分。第三阶段，只有当夸克星坍缩形成黑洞时才会发生，由一个吸积黑洞组成。在这个吸积过程中发射的喷流与前面的夸克星喷流相互作用，并可能产生在早期X射线余辉中经常看到的耀斑活动。或者，如果夸克星没有坍缩成黑洞，我们的模型中也会出现阶段2b。在这种情况下，夸克星可以由于磁制动而自旋下降，并且自旋下降的能量也可能导致X射线余辉的平坦化。除了新发现的早期X射线余辉特征外，这个模型似乎可以解释伽玛暴的能量和时间尺度。
2007-12-11 astro-ph
The radio afterglow from the giant flare of SGR 1900+14: the same mechanism as afterglows from classic gamma-ray bursts?
在1998年8月27日软伽马中继站（SGR）1900+14的巨大耀斑之后，发现了一个射电余辉。它的短暂行为与SGR 1806-20的射电星云非常不同，但与经典伽马射线暴（GRB）的射电余辉非常相似。受此启发，我们试图解释它与外部冲击模型调用的标准理论的伽玛暴余辉。我们发现这种射电余辉的光变曲线与超相对论外流的前向激波发射不一致，这被认为是造成巨耀斑初始硬尖峰的原因。然而，从一个温和的或亚相对论性的流出扩展到星际介质的激波发射可以符合观察。基于SGRs的磁星模型，讨论了这种外流的可能起源。此外，我们建议，超相对论性火球从SGR巨型耀斑的存在下，可以测试快速无线电光学后续观测在未来。
2003-07-04 astro-ph
Polarization of Gamma--Ray Burst Optical and Near-Infrared Afterglows
伽马射线暴余辉偏振测量，尽管其固有的困难，已经进行了一些事件，开始足以得出一些一般的统计结论。虽然存在一定程度的内在偏振似乎是公认的，仍然有开放的问题，关于偏振时间演化和可能的贡献，在宿主星系的尘埃引起的偏振。
2003-01-30 astro-ph
In search of progenitors for supernova-less GRBs 060505 and 060614: re-examination of their afterglows
GRB 060505和GRB 060614是附近的长持续时间伽马射线暴（LGRB），没有伴随超新星（SNe）下降到非常严格的限制。因此，它们挑战了传统的LGRB-SN连接，自然引起了一个问题：在它们的余辉中是否有其他特殊的特征有助于揭示它们的祖先？为了回答这个问题，我们结合新的观测数据与公布的数据和调查的多波段的时间和光谱特性的两个余辉。我们发现，这两个余辉可以很好地解释喷射标准的外激波模型的框架内，和余辉参数的爆发落在其他LGRB观察到的范围内。因此，从余辉的性质来看，没有任何迹象表明这些爆发应该有另一个祖先而不是其他的LGRB。最近，斯威夫特发现的GRB 080503在其瞬发伽马射线发射过程中也具有尖峰+尾部结构，似乎与GRB 060614相似。我们分析了这个暴的瞬发，发现它实际上是一个硬尖峰+硬尾暴，其尾部辐射的谱滞后为0.8 $\pm$ ~ 0.4 s。因此，GRB 060614和GRB 080503的瞬发性质明显不同，激发了对GRB分类的进一步思考。最后，我们注意到，尽管两个SN-少爆发的祖先仍然不确定，但如果可以通过观测建立类似风的环境，例如，从余辉缓慢冷却阶段的光学衰减快于X射线衰减，那么SN-少爆发的核心坍缩起源将是相当确定的。
2009-01-31 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
GRB 021219: the first Gamma-Ray Burst localized in real time with IBAS
2002年12月19日，在INTEGRAL的性能和验证阶段，使用INTEGRAL爆发警报系统（IBAS）实时检测和定位了一个伽马射线暴（GRB）。在这里，我们提出的结果与IBIS和SPI仪器。爆发具有持续约6s的单峰的时间曲线。峰值光谱可以用单次幂定律描述，光子指数$Γ$ =1.6 $\pm$ 0.1，通量$\sim$ 3.7光子cm $^{-2}$ s $^{-1}$（20 - 200 keV）。相同能量范围内的能量密度为9 $\times10^{-7}$ erg cm $^{-2}$。用IBIS/ISGRI进行的时间分辨光谱显示了光谱的清晰的从硬到软的演变。
2003-08-26 astro-ph
Tail emission from a ring-like jet: its application to shallow decays of early afterglows and to GRB 050709
