Chandra Observations of the Faintest Low-Mass X-ray Binaries
在银河系中存在着一组持续微弱的X射线源，根据它们在银河系中的位置、高的L_x/L_opt、与X射线爆发的联系以及没有低频X射线脉动，认为它们是低质量X射线双星（LMXB）。我们给出了其中八个系统的钱德拉观测结果：4U 1708-408，2S 1711-339，KS 1739-304，SLX 1735-269，GRS 1736-297，SLX 1746-331，1 E 1746.7-3224和4U 1812-12。除GRS 1736-297、SLX 1746-331和KS 1739-304（未检出）外，所有来源的位置均改善至0.6”误差圆（90%置信度）。我们的观察结果支持早期发现的GRS 1736-297，KS 1739-304，SLX 1746-331和2S 1711-339的瞬态行为（我们在两个观察之一中检测到）。4U 1708-408、2S 1711-339、SLX 1735-269、1 E 1746.7-3224和4U 1812-12的能谱很硬，幂律指数通常为1.4-2.1，与典型的微弱LMXB谱一致。
2003-07-02 astro-ph
Ultrahigh Energy Cosmic Rays from Gamma Ray Bursts: Implications of the Recent Observational Results by Milagro
早先有人推测，伽马射线暴是高能宇宙射线的来源。最近，Milagro小组对来自伽马射线暴的高能光子的研究限制了这些瞬变源在极高能光子中的各向同性发光度。本文讨论了Milagro的结果对我们理解这些源的低能宇宙线谱的意义。
2004-10-07 astro-ph
Ultra high energy neutrinos from gamma ray bursts
质子在相对论冲击波中加速到高能量，产生伽马射线暴，光生π介子，然后在原地产生中微子。我表明，超高能中微子（> 10^19 eV）的产生过程中的爆发和余辉。一个更大的通量，也来自爆发，是通过飞行中的CMBR光子的光生作用产生的，但与目前可观察到的爆发无关，表现为明亮的背景。质子/π介子/μ介子的绝热/同步辐射损失可以忽略不计。与卫星探测到的爆发在时间和方向上的一致性可以将相关中微子从背景中分离出来。
1998-03-06 astro-ph
A Unified Description of the Timing Features of Accreting X-ray Binaries
本文研究了一个经验模型，它统一描述了吸积中子星和黑洞的功率谱。该描述基于多个洛伦兹的叠加，并且提供了以相同的方式处理所有QPO和噪声分量的优点，而不需要预先决定每个分量的性质。这种方法还允许我们以一致的方式比较具有高相干性和低相干性的特征的频率，并且极大地促进了跨广泛的源类型和状态的功率谱的比较。我们将该模型应用于六个源，低光度X射线爆发1E 1724 - 3045，SLX 1735 - 269和GS 1826 - 24，高纬度瞬态XTE J1118 + 480，明亮的系统Cir X-1，和Z源GX 17 + 2。我们发现，它提供了一个很好的描述所观察到的光谱，而不需要一个无标度（1/f）组件。我们更新以前报道的相关性的特征频率的定时功能，在这种新的方法，并讨论不同类型的系统之间的相似性，这可能指向类似的基础物理。
2002-03-05 astro-ph
Gamma-ray bursts: Potential sources of ultra high energy cosmic-rays
提出了宇宙学伽马射线暴（GRB）源与超高能宇宙射线（UHECR）源之间存在联系的论点。最近的伽玛射线暴和UHECR观测结果加强了这些论点。预测的GRB模型的UHECR生产，可以测试与大面积高能宇宙射线探测器，无论是操作或正在建设中，概述。
2004-12-21 astro-ph
Toward Ultra Short Gamma Ray Burst Ground Based Detection, SGARFACE status
我们目前的状态和动机的短伽玛射线前空气切伦科夫实验（SGARFACE），将平行于标准的甚高能伽玛射线观测使用惠普尔10米望远镜。SGARFACE对持续时间从100 ns到100 us的100 MeV-10 GeV伽马射线暴敏感，其通量灵敏度低至\rm 1 E-9 erg/cm ^2。2002年11月开始收集初步数据。
2002-12-11 astro-ph
Vorticity and Magnetic Field Generation from Initial Anisotropy in Ultrarelativistic Gamma-Ray Burst Blastwaves
由于准球形超相对论性冲击波的圆锥段在大于冲击波逆洛伦兹因子的角度尺度上是因果断开的，因此天体物理学冲击波可以维持初始各向异性，这是由驱动爆炸的过程所决定的，同时它们仍然是相对论性的。我们表明，在超相对论性冲击波的初始角能量波动意味着在冲击波的涡的生产，并计算涡能生产率。在伽马射线暴（GRB）的余辉中，当冲击流体穿过爆炸波壳层时，由于边缘非线性各向异性，涡旋涡旋翻转的次数约为1。因此，各向异性必须是非线性的解释磁能密度推断在测量的伽玛射线暴光谱。
2007-08-11 astro-ph
Photon acceleration in variable ultra-relativistic outflows and high-energy spectra of Gamma-Ray Bursts
MeV的种子光子产生的冲击在一个可变的超相对论流出费米机制获得能量，因为光子康普顿散射相对论碰撞壳。费米修正的高能光子谱具有非普适的斜率和普适的截止。总辐射效率的显著增加是可能的。在某些伽马射线暴中，大部分能量可能是在这种机制的高能截止点发射的，对于平均体积洛伦兹因子为100的外流，这将接近100 MeV。
2000-04-25 astro-ph
Gamma-Ray Burster Counterparts: HST Blue and Ultraviolet Data
伽马射线暴（GRB）之谜的最可靠的解决方案是找到一个明确的低能量静态对应物。然而，到目前为止，在X射线、光学、红外线或无线电范围内还没有发现合理的候选者。哈勃太空望远镜（HST）现在已经允许第一次对静止的对应物进行深紫外搜索。本文报道了用HST对伽玛暴五个位置进行多历元紫外搜索的结果。我们没有发现有显着的紫外线过量，可变性，视差，或在任何突发错误区域的适当运动的来源。特别是，我们没有看到与GRB 970228对应的提议类似的来源。虽然这个否定的结果令人失望，但它仍然有很好的实用性，因为它严格限制了伽玛暴宇宙学模型中的无宿主星系问题。对于大多数宇宙学模型（峰值光度为6 × 10^50 erg/s），任何可能的宿主星系的绝对B星等必须比-15.5到-17.4暗。这些最小的盒子为一些最明亮的爆发提供了最关键的测试，我们的极限是所有已发表的宇宙学爆发模型的一个严重问题。
1997-04-28 astro-ph
Spectral Features from Ultrarelativistic Ions in Gamma-Ray Bursts?
