Revisiting the characteristics of the spectral lags in short gamma-ray bursts
本文利用一个包括65个单脉冲暴的BATSE时间标记事件（TTE）样本，重新研究了短亮伽马射线暴（T90 < 2.6s）的光谱滞后特征。我们还研究了脉冲的光谱滞后与脉冲半高全宽（$FWHM$）之比的特性，称为相对光谱滞后。结果表明：1）短暴的谱滞后服从正态分布，且集中在0.014附近，其中40%的谱滞后为负滞后。通过K-S检验，我们发现滞后分布与白噪声引起的正态分布一致，这表明绝大多数短爆发的滞后都很小，可以忽略不计。
2006-10-27 astro-ph
Burst Statistics Using the Lag-Luminosity Relationship
利用滞后光度关系和各种BATSE目录，我们创建了一个大的爆发红移，峰值亮度和发射能量的目录。这些星表使我们能够评估滞后光度关系，并研究爆发的能量分布。我们发现，这种分布可以被描述为一个指数为α =1.76 +/- 0.05（95%置信度）的幂律，接近原始准通用射流模型预测的α =2。
2003-12-12 astro-ph
Interpretations of gamma-ray burst spectroscopy. II. Bright BATSE bursts
我们分析了CGRO BATSE观测到的一个明亮的伽马射线暴脉冲样本的光谱滞后，并将其与高分辨率光谱研究的结果进行了比较。我们发现，硬光谱的脉冲有最大的滞后，有一个类似的，但较弱的硬度强度相关指数，η和滞后之间的相关性。我们还发现，滞后显着不同的脉冲在一个突发。此外，峰值能量主要随着滞后的增加而减小。假设如诺里斯等人所建议的滞后-光度关系，因此将存在正的光度-峰值-能量相关性。我们还发现，硬度比，在两个通道中的总流量，只有弱相关的光谱演化参数。这些结果与文献I中的解析和数值分析结果一致。最后，我们发现，对于这些爆发，由一个单一的脉冲为主，有一个相关性之间的观测到的能量通量，F，和滞后的倒数，t_lag：F propto t_lag^{-1}。我们解释这个流量滞后关系发现的滞后光度关系的结果，这些爆发必须是相对狭窄的分布在z。然而，它们仍然必须主要位于z ~ 0.01之外，因为它们与本地超星系团不一致。我们讨论了观测到的相关性内的Bracksar模型，其中准直的流出变化。无论是热光球发射，以及非热，光学薄同步辐射应该是重要的。
2004-11-09 astro-ph
On the Kinematic Origin of the Luminosity-Pulse Lag Relationship in Gamma-ray Bursts
本文从伽马射线暴源运动学的角度解释了Norris等人发现的峰值亮度与能量相关脉冲滞后之间的关系。我认为，相关性应该是“数”光度和脉冲滞后之间。这种解释将已知爆发的相关性的最小二乘拟合提高了25%或更多。它还提出了一个距离估计方案。我建议，这种关系是由于突发之间的视线速度的变化。这种解释允许人们推测伽马射线暴膨胀速度的范围或其喷流张开角的大小。
2000-09-23 astro-ph
Short Gamma-Ray Bursts Are Different
我们分析了短伽马射线暴（T90持续时间< 2.6 s）的BATSE时间标记事件（TTE）数据，研究了光谱滞后与峰值通量和持续时间，以及每个暴的不同脉冲结构的数量。在两个能带之间执行互相关，我们测量到比长爆发短约20-40倍的平均滞后，以及接近于关于零对称的滞后分布-不像长爆发。使用“贝叶斯块”的方法来识别明显不同的脉冲峰值，我们发现一个数量级的脉冲比长脉冲的研究中发现的。在长、短爆发之间的~ 2-s山谷中，滞后幅度的差异是不连续的。因此，短爆发似乎不能表示为长爆发的时间特征的延续。
2001-05-07 astro-ph
Interpretations of gamma-ray burst spectroscopy. I. Analytical and numerical study of spectral lags
我们描述了强烈的光谱演变过程中发生的伽马射线暴脉冲和手段，它可以被分析。基于观测到的经验相关性，构造了一个分析模型，用于描述脉冲形状和描述光谱滞后及其对光谱演化参数的依赖性。我们发现，光谱滞后主要取决于脉冲衰减的时间尺度和硬光谱（具有大的光谱幂律指数α）给最大的滞后。类似地，大的初始峰值能量Eo导致大的滞后，除了在非常软的光谱的情况下。发现硬度比仅弱地依赖于α和HIC指数η。特别地，对于低Eo，它实际上是独立的，并且主要由Eo决定。硬度比和滞后之间的关系，对于一定的Eo的幂律描述，随着α的变化。我们还讨论了硬光谱脉冲（例如热或小螺距角同步辐射）与软光谱脉冲（例如光学薄同步辐射）的样本的预期签名。还讨论了低能量爆发（如X射线闪光）和高能量爆发（经典爆发）样本之间的预期差异。
2004-11-08 astro-ph
Discovery of a tight correlation between pulse lag/luminosity and jet-break times: a connection between gamma-ray burst and afterglow properties
本文给出了七个已知红移的BATSE伽马射线暴的脉冲滞后与喷流破裂时间之间的关系。据我们所知，这是伽马射线暴阶段（脉冲滞后）和余辉阶段（喷流中断时间）之间的第一个已知的直接紧密相关性。由于已经发现脉冲滞后和亮度是相关的，这也代表了峰值亮度和喷流中断时间之间的相关性。观测到的时间尺度（变化或光谱滞后）以及峰值亮度自然有很强的依赖于流出的洛伦兹因子，所以我们建议，伽玛暴之间的变化有一个纯粹的运动学起源（流出的速度或方向）。我们探讨了一个模型，其中伽玛暴之间的变化是由于喷流开口角的变化，并发现，最西端的喷流有最快的流出。我们还探讨了模型中的射流具有相似的形态和大小，和突发之间的变化是由视角的变化和/或由于速度分布。光度，可变性，光谱滞后和喷流中断时间之间的关系，可以定性地理解从模型中，其中的洛伦兹因子作为一个函数，从喷流轴的角度减少。人们期望看到高亮度，短脉冲滞后和高可变性，以及轴上观察到的爆发的早期喷流中断时间，而较高的观察倾角将产生较低的亮度，较长的脉冲滞后，较平滑的爆发和较晚的喷流中断时间。
2002-02-26 astro-ph
Distribution of Spectral Lags in Gamma Ray Bursts