与脉冲星类似，伽马射线暴源的磁轴和自旋轴可能不在同一条线上。由于旋进磁轴的准直，这可能导致环状喷流。我们分析了这种喷流的尾辐射，发现如果喷出物的洛伦兹因子不是很高，它有一个时间指数为-1/2的浅衰变相。这个相位与{ \it{swift} }探测到的一些早期X射线余辉的浅衰减相一致。环形喷流具有急剧上升和非常急剧衰减的尾尖。这种效应可以解释GRB 050709的X射线余辉的再增亮和急剧衰减。
2006-09-19 astro-ph
GRB021125: the first GRB imaged by INTEGRAL
2002年11月25日下午晚些时候，在INTEGRAL卫星上IBIS成像仪的部分编码视场（距中心约7.3度）内探测到一次伽马射线暴。INTEGRAL上的仪器首次允许在15至500千电子伏的宽能带上观测瞬发伽马射线发射。GRB 021125在20-500 keV能量带内持续约24 s，平均通量约为5.0光子/cm ^2/s，同一能量带内的注量为4.8 x 10 ^-5 erg/cm ^2。在这里，我们报告的分析数据从成像仪IBIS和光谱仪SPI。
2003-07-30 astro-ph
Near-infrared detection and optical follow-up of the GRB990705 afterglow
用位于智利拉西拉和帕拉纳尔的欧洲南方天文台望远镜和位于南极洲的NOAO SPIREX 0.6米望远镜对GRB 990705误差盒进行了光学和近红外观测。我们在近红外H波段和光学V波段探测到了这种伽玛暴的对应物。近红外光变曲线的幂律衰减相当陡峭，在最初的几个小时内衰减指数α约为1.7，一天后可能会变陡。光学/近红外余辉的宽带光谱分析表明，这伽玛暴发生在一个高密度的环境。在GRB触发后约5天在Antu（VLT-UT 1）获得的深光学图像显示，在瞬变的位置有一个扩展的物体，可能是GRB 990705的宿主星系。
1999-12-20 astro-ph
Polarization curves of GRB afterglows predicted by the universal jet structure
最近有人提出，电流爆发和余辉观测可以解释为一个顶帽射流结构以及一个更普遍的结构流出，其中所携带的能量是最大的射流脊柱，向外递减的幂律与离轴角。为了量化未知发动机释放的总能量并限制其性质，确定伽玛暴喷流结构是重要的。在本文中，我们将审查最流行的伽玛暴喷流结构，重点是预测观察到的属性，可以区分它们。特别是在余辉阶段的线性偏振发射的行为似乎非常有前途，因为程度和时间的依赖性预测是非常不同的模型。此外，极化测量和探测的积累速度很快，足以使我们很快理解磁场和伽玛暴喷流的结构。
2002-11-01 astro-ph
Global characteristics of GRBs observed with INTEGRAL and the inferred large population of low-luminosity GRBs
INTEGRAL拥有两台灵敏的伽马射线仪器，截至2007年7月已探测到46次伽马射线暴。我们提出的光谱，空间和时间的属性的爆发的INTEGRAL伽玛射线暴目录使用的数据从成像仪，IBIS，光谱仪，SPI。用幂律、能带模型和准热模型计算了伽玛暴的光谱特性。光谱滞后，即低能量伽马射线相对于高能量伽马射线到达的时间延迟，测量了31个伽玛暴。用幂律分布拟合的光子指数分布与Swift得到的结果一致。峰值通量分布表明，INTEGRAL比Swift探测到更多的弱伽玛暴，因为它在较小的视场内具有更高的灵敏度。在IBIS的完全编码视场中，大于~0.15 ph cm^-2 s^-1的伽玛暴的全天速率约为1400 yr^-1。在光谱滞后分布中识别出两组，一组具有短滞后<0.75 s（在25-50 keV和50-300 keV之间），另一组具有长滞后>0.75 s。大多数的长滞后伽玛暴被推断有低的红移，因为它们的长光谱滞后，它们的倾向有低的峰值能量和微弱的光学和X射线余辉。它们主要是在超银道面方向观测到的，四极矩Q=-0.225+/-0.090，因此反映了宇宙的局部大尺度结构。低光度的长滞后伽玛暴在Ib/c型超新星中的比例约为25%。其中一些爆发可能是由没有超新星的大质量恒星的坍缩产生的，或者是由不同的祖先产生的，比如两颗白矮星的合并，或者一颗白矮星与一颗中子星或黑洞的合并，可能是在没有宿主星系的星团环境…
2008-05-06 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
Fireballs and cannonballs confront the afterglow of GRB 991208
Galama等人最近报道了他们对伽马射线暴（GRB）991208的射电余辉（AG）的跟踪测量，直到爆发后293天，以及他们在标准火球模型框架内对宽带AG的重新分析。他们主张根据光学数据和他们在AG头两周的早期观察，对他们先前的分析和结论进行认真的修改。我们对他们的工作进行评论，并填补了一个空白：这些作者忽略了将他们的新数据与炮弹（CB）模型的可用预测进行比较的可能性，这些预测是基于第一轮数据的，就像他们的错误预测一样。新的数据与这些CB模型预测吻合得很好。尽管事实上，与火球模型相比，CB模型更简单，更具预测性，参数更少，几乎没有自由选择。它很好地描述了--在普遍的基础上--所有已知红移的伽玛暴的测量的AG。