伽马射线暴流出物可能夹带致密的、高度电离的富含金属的材料的小斑点或细丝。这种不均匀性，通过流动加速到10-100范围内的洛伦兹因子，可以具有显著的覆盖因子，并且产生宽的特征，特别是由于Fe K边缘，其影响MeV范围以下的光谱，导致硬度比逐渐降低。
1998-06-11 astro-ph
GeV Photons from Ultra High Energy Cosmic Rays accelerated in Gamma Ray Bursts
伽马射线暴是由高度相对论性火球的动能消散，形成无碰撞激波而产生的。当这种情况发生时，会产生高达10 ^20 eV的超高能宇宙射线。我在本文中表明，这些粒子产生，通过同步辐射，因为它们穿过加速区域，光子高达300 GeV带走一个小的，~0.01，但不可忽略的一部分，总爆发能量。结果表明，当激波发生在星际介质中时，光子-光子散射的光学厚度很小，这可能导致光子的能量退化。这样产生的爆发将在地球上与母伽马射线暴一起被探测到，尽管它的持续时间可能与较低能量光子的持续时间有很大不同。预期的注量（~10^{-5}-10 ^{-6} erg/cm ^2）完全在计划的探测器范围内。对GRB 940217异常爆发的一种新的解释进行了讨论。
1997-05-09 astro-ph
Predictions of the Gamma-Ray Burst Model of Ultra High Energy Cosmic Rays
本文描述了超高能宇宙射线产生的宇宙学伽马射线暴（GRB）模型，并讨论了目前支持该模型的观测证据。提出了模型的几个预测，这将使它能够通过未来的高能宇宙线和γ射线实验进行检验。如果观测到伽玛暴模型的预测特征，它们不仅将证实该模型，而且还将提供关于源群的信息，并将允许研究星系间磁场的未知结构。
1996-12-06 astro-ph
A Search for Ultra-High Energy Counterparts to Gamma-Ray Bursts
康普顿伽马射线天文台（CGRO）的BATSE仪器探测到了与伽马射线暴（GRB）有关的超高能（UHE）伽马辐射（$\geq 50$ TeV）。给出了7个天顶角为$θ< 20^{\circ}$的伽玛暴在每次爆发后一分钟间隔的上限。在1991年5月11日伽玛射线暴爆发后10 ~ 20分钟内，观测到$4.3σ$超过本底。这是由于真实效应而不是背景波动引起的置信水平为99.8%。如果这种效应是真实的，那么宇宙学模型就排除了这种爆发，因为星系际辐射场吸收了UHE伽马射线。
1995-08-24 astro-ph
High Energy Neutrino Flashes from Far-Ultraviolet and X-ray Flares in Gamma-Ray Bursts
斯威夫特卫星最近对明亮的光学和X射线耀斑的观测表明，这些耀斑是由中央发动机的后期活动产生的。在晚激波模型下研究了远紫外和X射线耀斑的中微子发射。我们表明，在最高能量的π介子生产的效率是可比的或高于单位，从这样的中微子闪光的一个弥漫的非常高的能量中微子背景的贡献可以大于瞬发爆发，如果输入到耀斑的总重子能量是可比的瞬发爆发的辐射能量。这些信号可能被冰立方探测到，并且非常重要，因为它们有可能探测耀斑的性质（重子负载，光子场，磁场等）。
2006-08-07 astro-ph
Ultra-High Energy Cosmic Rays and Neutron-Decay Halos from Gamma Ray Bursts
关于功率和加速效率的简单论证表明，能量>~ 10^{19} eV的超高能宇宙射线（UHECRS）可能起源于伽玛暴。在伽玛射线暴爆炸波中通过光π介子产生过程形成的中子离开加速场并穿过星系际空间，在那里它们衰变并将非常高能的质子和电子成分注入星系际空间。中子衰变质子形成UHECR的一个组成部分，而中子衰变电子从康普顿散射的背景辐射产生光学/X射线同步加速器和伽马辐射。一个显着的比例与伽玛射线暴活动的星系应该被包围的特征尺寸~ 100千秒差距的中子衰变晕。
2001-03-20 astro-ph
Study of the Correlations Between the Highest Energy Cosmic Ray Showers and Gamma Ray Bursts
我们研究了第三个BATSE星表中超高能宇宙线簇射和伽马射线暴到达方向之间的相关性。我们发现两个数据集之间没有相关性。我们还发现，在大约相同的时间段内，前BATSE爆裂目录和Haverah Park超高能量淋浴设备之间没有相关性。
1996-01-24 astro-ph
The ultra-compact binary 4U1850-087 observed with INTEGRAL: hard X-ray emission from an X-ray burster
X射线爆发星4U 1850 -087位于银河系球状星团NGC 6712中，是一颗超紧双星（轨道周期~21分钟），可能藏有一个简并的同伴。在银河平面的监测期间，用INTEGRAL卫星多次在软伽马射线下观察到该源，曝光时间前所未有。我们分析了所有可用的INTEGRAL观测，主要目的是研究这个银河系核球X射线爆发的长期行为。光谱结果是基于对2003年3月至2005年11月期间进行的所有INTEGRAL观测的系统分析。源X射线发射是硬的，并且是第一次观测到，将INTEGRAL光谱与2003年9月进行的准同步XMM-牛顿观测相结合，得到了一个宽带光谱，并用盘黑体发射很好地模拟了该光谱（kTin=0.8keV）和幂律（光子指数=2.1），2- 100 keV的光度为1.5E36erg/s（假设距离为6.8kpc）。
2006-09-08 astro-ph
Ultra-high-time Resolution Observations of Radio Bursts on AD Leonis
我们报告了在1120-1620 MHz（λ ~18-27 cm）频率范围内观测到的一个发生在狮子座耀斑星AD上的射电爆发。这些观测是由阿雷西博天文台的305米望远镜进行的，它提供了迄今为止最高的时间分辨率（1 ms）和最宽的恒星射电爆发光谱覆盖范围（Delta nu/nu =0.36）。2005年4月9日观测到爆发。它产生的峰值通量密度约为500 mJy，基本上是100%的右旋圆偏振。动态光谱显示出丰富多样的结构：斑片状发射，扩散带，窄带，快速漂移条纹。把我们的注意力集中在快速漂移条纹，我们认为分散的可能作用，并发现它需要相当特殊的条件，在源是一个重要的因素。我们认为，发射可能是由于回旋脉泽不稳定性，一种已知的机制发生在行星磁层。我们简要探讨了这种可能性的影响。
2007-10-31 astro-ph
Prompt Ultraviolet-to-Soft-X-Ray Emission of Gamma-Ray Bursts: Application to GRB 031203?
