X-ray and optical bursts and flares in YSOs: results from a 5-day XMM-Newton monitoring campaign of L1551
我们提出了一个为期五天的监测活动的结果与XMM-牛顿的六个X射线明亮的年轻恒星物体（YSO）的恒星形成复杂的金牛座L1551。所有恒星在五天时间尺度上都存在显著的变化。调制的光变曲线在时间尺度上与恒星的旋转周期相媲美，出现在一个弱衬金牛座T星的情况下。2000年和2004年观测之间的显着光谱变化被发现在（未解决的）经典金牛座T双星系统XZ Tau：热等离子体成分，这是目前在X射线光谱在2000年已显着减弱，在2004年。由于XZ Tau N在2000年经历了一次强烈的光学爆发，从那时起就终止了，我们推测了情节，爆发吸积和X射线加热之间可能的关系。过渡天体HL Tau经历了一次强烈的耀斑，伴随着复杂的温度演化，这表明一个事件被限制在一个非常大的磁结构（几个恒星半径）内，类似于猎户座星云团中的YSO。
2006-03-23 astro-ph
REM Optical Slitless Spectrograph (ROSS): an instrument for prompt low resolution spectroscopy of Gamma Ray Bursts
自从发现伽马射线暴（GRB）以来，人们一直试图探测这些物体的相关光学瞬态发射。1999年1月，ROTSE I机器人望远镜探测到与伽马射线暴同时发生的明亮闪光，这要归功于迅速向地面传播高能事件坐标。到目前为止，这一单一观测仍然是独一无二的，因为没有看到其他快速闪光的其他突发观测到的反应时间非常短。这表明，在一般情况下，伽玛射线暴提示光发射可能是相当暗淡的GRB 990123事件比观察到的。为了利用高能天体物理飞行（HETE-2）或即将飞行（INTEGRAL、AGILE、SWIFT、GLAST）任务的更好的角定位精度，正在开发新一代机器人望远镜。这些传感器的响应时间短至几秒钟，对mv ~ 20的微弱信号也很敏感，从而增加了探测到微弱瞬发辐射的机会。这些实验的结果应该提供有关伽玛暴的动力学和当地介质成分的重要新数据。在本文中，我们描述了一个新的仪器，ROSS，将安装在机器人设施REM，旨在进行低分辨率光谱学的提示与伽玛暴的光学耀斑。
2001-09-07 astro-ph
SCUBA sub-millimeter observations of gamma-ray bursters III. GRB 030329: The brightest sub-millimeter afterglow to date
我们讨论了我们正在进行的计划的机会目标（ToO）的伽马射线暴（GRB）的亚毫米观测使用的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）的亚毫米波段的公共用户测辐射热计阵列（SCUBA）。本文介绍了GRB 030329的所有ToO观测结果。这是迄今为止看到的最明亮的亚毫米余辉。在850微米处的通量密度近似恒定，直到爆裂后约7天发生断裂。这与飞机休息时间相符。850微米的结果与较长波长的结果一致，后者显示了爆发后7天左右的更明亮的通量，就在爆发的时候。在亚毫米光变曲线中没有检测到短暂的大规模增亮。然而，850微米的光变曲线可能在爆发后<~ 16天有所下降。余辉发射的峰值在光变曲线中的中断之前的几天中在~90 GHz处。一个简单的建模是一致的光谱指数保持不变的余辉演变，在光谱中的休息移动到较长的波长在稍后的时间和通量在峰值下降。没有从宿主星系中检测到明显的亚毫米辐射。
2005-03-26 astro-ph
A Search for Gamma-Ray Bursts and Pulsars, and the Application of Kalman Filters to Gamma-Ray Reconstruction
第一部分描述了EGRET数据中周期性和瞬态信号的分析。本文提出了一种不依赖于其它γ射线仪器触发信号的寻找伽马射线暴瞬态通量的方法。几个已知的伽马射线暴被独立地探测到，并且有证据表明一个以前未知的伽马射线暴候选者。统计方法，使用极大似然和贝叶斯推断的开发和实施，以提取周期性信号的γ射线源在存在显着的天体物理背景辐射。对六颗脉冲星和三颗候选脉冲星进行了分析。三颗最亮的恒星--蟹状星云、船帆座星云和盖明伽星，很容易被识别出来，而且在EGRET数据中，即使不知道脉冲周期，它们也会被独立探测到。在这三颗候选脉冲星中没有发现明显的脉动。18个X射线双星被检查。没有任何证据表明存在周期性。此外，还提出了周期性磁通调制检测阈值的计算方法。伽马射线天文学未来的希望在于伽马射线大面积太空望远镜（GLAST）的发展。第二部分介绍了GLAST科学原型仪器束流测试的粒子径迹重建软件的开发和结果。介绍并实现了航迹重构的卡尔曼滤波方法。蒙特卡罗模拟，非常类似于那些用于完整的GLAST仪器，进行预测的原型的仪器响应。原型在SLAC的伽马射线束中进行了测试。重建软件用于确定入射伽马射线方向。结果发现，模拟在代表实际仪器响应方面做得很好。
2002-02-04 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
Swift's Ability to Detect Gamma-Ray Bursts