2002-11-27 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
INTEGRAL high energy detection of the transient IGR J11321-5311
内容：INTEGRAL于2005年6月在观测Crux旋臂期间发现了瞬态硬X射线源IGR J11321-5311，这是迄今为止X/伽马射线飞行任务报告的唯一探测到该源的情况。目的：通过时间和光谱IBIS分析来表征行为，从而确定源的性质。方法：使用标准INTEGRAL软件OSA v.5.1进行详细的光谱和时间分析。结果：迄今为止，IGR J11321-5311仅检测到一次。它的活动时间约为3.5小时，在IBIS光变曲线中可以看到持续约1.5小时的短暂而明亮的耀斑。它的峰值通量约为80 mCrab或2.2x10E-9 erg cmE-2 sE-1（20- 300 keV），对应的峰值亮度为1.1x10E37 erg sE-1（假设距离为6.5 kpc）。在爆发期间，检测到的源具有18 sigma（20- 300 keV）和8 sigma（100- 300 keV）的重要性。总爆发活动（17- 300 keV）的谱最好用幂律（γ =0.55+/-0.18）加黑体（kT=1.0 + 0.2 - 0.3 keV）的和来拟合，没有证据表明在300 keV以下爆发。在科学窗口水平的光谱分析显示，通过爆发的光谱明显硬化。搜索IBIS数据，以查找脉动，但没有阳性结果。结论：X射线光谱形状和耀斑行为支持IGR J11321-5311是异常X射线脉冲星的假设，尽管在现阶段还不能坚决拒绝不同的性质。
2007-04-20 astro-ph
Swift Observations of GRB 050603: An afterglow with a steep late time decay slope
本文报道了伽玛暴GRB 050603的雨燕观测结果。在爆发后约10小时，V星等V=18.2，这是雨燕迄今为止探测到的最明亮的光学余辉，也是有史以来最明亮的光学余辉之一。爆发警报望远镜（BAT）的光变曲线显示了三个快速上升指数衰减尖峰，$T_{90}$ = 12秒，在15-150 keV波段的通量为7.6 $\times 10^{-6}$ ergs cm $^{-2}$。有了$E_{\rm γ, iso} = 1.26 \times 10^{54}$尔格，它也是有史以来最具活力的爆发之一。斯威夫特航天器在探测到爆发后约10小时开始用窄场仪器观测余辉。这次爆发的亮度足以让雨燕紫外/光学望远镜（UVOT）在爆发后的近3天内探测到，而X射线望远镜（XRT）在爆发后的一周内探测到。X射线光变曲线显示出衰减指数$α$ =1.76 $^{+0.15}_{-0.07}$的快速衰减余辉。X射线能谱指数为$β_{\rm X}$ =0.71 \plm 0.10，柱密度与银河值一致。光谱分析没有显示出随时间的X射线光谱斜率的明显变化。光学UVOT光变曲线以$α$ =1.8 \plm 0.2的斜率衰减。光学和X射线衰减率的陡度和相似性表明，余辉是在喷流中断后观察到的。我们估计喷流张开角约为1-2 $^{\circ}$
2006-03-21 astro-ph
Jetted GRBs, Afterglows and SGRs from the Birth of Quark Stars
最近的研究表明，当冷的核物质被压缩到高的核密度时，具有自旋零和反对称色波函数玻色的双夸克凝聚成密度是其数倍的超流/超导态。各种天体物理现象可以用中子星（NS）到（双）夸克星（QS）的引力坍缩来解释，这是中子星在超新星爆炸中诞生后$\sim 10^{4}$年内，当它们充分冷却和自旋时（通过磁制动？），一级相变的结果。引力能的释放驱动了一场爆炸，它可能会喷射出高度相对论性的窄准直喷流和一个温和的相对论性的"球形“壳。残余量子点的缓慢收缩/冷却可以为软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线源（AXP）提供动力，而不会调用巨大的磁能存储。当喷流碰巧指向我们的方向时，它们可以在遥远的星系中产生观测到的伽马射线暴（GRB），而GRB则会发出余辉。爆炸产生的膨胀壳层也可能产生伽玛射线暴的余辉。喷流扭曲了原始的SNR，沿着它们的轨迹扫过周围的物质，将其加速到宇宙射线（CR）能量，并将其分散在它们停在星系晕时形成的热点中。我们银河系中的这类事件可能是银河系所有能量的宇宙射线的主要来源。
1999-02-01 astro-ph
GRB 050509b: the elusive optical/nIR/mm afterglow of a short-duration GRB