考虑到$γγ$对的产生和同步辐射自吸收，我们讨论了伽玛暴的瞬发辐射。所观察到的硬谱表明，在伽玛暴重对加载。产生的电子对的再发射导致能量从高能伽马射线传输到长波长辐射。由于强的自吸收，成对同步辐射处于光学厚区，在极紫外/软X射线波段出现了类似热的谱峰，而不是主爆发的谱峰。最近，由于发现了延迟尘埃回波，我们探测到了GRB 031203的瞬发软X射线发射，这似乎与模型预测的双峰结构相一致。类热特征和双峰结构的确认表明，伽玛暴的主要辐射机制是同步辐射而不是逆康普顿辐射。
2004-04-23 astro-ph
Ultra-high energy cosmic rays, cascade gamma-rays, and high-energy neutrinos from gamma-ray bursts
伽马射线暴（GRB）是一种高能的、高度可变的伽玛射线源，是一种强大的粒子加速器。除了相对论性电子，伽玛暴还应该加速高能强子，其中一些可以逃脱冷却，产生超高能宇宙射线（UHECR）。如果能从伽玛暴中探测到高能强子在爆炸波中的加速作用，那么高能强子在爆炸波中的加速作用将被建立起来。对非热强子的能量和预期中微子的数量的限制是由在产生中微子的相同过程中启动的对光子级联的通量强加的。只有能量密度水平>~ 3e-4 erg/cm ^2的最强爆发才能为探测>> TeV的中微子提供现实的前景。如果伽玛射线暴冲击波具有大的重子载荷和多普勒因子<~ 200，则有可能探测到高能中微子。级联伽马射线将伴随着中微子的产生，并且可能已经在某些伽马射线暴的光谱中作为异常发射成分被检测到。展望伽玛暴在银河系中的检测也被认为是。
2006-06-26 astro-ph
Coronal Gamma Ray Bursts as the sources of Ultra High Energy Cosmic Rays?
我考虑了超高能宇宙射线在位于银河日冕的伽马射线暴中被加速的可能性，从而绕过了Greisen-Zatsepin-Kuz'min截止所提出的问题。在日冕伽马射线暴模型中，超高能ECR的加速可能发生在产生超高能ECR的日冕中：在Podsiadlowski、Rees和Ruderman（1995）的模型中，允许拟合伽马射线暴观测的相同参数导致了对与Bird等人（1994）事件相对应的最高可实现能量的估计，以及宇宙射线中非常低的光度。我证明，如果Milgrom和Usov（1995 a）的观测结果得到证实，河外伽玛暴关于超外碰撞核反应加速的模型是站不住脚的，但同样的约束不适用于日冕模型。此外，我表明，粒子加速的效率需要比宇宙学模型中的伽玛暴小得多（要求不高）。关于随后的宇宙射线光谱分布仍然是未知数。我还简要讨论了区分这两种可能性的观察策略。
1995-10-30 astro-ph
A Lower Bound on Neutrino Mass and Its Implication on The Z-burst Scenario
我们表明，超高能宇宙中微子（UHEC $ν$）流量的级联限制强加的中微子质量的下限提供超GZK事件的超高能宇宙射线（UHECR）产生的Z-爆发。基于HiRes和AGASA的数据，得到的中微子质量下限违反了现有的宇宙学上限。我们的结论是，Z爆发不能是所观察到的超级GZK UHECR事件的主导来源。这与最近的ANITA-lite数据一致。
2005-11-22 astro-ph
High Energy Gamma Rays from Ultrahigh Energy Cosmic Rays in Gamma Ray Bursts
最近有人提出伽玛暴的冲击波加速了高能（$\gtrsim 10^{19}$ eV）宇宙射线（UHECR）。我们计算所观察到的同步辐射光谱从质子和高能轻子形成的级联中启动的离子生产，考虑到$γγ$衰减的来源。归一化的GRB~970508的发射特性，我们预测$\sim 10$ MeV - 100 GeV的通量水平，可能已经观察到EGRET从明亮的GRB，并可以检测到拟议的GLAST实验或地面空气\v切伦科夫望远镜的阈值$\lesssim $几百GeV。UHECR引起的高能$γ$射线余辉的时间衰减明显慢于低能暴和相关的同步辐射自康普顿（SSC）辐射，这提供了一个直接的方法来测试高能伽玛暴余辉的强子起源。除了验证UHECR起源假说外，短波长辐射和余辉还可以用来探测星系际红外辐射场的扩散水平或限制GRB源的红移。
1998-04-07 astro-ph
Ultra-Relativistic Magneto-Hydro-Dynamic Jets in the context of Gamma Ray Bursts
本文对极端磁化条件下黑洞-圆盘系统中超相对论性磁流体动力学喷流的动力学和演化进行了详细的数值研究。我们发现，可以实现高达3000的洛伦兹因子，并通过修改后的米歇尔缩放（Gamma ~ sigma）推导出，该缩放允许流量洛伦兹因子发生很大变化。待污染引起的质量夹带，线性米歇尔缩放链接调制在超相对论风的质量吸积在磁盘中的变化，对于一个给定的磁化。射流由环形磁场渐进地支配，从而允许有效的准直。我们讨论我们的解决方案（射流）的背景下，伽马射线暴和描述的相关功能，如高变异性的洛伦兹因子和如何高的准直角（~ 0-5度），或圆柱形射流，可以实现。我们隔离的射流不稳定性机制，我们称之为“瓶颈”不稳定性，它基本上依赖于一个高的磁化和一个准直的磁通量表面。不稳定性发生在大半径，其中任何耗散的磁能到辐射将在原则上导致光学薄发射。
2003-12-03 astro-ph
Implications of Ultra-High-Energy Cosmic Rays for Transient Sources in the Auger Era