利用康普顿伽玛射线天文台（BATSE/CGRO）的暴源和瞬变源实验（BTL）在时间溢出（TTS）模式下采集的长伽马射线暴（GRB）数据，我们仔细测量了64个多峰GRB中单个脉冲的低（25-55 keV）和高（110-320 keV）能带之间的光谱时滞。我们发现，高能量伽马射线光子（即，正滞后）是这一选定的长伽玛暴样本集中的标准。虽然数量相对较少，但几个长伽玛暴的一些脉冲确实显示出负滞后。长伽玛暴的这种谱滞后分布与短伽玛暴的谱滞后分布相反。这种明显的差异对产生长和短伽玛暴的物理机制提出了挑战和限制。脉冲峰值计数率和光谱滞后之间的关系也检查。在观测上，似乎没有明确的证据表明，在一个给定的长伽玛暴脉冲系统的光谱滞后光度连接。
2004-10-16 astro-ph
Connection Between Energy-dependent Lags And Peak Luminosity In Gamma-ray Bursts
我们建议在伽玛射线能量的脉冲范例和最近证明的亮度分布在伽马射线暴之间的连接：脉冲结构的光谱演化时间尺度与峰值亮度，并与数量，这可能是预期的，以反映体相对论洛伦兹因子，如光谱硬度比。我们在两个重要的爆发样本中使用低（25-50 keV）和高（100-300 keV和> 300 keV）能带之间的互相关滞后建立这种关系。对于CGRO/BATSE和BeppoSAX观测到的一组七个爆发（六个有红移），它们也有光学或射电对应物，伽马/X峰值通量比和峰值亮度与光谱滞后反相关。对于174个最亮的BATSE爆发，持续时间超过2秒，显着的发射超过300千电子伏，一个类似的反相关性是显而易见的伽马射线硬度比或峰值通量，和光谱滞后。对于六个红移的爆发，峰值亮度和光谱滞后之间的关系很好地拟合的幂律。GRB 980425（如果与SN 1998 bw缔合）似乎在性质上扩展了这一趋势，但由于滞后约4-5 s，光度约为1.3 × 10^47尔格·秒^-1，它比幂律关系低约460倍。正如班德之前所指出的，大多数滞后都集中在滞后分布的短端，接近100 ms，这表明伽玛暴光度分布在其高端达到峰值，例如N（L）与L^beta成正比，具有正beta。
1999-10-12 astro-ph
Spectral Lags of Gamma-Ray Burst From Ginga and BATSE
能带间的谱滞后分析结合了时间分析和谱分析，可以给伽马射线暴（GRB）模型增加严格的约束条件。在以前的研究中，滞后分析集中在突发和瞬态源实验（BATSE）的通道1（25-57 keV）和通道3（115-320 keV）之间的滞后。本文分析了Ginga探测到的19个事件和BATSE探测到的109个事件的两个GRB样本的能带间互相关平均滞后（包括近似不确定性）。我们特别关注了具有已知红移的BATSE伽玛暴，因为有报道说滞后和光度之间存在联系。这将我们对光谱滞后的了解扩展到较低能量（$\sim 2$ keV）。我们发现能带之间的滞后很小。$\sim 50$ keV光子的峰值与$\sim 200$ keV光子的峰值之间的滞后为$\sim 0.08$秒。$\sim 9$ keV光子和$\sim 90$ keV光子之间的滞后的上限是$\sim 0.5$ sec。因此，在低能量下没有大的位移。我们发现，大约20%的Ginga和BATSE样本中的伽玛暴的能带之间有可检测的滞后。根据内激波模型，伽玛暴脉冲的时间结构有三个来源：冷却效应、流体动力学效应和角度效应。我们认为，冷却是太快，占我们观察到的滞后和角度效应是能量无关的。因此，只有流体动力学才能产生这些滞后。也许辐射过程随着反向激波穿过壳层而变化。
2000-04-06 astro-ph
Lag of Low-Energy Photons in an X-ray Burst Oscillation: Doppler Delays
许多X射线爆发显示出强烈的振荡，在其流量在几百赫兹揭示的RXTE。通过对X射线双星Aql X-1的一次振荡的分析，我们发现低能光子（3.5-5.7 keV）滞后高能光子（>5.7 keV）约1弧度。振荡被认为是由旋转的中子星上的热点产生的。这种滞后现象可以用热点辐射的多普勒频移来解释;当热点接近观测者时，在自旋阶段更早发射出更高能量的光子。这个简单的模型的定量测试显示出显着的协议与数据。类似的低能量滞后已经在千赫兹准周期振荡和吸积毫秒脉冲星SAX J1808.4-3658中测量到。多普勒延迟机制也可能在那里起作用。
1999-04-28 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
Peak Luminosity-Spectral Lag Relation Caused by the Viewing Angle of the Collimated Gamma-Ray Bursts
我们计算了峰值亮度、脉冲宽度和峰值亮度的光谱滞后与喷流视角$θ_v$的运动学关系。对于适当的模型参数，我们得到的峰值亮度光谱滞后关系类似于观察到的一个包括GRB 980425。具有短（长）光谱滞后的亮（暗）峰对应于具有小（大）视角的喷流。这表明，喷流的视角可能导致伽玛暴的各种关系，如峰值亮度-变率关系和亮度-宽度关系。我们的模型还表明，富含X射线的伽玛暴（或X射线冲洗或快速X射线瞬变）是从大的$θ_v$中观察到的典型伽玛暴，具有大的光谱滞后和低的变异性。
2003-01-15 astro-ph
Study of time lags in HETE-2 Gamma-Ray Bursts with redshift: search for astrophysical effects and Quantum Gravity signature
研究不同能带的伽马射线暴光变曲线中尖峰之间的时间滞后作为红移的函数，可能会导致对量子引力效应的探测。我们分析了HETE-2在2001年至2006年期间探测到的15个具有测量红移的伽马射线暴，以测量与天体物理效应相关的时间滞后，并在额外维度弦模型的框架下寻找量子引力特征。光子标记数据的使用使我们能够考虑各种能量范围。系统的影响，由于选择和削减进行了评估。从光变曲线最大值的研究中未检测到显著的量子引力效应，并将量子引力标度参数的下限设定为3.2x10**15 GeV，置信水平为95%。
2007-10-16 astro-ph
Study of time lags in HETE-2 Gamma-Ray Bursts with redshift: search for astrophysical effects and Quantum Gravity signature