我们提出了多波长（光学/近红外/毫米）观测的短持续时间伽马射线暴发现雨燕（GRB 050509 b）0秒和18.8天后的事件。没有光学，近红外或毫米发射已被检测到，尽管以及本地化的X射线余辉，确认难以捉摸的短持续时间的事件。我们还讨论了爆发位于星系团在z= 0.225或更高的可能性。在前一种情况下，邻近的潜在宿主星系的光谱能量分布，有利于一个系统窝藏一个演变的主导恒星星族（年龄~ 3.6亿年），不像大多数长持续时间的伽玛射线暴宿主星系观察到的，即，从而支持一个紧凑的双星合并的起源。任何可能与这一特殊事件相关的超新星都应该比Ib/c SN 1998 bw暗至少3等，比典型的Ia型SN暗2.3等。
2005-06-29 astro-ph
Gamma Ray Burst engine activity within the quark nova scenario: Prompt emission, X-ray Plateau, and sharp drop-off
我们提出了一个三阶段的模型，一个长的伽玛射线暴内发动机来解释即时伽马射线发射，并解释最近的雨燕卫星观测早期X射线余辉高原随后急剧下降或浅幂律衰减。这三个阶段涉及中子星阶段，夸克星（QS）和黑洞阶段，如Staff等人（2007）所述。我们发现，QS阶段允许更多的能量被提取从中子星到QS转换，以及从随后的吸积到QS。QS吸积阶段自然地延长了发动机的活动，并可以解释即时发射和不规则的早期X射线余辉活动。在吸积阶段之后，QS可以通过释放一个无重子的流出而自旋下降。从NS到QS转变产生的类磁星磁场强度在正确的时间量内提供足够的自旋下降能量，以解释X射线余辉中的平台。在我们的模型中，当QS在自旋下降过程中崩溃为BH时，平台之后发生急剧下降，从而关闭了二次流出。我们将我们的模型应用到GRB 070110和GRB 060607A，发现我们可以始终如一地解释在提示和平台阶段的能量和持续时间。
2007-11-19 astro-ph
GRBs as Hypernovae
伽马射线暴的标准火球/余辉模型将事件与合并的中子星双星或中子星-黑洞双星联系起来，这使得事件远离恒星形成区，并且被认为具有~ 10^51尔格的能量。一颗超新星，即一颗大质量快速旋转恒星的死亡，通过利用在核心坍缩中形成的克尔黑洞的旋转能，可以释放出约10^54尔格的动能。所有能量中只有一小部分存在于具有最大洛伦兹因子的碎片中，这些碎片产生了伽玛射线暴本身，但所有能量都可用于长时间的余辉。在这种情况下，伽马射线暴应该在恒星形成区被发现，光学余辉可能被尘埃掩盖，而大量喷出物的早期热辐射可能会产生X射线前兆，正如Ginga所观察到的那样。伽玛射线暴970228、97508、97828的光学和X射线余辉提供了一些证据，表明这些爆发位于星系中，最有可能是矮星系，在恒星形成区或附近。
1997-12-08 astro-ph
INTEGRAL three years later
欧空局国际伽马射线天体物理学实验室（INTEGRAL）由两台用于伽马射线天体物理学（20千电子伏至10兆电子伏）的主要仪器（IBIS和SPI）以及两台用于X射线和光学对应仪器的监测器（JEM-X和OMC）组成。它于2002年10月17日从拜科努尔航天发射场（哈萨克斯坦）发射，将至少活跃到2008年。介绍了迄今为止取得的一些主要科学贡献。
2005-09-08 astro-ph
3-200 keV spectral states and variability of the INTEGRAL Black Hole binary IGR J17464-3213
2003年3月，INTEGRAL卫星上的伽马射线成像仪IBIS探测到一个新的爆发源IGR J17464-3213的爆发，结果证明是HEAO-1瞬变H1743-322。在本文中，我们报告的高能量行为的六六六研究与船上的三个主要仪器积分。在硬X射线范围内以前所未有的灵敏度收集的数据显示，在源爆发的上升部分期间，从3 keV到150 keV的相当硬的Comptonised发射，没有检测到热发射。几天后，一个突出的软盘多色成分出现，硬尾光度几乎没有变化：10-9 erg*cm-2*s-1。两个月后，在接近爆发结束的第二次监测活动中，观察到的磁盘组件没有变化。相反，来自盘的中心热部分的康普顿辐射减少了10倍。我们在这里介绍它在不同能量范围内的长期行为，以及该源的JEM-X，SPI和IBIS宽带光谱演化。
2004-11-30 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
GRB 070707: the first short gamma-ray burst observed by INTEGRAL