我们研究了来自瞬变源的超高能宇宙射线在银河系和星系际空间中的传播。基于最近的观测结果，我们还通过限制视爆发持续时间，估计了瞬态UHECR源速率的上下限和每次爆发所需的各向同性宇宙线能量输入为0.1 Gpc^-3 yr^-1 < rho_0 < 10^3.5 Gpc^-3 yr^-1和10^49.5 ergs < E_HECR^iso < 10^54 ergs，即，UHECR到达时间的分散。基于这些界限，我们讨论了所提出的候选人，如伽马射线暴和活动星系核的影响。
2008-10-30 astro-ph
The INTEGRAL long monitoring of persistent Ultra Compact X-ray Bursters
超致密X射线双星的致密天体、短周期光变和特殊的化学成分构成了研究中子星表面吸积过程和热核燃烧的一个非常有趣的实验室。改进的大型光学望远镜和更灵敏的X射线卫星增加了已知的超紧凑X射线双星的数量，使其研究具有前所未有的细节。我们分析了INTEGRAL从~0.2keV到~ 150 keV观测到的所有超紧凑爆发器的平均特性。我们已经进行了系统的分析的INTEGRAL的公共数据和关键程序专有的观测样品的超紧凑X射线双星。为了研究它们在非常宽的能带中的平均性质，我们尽可能将INTEGRAL与BeppoSAX和SWIFT数据相结合。对于沿INTEGRAL监测没有显示任何显著通量变化的源，我们通过结合所有可用数据来构建平均光谱;在可变通量的情况下，我们使用同时INTEGRAL和SWIFT观测（如果可用）。另外，我们比较了IBIS和PDS数据，以检查变异性，并将BeppoSAX与INTEGRAL/IBIS数据结合起来。所有的光谱都很好地代表了由一个磁盘黑体和康普顿发射的两个组件模型。这些致密源的大部分时间都处于典型的低/硬态，主要的康普顿化成分和吸积速率低于~10^{-9}Msolar/yr，不依赖于所使用的模型来拟合数据。
2008-10-10 astro-ph
Overall Evolution of Realistic Gamma-ray Burst Remnant and Its Afterglow
传统的伽马射线暴残留物动力学模型在非相对论相的绝热爆炸波中是不正确的。本文导出了一个新的模型，该模型对超相对论和非相对论阶段的辐射和绝热爆炸波都是正确的。我们的模型还考虑了辐射效率的演变。强调了从超相对论相到非相对论相的转变的重要性。
1999-08-21 astro-ph
Electromagnetic Catastrophe in Ultrarelativistic Shocks and the Prompt Emission of Gamma-Ray Bursts
结果表明，在中等密度的星际介质（密度大于$\sim 1000 $ cm $^{-3}$）中传播的洛伦兹因子为数十或更高量级的超相对论激波，经历了一个快速的、戏剧性的转变，成为一个高辐射态。导致这种现象的过程类似于一阶费米加速，不同之处在于能量通过光子而不是质子传输穿过冲击波阵面。在两个方向上穿过激波阵面的能流的反射是由于光子-光子对的产生和康普顿散射。这样的机制引发了一个失控的非线性对级联直接馈送的动能的冲击。最终叶栅反馈流体动力学，将尖锐的冲击波阵面转换成平滑的速度梯度，并且失控演化转变为准稳态区域。这种效果已经研究了数值使用非线性大粒子蒙特卡罗代码的电磁分量和简化的流体动力学描述的流体。该效应最有趣的应用是伽马射线暴现象，它解释了高辐射效率，并给出了解释伽玛射线暴光谱及其时间变化的观点。结果预测的现象“GeV爆发”出现，如果外部介质的密度不够高，以提供一个大的紧凑性。
2003-01-20 astro-ph
Gamma-Ray Bursts and Magnetars as Possible Sources of Ultra High Energy Cosmic Rays: Correlation of Cosmic Ray Event Positions with IRAS Galaxies
我们利用二维Kolmogorov-Smirnov（KS）检验研究了AGASA实验中60个4x10^19 eV以上的宇宙线事件与IRAS PSCz星表中红外发光星系位置之间的相关性。这些星系被认为是伽马射线暴（GRB）和磁星的宿主，两者都与核心坍缩超新星有关，并被认为是超高能宇宙射线的可能加速点。我们发现模型和AGASA事件之间的一致性是从天空中相同的基本位置分布中得出的，KS概率约为50%。然而，将相同的检验应用于10^20 eV以上的11个最高AGASA事件，得出的KS概率<0.5%，在>99.5%的显著性水平上拒绝了模型。从表面上看，这些最高能量的结果表明，现有的10^20 eV以上的宇宙射线事件并不归因于长暴伽玛暴、快速旋转的磁星或任何其他与核心坍缩超新星有关的事件。从AUGER实验中预期的更大的数据集将测试这个结论是真实的还是我们估计在2 sigma水平的统计侥幸。
2004-02-05 astro-ph
The First Swift Ultra-Violet/Optical Telescope GRB Afterglow Catalog
我们介绍了第一个雨燕紫外/光学望远镜（UVOT）的伽马射线暴（GRB）余辉目录。该目录包含了来自Swift，高能瞬变探测器2（HETE 2），国际伽马射线天体物理实验室（INTEGRAL）和行星际网络（IPN）首次探测到的229个GRB的64，000多个独立UVOT图像观测数据。该目录涵盖了2005年1月17日至2007年6月16日期间发生的伽马射线暴，包括雨燕爆发警报望远镜（BAT）探测到的86%的爆发。该目录提供了从每个UVOT图像中提取的详细的连拍位置、时间和光度信息。相对于USNO-B1星表，在3-sigma级别检测到的爆发位置具有标称精度，约为0.25弧秒。每个爆发的光度测定在三个紫外波段、三个光学波段和一个“白色”或开放式滤光片中给出。对于低于3-sigma的源，报告幅度的上限。还提供了突发样本和光变曲线的一般属性，包括依赖于滤波器的时间斜率。对于在3 σ水平检测到的爆发，大多数UVOT光变曲线可以通过单一幂律拟合，时间斜率（α）中位数为0.96，从爆发触发后几百秒开始，在约1x10^5 s结束。对于“良好”检测到的爆发的样本，2000 s时UVOT v波段（~5500埃）的中值幅度为18.02。UVOT通量内插到2000秒后的爆发，显示出相对较强的相关性，提示斯威夫特BAT通量，并在11小时后的斯威夫特X射线通量触发。