研究不同能带的伽马射线暴光变曲线中尖峰之间的时间滞后作为红移的函数，可能会导致对量子引力效应的探测。我们分析了HETE-2探测到的15个具有测量红移的伽马射线暴，以测量与天体物理效应相关的时间滞后，并在额外维弦模型的框架内寻找量子引力特征。小波变换的方法被用于去噪的光变曲线和尖锐的过渡的检测。光子标记数据的使用使我们能够考虑各种能量范围，并评估由于选择和切割而产生的系统效应。对光变曲线的最大值和最小值的分析没有导致显著的量子引力效应。将量子引力尺度参数的95%置信水平下限设置为2 × 10 **15 GeV。
2007-10-16 astro-ph
Spectral lags and the energy dependence of pulse width in gamma-ray bursts: contributions from the relativistic curvature effect
我们计算了伽马射线暴脉冲在四个暴和瞬变源实验（BATSE）大面积探测器（LAD）的能量通道的时间轮廓，与膨胀火球的相对论曲率效应进行了明确的调查。假设一个内在的“带”形光谱和一个内在的能量无关的发射轮廓，我们表明，仅仅曲率效应可以产生可检测的光谱滞后，如果内在的脉冲轮廓有一个逐渐衰减的阶段。我们研究了谱滞后与一些物理参数的关系，如洛伦兹因子、内禀谱的低能谱指数α、内禀辐射持续时间t_d'和火球半径R。结果表明，滞后\propto r ^{-1}和\propto t_d '近似，并且具有更突出形状（更大的α）的谱引起更大的滞后。我们发现滞后对R没有依赖性。从数量上看，曲率效应产生的滞后与观测到的滞后略微接近，而较大的滞后需要极端的物理参数值，例如，r < 50，或α>-0.5。曲率效应导致了脉冲宽度的能量依赖性分布，但我们得到的脉冲宽度的能量依赖性比观察到的W \propto E^{-0.4}弱得多。这表明除了曲率效应之外，还有一些内在机制控制着伽玛暴脉冲的窄化。
2005-08-20 astro-ph
Dependence of Temporal Properties on Energy in Long-Lag, Wide-Pulse Gamma-Ray Bursts
我们采用Norris等人（2005，ApJ，625，324）编制的样本来研究长滞后、宽脉冲伽马射线暴中脉冲时间特性对能量的依赖性。我们的分析表明，脉冲的峰值时间、上升时间和衰减时间都是能量的幂律函数，这是对这三个量与能量关系的初步报道。与脉冲宽度、上升时间尺度和衰减时间尺度相关的幂律指标之间存在相关性，其中与脉冲宽度和衰减时间尺度相关的幂律指标之间的相关性更明显。此外，我们还发现脉冲峰值滞后与CCF滞后有很强的相关性，而质心滞后与峰值滞后和CCF滞后的相关性较小。基于这些结果和以前的一些研究，我们倾向于认为所有与能量相关的脉冲时间特性可能来自流出水动力过程和曲率效应的共同贡献，其中与能量相关的谱滞后可能主要由动力学过程决定，而与能量相关的脉冲宽度可能主要由曲率效应决定。
2007-09-28 astro-ph
The Spectral Lag of GRB060505: A Likely Member of the Long Duration Class
两个长伽马射线暴，GRB 060505和GRB 060614，发生在附近的星系，红移分别为0.089和0.125。由于它们的接近性和持续时间，开始了深入的后续活动来寻找超新星（SNe）。然而，在这两种情况下都没有发现比原型GRB相关SN 1998 bw暗两个数量级以上的限制。有人建议，爆发，尽管他们的持续时间（4和102秒），属于人口的短伽玛暴已被证明是无关的SNe。在GRB 060614的情况下，这一论点是基于一些指标，包括可忽略的光谱滞后，这与短爆发是一致的。GRB 060505的持续时间较短，但没有测量到光谱滞后。利用Suzakus广域监视器和Swift Burst Alert望远镜对GRB 060505的光谱滞后进行了测量。我们发现，滞后是0.36+/- 0.05秒，不一致的短爆发和长爆发和SN-GRB的属性一致的滞后。这些结果支持了GRB 060505与其他低光度GRB的关联，这些低光度GRB也在恒星形成星系中发现，并表明至少有一些大质量恒星可能在没有明亮SNe的情况下死亡。
2008-03-13 astro-ph
On the Spectral Lags of the Short Gamma-Ray Bursts
利用CGRO/BATSE伽玛暴星表对短伽马射线暴（GRB）的光谱滞后进行了详细的分析，并与长GRB的光谱滞后进行了比较。我们的结果如下。（1）短暴和长暴的谱滞后分布有明显的不同。排除统计涨落效应，约17%的短伽玛暴具有负的谱滞后，即，硬光子落后于软光子。从它们的光变曲线中，我们没有发现任何特殊的特征来区分这些爆发和那些具有正光谱滞后的爆发。我们认为，一个更物理机制主导的硬滞后可能隐藏在光变曲线的形态特征。这对现有的伽玛暴模型是一个巨大的挑战。我们注意到，这个比例与Tanvir等人新发现的与附近星系相关的短伽玛暴的比例一致，尽管还不清楚这些短伽玛暴是否真的与起源于低红移的源有关。（2）长伽玛暴的谱滞后与脉冲宽度有很强的相关性，而短伽玛暴的谱滞后与脉冲宽度无关。然而，短、长伽玛暴的光谱滞后与脉冲宽度之比随样本宽度的变化分别为0.023和0.046，表明曲率效应不能单独解释两类伽玛暴光谱滞后的差异。正如Daigne和Mochkovitch所建议的那样，在伽玛暴中工作的外流和辐射过程的流体动力学时间尺度也可能发挥重要作用。
2006-01-30 astro-ph
Relative spectral lag: an new redshift indicator to measure the cosmos with gamma-ray bursts
利用长伽马射线暴（$T_{90}>$ 2.6 s）的64 ms计数数据，分析了相对谱滞后（RSL）的量，定义为$τ_{31}/FWHM_{(1)}$，其中$τ_{31}$是能量带1和3之间的谱滞后，$FWHM_{(1)}$表示能量通道1中脉冲的半峰全宽。为了深入了解RSL的特征，我们详细研究了它们与其他参数之间的相关性，子样本包括9个长爆发。采用通用互相关技术测量两个不同能带之间的滞后。我们可以得出以下结论。首先，RSLs的分布是正态的，集中在0.1左右。其次，RSL与$FWHM$、不对称性、峰值通量（$F_{p}$）、峰值能量（$E_{p}$）和光谱指数（$α$和$β$）呈弱相关，而与$τ_{31}$、硬度比（$HR_{31}$）和峰值时间（$t_m$）不相关。最后但重要的发现是，红移（$z$）和峰值光度（$L_{p}$）与可以容易和直接测量的RSLs密切相关。我们发现，RSL是一个很好的红移和峰值光度估计。