自2002年10月以来，INTEGRAL在5年的观测中观测到47个长时程伽玛暴（T_90 > 2s）和1个短时程伽玛暴（T_90 < 2s）。本文介绍了INTEGRAL观测到的第一个短硬伽玛暴GRB 070707的瞬发辐射特性。GRB 070707的光谱和时间特性是使用INTEGRAL、IBIS和SPI上的两台灵敏的编码掩模伽马射线仪器测定的。T90持续时间为0.8 s，对IBIS和SPI数据进行联合反褶积得到瞬发辐射的光谱，得到最佳拟合的幂律，光子指数α = -1.19 +0.14-0.13，符合短硬伽马射线暴的特征。在20- 200 keV的能量范围内，1秒内的峰值通量为1.79光子/cm ^2/s，同一时间段内的注量为2.07 x 10^-7 erg/cm ^2。在25- 50 keV和100- 300 keV之间测量的光谱滞后为20 +/-5 ms，与短爆发测量的小或可忽略的滞后一致。GRB 070707的光谱和时间特性与其他伽马射线卫星（包括BATSE和Swift）探测到的短硬爆发相当。我们估计伽玛暴070707的洛伦兹因子Gamma的下限>~ 25，假设短伽玛暴的典型红移为z=0.35。这个极限与以前对短伽玛暴的估计是一致的，并且小于对长伽玛暴计算的伽玛>~ 100的下限。如果GRB 070707是最近假设的z ~ 1的短GRB类的成员，则伽玛的下限增加到伽玛>~ 35…
2008-05-19 astro-ph
First results on the HMXRB Pulsar SAXJ2103.5+4545 with INTEGRAL
本文报道了在核心计划的银河计划扫描期间用INTEGRAL观测到的大质量X射线脉冲双星SAXJ2103.5+4545的初步时间和光谱分析。源显示出硬光谱，被检测到高达100千电子伏。对IBIS/ISGRI数据进行的时间分析表明，与1997年和1999年用BeppoSAX和RossiXTE进行的观测相比，有证据表明自旋上升。
2004-05-07 astro-ph
Imaging the Gamma-Ray Sky with SPI aboard INTEGRAL
INTEGRAL上的光谱仪SPI首次允许在硬X射线和软伽马射线范围内同时成像扩散和点状发射。为了充分利用仪器的功能，我们实现了MREM图像去卷积算法，最初开发的COMPTEL数据分析，SPI数据分析。我们提出的算法的性能通过模拟和应用它的数据积累在第一个2任务年的INTEGRAL。Skymaps的1809千电子伏的伽马射线线，归因于26铝的放射性衰变，和连续能带，覆盖范围为20千电子伏- 3兆电子伏。1809千电子伏的地图表明，SPI清楚地检测到了来自银河系内弧度和天鹅座区域的辐射。连续谱图揭示了点源为主的硬X射线天空到漫发射为主的软伽马射线天空之间的过渡。从天空图中，我们提取了银河脊发射光谱，以及SPI模型拟合得到的结果相匹配。通过比较我们的光谱与IBIS从点源测得的累积通量，我们发现了一个未解决的或漫发射组件的存在的迹象高于~100千电子伏。
2007-12-11 astro-ph
Observations of the intense and ultra-long burst GRB041219a with the Germanium Spectrometer on INTEGRAL
GRB 041219a是INTEGRAL定位的最亮爆发。强烈的爆发发生在前体之后约250秒，长时间的延迟使光学和近红外望远镜能够观察到即时发射。我们提出了全面的时间和光谱分析的结果，包括线和余辉搜索使用光谱仪，SPI，船上INTEGRAL，BAT的斯威夫特和ASM的RXTE。我们利用多波长数据产生GRB 041219a的宽带光谱和余辉。光谱的爆发和子间隔拟合的带模型，也由准热模型。对高分辨率锗光谱仪的发射和吸收特征以及伽马射线余辉数据进行了搜索。整体爆发和子区间与波段模型拟合良好。在静止时间间隔之后，低于断裂能量的光子指数显示出显著的变化。此外，光谱很好地描述了一个黑色的身体与幂律的组成部分。BAT和ASM在SPI中的长静止间隔期间检测到爆发，表明中央引擎可能不是休眠的，而是在不同的频带中发生排放。未发现显著的发射或吸收特征，并且对最显著的特征设定900 eV和120 eV的限值。从瞬发阶段结束到爆发后约12小时，未检测到伽马射线余辉。宽带光谱的即时发射产生在7个时间间隔，使用伽马射线，X射线，光学和近红外数据，这些进行了比较的高红移爆发GRB 050904。在GRB 041219a中，光学和伽马射线发射是相关的。光谱滞后是使用BAT的数据确定的，它在整个爆发过程中发生变化。一些伪红移进行了评估和大的分散值被发现。
2006-08-23 astro-ph
An Extra Long X-Ray Plateau in a Gamma-Ray Burst and the Spinar Paradigm
最近发现的伽马射线暴GRB 070110显示出异常的X射线辐射X射线余辉--即，X射线平台-观察20，000 s。我们发现，所观察到的高原的属性可以自然地解释的模型与一个准平衡坍缩的物体，其平衡是由离心力和引力的平衡，其演变是由它的磁场。如果这个模型是正确的，那么在1小时内，斯威夫特X射线望远镜记录到的辐射来自一个尺寸小于史瓦西半径的物体！