2008-09-24 astro-ph
On the acceleration of Ultra High Energy Cosmic Rays in Gamma Ray Bursts
UHECR大致是各向同性的并且获得非常大的能量$E \gtrsim 3\times 10^{20} \; eV$。传统的模型无法解释这两个事实。我在这里表明，在伽玛暴的UHECR加速满足这两个观测约束。利用Mészáros和Rees（1994）的超相对论激波伽玛暴模型，我们证明了由此可以获得的最高能量是$E\simeq 10^{20}\;θ^{-5/3} n_1^{-5/6}\; eV$，从而解释了Bird \etal \/（1995）事件的能量。避免了影响活动星系核中UHECR加速的传统碰撞灾变。一个数量级的估计表明，在地球上的UHECRs的总能量通量也正确地再现。文中还简要讨论了基于超高频电磁辐射在天空平面上分布的模型的检验。
1995-06-13 astro-ph
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
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
Swift-UVOT captures the earliest ultraviolet spectrum of a Gamma Ray Burst
我们提出了有史以来最早的紫外光谱的伽马射线暴（GRB）所观察到的Swift-UVOT。GRB 081203 A光谱被观察50秒，其中UV棱镜在Swift-BAT触发之后251秒开始，此时GRB为μ ~13.4等并且仍上升到其峰值光学亮度。紫外棱镜光谱显示出衰减的Ly-alpha线，Ly-beta，以及在红移z = 2.05 +/- 0.01处的莱曼连续谱断裂。莱曼吸收的模型拟合意味着log N（HI）= 22.0 +/- 0.2 cm-2，这是具有阻尼Ly-alpha吸收体的GRB宿主星系的典型特征。对GRB 081203 A的观测表明，对于亮度超过v ~14等且0.5 < z < 3.5的GRB，UVOT将能够提供红移，并在Swift-BAT触发后4-6分钟内探测阻尼的Ly-alpha吸收体。
2009-01-28 astro-ph
Gamma-Ray Bursts from quark stars
长伽马射线暴（GRB）被认为与Ic型超新星的爆炸有关，这些超新星已经被剥离了它们的氢和氦外壳。这些爆炸似乎有两种类型：一种是近似球形的（GRB 980425/1998 bw），与弱爆发有关，另一种是产生超相对论喷流的经典伽玛暴（GRB 030329/SN 2003 dh）。如果这种双峰性是真实的，斯威夫特将提供一个明确的证据。我们提出，经典的强大的伽玛暴，产生超相对论外流，是夸克星形成的结果。夸克星可以为超新星Ic的爆炸提供额外的能量，但更重要的是创造一个表面，它充当一个重子无法穿透的膜。夸克星的表面只允许超相对论物质逃逸：光子、中微子、电子-正电子对和磁场。夸克星的形成是在最初的核心坍缩之后几分钟内完成的。Lazzati（2005）分析了伽马射线暴的BATSE前兆，这可能是这种时间延迟的证据。
2005-08-27 astro-ph
Prompt and Delayed High-Energy Emission from Cosmological Gamma-Ray Bursts
在伽马射线暴（GRB）的宇宙学爆炸波模型中，高能（> 10 GeV）的伽玛射线要么是通过超相对论电子对软光子的康普顿散射产生的，要么是质子加速到10 GeV能量的结果。我们描述了由这两种机制产生的高能伽马射线的光谱和时间特性，并讨论了如何通过低阈值切伦科夫望远镜或GLAST的观测来区分这些过程。我们认为，冲击波电子对星光光子的康普顿散射可以产生GeV-TeV辐射的延迟耀斑。
1998-12-09 astro-ph
On the energy of neutrinos from gamma ray bursts
超高能质子在冲击波中加速，引起伽马射线暴，光生π介子，然后在原地产生中微子。我认为在这个过程中的损失的来源，即绝热和同步损耗的π介子和μ子。当所考虑的冲击是外部冲击时，即，在喷射物和周围星际介质之间的中微子中，我证明了π介子衰变产生的中微子不受损失的影响;在GRB 971214的余辉观测所需的强束发射中，μ介子衰变产生的中微子能量有限，但仍超过10^19 eV。特别是，这意味着超高能中微子将通过余辉产生。
1998-06-08 astro-ph
Shock Vorticity Generation from Accelerated Ion Streaming in the Precursor of Ultrarelativistic Gamma-Ray Burst External Shocks
我们研究了在超相对论冲击波中加速的非热离子（质子和原子核）与冲击波传播介质中预先存在的磁场的相互作用。虽然诸如扩散冲击加速的粒子加速过程可以加速离子和电子，但是被加速的电子遭受更大的辐射损失。在某些条件下，离子可以获得更高的能量，并且比电子更早到达激波，因此非热粒子可以部分电荷分离。为了补偿电荷分离，上游等离子体产生返回电流，当其流过磁场时，该返回电流驱动上游等离子体的横向加速和上游激波中密度对比的增长。如果流体受到冲击时密度对比很强，则在冲击过渡时会产生涡量。由此产生的湍流可以将冲击后的磁场放大到从伽马射线暴余辉光谱和光变曲线推断的水平。因此，由于上游不均匀性是由在冲击波中加速的离子引起的，因此即使冲击波传播到均匀密度的介质中，它们也是通用的。我们推测的全球结构的冲击前兆，并描绘了几个不同的物理制度，这些制度是由一个不断增加的距离，从冲击，相应地，一个不断减少的密度，达到该距离的非热粒子分类。