2006-03-28 astro-ph
Kinematics of Gamma-Ray Bursts and their Relationship to Afterglows
对于已知红移、光度、脉冲滞后和余辉射流破裂时间的一组（7个）伽玛射线暴，报告了伽马射线暴（GRB）脉冲滞后和余辉射流破裂时间之间的强相关性。这可能是理解这些事件的爆发和余辉阶段之间联系的有价值的线索。该关系大致是线性的（即，脉冲滞后加倍反过来射流中断时间加倍），因此意味着这些量之间的简单关系。我们认为，这种相关性是由于发射多普勒因子的爆发之间的变化。具体地说，相对于观测到的位置线，爆发喷出物的速度增加或速度角减小将导致伽玛暴中感知到的脉冲滞后更短，以及余辉的外部冲击到射流变得明显的时间（即射流中断时间）的更快演化。因此，这种观察到的伽玛暴之间的变化可能是由于不同的观察者角度的伽玛暴形态均匀的人口的透视效果。此外，还推测峰值亮度不仅与爆发时间成反比，而且与光谱突变能量成正比。如果是真的，这可能为解释这种断裂的来源提供重要信息。
2002-06-27 astro-ph
The physics of pulses in gamma-ray bursts: emission processes, temporal profiles and time lags
我们提出了一个简单的，半解析模型来解释伽玛暴的时间和光谱特性的背景下，内部冲击模型。时间剖面中的每一个单独的脉冲是由相对论风中相对较慢的层对快速移动的物质进行减速而产生的。首先用标准均分假设得到合成脉冲的谱演化，以估计冲击后的磁场和电子洛伦兹因子。我们得到Ep propto t^-delta，delta=7/2，比观测到的斜率delta（obs）<= 1.5要陡得多。因此，我们考虑的可能性，均分参数取决于冲击强度和冲击后的密度。然后，我们得到一个更好的协议与观察和我们的合成脉冲满足硬度强度和硬度通量相关。我们还计算了在不同的能量通道的配置文件之间的时间滞后，我们发现，它们随着硬度的增加而减少。最后，我们将我们预测的时滞-光度关系与Norris等人（2000）从6个已知红移的爆发中得到的结果进行了比较。
2003-03-13 astro-ph
The Connection Between Spectral Evolution and GRB Lag
Norris等人已经证明，在伽马射线暴（GRB）中观测到的高能光子和低能光子之间的到达时间延迟与GRB的绝对光度有关。尽管这种光谱滞后的重要性显而易见，但对其起源还没有一个完整的解释。我们提出这种滞后是由伽玛暴谱的演化直接引起的。特别是，当伽玛射线暴的$νF_ν$谱达到最大值（$E_{pk}$）的能量通过四个BATSE通道衰减时，每个通道中的光子通量峰值将不可避免地被抵消，产生我们测量的滞后。我们通过测量具有测量滞后的干净单峰爆发的样本的$E_{pk}$衰减率（$Φ_{o}$）来测试该假设。我们发现衰变时间尺度和光谱滞后之间存在直接的相关性，从而证明了低能光子的时间延迟和$E_{pk}$的衰变之间的关系。这意味着伽玛暴的亮度与爆发的光谱演化速率直接相关，我们相信这开始揭示滞后-亮度相关性背后的潜在物理学。我们讨论了几种可能的机制，可能会导致观察到的演变和它的连接到亮度的爆发。
2002-07-01 astro-ph
A Simple Two-Parameter Characterization of Gamma-Ray Burst Time Histories
一个简单的方案描绘长伽玛暴相似的时间历史使用的内光度函数幂律指数和光谱滞后。关于时间历史形态的几个概括是：1）长谱滞后的伽玛暴比短谱滞后的伽玛暴包含的脉冲更少，脉冲更宽; 2）ILF幂律指数小的短滞后伽玛暴有许多窄脉冲，变化很大;而ILF幂律指数小的长滞后伽玛暴的特征是脉冲宽，平滑，变化很小。伽玛射线暴的时间历史形态主要是根据伽玛射线光度、余辉光度和脉冲数的相关性来识别内在的而不是外在的特征。这些特征的结果，因为内部相对论效应由于体积洛伦兹因子大于宇宙学效应，因为脉冲的数量和形状表明不同的效率和形式的伽玛射线暴能量释放。单脉冲GRB的特征是大的ILF功率指数（指示喷流开度角和洛伦兹因子的范围，具有FRED脉冲形状），或者它们具有长滞后（大喷流开度角和低洛伦兹因子，具有FRED脉冲形状或无峰的平滑脉冲形状）。它们的余辉亮度也比多脉冲伽玛暴低。具有简单时间历史的伽玛暴通常与Ibc型超新星有关。这表明，一些单脉冲伽马射线暴包含单一的，波束冲击波，类似于许多超新星，并具有重叠的特征。这种联系可能不存在于多脉冲伽玛暴和超新星之间。
2006-04-06 astro-ph
Redshifts and Luminosities for 112 Gamma Ray Bursts
最近有人提出了两种不同的亮度指标，用于单独使用伽马射线观测的伽马射线暴。他们将爆发亮度（L）与硬能量和软能量峰值之间的时间间隔以及爆发光变曲线（V）的尖峰或可变性联系起来。这些关系目前是合理的，并校准只有6或7个突发与已知的红移。我们已经检查了BATSE数据的滞后和V的112个突发。(1)滞后和V之间存在很强的相关性，这与从两个提出的关系中预测的完全一样。这证明两个光度指标都是可靠的。(2)GRB 830801是有史以来最亮的爆发，但具有小V和大滞后，因此可能是最接近的已知事件，可能接近3.2 Mpc。(3)我们结合了来自两个指标的光度作为一种手段，以提高统计和系统的准确性相比，从任何一种方法单独的准确性。结果是一个112个具有良好亮度和红移的爆发的列表。(4)爆发平均硬度比随爆发亮度的增大而增大。(5)爆发光度函数是一个破缺的幂律，在L = 2x 10 ^{52} erg/s处破缺。光度函数的幂律指数在转折点以上为-2.8+-0.2，转折点以下为-1.7+-0.1。(6)伽玛暴的数密度随红移的变化大致为（1+z）^（2.5+-0.3），在0.2<z<5之间。令人兴奋的是，这一结果还提供了一个恒星形成率的测量，z~5没有红化的影响，并且在红移大于2时，该比率均匀上升。
2001-01-25 astro-ph
Study of Spectral Lag for Short GRBs