雨燕卫星将是一个独立的观测站，将为观测伽马射线暴的早期余辉发射带来新的能力。Swift是完全自主的，将在没有地面帮助的情况下进行所有观测。Swift上有三种工具。一个大的（5200平方厘米）编码孔径成像仪将在大约15秒内定位爆发。卫星将能够在一两分钟内转向指向该位置。有两种窄视场仪器：光学望远镜和X射线望远镜。因此，雨燕将在爆发后不久提供对伽马射线暴的同时伽玛射线、x射线和光学观测。雨燕成功的关键在于它能够足够快地探测和定位大量的伽马射线暴，以便窄视场仪器能够跟进。模拟结果显示，Swift每年将能够探测到约300次爆发，并定位约150次爆发。Swift能够转换到的数量取决于卫星总线中内置的限制。初步结果表明，我们可能能够每年爆发100次，但这在很大程度上取决于卫星操作。
2004-08-26 astro-ph
GLAST: physics goals and instrument status
伽马射线大面积空间望远镜（GLAST）是一个天基观测站，计划于2007年10月发射，有两个仪器：（1）GLAST爆发监测器（GBM），对8千电子伏至25兆电子伏之间的光子能量敏感，并经过优化以探测伽马射线暴，以及（2）大面积望远镜（LAT），对20 MeV到300 GeV之间的伽马射线敏感，设计用于以前所未有的灵敏度测量伽马射线天空。我们描述了LAT和GBM。然后，我们专注于LAT的研究活动星系核的能力。
2006-10-31 astro-ph
Gamma-Ray Bursts Observed with the Spectrometer SPI Onboard INTEGRAL
光谱仪SPI是欧空局INTEGRAL任务的主要探测器之一。该仪器为探测伽马射线暴的瞬时发射提供了两种有趣而有价值的能力。在16度的视场内，SPI能够定位伽马射线暴，精度为10弧分。由512公斤BGO晶体组成的大型反符合屏蔽ACS可探测到~70 keV以上的准全方位伽马射线暴。来自SPI/ACS的爆破警报通过INTEGRAL爆破警报系统分发给相关社区。ACS的数据已被实施到第三星际网络，并已被证明是有价值的使用三角测量方法定位的爆发。在任务的前8个月，SPI的流场内每月约有一次伽马射线暴，ACS探测到145个伽马射线暴候选者，其中40%已被其他仪器确认。
2004-07-07 astro-ph
GRB 060218/SN 2006aj: A Gamma-Ray Burst and Prompt Supernova at z=0.0335
我们报告的成像和光谱定位的GRB 060218的低金属丰度矮星暴星系在z = 0.03345 +/- 0.00006。除了使它成为已知的第二个最近的伽马射线暴之外，光谱学揭示了在5720埃（0.1 c）附近最早发现的微弱的超新星状Si II，从爆发触发后1.95天开始。在爆发后1至26天之间获得的UBVRI测光证实了超新星光的早期上升，并表明如果将X射线光谱中早期出现的软成分理解为"冲击波爆发“，则在伽马射线暴和SN 2006 aj开始之间存在很短的时间延迟。总之，这些结果证实了大质量恒星死亡时软伽马射线暴的长期假设起源。
2006-05-22 astro-ph
Ground-based calibration and characterization of the Fermi Gamma-Ray Burst Monitor Detectors
美国宇航局费米伽马射线太空望远镜的科学目标之一是研究伽马射线暴（GRB）。费米伽马射线暴监测器（GBM）的设计目的是探测和定位费米任务的爆发。通过12个NaI（Tl）（8 keV至1 MeV）和两个BGO（0.2至40 MeV）闪烁探测器的阵列，GBM将费米的主要仪器大面积望远镜的能量范围（20 MeV至> 300 GeV）扩展到当前GRB数据库的传统范围。GBM仪器对伽玛暴的物理探测器响应是通过蒙特卡罗模拟确定的，该模拟得到了地面单个探测器校准测量的支持和验证。我们提出的主要仪器属性，已被确定为能量和角度的函数，包括通道能量关系，能量分辨率，有效面积和空间均匀性。
2008-12-16 astro-ph
Gamma-ray bursts: optical afterglows in the deep Newtonian phase
伽马射线暴的残余物通常在几天到几十天内变成trans-relativistic的，并且它们在几十天到几个月内进入深牛顿相，在此期间，大多数冲击加速的电子将不再是高度相对论的。然而，一小部分电子仍然被加速到超相对论速度，并能够发射同步辐射。电子的分布函数在这里重新推导，使同步辐射从这些相对论电子可以计算。基于修正后的模型，数值研究了各向同性火球和高度准直射流的光学余辉，并与解析结果进行了比较。在光束的情况下，它被发现，除了由于边缘效应和横向膨胀效应的陡峭，光变曲线的普遍特点是在深牛顿阶段的平坦化。
2003-02-23 astro-ph
A Gamma-Ray Burst Bibliography, 1973-1999
平均而言，每天都会有一篇关于宇宙伽马射线暴的新出版物出现在文献中。目前总数已超过4100人。我在此提供一份完整的参考书目，可通过电子方式提供给感兴趣的各方。
1999-12-02 astro-ph
The Burst Alert Telescope (BAT) on the Swift MIDEX Mission