2008-07-25 astro-ph
Cooling of Accelerated Nucleons and Neutrino Emission in Gamma-Ray Bursts
利用蒙特卡罗模拟，我们证明了费米加速质子产生的中微子和产生的中微子在伽马射线暴。除非内部冲击发生在离中心相当远的地方，否则超高能量的质子会被质子离子的产生和同步辐射耗尽。在基准距离的内部冲击导致中微子爆发，伴随着源自电磁级联的伽马射线暴。
2005-03-11 astro-ph
Ultra-High-Energy Cosmic Rays from a Magnetized Strange Star Central Engine for Gamma-Ray Bursts
超高能宇宙射线（UHECR）一直试图与宇宙中已知的最多样化和最强大的来源有关。伽马射线暴（GRB）是自然的候选者。在这里，我们认为，宇宙射线可以加速大振幅电磁波（LAEMWs）时，在风中产生的伽玛射线暴的磁化中央引擎故障的磁场的MHD近似。这里考虑的中心发动机是一个奇异星，它是由低质量X射线双星系统中的一颗中子星通过吸积转化为奇异星而产生的。以这种方式产生的LAEMW将轻离子加速到最高能量$E = qηΔΦ_{max}$，其效率$η\sim 10^{-1}$解释了所有可能的能量损失。另外，我们也考虑的可能性，一旦形成，LAEMW是不稳定的，以创建一个相对论性强的电磁湍流，由于翻转不稳定。在该假设下，加速效率的下限估计为大约$η\sim 10^{-2.5}$。由于它们的年龄，低质量X射线双星系统可以位于低星际介质密度的区域，例如，球状星团或甚至星系际介质的情况下，高自行系统，宇宙射线的能量损失，由于质子碰撞光子在减速区被避免，从而打开了粒子利用全电压的可能性，远远超过目前观察到的。
2008-04-04 astro-ph
A Model for Non High Energy Gamma Ray Bursts and Sources of Ultra High Energy Cosmic Rays
作为NHE（Non High Energy）伽玛暴的前身，我们提出了一个（C+O）星和一个中子星（黑洞）密近双星系统。由于（C+O）星是潮汐锁定的，因此新生的脉冲星应该是毫秒脉冲星（MSP）。发电机将产生超强磁场（SSM）。超强磁化毫秒脉冲星发出的能量束可以在超新星喷出物中打出一个洞。然后伽马射线束从喷出物中流出。如果我们从横向观察这个光束，它将是NHE-GRB。在该模型中，SN 1998 bw中应该存在自旋周期约为1秒的脉冲星，因此在全波段寻找这颗脉冲星是迫切需要的。SSM-MSP可以将质子加速到超高能量。如果NHE-GRB事件中SSM-MSP的束流能量中有百分之几以UHECR的形式存在，那么观测到的UHECR通量就可以得到解释。沿着每个UHECR的方向，应该能找到一个超新星遗迹，NHE-GRB可能是软伽马射线中继源的前身，也可能是超新星遗迹中的超强磁场源。
1998-07-09 astro-ph
On Gamma Ray Burst and Blazar AGN Origins of the Ultra-High Energy Cosmic Rays in Light of First Results from Auger
HiRes和Auger天文台对GZK截止点的发现以及Auger对沿超银道面向附近<~75 Mpc活动星系核聚集的>~60 EeV超高能宇宙射线（UHECR）的发现，确立了UHECR的天体物理起源。UHECR的可能来源是伽马射线暴和射电噪声活动星系核，因为：（1）它们是河外的;（2）它们足够强大;（3）在相对论喷出物中可以实现超高能加速;（4）异常的X射线和伽玛射线特征可以用相对论冲击波中的非热强子加速来解释;（5）源位于GZK半径内。两个参数的加速UHE的，并限制UHECR离子加速。UHECR离子被证明是能够生存没有光致衰变，而通过活动星系核散射辐射场，即使在宽线区域深发射。整个宇宙时间的UHECR注入符合UHECR的测量能谱，至少对质子来说是这样。本地UHECR质子和离子的相互作用和能量损失平均自由程计算使用经验拟合河外背景光（EBL）在红外和光学能量。最小星系际磁场（IGM）~ 1 e-11 G是从假设特定源起源的聚类中得出的，例如，Cen A，附近的活动星系核，或用俄歇观测到的超级GZK CRs的伽玛暴。除了大面阵空间望远镜（GLAST）需要观测到的宇宙线感生γ射线特征外，源中微子和GZK中微子的探测以及UHECR到达的方向和时间分布可以最终确定最高能量的宇宙射线的来源。
2007-12-14 astro-ph
Strongly Polarized Optical Afterglows of Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴的光学余辉可以被强烈地偏振，原则上可以达到几十倍，如果：（i）余辉是来自超相对论性爆炸的同步辐射，（ii）爆炸在余辉阶段被发射，即冲击在窄喷流内传播，（iii）我们在正确的时间从正确的视角观察，（iv）平行于和垂直于射流的磁场具有不同的固有强度。
1999-05-21 astro-ph
Gamma-Ray Bursts: Jets and Energetics
从伽马射线暴中流出的相对论性物质现在被认为是被严格准直成喷流。在对喷流几何形状进行修正后，爆发辐射的能量和外流携带的动能都具有显著的恒定性。伽马射线暴仍然是宇宙中最明亮的爆炸，但它们释放的能量与超新星相当。宇宙爆炸的多样性似乎取决于与极端相对论性喷出物耦合的能量比例。