本文报道了在BATSE 4B星表中156个T90小于2s的伽玛暴样品中观测到的各种暴参数之间的统计上显著的相关性。爆发中子脉冲的数量不仅与物体的持续时间密切相关，还与其能量密度和硬度比密切相关，这表明当中央引擎更强大时，喷射具有通常较高的洛伦兹因子值的物质，大量能量以更大数量的伽马脉冲的形式在更长的时间尺度上耗散。我们估计硬到软滞后的爆发采取的质心之间的差异对应于能量$> 100$ keV和$<100$ keV的时间曲线。在这里考虑的样本中，显示软到硬光谱演化的短伽玛暴的数量略高于总数的四分之一。爆发表现出硬到软的光谱变化似乎形成了一个独特的类，强度以及硬度的个别子峰往往随着峰值位置而降低。相反，对于较软的光子比较硬的光子到达得更早的物体来说，情况正好相反，这意味着中央引擎的某种复兴（可能是由于物质在接近尾声时增强了吸积）。这两个类别还显示出其他不同的趋势。例如，属于较大的两个类的对象显示光谱滞后和能量密度，硬度比以及脉冲数之间的强相关性，分别。而在从软到硬的爆发中则没有这种相关性。然而，滞后的幅度是强烈相关的突发持续时间在这两个类。
2002-06-24 astro-ph
Detailed Analysis of the Pulsations During and After Bursts from the Bursting Pulsar (GRO J1744-28)
在爆发脉冲星（GRO J1744-28）的两次主要爆发期间观察到的硬X射线爆发显示，在中子星自旋频率附近的脉动相对于持续发射的振幅有所增强。与以前的工作相一致，我们发现，脉冲群内的脉动滞后于他们的预期到达时间的基础上持久的脉冲星星历。对于用爆发和瞬态源实验记录的1293个爆发的集合，平均爆发脉冲时间延迟在25 - 50 keV能量范围内为61.0 +/- 0.8 ms，在50 - 100 keV频带内为72 +/- 5 ms。脉冲群开始后10至240 s的剩余时间延迟为18.1 +/- 0.7 ms（25 - 50 keV）。发现平均猝发时延与猝发峰值流量之间存在显著的相关性，这与Miller（1996）提出的脉冲时延模型一致。
2000-04-17 astro-ph
Is the time lag-luminosity relation of GRBs a consequence of the Amati relation?
滞后-光度关系（LLR）提供了一种通过测量不同能带之间的光谱滞后来估计伽玛暴光度的方法。我们想了解LLR的起源并测试其有效性。如果LLR被用作距离指示器，这显得特别重要。我们对两个光谱带之间的滞后进行线性分析。滞后作为两个频带中给定脉冲的最大值之间的时间间隔获得。我们得到了一个简单的表达式的滞后，这表明在一个非常简单的方式，它是如何通过峰值能量和光谱指数的变化与爆发的光谱演化。当这个表达式是耦合到阿马蒂关系，它会导致一个LLR，同意与观测结果，只有当突发的频谱演变是有限的，在脉冲衰减过程中的峰值能量的减少。然而，当还考虑频谱指数的变化时，预测的LLR不同于观察到的LLR。我们简要地讨论了解决这个问题的一些方法，如脉冲尖峰和爆发亮度之间可能存在的相关性。
2007-02-01 astro-ph
Quiescent Burst Evidence for Two Distinct GRB Emission Components
我们已经确定了两个静态伽玛暴（爆发有两个或两个以上的广泛分离的不同的发射插曲），其中后静态发射表现出明显不同的特性比前静态发射。在这两种情况下（BATSE伽玛暴960530和980125），第二次发射事件比第一次事件具有更长的滞后，更平滑的形态和更柔和的光谱演化。虽然前静态发射满足标准的内部冲击范例，我们表明，后静态发射是更一致的外部冲击。我们推断，一些观察到的软，微弱，长滞后伽玛暴是外部冲击，其中内部冲击签名是没有观察到的。我们进一步注意到，静止事件之间的峰值亮度比与由滞后与峰值亮度关系所预测的比值不一致。我们简要地讨论了这些意见，目前的喷流模型。
2004-03-15 astro-ph
Are we observing Lorentz violation in gamma ray bursts?
从最近对伽马射线暴（GRB）的观测结果来看，高能伽玛射线光子和低能光子之间的光谱时间滞后随能量差和传播时间（距离）而变化。这些滞后对于最明亮（近距离）的爆发似乎较小，但对于较暗（较远）的爆发则较大。从这一观察中，有人提出，有可能单独从这些时间滞后中确定这些爆发传播的距离（L），而不需要进行任何红移测量。这些观测到的不同能量的高能电磁脉冲随时间的扩散（色散）与狭义相对论（STR）相矛盾。然而，STR的扩展理论（ET）已经被开发出来，其中包含一个分散项，预测上述观察结果。这样的ET的一个例子，使我们能够推导出不同能量的伽马射线的时间滞后和距离L从它们的起源之间的关系。此外，该理论还预言了X射线闪光的起源。
2005-08-12 astro-ph hep-th
Multiwavelength Observations of EXO 0748-676 - I. Reprocessing of X-ray Bursts
我们提出了第一个高时间分辨率的同时X射线，紫外和光学观测X射线爆发的UY双星，光学对应的低质量X射线二进制EXO 0748-676，获得与RXTE，HST和Gemini-S。强的再处理信号存在于紫外线（因子4）和光学（因子2.5）中。这些信号相对于X射线是滞后的，并且看起来也明显模糊。一次爆发的远紫外覆盖范围的增加，以及数据集的高质量，允许对后处理区域的温度和几何形状的约束比以前更严格。一个单区黑体再处理模型表明，在爆发期间，温度从18，000 K上升到35，000 K，发射面积与盘和/或辐射伴星的预期相当。滞后，平均值为4.0秒，范围为2.5秒，与二进制内的预期一致。然而，单区黑体模型不能再现爆发期间光通量与紫外通量的比率。的差异，对应于低于预测的光学超过两个因素，似乎太大，无法解释与当地的黑体光谱的偏差，更有可能表明，需要一系列的再处理温度，如预期的那样，与较冷的地区没有贡献的紫外线。类似的结果来自其他爆发，特别是滞后和涂抹都出现较短的伴星是在近侧的磁盘预测。HST观测到的爆发也产生了再处理光的光谱。[删节]
2006-05-04 astro-ph
Gamma-Ray Bursts and Cosmology