爆发警报望远镜（BAT）是雨燕MIDEX航天器上用于研究伽马射线暴（GRB）的三个仪器之一。BAT首先探测伽玛射线暴，并在事件开始后20秒内将爆发方向定位到1-4弧分的精度。伽玛射线暴触发器启动一个自主的航天器回转，在20-70秒内将两个窄视场（FOV）仪器指向爆发位置，以便进行后续的X射线和光学观测。BAT是一种具有CdZnTe探测器平面的宽FOV编码孔径仪器。探测器平面由32，768片CdZnTe（4x 4x 2 mm）组成，编码孔径掩模由大约52，000片铅（5x 5x 1 mm）组成，掩模和探测器平面之间的间隔为1米。BAT在15-150 keV能量范围内工作，分辨率约为7 keV，灵敏度约为10 E-8 erg*cm^-2*s^-1，FOV为1.4 sr（半编码）。我们预计在两年的任务中每年探测到100个以上的伽玛暴。BAT还进行全天空硬X射线勘测，灵敏度约为2 mCrab（系统极限），并充当硬X射线瞬态监测器。
2005-07-18 astro-ph
Observation of Gamma-ray Bursts with INTEGRAL
我们预计，在INTEGRAL仪器的视场中，每个月至少会探测到一次伽马射线暴，并以几弧分的精度进行定位。IBIS（INTEGRAL上的成像仪）将在未来几年内成为软$γ$射线波段最灵敏的仪器。这将使INTEGRAL能够探测到最微弱的（因此也是最遥远的）$γ$射线爆发，从而肯定有助于伽玛暴物理学的研究和对宇宙早期阶段的理解。将用IBAS（综合爆发警报系统）软件（近）实时探测和定位伽马射线暴，并立即将其坐标分发给科学界，以便在其他波长上迅速进行后续观测。IBAS软件的灵活性，在ISDC的地面上运行，将使我们能够揭示新的爆发类别，如超短爆发（$\sim$ ms）或非常长（t $>$ 50 s），但缓慢上升的爆发，不能被以前的实验检测到。
2002-05-06 astro-ph
Anisotropy of the sky distribution of gamma-ray bursts
研究了当前BATSE星表中收集的伽马射线暴的各向同性。结果表明，与$\sim \sin 2b \sin l$成比例的四极项是非零的概率为99.9%。该各向异性项的出现随后通过二项式检验确认，即使概率为99.97%。因此，所有已知的伽马射线暴的天空分布都是各向异性的。也有人认为，这种各向异性不能完全由仪器的影响，由于不均匀的天空曝光的BATSE仪器。将伽玛暴分为短、长两类，短类伽玛暴呈各向异性分布，而长类伽玛暴似乎仍呈各向同性分布。各向异性的特征表明，短伽玛暴的宇宙学起源进一步成立，没有证据表明它们的银河系起源。
1998-07-01 astro-ph
Early ($<$0.3 day) R-band light curve of the optical afterglow of GRB030329
利用日本东京大学木曾天文台1.05 m施密特望远镜观测了2003年3月29日晚的明亮伽马射线暴GRB 030329的光学余辉。使用$Rc$带通滤波器，从3月29日13：21：26 UT至17：43：16（爆破后0.072至0.253天）采集数据。用衰减指数为$0.891\pm0.004$的单一幂律函数成功地拟合了所得到的$Rc$波段光变曲线.当合并Price等人报告的0.065和0.073天的两个早期光度数据点时，这些结果保持不变。（2003）使用SSO 40英寸望远镜，并进一步包括RTT 150数据（Burenin等人，2003）覆盖约0.3天。在爆发后的0.065-0.285天期间，任何偏离幂律衰变的偏差都小于$\pm$ 0.007 mag. Uemura等人（2003）报道的时间结构没有出现在我们的$R$波段光变曲线中。
2003-12-05 astro-ph
Formation Rates of Black Hole Accretion Disk Gamma-Ray Bursts
虽然已经提出了许多关于伽玛暴的模型，但目前支持的模型都是基于恒星质量黑洞的形成和/或快速吸积。我们提出了人口合成计算这些模型使用Monte Carlo方法，其中许多不确定的参数，这样的计算是不同的。我们估计了每类模型的事件率以及在形成和突发产生之间具有显著延迟的那些模型的传播距离，即，双中子星（DNS）合并和黑洞-中子星（BH/NS）合并。为了合理地假设人口合成中的许多不确定性，我们计算了宇宙中每天的事件率：i）合并中子星：~100/天; ii）中子星黑洞合并：~450/天; iii）中微子：~ 10，000/天; iv）氦星黑洞合并：~1000/天; v）白矮星黑洞合并：~20/天。然而，这些数字的不确定性范围非常大，通常为两到三个数量级。这些速率还必须乘以任何相关的波束因子和采样分数（如果没有观察到整个通用模型集）。根据宿主星系的质量，一半的DNS和BH/NS合并将发生在距离星系中心60 kpc（对于银河系质量）到5 Mpc（对于质量可以忽略的星系）的范围内。由于延迟时间的存在，中子星和黑洞的合并将发生在红移0.5到0.8倍的其他类别的模型。信息仍然缺乏关于主机的短硬爆，但我们认为，它们是由于DNS和BH/NS合并，因此最终将被确定为位于星系外，并在一个更近的平均距离比长的复杂的爆发（我们归因于双星）。
1999-04-09 astro-ph
On the Origin of the Dark Gamma-Ray Bursts
暗爆发的起源-即在X射线，光学/近红外和无线电范围内没有观测到余辉-还不清楚。不同的可能性-仪器偏差，非常高的红移，在宿主星系灭绝-进行了讨论，并显示出重要的。另一方面，暗暴本身不应该形成一个新的长伽马射线暴子群。
2007-01-31 astro-ph