2007-09-07 astro-ph
Gamma-Ray Bursts as Hypernovae
BeppoSAX和BATSE伽马射线暴（GRB）之后的光学和射电余辉的能量学表明，伽玛射线辐射不是窄准直的，而是可能有适度的聚束，因此GRB的总能量可能在10^{50} - 10^{51}尔格的范围内。到目前为止，所有试图通过中微子-反中微子湮灭产生火球的尝试都失败了，而快速旋转与$ \sim 10^{15} $高斯磁场相结合的方法越来越受欢迎。本文描述了一种超新星的设想：一个密近双星系统中一个大质量成员的坍缩，类似于Woosley（1993）提出的“失败的”Ib型超新星模型。坍缩可能会导致爆炸，能量通过强磁场从快速旋转的热中子核或黑洞传输到包层，正如Ostriker和Gunn（1971）提出的超新星模型一样。然而，由于巨大的质量和核心的快速旋转，超新星的爆炸可能会释放高达10^{54}尔格的动能，产生一个“脏”火球。在这种情况下，一个适度的非球形爆炸可能会将一小部分物质加速到一个非常大的洛伦兹因子，这可能会引起伽马射线暴及其余辉，就像传统的火球模型一样。然而，从超新星喷出的最高速度的喷出物之后是膨胀速度较慢但携带大部分动能的物质，为余辉提供了长期的动力源。如果余辉在很长一段时间内仍然发光，那么所提出的超新星场景可能会提供一个解释。前超新星是大质量恒星，可能位于年轻的恒星形成区域。
1997-06-23 astro-ph
INTEGRAL observes the 2007 outburst of the Be transient SAX J2103.5+4545
我们进行了详细的研究，2007年爆发的352秒脉冲星SAXJ2103.5 + 4545，Be/X射线瞬变观测的INTEGRAL，研究其光谱和时间特性的爆发过程中的演变。2007年4月25日至27日和2007年5月6日至8日，使用IBIS/ISGRI观察到SAXJ2103.5 + 4545。20 - 100keV能谱可用温度kT = 24keV的韧致辐射模型很好地描述。脉冲轮廓随时间和能量而变化。在爆发期间观测到脉冲周期导数为pdot =-3.4E-7s/s。相反，在这里报告的2007年爆发和2004年12月发生的前一次爆发之间观察到pdot = 5.5E-9 s/s的自旋下降。这是自SAXJ2103.5 + 4545发现以来测量到的最大自旋下降。我们用Ghosh & Lamb力矩模型估算了中子星的磁场在（1.6 - 3）E~（13）G范围内。
2008-10-30 astro-ph
X-Ray Observations of SN 1006 with Integral
1006 AD的超新星遗迹，遗迹第一次显示存在的X射线同步辐射从冲击加速电子的证据，被观察到约1000 ksec的电子加速到非常高的能量的研究与INTEGRAL。观测的目的是描述同步辐射的特征，并试图利用IBIS和JEM-X的空间和光谱覆盖范围来探测非热韧致辐射。在2.4和8.4 keV波段之间用JEM-X检测到该源，而在20 keV以上用ISGRI或SPI均未检测到。ISGRI的上限大约是目前模型预测的四倍，但证实了从较低能量（< 4 keV）外推的幂律中存在陡峭化。
2006-02-15 astro-ph
INTEGRAL observations of the Small Magellanic Cloud
第一个完整的观测小麦哲伦云（在2003年进行）的报告，其中两个来源被清楚地检测到。第一个来源，SMC X-1，显示了硬X射线日食，其脉冲周期的测量表明，长期的自旋持续了30年。第二个来源可能是一个高质量的X射线双星，在IBIS光变曲线中显示出6.8秒的潜在周期性。一个确切的X射线或光学对应不能指定，但一些建议的同行进行了讨论。这些可能的对应物之一在~2.7d处显示出强相干光调制，这与测量的硬X射线脉冲周期一起将导致该积分源被归类为第四个已知的高质量罗氏瓣溢出系统。
2007-09-05 astro-ph
Nucleosynthesis results from INTEGRAL
自2002年10月发射以来，欧空局的INTEGRAL天文台使银河核合成研究取得了重大进展。特别是，成像锗光谱仪SPI首次结合了高分辨率伽马射线谱和中等空间分辨率的诊断能力。本文综述了INTEGRAL核合成的主要结果。银河系中的正电子湮灭正被以前所未有的细节进行研究。SPI观测产生了第一张511 keV湮灭线和正电子素连续发射的天空图，以及迄今为止最精确的511 keV光谱，从而对银河系正电子的来源施加了新的限制，这些正电子仍然没有得到确认。第一次，银河系旋转的印记上的质心和形状的1809千电子伏的伽马射线线由于26铝的衰变已经看到，确认银河系的起源，这种排放。SPI还提供了最准确的γ射线通量的测定，由于60 Fe的衰变。26 Al和60 Fe的综合结果对大质量恒星，特别是沃尔夫-拉叶星的核合成具有重要意义。IBIS和SPI都在银河平面上寻找年轻的超新星遗迹，这些超新星遗迹发射出与放射性44 Ti有关的伽马射线线。到目前为止还没有发现，这提出了关于超新星中44 Ti的产生，银河系超新星速率和银河系化学演化的重要问题。