伽马射线暴（GRB）无与伦比的极端亮度使它们成为对高红移宇宙进行采样的首选信标。利用伽玛射线暴研究宇宙地形--例如，恒星和星系形成的历史--伽玛射线暴的光度必须被校准，光度函数与红移的关系必须被测量或推断。伽马射线时间或光谱指标与光度或总能量之间的几个新生关系已经被报道。这些措施承诺进一步我们了解伽玛暴的光度指标和伽玛暴喷流和发射机制之间的联系得到更好的阐明。从宿主星系和余辉中确定的33个红移的当前分布在z ~ 1附近达到峰值，而对于长爆发的完整BATSE样本，滞后光度关系预测了一个宽峰z ~ 1-4，尾部到z ~ 20，与基于恒星形成考虑的理论模型大致一致。对于一些伽玛射线暴子类和明显相关的现象-短爆发，长滞后爆发和X射线闪光-目前关于它们的红移分布的信息是稀疏的或完全缺乏，预计在迅速警报变得众多的斯威夫特时代将取得进展。
2003-12-10 astro-ph
Gamma-Ray Burst Intensity Distributions
利用滞后光度关系自洽地计算了大样本BATSE伽马射线暴的红移、视峰值辐射热光度L_B和各向同性能量E_iso。我们考虑两种不同形式的滞后-光度关系;对于这两种形式，我们的爆发数据库的中值红移为1.6。在不考虑红移演化的情况下，我们用幂律和高斯概率分布对Eiso样本进行了建模，这两种模型都是合理的。幂律模型的指数为alpha_E=1.76+/-0.05（95%置信度），其中p（E_iso）与E_iso^（-alpha_E）近似。简单的通用喷流剖面模型建议但不要求α_E=2，随后对该模型进行物理上合理的改进，允许α_E有更大的多样性，以及偏离幂律;因此，我们观察到的E_iso概率分布并没有反驳通用喷流模型。
2004-05-28 astro-ph
Spectral Properties of Prompt Emission of Four Short Gamma-Ray Bursts Observed by the Suzaku-WAM and the Konus-Wind
我们利用Suzaku-WAM和Konus-Wind实验对四个明亮的短伽马射线暴（GRB）的瞬发辐射进行了联合分析。这种联合分析使我们能够在更宽的能带上以更高的精度研究短持续时间爆发的光谱特性。我们发现，这些爆发有一个高的E $_{\rm peak}$，约1兆电子伏，并有一个更难的幂律组成部分比长伽玛暴。然而，我们不能确定这些光谱是否遵循截止幂律模型或带模型。我们还研究了光谱滞后，硬度比，推断各向同性辐射能量和存在的软发射驼峰，为了将它们分为短或长的伽玛暴使用几个标准，除了爆发持续时间。我们发现，所有的标准，除了软驼峰的存在，支持的事实，我们的四个伽玛暴样品被正确地归类为属于短类。此外，我们的宽带分析表明，没有证据表明伽玛暴具有非常大的硬度比，如在BATSE短伽玛暴样品中所看到的，并且我们的四个短伽玛暴的光谱滞后与零一致，即使在MeV的能带中，与长伽玛暴不同。虽然我们的短伽玛暴样品仍然有限，这些结果表明，短伽玛暴的光谱硬度可能没有显着不同的长伽玛暴，也在高能量的光谱滞后可能是一个强有力的标准爆发分类。
2008-01-16 astro-ph
Time lag between prompt optical emission and gamma-rays in GRBs
$γ$射线暴（GRB）中与$γ$射线同时出现的瞬发光辐射携带着关于中心引擎和爆炸机制的重要信息。我们研究了GRB 990123和GRB 041219 a的瞬发光辐射和$γ$射线之间的时间滞后，这两个GRB是仅有的两个在上升爆发阶段被探测到的可见光波长的GRB。假设瞬发光变曲线的轮廓与瞬发$γ$ -射线相同，我们模拟了具有不同时滞的光变曲线，并将它们与观测到的光通量进行了比较。然后，最佳拟合时滞及其误差由卡方值确定。发现两个伽玛暴的瞬发光辐射与宿主星系静止坐标系中的$γ$射线之间的时滞是一致的，GRB 990123的时滞为$5\sim7$ s，GRB 041219 a的时滞为$1\sim5$ s。这一结果与两个伽玛暴中即时光学和$γ$射线发射的共同起源是一致的。基于同步辐射冷却模型，我们还导出了这两个伽玛暴的参数。
2006-07-01 astro-ph
On the origin of the correlations between Gamma-Ray Burst observables
伽马射线暴（GRB）的几对可观测性质是相关的。许多这样的相关性是伽玛射线暴的“炮弹”模型的直接预测。我们扩展我们以前的讨论的主题，以丰富的新数据，并与其他观测到的“滞后时间”，“可变性”和“最小上升时间”之间的相关性。Schaefer最近对许多已知红移的伽玛暴的观测结果进行了系统的分析，为我们的研究提供了一个很好的更新的数据基础。
2007-03-14 astro-ph
Possible Class of Nearby Gamma-Ray Burst / Gravitational Wave Sources
伽马射线暴的一个可能的子类--那些脉冲少、脉冲宽、光谱滞后在一秒到几秒之间、光谱较软的伽玛射线暴--已经被确认。它们的Log[N]-Log[Fp]分布近似于-3/2幂律，表明具有同质性和相对较近的源。这些大多是昏暗的爆发占BATSE在该仪器触发阈值附近的长爆发样本的约50%，这表明这种亚发光类构成了比更熟悉的爆发源更常见的种类，这些爆发源位于真正的宇宙学距离。理论情景预测了这样一个类，其动机是它们的样本GRB 980425（SN 1998 bw）位于约38 Mpc的距离。的意见解释，通过调用离轴观看伽玛射线暴射流和/或批量洛伦兹因子的顺序几个。长滞后爆发倾向于集中在超银道面附近，四极矩为-0.10+/-0.04，类似于在相同体积内的超新星Ib/c。观测到的亚亮爆发的速率是SNe Ib/c的1/4量级。SNe Ib/c和GRB之间的顺序关系的证据是critiqued两种情况下，作为SN和GRB事件的时间可能是重要的检测预期的引力波信号，在最多，SN到GRB的延迟似乎是几天。SN的不对称性和超相对论伽玛射线暴喷流表明，在坍缩前的对象，高度非轴对称SN塌缩产生强引力波所需的主要条件的快速旋转的可能性。
2003-07-14 astro-ph
Light Echoes in Kerr Geometry: A Source of High Frequency QPOs from Random X-ray Bursts
我们提出了高频准周期振荡（HFQPO）可以由快速旋转黑洞能层内部等离子体随机产生的X射线爆发（闪光）产生。我们通过直接计算它们的轨道表明，构成观测到的X射线光变曲线的光子，如果是由于大量的这样的闪光，会受到黑洞的惯性系拖曳的显著影响;每个这样的爆发的光子以多个光子到达无穷远处的观察者（两个或三个）不同的“聚束”被大致恒定的t/M~14的时间滞后分开，而与爆发的方位角位置无关。我们认为，每隔一个这样的“束”代表光子，遵循轨道与一个额外的轨道周围的黑洞在光子圆形轨道半径（光子“回波”）。在系统的响应函数中存在这种恒定的滞后导致其功率密度谱中的QPO特征，即使相应的光变曲线由完全随机的信号组成。这种影响是由和大部分是由于黑洞自旋，并显示出逐渐减少的自旋参数a减小或径向位置的爆炸移动的静态极限面（能层）之外。我们的计算表明，对于Kerr参数为a/M=0.99，质量为M=10*Msun的黑洞，QPO的频率约为1.3-1.4 kHz。我们讨论了我们的模型/结果的可扩展性和观测影响，以及它的局限性。