Measurements of Gamma-Ray Bursts (GRBs) with Glast
GLAST主要仪器的科学目标之一是研究能量范围从~20 MeV到~300 GeV的伽马射线暴。为了将能量测量扩展到较低的能量，辅助仪器GLAST Burst Monitor（GBM）将测量~10 keV至~25 MeV的伽马射线暴，因此将允许研究60个能量十年内伽马射线暴的keV和MeV-GeV发射之间的关系。这些前所未有的测量将允许探索高能爆发发射的未知方面，并调查它们与充分研究的低能发射的联系。他们也将提供新的洞察力的伽玛射线暴的物理一般。此外，LAT对伽玛暴的出色定位将激发在其他波长的后续观测，这可能会产生有关爆发源性质的线索。
2004-07-07 astro-ph
Optical Photometry of GRB 021004: The First Month
本文给出了在北欧光学望远镜上拍摄的伽马射线暴GRB 021004在暴后8小时到30天的光学余辉的U、B、V、R_C和I_C测光结果。这些数据相结合的87千秒钱德拉X射线观测的GRB 021004采取的平均时间为33小时后爆发调查的性质。我们发现在光学波长处的固有光谱斜率为β_UH = 0.39 +/- 0.12，X射线斜率为β_X = 0.94 +/- 0.03。在爆裂后8.5小时至5.5天之间没有颜色演变的证据。在爆发后大约五天，光学衰减变得更陡。这似乎是一个逐渐中断，由于在准直流出侧向扩张的开始。我们的数据表明，沿观测线到爆发的河外消光在A_V = 0.3 ~ A_V = 0.5之间，具有类似于小麦哲伦云的消光规律。光学和X射线数据与相对论火球一致，受冲击的电子处于缓慢冷却状态，电子指数为p = 1.9 +/- 0.1。爆发发生在一个环境介质中，是均匀的规模大于约10 e18厘米，但不均匀的规模较小。平均粒子密度与其他爆发的粒子密度相似（0.1 < n < 100 cm^{-3}）。我们的研究结果支持了这样的观点，即大约0.1天的增亮是由于与祖细胞10^{17}和10^{18} cm范围内的clusional环境介质相互作用所致。预测的光学衰减和在爆发后大约10分钟观察到的光学衰减之间的一致性表明，控制大约10分钟观察到的通量的物理机制与在t > 0.5天时运行的物理机制相同。
2003-02-12 astro-ph
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
The Broken Light Curves of Gamma-Ray Bursts GRB 990123 and GRB 990510
我们收集了GRB 990123和GRB 990510的所有已发表的测光结果，并确定了它们的光变曲线形状和光变曲线的断裂时间。GRB 990123和GRB 990510是前两个光学余辉光变曲线出现断裂的伽马射线暴。这些参数被用来调查的物理机制负责的休息和周围介质的性质，发生的突发。GRB 990123的光变曲线最符合破幂定律，在爆发后1.68 +/- 0.19天出现一个破幂定律，在破幂定律前α 1的斜率为-1.12 +/- 0.08，破幂定律后α 2的斜率为-1.69 +/- 0.06。这与具有大约5度的固定开口角（θ 0）的准直流出一致。在这种情况下，光变曲线的中断是由于相对论性火球减慢到伽马因子约为1 /θ 0。GRB 990510的光变曲线最适合于一个连续函数，其早期斜率为α 1 = -0.54 +/- 0.14，晚期斜率为α 2 = -1.98 +/- 0.19，并且在爆发后大约一天在两种状态之间缓慢过渡。这是一致的准直流出与一个开放的角度约为5度，最初是辐射，但经历了侧向膨胀，开始约一天后爆发。这种侧向膨胀是造成光变曲线缓慢中断的原因。
2001-03-05 astro-ph
A Search for the Radio Counterpart to the March 1, 1994 Gamma Ray Burst
我们报告的结果，寻找无线电对应的明亮的伽马射线暴的1994年3月1日。使用自治领射电天体物理天文台合成望远镜在1.4 GHz和0.4 GHz的敏感，宽场无线电图像是围绕GRB 940301的区域。在每个频率下共获得15个单独的无线电图像，对3至15天以及26、47和99天之间的爆发后时间尺度的近连续范围进行采样。我们把一个衰落/耀斑无线电对应在1.4 GHz和55 mJy在0.4 GHz的上限为3.5 mJy。以前的搜索集中在搜索一个对应的爆发后，只有一个时代。相比之下，本搜索在爆发后持续时间的二十年内保持高灵敏度。伽玛射线爆发后的时变射电辐射是所有火球模型的预测，火球模型是目前最流行的伽马射线暴模型。我们的观测结果使我们能够对伽马射线暴的宇宙学模型中的火球参数施加重要的限制。
1994-09-12 astro-ph
The GLAST Burst Monitor
美国航天局在伽马射线天文学领域的下一个大型飞行任务GLAST定于2007年发射。除了主要仪器LAT（大面积望远镜），一个能量范围在20 MeV和> 100 GeV之间的伽马射线望远镜，一个辅助仪器，GLAST爆发监测器（GBM），预计。该监测器是飞行任务的关键科学目标之一，因此可以确保确定伽马射线暴和瞬变的高能特性。它的任务是提高LAT对伽马射线暴的探测率，并将能量范围扩大到较低的能量（从~10 keV到~30 MeV）。它将提供宽视场范围内的实时爆发位置，具有足够的精度，可以重新定位GLAST航天器。用LAT和爆发监测器记录的许多爆发的时间分辨光谱将允许调查千电子伏和MeV-GeV的伽马射线暴在前所未有的七十年的能量之间的关系。这将有助于我们进一步了解伽马射线暴中产生伽玛射线的机制。