2006-01-15 astro-ph
Gamma-ray continuum emission from the inner Galactic region as observed with INTEGRAL/SPI
利用INTEGRAL上SPI仪器的16 M数据研究了能量范围为18-1000 keV的银河系平面的漫射连续辐射。通过这样的曝光，我们可以利用SPI的成像特性来实现点源与各种漫射分量的良好分离。使用IBIS INTEGRAL和一些天空分布模型导出的候选源目录，我们获得了银河经度的光谱。我们可以识别指数约为1.7的幂律形状的扩散连续谱的光谱分量，正电子湮没分量与正电子素的连续谱和在511 keV的线，以及第二个，从检测到的点源的大致幂律分量。我们的分析证实了正电子湮没发射的浓度在内部区域（|l| <10），磁盘（10< |l| <30）是至少一个因素7弱，在这种发射。相反，幂律分量只下降了2倍，显示出完全不同的经度分布和空间起源。在20至60 keV之间，可探测的辐射源约占银河系总辐射的90%，但其光谱比漫射辐射更陡，在较高能量下，它们对总辐射的贡献迅速下降到一小部分。在SPI能量范围内，通量低于OSSE发现的通量，可能是由于SPI对来源的更完整的解释。幂律发射很难解释为星际起源，逆康普顿给出最多10%，而不是人口的未解决的点源被提出作为一个可能的起源，AXP与他们的光谱硬化以上100千电子伏是合理的候选人。我们提出了一个宽带光谱的发射。
2005-09-12 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
First INTEGRAL Observations of Eight Persistent Neutron Star Low Mass X-ray Binaries
本文介绍了INTEGRAL核心计划的早期结果，对能量范围从5 keV到200 keV的八个持续明亮的中子星低质量X射线双星样品进行了研究。结果表明，INTEGRAL有效地检测源和光谱可以获得高达几百千电子伏的数据相结合的四个INTEGRAL仪器：JEM-X，IBIS和SPI。对于源GX 17+2，它示出的频谱延伸远高于100千电子伏与平坦的频谱以上30千电子伏。这可能表明存在非热康普顿化排放，但当前数据简化和背景确定的不确定性无法得出确切的结论。
2003-08-04 astro-ph
Observing with a space-borne gamma-ray telescope: selected results from INTEGRAL
国际伽马射线天体物理学实验室，即欧空局的INTEGRAL卫星，在轨道上运行了大约3年，在15千电子伏至8兆电子伏的能量范围内对天空进行伽马射线观测。由于其IBIS成像仪，特别是基于16384个CdTe像素的ISGRI检测平面，它实现了出色的角分辨率（12 arcmin），可用于点源研究，并具有良好的连续光谱灵敏度。由于它的光谱仪SPI，基于19个锗探测器保持在85 K的低温系统，位于一个积极的BGO否决屏蔽，它实现了约2千电子伏的1兆电子伏的光子，这使得天体物理伽玛射线线研究具有良好的窄线灵敏度。在本文中，我们回顾了从空间伽马射线天文学的一些目标，并介绍了INTEGRAL卫星，特别是它的仪器ISGRI和SPI。地面和飞行中的校准结果，从SPI的，然后介绍一些选定的天体物理结果从INTEGRAL。特别是点源搜索的结果，其次是核天体物理学的结果，举例说明了1809千电子伏的伽马射线线的放射性26铝核正在进行的恒星核合成在银河系的研究。最后对产生511 keV γ射线的银河系中心区正电子-电子湮灭的研究作了评述。
2006-06-22 astro-ph
GRB 080503: Implications of a Naked Short Gamma-Ray Burst Dominated by Extended Emission
我们报告GRB 080503的观测，一个短的伽马射线暴，具有非常明亮的扩展发射（约30倍的初始尖峰的伽玛射线注量），结合与其他短斯威夫特事件的全面比较。然而，尽管它的发射亮度很低，但光学对应物非常微弱，在BAT触发后约1小时开始的深度观测中从未超过25等。光学亮度在约1天达到峰值，然后急剧下降，其方式类似于Li & Paczynski（1998）对致密双星合并后类似超新星发射的预测。然而，一个浅的光谱指数和类似的演变，从钱德拉观测推断的X射线更符合余辉的解释。相对于明亮的伽玛射线辐射，这种可能的余辉非常微弱，这表明爆发周围有一个非常低密度的介质（一个“裸露的”伽玛暴），这与在深度HST成像中缺乏一个28.5等的重合宿主星系相一致。我们的观测结果加强了这样一种观点，即短伽玛暴通常发生在活跃的恒星形成区域之外，但表明在某些情况下，扩展的即时发射的光度可以大大超过短尖峰，这可能会限制这类事件的理论解释。由于大多数以前没有观测到扩展发射的BAT短爆发太微弱，即使它以典型水平存在，也无法检测到这种特征，因此仅根据现有Swift样本中观测到的扩展发射的存在或不存在得出结论是不成熟的。（节略）