2008-02-05 astro-ph
Gamma-ray bursts from internal shocks in a relativistic wind: an hydrodynamical study
伽马射线暴的内激波模型涉及到在相对论风中发生的激波，它具有非常不均匀的初始洛伦兹因子分布。我们已经开发了一个一维拉格朗日流体动力学代码，以遵循这样的风的演变，我们得到的结果进行比较，在最近的一篇论文（Daigne和Mochkovitch 1998）中提出的一个简单的模型，所有的压力波被抑制在风中，使不同速度的壳只相互作用的直接碰撞。详细的流体动力学计算基本上证实了简单模型的结论：相对论风中的内激波可以再现伽马射线暴的主要时间和光谱特性。
2000-05-09 astro-ph
On the Kinematics of GRB980425 and its association with SN1998bw
本文提出了一个GRB 980425既与SN 1998 bw有关又是一个标准正则（长; ~秒）伽马射线暴的模型。本文认为，如果伽马射线暴是相对论性喷流，其核心是运动最快的物质，那么观测到的喷流相对于视线的倾角范围就产生了伽玛暴观测到的性质范围，即滞后-光度关系。特别是，如果喷流倾角足够高，观测到的发射体将移动得足够慢，使相对论性聚束失效，从而将喷流与表观各向同性发射区分开来。因此，我们预期滞后-光度关系会有一个突破。我建议GRB 980425定义该中断。这个断裂的位置给出了重要的物理参数，如洛伦兹因子（γ_max ~ 1000）、喷流张角（~1度），以及聚束率（~10^-4）。爆破率的估计值与观察结果一致。如果这个模型是正确的，那么它就证明了飞马座模式是宇宙学上的长伽马射线暴的起源。
2000-10-05 astro-ph
Timescale Analysis of Spectral Lags
本文提出了一种直接在时域中进行谱滞后时间尺度分析的方法。仿真研究比较了时域技术和傅立叶频率分析的频谱时滞。本文将时域技术应用于X射线双星和$γ$爆发的快速变率研究。结果表明，与傅里叶分析相比，时标分析技术更适合于研究短时间尺度上的快速变化和短持续时间的耀斑现象中的谱滞后。
2004-07-21 astro-ph
Magnetospheric interactions of binary pulsars as a model for gamma ray bursts
我认为一个模型的伽玛暴，他们出现之前合并的二元双星。通过伴星磁场运动的双星经历一个大的运动电场$\vec{E}=\vec{v}\wedge\vec{B}/c$，这导致在脉冲星磁层中释放一个对级联，并加速纯对风。风的能量和能量沉积率是$γ$射线爆发的能量和能量沉积率，只要这些恒星有一个$\approx 10^{15}\;G$场。重子污染很小，主要是潮汐加热，导致$M_{baryons}\approx 10^{-6}M_\odot$，如\Mesz，拉古纳和里斯的脏火球模型所要求的。
1996-09-04 astro-ph
Broadband lightcurve characteristics of GRBs 980425 and 060218 and comparison with long-lag, wide-pulse GRBs
近年来，低光度伽马射线暴（LL-GRB）可能是一种独特的GRB群。在这里，我们提出了系统的分析的光变曲线的特点，从X射线到伽马射线的能量带的两个原型LL-GRB 980425和060218。结果表明，这两个脉冲的脉冲宽度（$w$）和上升宽度与衰减宽度之比（$r/d$）在较宽的能量带内都是能量相关的。对于这两个事件，存在一个明显的趋势，即脉冲倾向于更窄并且相对于更高的能带更对称。X射线和γ射线都遵循相同的$w - E$和$r/d - E$关系。这些事实可能表明，X射线发射跟踪伽马射线发射，两者可能源于相同的物理机制。它们的光变曲线显示出明显的光谱滞后。我们用脉冲峰值时间（$t_{peak}$）、脉冲中心时间（$t_{cen}$）和交叉关联函数（CCF）计算了三种类型的滞后。导出的$t_{peak}$和$t_{cen}$是能量的幂律函数。由CCF计算的滞后与从$t_{peak}$导出的滞后密切相关。但由$t_{cen}$导出的滞后与由$t_{peak}$和CCF导出的滞后的相关性较小。在较高的能带处，滞后的能量依赖性较浅。这些特征与典型的长滞后、宽脉冲伽玛暴的观测结果一致，表明980425和060218伽玛暴可能具有与它们相似的辐射物理性质。
2008-06-07 astro-ph
HETE-2 Localizations and Observations of Four Short Gamma-Ray Bursts: GRBs 010326B, 040802, 051211 and 060121
在这里，我们报告的本地化和属性的4个短持续时间的伽玛暴定位的高能瞬变资源管理器2号卫星（HETE-2）：伽玛暴010326 B，040802，051211和060121，所有这些都被发现的法国伽玛望远镜（Fregate）和本地化的宽场X射线监视器（WXM）和/或软X射线相机（SXC）仪器。我们讨论了八个可能的标准，以确定这些伽玛暴是“短人口爆发”（SPBs）或“长人口爆发”（LPB）。这些判据是：（1）持续时间，（2）脉冲宽度，（3）光谱硬度，（4）光谱滞后，（5）伽玛射线辐射的能量Egamma（或等价地，伽玛暴喷流的动能EKE），（6）爆发后是否存在一个长而软的隆起，（7）爆发在宿主星系中的位置，（8）宿主星系的类型。特别是，我们已经开发了一种可能性的方法来确定的概率，一个突发是SPB或LPB的基础上，其T90持续时间。所得到的概率分布的一个显著特征是，在T90持续时间处，突发具有是SPB或LPB的相等概率，该持续时间是T90 = 5s，而不是通常使用的T90 = 2s。本文详细讨论的所有四个短持续时间爆发在Fregate 30-400 keV能量带中的T90持续时间分别为1.90、2.31、4.25和1.97秒，产生概率P（S| T90）= 0.97、0.91、0.60和0.95，这些突发是仅基于它们的T90持续时间的SPB。所有四个爆发也都有与零一致的光谱滞后。这些结果提供了…