2004-07-07 astro-ph
INTEGRAL Spectrometer SPI's GRB detection capabilities. GRBs detected inside SPI's FoV and with the anticoincidence system ACS
光谱仪SPI是INTEGRAL航天器的两个主要仪器之一，具有重要的伽马射线暴探测能力。在其35度（全宽）视野中，SPI能够以每月约0.8次的平均速度定位伽马射线暴。由于其512公斤BGO晶体的大型反符合屏蔽，SPI能够以非常高的灵敏度准全方位地探测伽马射线暴。反符合屏蔽的爆破警报由INTEGRAL爆破警报系统发布。在任务的前8个月，通过与其他航天器的行星际网络三角测量，用反符合屏蔽获得了大约0.8/天的伽马射线暴候选者和0.3/天的伽马射线暴位置。
2003-08-20 astro-ph
Gamma-Ray Burst Detection with INTEGRAL/SPI
光谱仪SPI是INTEGRAL航天器的两个主要仪器之一，在探测伽马射线暴领域具有很强的能力。在其16度的视场（FoV）SPI能够触发和定位伽玛暴的准确性优于1度的强爆发。预计伽玛射线暴的探测率约为每月一次。
2004-07-05 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
Broad band X-ray spectra of short bursts from SGR 1900+14
我们报告了2001年4月18日中间耀斑发生后几个小时内，BeppoSAX卫星上的窄场仪器观测到的SGR 1900 +14的10个短爆发的X射线光谱特性。爆发持续时间通常短于1 s，并且通常在短至$\sim$ 10 ms的时间尺度上显示出显著的时间结构。来自MECS和PDS仪器的爆发谱在1.5至100 keV以上的能量范围内拟合。我们拟合了几个光谱模型，并假设Nh值小于5 $\times 10^{22}$ cm $^{-2}$，从观测中得出的持续排放。我们的研究结果表明，广泛使用的光学薄的热韧致辐射定律提供了可接受的光谱适合高于15千电子伏的能量，但严重高估了在较低的能量通量。几年前，在SGR 1806-20的短爆发中也观察到了类似的行为，这表明在低能量下光谱的翻转是这类源的普遍性质。替代的光谱模型--如两个黑体或截止幂律--提供了与宽带光谱数据更好的拟合，并表明所有十个爆发的光谱都与相同的光谱形状一致。
2004-05-06 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
Fast X-ray Transients and Their Connection to Gamma-Ray Bursts
时间尺度从几秒到几小时的快速X射线瞬变现象已被许多空间仪器观测到。我们收集了来自Ariel-5，HEAO-1（A-1和A-2），WATCH，ROSAT和Einstein的档案数据，以产生这些事件的全球通量-频率关系。将对数N-对数S分布在几个数量级上拟合为简单的幂律，我们发现斜率为-1.0。FXTs的源无疑是异质的，幂律是这些多个源的求和的近似结果。两个主要的贡献来自伽马射线暴和恒星耀斑。从伽玛暴的BATSE目录外推，我们发现，部分的X射线闪光，可以是伽马射线暴的X射线同行是注量的函数。当然，大多数FXT并不是标准伽马射线暴的对应物。来自非GRB源（如磁星）的FXTs的比例对于最微弱的FXTs最大。我们对FXT现象的理解仍然有限，将大大受益于一个大的，均匀的数据集，这需要一个宽场，灵敏的仪器。
2003-04-18 astro-ph
The afterglow of the short/intermediate-duration gamma-ray burst GRB 000301C: A jet at z=2.04
本文介绍了对GRB 000301 C（2000年3月1.41 UT）的短持续时间（2 s）伽马射线暴的探测结果。行星间网络（IPN）和RXTE将伽马射线暴（GRB）定位在50弧分的区域^[2]。随后，北欧光学望远镜（NOT）在爆发后约42小时发现了一个衰落的光学对应物。伽玛暴位于长-软类伽玛暴和短-硬类伽玛暴之间的边界。如果GRB 000301 C属于后一类，这将是第一次探测到短硬爆发的余辉。我们目前的UBRI和JHK测光从发现的时间，直到11天后爆发。最后，我们提出了光谱观测的光学余辉与ESO VLT Antu望远镜4和5天后，爆发。在爆发后2至11天，光学光变曲线与消色差一致，并显示出断裂。一个破缺的幂律拟合得到一个浅的破缺前衰减幂律斜率a_1=-0.72+-0.06，一个破缺时间t_b=4.39+-0.26天，一个破缺后斜率a_2=-2.29+-0.17，这可以用在一个恒定平均密度的环境介质中的侧向扩张射流来最好地解释。在光谱中，我们发现在2.0404 ± 0.0008的红移处与Fe II、CIV、CII、Si II和Ly-a一致的吸收特征。我们发现的余辉的光谱能量分布的曲线形状的证据。它符合指数b ~ -0.7的幂律谱分布，由A_V~0.1 mag的SMC类消光定律红化，根据Ly-a吸收线，我们估计HI柱密度为log（N（HI））=21.2+-0.5。这是第一次直接表明伽玛…
2001-03-02 astro-ph
