Gamma Ray Burst Beaming Constraints from Afterglow Light Curves: GRB 970508
波束角（zeta）是当今伽马射线暴能量需求的主要不确定性。我们总结了光束爆发的光变曲线的预测，并对GRB 970508的R波段光变曲线进行了建模，得出zeta > 30度。这就产生了一个不可减少的最小能量需求，即3.4乘以10^{49}尔格，以单独为余辉提供动力。
1999-03-25 astro-ph
Models for Achromatic Light-Curve Breaks in GRB Afterglows: Jets, Structured Outflows, and Energy Injection
在第1天的某些伽玛暴余辉的光发射中观察到的幂律衰减的陡化（中断）通常归因于准直流出（喷流），经历横向扩散。具有不均匀能量角分布的更宽开口的伽玛暴喷出物（结构性流出）或余辉中能量注入的停止也可以产生光变曲线突变。我们测定了10个具有光学光变曲线突变的伽玛暴余辉的光学和X射线光变曲线衰减指数和光谱能量分布斜率（980519、990123、990510、991216、000301、000926、010222、011211、020813、030226），并使用这些属性测试上述模型的光变曲线陡度。据发现，这些余辉的光学断裂可以容纳通过能量注入或结构化的流出。在更新的激波模型中，环暴介质的风状分层（如大质量恒星作为GRB祖先所预期的那样）稍微有利。余辉990510、000301、011211和030226需要一个与均匀环击暴流介质相互作用的扩散射流。这四个余辉的光学前和后中断衰减与风一样的介质是不相容的。目前的10个余辉与休息的样本表明，休息幅度（定义为余辉衰减指数的增加）的分布是双峰，间隙为1。如果是真的，这种双峰有利于结构外流模型，而间隙位置表明一个均匀的环爆环境。
2005-06-23 astro-ph
Modeling Fluctuations in the GRB-Afterglow Light Curves
GRB馀辉光变曲线的起伏为探测环爆密度分布和爆炸波能量随时间的变化提供了有用的工具。我们提出了一个一般的形式主义，减少了计算所观察到的光变曲线从布兰德福德-麦基爆炸波的一维积分的评价。使用这种形式主义，我们得到一个简单的近似一般的光变曲线，出现在更复杂的情况下，余辉的能量或外部密度变化。该解对球对称剖面有效，并充分考虑了角时滞效应。我们提出了几种外部密度分布的光变曲线，并演示了密度变化对光变曲线的影响。我们还重新访问GRB 021004的余辉，我们发现，陡峭的衰减后，第一次碰撞（$\sim 4000sec$）不能导致从一个球对称的密度变化或从通过光学波段的同步加速器频率的通道。这表明角结构是光变曲线中观察到的一些特征的原因。这可能是第一个证据表明，角结构是重要的早期阶段的余辉。
2003-03-07 astro-ph
Afterglow Light Curves and Broken Power Laws: A Statistical Study
在伽马射线暴的研究中，常采用破幂律拟合余辉光变曲线来解释数据。我们将这种方法应用到计算机模拟人口的余辉，并发现系统之间的差异的人口和来自幂律拟合的已知模型参数。一般而言，电子能量分布的斜率从破裂前光变曲线斜率被高估，而从破裂后斜率被低估。我们还发现，从拟合得出的射流张开角是高估窄射流和低估在较宽的。因此，必须谨慎解释从拟合余辉光变曲线与破坏的幂律的结果，因为导出的参数的不确定性可能大于从拟合估计。这可能对利用伽马射线暴数据构建的哈勃图有影响。
2006-02-09 astro-ph
Afterglow Light Curve Modulated by a Highly Magnetized Millisecond Pulsar
我们调查的后果，一个连续的能量注入中央引擎的伽马射线暴（GRB）余辉发射，假设一个高度磁化的脉冲星是留在GRB祖核心的光束。束流和连续的能量注入是脉冲星源的伽玛暴余辉的自然结果。鉴于以往的研究认为，连续能量注入从一个新诞生的脉冲星解释的余辉光变曲线的偏离与简单的幂律行为的伽玛暴，聚束效应，这是脉冲星发射的最重要的方面之一，被忽略在早期的调查。我们明确地包括光束的影响，并考虑随着时间的变化，由于一个新诞生的脉冲星的动态演化的光束。我们表明，从这个火球的余辉的大小确实首先随着时间的推移而减少，随后上升，并再次下降。GRB 970508最奇特的光学余辉光变曲线之一，可以用一颗高磁化新生脉冲星的连续能量注入和束流来解释。我们讨论了脉冲星的观测证据的影响。