2003-11-12 astro-ph
On the possibility of a helium white dwarf donor in the presumed ultracompact binary 2S 0918-549
2S 0918-549是一颗低质量X射线双星（LMXB），具有低的光学与X射线通量比。它可能是一颗轨道周期短于60分钟的超紧凑联星。这样的联星无法携带富氢供体星。与其他（有时被证实的）超紧凑型LMXB一样，2S 0918-549被观测到有很高的氦氧丰度比（Juett et al. 2001），这被用来论证伴星是一颗CO或一颗白矮星。然而，I型X射线爆发已经从几个这样的系统中观察到，这意味着中子星表面存在氢或氦。本文讨论了2S 0918 - 549的伴星是一颗氦白矮星的问题。我们表明，这种爆发是自然解释吸积纯氦在推断的吸积率~0.01倍爱丁顿吸积率。在~0.1爱丁顿的更高吸积率下，需要氢来解释长时间的爆发。然而，在低速率下，长的持续时间是由于大量的氦在爆发前积累。我们表明，它是可能的，形成一个氦白矮星捐助者在超紧凑的二进制如果吸积开始在第一次上升的巨大的分支，当核心主要是由氦。此外，这种情况自然地解释了高的氘氧比，而不需要一个CO或一个白矮星的同伴。我们唯一无法解释的2S 0918-549的观测方面是在光谱中没有氦线。光学吸积盘光谱的模型计算需要进行，以获得限制的氦丰度。
2005-06-27 astro-ph
Sub-GeV flashes in $γ-$ray burst afterglows as probes of underlying bright UV flares
在许多伽马射线暴（GRB）的余辉中观测到明亮的光学和X射线耀斑。这些耀斑被归因于中央发动机的后期活动。在大多数情况下，峰值能量是未知的，并且有可能甚至很可能存在显著的远紫外成分。这些远紫外光子之所以能逃过我们的探测，是因为它们在到达地球之前就被中性氢吸收了。然而，这些光子穿过了为最初的伽马射线暴提供动力的喷出物所产生的冲击波。它们可以被冲击波中的热电子逆康普顿向上散射。这一过程将产生一个强烈的亚GeV耀斑，它跟随着远紫外耀斑的高能（软X射线）尾部，但持续时间要长得多，可以被即将发射的{ \em伽马射线大面积望远镜}（GLAST）卫星探测到。这个特征可以用来探测潜在的远紫外耀斑的光谱。这种逆康普顿过程产生的额外冷却可以降低前向激波的X射线发射率，并解释在许多伽玛暴中观察到的意想不到的低早期X射线通量。
2006-04-17 astro-ph
Simulations of Ultrarelativistic Magnetodynamic Jets from Gamma-ray Burst Engines
长持续时间的伽马射线暴（GRB）需要一个能够驱动等离子体射流的发动机，以达到高达几百的超相对论体洛伦兹因子和几度的窄张角。我们使用全球轴对称固定解决方案的磁主导（无力）超相对论性射流测试是否流行的磁驱动范式可以产生所需的洛伦兹因子和开度角。我们的全球解决方案是通过随时间变化的相对论性理想磁动力学数值模拟，从中央发动机的喷射超过六个数量级的半径。我们的模型主要是由黑洞或中子星旋转产生的喷流，然后通过一个巨大的恒星包层传播。我们发现，超新星爆发前恒星的大小和恒星内部压力的径向分布决定了喷流的终端洛伦兹因子和张角。在喷流从恒星爆发的半径处，我们动机良好的基准模型产生了洛伦兹因子$γ\sim 400$和半张角$θ_j\sim 2^\circ$，与许多长持续时间GRB的观测结果一致。其他一些参数略有不同的模型给出的$γ$在100到5000之间，$θ_j$在$0.1^\circ$到$10^\circ$之间，因此再现了伽玛射线暴喷流的推断性质范围。我们的一些解决方案的一个潜在的可观察到的特点是，在射流中的最大坡印廷通量被发现在$θ\sim θ_j$与射流功率集中在一个空心圆锥，而在洛伦兹因子的最大值发生在一个角度$θ$远小于$θ_j$也在一个空心圆锥。[删节]
2008-05-08 astro-ph
Nucleosynthesis in gamma-ray bursts outflows
结果表明，在伽马射线暴中，中子和质子与He-4核的融合过程类似于宇宙早期的大爆炸核合成过程。只有幸存的自由中子才能从带电流体中运动学解耦，从而使从非弹性核n-p碰撞预测的多GeV中微子信号显着减少。也有人认为，在伽马射线暴中加速的超高能宇宙射线中，相当大一部分应该是He-4核。
2002-06-19 astro-ph
Non-photonic emission from gamma-ray bursts
伽马射线暴（GRB）可能是超高能（>10^{19} eV）质子和高能（>1 TeV）中微子的来源。超高能宇宙射线（UHECR）和高能中微子的大容量探测器已经投入使用并正在扩大，可能允许在未来几年内测试伽马射线暴模型对高能质子和中微子产生的预测。预测信号的检测将允许识别UHECR的来源，并将提供一个独特的探针，这可能允许解决与GRB模型的基础物理学相关的未决问题。此外，GRB中微子的探测将允许测试中微子的性质（例如，味道振荡，其中τ的将是一个独特的签名，并耦合到重力）的精度比目前可能的许多数量级。
2007-03-16 astro-ph
Magnetic acceleration of ultra-relativistic jets in gamma-ray burst sources