FREGATE observation of a strong burst from SGR1900+14
经过长时间的沉寂，2001年4月，软伽马中继站SGR 1900 +14突然重新启动。2001年7月2日，这个光源发出的明亮耀斑使HETE-2卫星上的WXM和FREGATE仪器发生错误。与典型的短（0.1 s）和尖峰SGR复发爆发不同，该事件具有4.1 s长的主峰，具有急剧上升（50 ms）和较慢的截止（250 ms）。该主峰之后是2秒的下降尾部。我们没有发现这次爆发的任何前兆或任何延长的“余辉”尾巴的证据。我们提出了初步的光谱拟合的总排放量的耀斑所观察到的FREGATE仪器之间的7和150千电子伏。最好的拟合是由两个黑体组件的温度为4.15千电子伏和10.4千电子伏的模型。热韧致辐射不能与此谱相拟合。我们将这些特征和爆发能量学与SGR 1900 +14的其他强或巨耀斑进行了比较。
2002-03-06 astro-ph
A Gamma-Ray Burst Bibliography, 1973-2001
平均每天有1.5篇关于宇宙伽马射线暴的新出版物进入文献。目前总数已超过5300人。我在这里描述了一个相对完整的书目，它在网上，可以以各种格式提供电子版。
2002-01-18 astro-ph
The Unusually Long Duration Gamma-ray Burst GRB 000911
GRB 000911是所有局部化良好的伽马射线暴中持续时间最长的（T_90 ~ 500 s），其能量密度在BATSE暴中排在前1%。在这里，我们报告了这一独特爆发的余辉的发现。为了同时符合我们的射电和光学观测，我们需要调用一个模型，涉及硬电子分布，p ~ 1.5和喷流破裂时间小于1.5天。在爆发后111天拍摄的宿主星系的光谱显示了一条单一的发射线，在红移z = 1.0585处被解释为[OII]，以及一个连续中断，我们将其解释为在这个红移处的巴耳末极限。尽管T_90很长，GRB 000911的余辉与迄今为止研究的余辉相比，在其他方面并不罕见。我们的结论是，伽玛暴的持续时间起着很小的作用，在确定余辉的物理。
2001-10-13 astro-ph
GRB 050717: A Long, Short-Lag, High Peak Energy Burst Observed by Swift and Konus
长暴GRB 050717是由雨燕上的暴发警报望远镜（BAT）和风号上的Konus仪器同时观测到的。观察到显著的硬到软光谱演变。早期的伽马射线和X射线发射是由BAT和Swift上的X射线望远镜（XRT）探测到的。XRT继续观察了7.1天的爆发，并检测了1.4天。X射线光变曲线显示出典型的衰变模式;余辉太微弱，无法检测到喷流破裂。尽管在爆发后14小时内进行了深入的搜索，但没有发现光学，红外或紫外对应物。瞬发辐射的两个特殊特征使GRB 050717成为一个非常不寻常的爆发。首先，观察到nu Fnu谱的峰为主峰的2401（-568/+781）keV，这是有史以来观察到的Epeak的最高值。其次，GRB 050717的光谱延迟被确定为2.5 +- 2.6 ms，与零一致，并且对于长爆发来说异常短。这个滞后的测量表明这个爆发有很高的内在光度，因此是在高红移（z > 2.7）。尽管有这些不寻常的特征，GRB 050717还是表现出伽马射线暴的经典瞬发和余辉行为。
2006-05-19 astro-ph
Integrating the BeppoSAX Gamma-Ray Burst Monitor into the 3rd Interplanetary Network
我们已将BeppoSAX伽马射线暴监测器加入第三个爆炸探测器行星际网络。我们分析了16个爆发，这些爆发的位置通过其他波长的测量而准确地已知。我们发现，有很好的协议之间的ESTA/BeppoSAX三角测量环和已知的位置，这些事件，这些环可以在许多情况下提供有用的限制的位置上检测到的BeppoSAX宽视场相机和窄场仪器的爆发。
1999-07-13 astro-ph
The Sample of Gamma-ray Bursts Observed With SPI-ACS
SPI反符合屏蔽由91个BGO晶体组成，在~75 keV以上作为几乎全方位的伽马射线暴探测器工作。自任务开始以来，已探测到269个伽马射线暴候选者。110个爆发已经被第三行星际网络中的仪器确认。在这里，我们提出了一个初步的统计分析的SPI-ACS样本的伽马射线暴和伽马射线暴的候选人，特别是我们讨论的持续时间分布的爆发。发现了一个突出的短爆发候选者（持续时间<200 ms）的人口被发现强烈污染的宇宙线核在探测器中的相互作用。
2004-05-06 astro-ph
Light Curves and Spectra of Dust Echoes From Gamma-Ray Bursts and their Afterglows: Continued Evidence that GRB 970228 is Associated with a Supernova
GRB 970228和GRB 980326在爆发后20 - 30天的光学余辉相对变亮和变红被归因于超新星，超新星是红色的（光谱峰值的蓝向），并且在大约20（1+z）天后达到峰值。然而，这一直接证据的伽玛暴/SN连接最近受到质疑。有人认为，这些爆发的晚期余辉可以用尘埃回波来解释，我们考虑两种情况：（1）余辉的光的散射（向前冲击），闪光灯（反向冲击），和/或来自爆发本身的可见光，由距离祖先半径为R的尘埃壳产生，以及（2）尘埃壳对这种光的吸收和热再发射。在本文中，我们模型和计算尘埃回波光曲线和光谱的两种情况。虽然GRB 980326的后期余辉没有足够好的采样来排除尘埃回波的描述，我们发现GRB 970228的后期余辉不能用尘埃回波来解释。