2006-06-03 astro-ph
Probing the existence of the E_peak-E_iso correlation in long Gamma Ray Bursts
我们利用442个已知E_peak的BATSE暴样本，通过滞后-光度相关估计红移，探讨了长GRB中E_peak-E_iso相关的存在性。该示例证实了静止帧峰值能量与各向同性等效能量相关。最佳拟合线周围的点的散射分布与27个具有光谱红移的爆发所获得的分布相似。我们解释了E_peak-E_iso平面上的散射是由于伽玛暴喷流的张角分布引起的。通过假设准直校正能量与E_peak相关，我们可以导出所观察到的射流开口角的分布，其结果是对数正态分布，峰值为~6.5度。
2005-04-21 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
Short Gamma-Ray Bursts with Extended Emission
最近几个短伽马射线暴（GRB）与低恒星形成率的早型星系的关联表明，短暴产生于不同的祖机制比长暴。然而，由于两个类的持续时间分布重叠，成员并不总是容易建立。图片是复杂的，偶尔存在的软，延长发射持续几十秒后，最初的尖峰状发射。我们表明，短脉冲群类的基本定义特征是，初始尖峰表现出可以忽略不计的光谱演化在能量超过25千电子伏。对于T90 < 2 s的260个爆发，这种行为几乎是普遍存在的，其中BATSE TTE数据完全包括初始尖峰。对于一个HETE-2和六个Swift/BAT短突发获得相同的签名。分析一个小样本的“短”BATSE突发与最强烈的扩展发射表明，同样缺乏的脉冲时标的演变获得扩展发射。峰强度比的动态范围（峰值：扩展）约为10^4。对于某些爆发，扩展发射的强度只有原来的2-5倍。高洛伦兹因子，约500-1000，可能解释在短爆发中观察到的可忽略不计的滞后。
2006-01-19 astro-ph
Gamma-Ray Burst Luminosity Functions Based on Luminosity Criteria
我们回顾了伽马射线暴（GRB）光度函数的五个研究，它们都是基于一个或多个建议的光度标准，即，可变性、光谱滞后和光谱硬度。在红移为零的光度函数之间的比较显示出相当大的分歧。我们推导出每个光度函数的预期源计数和<V/Vmax>的欧几里德值。源计数与观察到的计数存在很大差异。在大多数情况下，<V/Vmax>的值与基于BATSE的样本的观测值0.34相差很大，偏移范围为6-24 sigma。由于<V/Vmax>的值是确定的，并且它是一个宇宙学距离指标，我们建议任何对伽玛射线暴光度函数的研究都要考虑它的值。
2003-01-15 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
Gamma-Ray Burst Hubble Diagram to z=4.5
伽马射线暴（GRB）是一种巨大的爆炸，在宇宙的大部分地方都可以看到，红移肯定达到z=4.5，很可能达到z~10。最近，已经发现伽玛暴有一个大致恒定的爆炸能量，以及有两个光度指标（光谱滞后时间和可变性），可以用来推导出单独的伽玛射线光变曲线爆发的光度距离。目前有足够的信息来校准9个爆发的光度距离和独立红移。从这些，可以构建一个伽玛射线暴哈勃图，其中所观察到的曲线形状提供了我们宇宙膨胀历史的记录。目前的九次爆发图是稀疏的，但可以对平坦宇宙的质量密度进行正式限制。这第一个伽玛射线暴哈勃图提供了一个概念的证明，在宇宙学的新技术在非常高的红移。随着2003年SWIFT卫星的发射，我们应该得到大约120个爆发，以产生一个不受尘埃消光影响的哈勃图，以及任何其他方法都无法达到的红移。
2002-12-19 astro-ph
Study of Lorentz violation in INTEGRAL Gamma-Ray Bursts
我们利用INTEGRAL探测到的伽马射线暴，寻找可能由量子引力效应引起的时间滞后。这颗卫星的优点是，我们可以掌握每个探测到的单光子的能量和到达时间，这提高了时间分辨率的精度。我们提出了一种新的方法，寻求时间滞后的未分组数据使用极大似然法和支持我们的结论与蒙特卡罗模拟。对数据的分析得出了一个远低于普朗克质量的质量标度，但是如果有更好的伽马射线暴统计数据，普朗克质量的值可能会增加。此外，我们不同意以前的研究中，一个非单调函数的红移是用来执行线性拟合。
2007-09-27 astro-ph gr-qc hep-th
COBE Observations of the Microwave Counterparts of Gamma Ray Bursts
我们利用COBE卫星的观测资料，寻找伽马射线暴（GRB）的延迟微波辐射（31 - 90 GHz）。COBE的大$7^\circ$束与GRB位置的大位置不确定性很好地匹配，尽管这也意味着来自（点源）GRB物体的通量将被稀释。有鉴于此，我们正在对目前公布的COBE DMR数据（1990年和1991年）中发生的伽玛暴进行统计搜索，这些伽玛暴与GRO记录的$\sim 200$伽玛暴重叠。在这里，我们只关注前10个GRB（峰值计数/秒）。我们得到的限制，通过比较的COBE通量前和后的GRB的GRB位置。由于人们认为微波辐射应该滞后于伽玛暴事件，我们在伽玛暴事件发生后的几个月内搜索了伽玛暴的辐射位置。
1995-06-08 astro-ph
X-ray Flashes from Off-axis Gamma-Ray Bursts
Ioka和Nakamura（2001）提出了一个简单的喷流模型，该模型与伽马射线暴中的峰值亮度-光谱滞后关系、峰值亮度-变率关系以及其他各种关系相一致。在Ioka和Nakamura的模型中，当观测角远大于喷流的准直角时，在适当的模型参数下，我们得到了X射线闪光的观测特性，如峰值通量比和$γ$射线的注量比（50-300 keV）和X射线带（2-10 keV）、X射线光子指数、典型持续时间和事件率$\sim 100 {\rm yr}^{-1}$。在我们的模型中，如果到X射线闪光的距离远大于$\sim 1$ Gpc（或$z \gtrsim 0.2$），则它们太暗而无法观察到，因此X射线闪光的空间分布应该是均匀的和各向同性的。
2002-12-28 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