2009-02-27 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
Time resolved spectroscopy of GRB030501 using INTEGRAL
INTEGRAL上的伽马射线仪器提供了一个独特的机会来对伽马暴进行时间分辨分析。IBIS成像仪可以对伽玛暴进行精确定位和宽带光谱分析，而SPI提供高分辨率光谱。GRB 030501是由INTEGRAL爆发警报系统在ISGRI视野中发现的。尽管爆发相当微弱（在20-200 keV的能量带中，能量密度F = 3.5 * 10^-6 erg cm^-2），但仍有可能进行分辨率为几秒的时间分辨光谱学。伽玛射线暴显示出20 - 400 keV范围内的光谱，这与-1.7的光谱光子指数一致。在光谱中未检测到发射线或光谱中断。虽然通量似乎与伽玛射线暴光谱的硬度相关，但在爆发持续时间内没有看到明显的软到硬的演变。INTEGRAL的数据已被比较，从ESTA和RHESSI实验的结果。
2003-07-03 astro-ph
Calibration of the Spectrometer aboard the INTEGRAL satellite
SPI是欧空局INTEGRAL卫星上的光谱仪，将于2002年10月发射，它将研究20千电子伏至8兆电子伏能量带的伽马射线天空，对1兆电子伏光子的光谱分辨率为2千电子伏，这要归功于它的19个锗探测器，有效面积为500平方厘米。编码掩模成像技术提供2度角分辨率。16度视场由一个主动BGO否决屏蔽定义，此外还用于背景抑制。2001年4月，SPI的飞行模型在Bruyères le Châtel的CEA进行了为期一个月的校准活动，使用低强度放射源和CEA加速器进行均匀性测量，使用高强度放射源进行成像性能测量。在将所有科学有效载荷（光谱仪SPI、成像仪IBIS和监测器JEM-X和OMC）整合到INTEGRAL卫星上之后，在欧空局诺德韦克中心进行了交叉校准活动。在不同仪器的视场中放置了一组源，以比较它们的性能并确定它们的相互影响。其中一些来源已经在SPI独立测试期间在Bruyères使用。对于最低能量带校准，使用了X射线发生器。我们报告这项校准活动的科学目标，并提出了测量以及一些初步的结果。
2003-10-28 astro-ph
Integral results on GRB030320: a long gamma-ray burst detected at the edge of the field of view
GRB 030320是INTEGRAL在视场（FoV）中探测到的第5个伽马射线暴（GRB）。它是迄今为止相对于积分指向方向具有最大离轴角的伽玛暴，靠近两个主要仪器IBIS和SPI的FoV边缘。不过，还是有可能确定其位置并提取光谱和通量。通过IPN三角测量证实了事件的GRB性质。它是一个长约60 s的伽玛暴，有两个约35 s的显著峰.伽玛暴的光谱形状最好用光子指数为Gamma ~ 1.7的单次幂律表示。在20 - 200 keV波段的峰值通量被确定为~ 5.7光子cm-2 s-1和伽玛射线暴通量为1.1 x 10-5 erg cm-2。分析伽玛射线暴的光谱演化，出现了“硬到软”的行为。已经进行了光学对应物的搜索，但没有找到。
2003-08-20 astro-ph
Continuum gamma-ray emission from light dark matter positrons and electrons
最近，光暗物质的湮灭被认为是银河系中心大正电子注入率的一种可能解释，该正电子注入率是由INTEGRAL上的SPI光谱仪观测得出的。与此过程相关的内部韧致辐射和飞行中湮灭辐射的建模大大减少了这种轻暗物质粒子的质量范围。我们严格地估计了正电子在湮灭之前--飞行中或静止时--传播过程中所涉及的各种能量损失和辐射。使用一个简单的模型与单能量正电子注入和限制到银河系的隆起，我们计算电离，韧致辐射相互作用以及在飞行中和静止湮灭所造成的能量损失和伽马射线辐射，并比较这些预测可用的观测，为各种注入能量。将这些预测与CGRO/EGRET、CGRO/COMPTEL、INTEGRAL/SPI和INTEGRAL/IBIS/ISGRI仪器的观测结果进行对比，我们推断出假设的轻暗物质粒子的质量上限为3 ~ 7.5 MeV/c^2。最严格的极限值与比科姆和尤克塞尔先前在类似假设下得到的值一致，而7.5 MeV/c^2的值则对应于更保守的选择和部分电离的传播介质。我们强调如何限制取决于传播介质的电离度，以及如何通过更好地评估数据的不确定性来提高其精度。
2006-08-25 astro-ph hep-ph