2001-01-19 astro-ph
Recent Results on Gamma-Ray Bursts with the Bepposax Satellite
回顾了X射线天文卫星BeppoSAX获得的有关伽马射线暴的最新结果。重点介绍了用伽马射线暴监测仪（40-700 keV）和宽视场照相机（1.5-26 keV）同时探测到的伽玛暴。这些爆发被迅速定位，精度很高，这使得同一颗卫星上的窄场仪器能够迅速指出它们的错误框。在三个爆发的案例中，这些及时的观察导致了X射线余辉的发现。对于两个事件也发现了光学瞬态。我们回顾这些结果及其影响。
1998-02-12 astro-ph
Optical Flashes Preceding GRBs
到目前为止，ROTSE只探测到一次与伽马射线暴有关的闪光。也有几个组获得的几个突发的上限。最近的模型计算表明，闪光可能先于主伽玛暴。在目前流行的观测模式下，这种闪光是无法检测到的，光学仪器对伽玛射线暴的触发作出反应。有必要开发能够实时识别闪光的全天空光学监测系统，以及能够自动响应光学触发并进行后续观测的更强大的仪器。
2001-09-02 astro-ph
Time Dependent Clustering Analysis of the Second BATSE Gamma-Ray Burst Catalog
BATSE 2B星表的随时间变化的两点相关函数分析没有发现爆发重复的证据。作为此分析的一部分，我们讨论了天空曝光的影响上的可观测性的突发重复和描述的数据中的突发重复签名的方程。对于一个模型的所有突发重复从一个源发生在不到五天，我们得出的上限的数量在目录中的突发从中继器和模型依赖的上限的一部分，产生多个爆发的突发源。
1995-01-04 astro-ph
Multiwavelength Gamma-Ray Bursts Observations with ECLAIRs
ECLAIR是下一代空间仪器，将完全致力于伽马射线暴（GRB）的多波长研究。它由一个编码掩模望远镜组成，具有宽视场（~2 sr），由6400个CdTe像素（~1000 cm ^2）制成，将工作在4-300 keV能带。由于机载实时事件处理，预计每年将定位约80个GRB。伽玛暴（和其他瞬变）坐标将在爆发开始后的几秒钟内分布，典型的不确定性为~5-10弧分。探测系统还将包括一个软X射线照相机（1-10 keV），以便详细研究即时软X射线发射，并将ECLAIR观测到的大约一半伽马射线暴的误差框减少到约30角秒。ECLAIR预计将于2011年底发射，届时将成为唯一能够为伽马射线暴触发提供足够定位精度的仪器，以便利用届时可用的强大地面光谱望远镜进行伽马射线暴后续观测。我们将介绍ECLAIR项目的现状及其可能的发展。
2007-09-17 astro-ph
Reconciliation of the Disparate Gamma-Ray Burst Catalogs in the Context of a Cosmological Source Distribution
众所周知，伽马射线暴的谱线通常在能量为$\simless 400$ keV处出现一个破裂，有些例外可达几MeV。因此，当比较来自具有不同能量窗口的仪器的目录时，对宇宙学源群的建模是不平凡的，因为这种光谱结构在不同灵敏度的触发通道上发生红移。我们在这里包括这一重要的影响，试图调和所有可用的数据集，并表明，一个模型中，爆发有一个“标准”的光谱中断在$300$千电子伏，并发生在人口均匀分布在一个\qo $=1/2$宇宙没有演变可以很好地说明合并后的一组观测。我们表明，源人口不能被截断在一个最小的红移$z_{min}$超过$\sim 0.1$，并建议一个简单的后续仪器BATSE，具有相同的触发窗口，没有方向性和18倍更好的灵敏度可能能够区分一个\qo $=0.1$和一个\qo $=0.5$宇宙在$3$年的全天空覆盖，提供源人口没有光度演变。
1993-09-01 astro-ph
The Epeak-Eiso plane of long Gamma Ray Bursts and selection effects
我们研究了长伽马射线暴的分布在Ep-Eiso和在EP，OBS-Fluence平面通过更新的样本76爆发，测量的红移和光谱参数，检测到2007年9月。我们证实了存在一个强的静止坐标系相关Ep ~ Eiso ^0.54 +-0.01。与以前的研究相反，没有发现Ep-Eiso相关性随红移演化的迹象（无论是其斜率还是归一化）。76个爆发在观测者坐标系中定义了一个强的Ep，obs-通量相关性（Ep，obs ~ F^0.32+-0.05），红移沿着这个相关性均匀分布。我们研究可能的仪器选择的影响，在观察员框架EP，OBS-Fluence平面。特别是，我们集中在触发一个给定的伽玛射线暴探测器（触发阈值）所需的最小峰值通量和最小通量的爆发必须确定的值Ep，obs（频谱分析阈值）。我们发现，后者占主导地位的Ep，obs-Fluence平面在前者。然而，我们的分析表明，这些仪器的选择效应并不占主导地位的爆发前检测到的雨燕卫星，而光谱分析阈值是占主导地位的截断效应的雨燕伽玛暴样本（27 76事件）。这表明，由前Swift样本定义的Ep，obs-Fluence相关性可能会受到其他尚未理解的选择效应的影响。此外，我们对仅基于我们的Swift样本得出的关于Ep，obs-Fluence相关性存在的结论持谨慎态度。