我们提出了一个相对论MHD数值研究的轴对称，磁驱动射流的参数适用于伽马射线暴（GRB）流。我们还提出了解析表达式的渐近射流形状和其他流动参数，同意非常好的数值结果。所有携带电流的流出表现出自准直和随之而来的加速旋转轴附近，但无约束的流出失去因果连接整个射流，因此不准直或加速有效地在其外部区域。磁加速射流受外部压力的限制，该压力随距离变化，幂律指数为< 2 assume a paraboloidal shape and have an acceleration efficiency >50%。它们在10^9-3x10^10 cm尺度上的洛伦兹因子> 30，这与短/硬的伽玛暴喷流在可以被来自吸积盘的适度相对论性风限制的尺度上加速的可能性一致;在10^10-10^12 cm尺度上的洛伦兹因子> 100，这与长/软的伽玛暴喷流在坍缩的大质量恒星的包层内加速的可能性一致。我们还发现，磁加速射流的洛伦兹因子近似与极向流线的开口半角成反比。这意味着伽玛射线暴外流的伽玛射线发射分量非常窄，在洛伦兹因子超过100的区域中，半角< 1度，并且这些分量的余辉光变曲线要么显示出非常早的喷流中断，要么根本没有喷流中断。
2008-11-12 astro-ph
Simultaneous X-ray and Ultraviolet spectroscopy of the Seyfert galaxy NGC 5548. III. X-ray time variability
钱德拉使用HETGS和LETGS光谱仪对塞弗特1星系NGC 5548进行了为期一周的观测。本文研究了连续谱辐射的时变特性。在我们的观测过程中，该光源的通量在四天内逐渐增加，随后迅速下降，光变曲线变平。叠加在这些相对缓慢的变化几个短持续时间的爆发或准周期振荡发生了一个典型的持续时间为几个小时和0.6-0.9天之间的间隔。爆发显示硬X射线相对于软X射线延迟了几个小时。我们将这些爆发解释为由于大约10个引力半径处的旋转、波动热点造成的;爆发产生的硬X射线的时间延迟与软吸积盘光子在热介质上的逆康普顿散射的典型图像一致，该热介质相对靠近中心黑洞。
2004-04-23 astro-ph
Meson Synchrotron Emission from Central Engines of Gamma-Ray Bursts with Strong Magnetic Fields
伽马射线暴（GRB）被认为是由仍然未知的中央引擎提供动力的时间尺度在$1ms \sim$几秒的范围内。我们认为，如果伽玛暴中心发动机是一个可行的强介子同步辐射的网站，如果他们是紧凑的天体物理对象，如中子星或旋转黑洞具有极强的磁场$H \sim10^{12} - 10^{17}G$，如果质子或重核被加速到超相对论能量的顺序$\sim 10^{12}-10^{22}eV$。我们证明了像$π^{\pm}$这样的带电标量介子和像$ρ$这样的重矢量介子，它们在$π^{\pm}$上有几种衰变模式，可以通过与超相对论核子的强耦合以比光子大一千倍的高强度发射。这些介子同步辐射过程最终会产生具有$10^{12} eV \leq E_ν$的高能宇宙中微子爆发。这些中微子将在短伽马射线暴的早期持续时间内被探测到。
1999-09-16 astro-ph
Multiwavelength Monitoring of the Unusual Ultraluminous Supernova SN 1978K in NGC 1313 and the Search for an Associated Gamma-Ray Burst
我们讨论了我们的无线电（澳大利亚望远镜紧凑阵列和澳大利亚长基线阵列）和X射线（XMM牛顿）监测观测的不寻常的超亮超新星SN 1978 K在NGC 1313爆炸后约25年。SN 1978 K是一个罕见的IIn型超新星，它仍然足够明亮，可以进行长期的X射线和射电观测。这些观测探测了祖先恒星在爆炸前喷出的稠密介质;这颗恒星可能是一颗亮蓝变星。无线电成像显示，源仍然是紧凑的，但它可能是边缘解决。无线电监测显示，从一个平滑的衰减表明，不均匀性存在于无线电发射区域的偏差。似乎在超新星事件发生前不久，祖星的质量损失率发生了重大变化。2000年至2006年的X射线辐射与两次冲击波的辐射一致。所有的X射线数据都可以用相同的模型拟合（没有系统的演化或短期的变化），但这有一个令人惊讶的要求：X射线发射区有非常丰富的氦。这与X射线发射激波位于由祖星喷出的富氦层中，或者富氦物质在超新星爆炸中喷出是一致的。这颗超新星的不寻常性质激发了人们寻找相关的伽马射线暴（GRB）。我们发现SN 1978 K在GRB 771029的~4 sigma误差范围内。如果这种关联是正确的，那么伽玛射线暴是异常暗的。然而，当时伽马射线暴位置的质量很差，这可能只是一个偶然的对齐。
2007-07-19 astro-ph
High-energy cosmic-ray nuclei from high- and low-luminosity gamma-ray bursts and implications for multi-messenger astronomy
伽马射线暴（GRB）是超高能（约10^18.5 eV）宇宙射线（UHECR）源的候选源之一。利用Geant 4研究了伽玛暴中包含重核的高能宇宙线加速，并讨论了它的各种意义，同时考虑了高光度（HL）和低光度（LL）伽玛暴.这是因为如果LL伽玛暴形成一个独特的种群，它们也可能对观测到的UHECR通量做出重大贡献。我们表明，不仅质子，而且更重的核可以加速到超高能量的内部，（外部）反向和正向冲击模型。我们还表明，超高能重核，如铁的生存条件几乎是相同的约TeV的伽马射线从源逃逸，并为高能量中微子不会产生太多。中微子和GeV-TeV伽马射线望远镜，如IceCube和KM 3 Net，GLAST和MAGIC的多信使天文学将是重要的，看看GRB是否可以成为超高能重核的加速器。我们还展示了高能中微子和伽马射线的预期光谱，并讨论了它们的可探测性。此外，我们还讨论了GRB-UHECR假说的含义。我们指出，由于HL-GRB和LL-GRB的数密度差别很大，因此用UHECR观测确定它们的数密度也是很重要的。
2008-05-27 astro-ph