2008-04-10 astro-ph
Delayed X-Ray Afterglows from Obscured Gamma-Ray Bursts in Star-Forming Regions
对于发生在致密恒星形成区的伽马射线暴，在触发后数分钟到数天的X射线余辉行为可能主要是由尘埃颗粒对瞬发X射线发射的小角度散射所决定的。给出了不同X射线能量下的X射线光变曲线的一个简单模型，并讨论了可能的含义。预测软X射线中的碰撞和更陡峭的衰减对于在光学上严重模糊的爆发是有帮助的。
2000-07-18 astro-ph
Comparison of the Gamma-Ray Burst Sensitivity of Different Detectors
伽马射线暴探测器对不同的能量敏感，这使得它们探测到的暴群的比较变得复杂。仪器团队经常报告他们的探测器在仪器能量带的灵敏度。我建议灵敏度报告为阈值峰值光子通量F_T在1-1000 keV的能量带的特定光谱形状。主要的光谱参数是E_p，即最大E^2 N_E propto nu f_nu的能量。因此F_T与E_p的关系是探测器灵敏度的一个有用的描述。我发现Swift对E_p>100 keV的灵敏度略高于BATSE，但对E_p<100 keV的灵敏度显著高于BATSE。HETE-2上的FREGATE由于能量灵敏度低，在E_p=100 keV以下具有惊人的灵敏度。BeppoSAX上的WFC和HETE-2上的WXM都对低E_p敏感，GLAST上的GBM不如BATSE敏感，而EXIST的敏感性明显高于Swift。BeppoSAX GRBM的敏感性低于WFC，特别是在低E_p时。
2003-01-24 astro-ph
Anisotropy in the angular distribution of the long gamma-ray bursts?
BATSE仪器探测到的伽马射线暴可分为“短”、“中”和“长”三个亚组。先前的统计测试发现，在大角度尺度上，中间子群的天空分布各向异性，可能也是短子群。在这篇文章中的描述和结果的进一步统计测试-即最近邻分析-给出。令人惊讶的是，这个测试给出了小角度尺度上的长子群的各向异性。对这一结果的讨论表明，这种各向异性可能是真实的。
2003-03-10 astro-ph
Wind-Interaction Models for the Early Afterglows of Gamma-Ray Bursts: The Case of GRB 021004
伽马射线暴余辉的风相互作用模型预测，在暴后100秒内，反向激波的光辐射会低于正向激波的光辐射。来自前向激波的同步辐射的典型频率$ν_m$典型地在几分钟到几小时的时间尺度上通过光学带。在通过$ν_m$之前，光通量演化为$t^{-1/4}$，在通过之后，衰减变陡为$t^{-(3p-2)/4}$，其中$p$是假定的非热电子的幂律能量分布的指数，并且通常为$\sim 2$。在早期的余辉光变曲线中，时间衰减的斜率变陡应该很容易识别。我们建议，这种陡峭的观察在R-波段光变曲线的GRB 021004约0.1天。在几个射频的可用数据与这种解释是一致的，因为是X射线观测约1天。GRB 021004的早期演化与GRB 990123形成对比，后者可以通过与恒定密度介质相互作用的发射来描述。
2003-03-30 astro-ph
Mining Gamma-Ray Burst Data
伽马射线暴提供的数据可能是所有天体物理学数据中最混乱的数据之一。突发类属性是不明确的，因为重叠的特点，个别突发卷积与仪器和采样偏差的影响。尽管这些复杂性，数据挖掘技术已经允许新的见解作出有关伽马射线暴的数据。我们演示了如何数据挖掘技术，同时让我们了解伽马射线暴探测器和数据收集，宇宙学效应的突发数据，和属性的突发子类。我们讨论了这一领域令人兴奋的未来，以及我们正在开发的基于网络的工具（在NASA AISR计划的支持下）。我们邀请其他人加入我们的AI引导伽马射线暴分类（http：//grb.mnsu.edu/grb/）。
2000-11-30 astro-ph
The Optical Transient of GRB970228, 16 hours after the burst
直到最近，伽马射线暴的位置在短时间尺度内还没有被充分地了解，以定位和识别它们与已知的天体源。继Beppo-SAX卫星对GRB 970228爆发的X射线余辉（从主峰后30 s到3天）和爆发后21 h的光学瞬变的历史探测之后，我们在这里报告在爆发后仅16 h获得的图像中探测到相同的光学瞬变。
1997-09-11 astro-ph
On burning regimes and long duration X-ray bursts
吸积在中子星上的氢和氦经历热核燃烧。爆炸燃烧被观察为I型X射线爆发。我们描述了不同的燃烧制度，并专注于一些目前的理论和观测之间的不一致。特别令人感兴趣的是罕见的X射线爆发，如碳燃料超级爆发和氦燃料中长X射线爆发。这些爆发被认为起源于中子星包层的更深处，因此它们是地壳热性质的探测器。我们研究了用宽场仪器INTEGRAL-ISGRI和Swift-BAT观测超暴的可能性。我们发现只有最亮的爆发才能被探测到。
2008-11-27 astro-ph