2001-10-30 astro-ph
Jet-breaks in the X-ray Light-Curves of Swift GRB Afterglows
在2005年1月至2007年3月期间由雨燕观测到的236个伽玛暴余辉中，我们确定了30个X射线光变曲线，其幂律衰减在触发后0.1-10天呈现出陡峭（“中断”），衰减比t^{-1.5}更陡。对于大多数这些余辉，X射线光谱斜率和衰减指数之前和之后的休息可以容纳的标准射流模型，虽然不能排除不同的起源的休息。此外，还有27个余辉的X射线光变曲线也可能表现出一个陡峭的衰变后期断裂，但证据并不那么令人信服。38个余辉的X射线发射在3天后才慢于t^{-1.5}，其中一半余辉在10天后才表现出这种慢衰减。因此，无论我们只计算每种类型的最强情况还是所有类型的最强情况，受到良好监测的雨燕余辉中有可能发生喷射中断的比例约为60%。这一比例与雨燕前余辉的75%相当，后者的光学光变曲线在约1天时显示出类似的中断。具有光变曲线突变的雨燕余辉的即时发射的性质显示出与先前发现的具有光变曲线突变的雨燕前光学余辉（分别为Amati和Ghirlanda关系）相同的相关性（GRB谱的峰值能量与爆发各向同性输出和爆发准直输出）。然而，我们发现，Ghirlanda关系在很大程度上是一个后果的Amati的和使用的喷气休息时间导致一个更强的Ghirlanda相关性只有当少数离群值的Amati关系被包括在内。
2007-06-07 astro-ph
A Late-Time Flattening of Afterglow Light Curves
我们提出了一个样品的无线电余辉光变曲线与测量的衰减斜率，这表明在后期的平坦化相比，光学和X射线衰减指数的证据。这种行为的最简单的起源是，斜率的变化是由于喷流一样的外流过渡到亚相对论膨胀。这可以解释样品中许多但不是所有爆发的晚期射电光变曲线。我们研究了几种可能的修改标准火球模型，可以扁平后期的光变曲线。控制粒子加速的激波微观物理学的变化，或对激波的能量注入（径向或方位角），可以再现所观察到的行为。区分这些不同的可能性将需要同时光学/无线电监测余辉在晚些时候。
2003-08-11 astro-ph
The influence of inverse Compton scattering on GRB afterglows: one possible way to flatten and steepen the light curves
伽马射线暴的火球模型预测，当高能冲击波遇到周围介质时，会有余辉发射，随后出现的余辉观测证实了这一预测。在这个最简单的火球模型中，电子在相对论冲击波中被加速到幂律能量分布，然后通过同步辐射产生余辉辐射。迄今为止，同步辐射被认为是GRB辐射的主要机制，然而，在某些情况下，逆康普顿散射（ICS）可能起着重要的作用，并且可以改变GRB余辉的光变曲线。本文研究了相对论情况（周围介质密度$ρ\propto r^{-2}$）和非相对论情况（$ρ=constant$和$ρ\propto r^{-2}$）下ICS的影响，发现在相对论情况下ICS的影响通常很重要，而在非相对论情况下，这种影响通常不重要，除非周围介质密度很高。我们发现，如果ICS是重要的，那么它可以平坦化和陡峭的伽玛暴余辉的光变曲线，这可能提供一些余辉观测的解释。
2000-07-20 astro-ph
Energy Injection in GRB Afterglow Models
我们扩展了标准火球模型，广泛用于解释伽马射线暴（GRB）的余辉光变曲线，包括能量注入，并将该模型应用到GRB 990510，GRB 000301 C和GRB 010222的余辉光变曲线。我们表明，离散的能量注入可以引起的光学光变曲线的时间变化，目前适合的光变曲线的GRB 000301C作为一个例子。可能需要连续注入来解释其他爆发，如GRB 010222。扩展模型合理地解释了从X射线到无线电波长的所有波段的观测结果。在某些情况下，放射性光变曲线表明可能需要额外的模型成分。
2006-05-11 astro-ph
GRB afterglow light curves from uniform and non-uniform jets
在这里，我们计算了伽玛暴余辉光曲线从一个相对论喷流从喷流轴的观察者看到在一个广泛的视角，喷流是均匀的或不均匀的。我们发现，对于均匀喷流，不同视角下的余辉光变曲线略有不同：一般情况下，光变曲线有两个突变点，分别对应于时间$γ\sim (θ_j-θ_v)^{-1}$和$γ\sim (θ_j+θ_v)^{-1}$。然而，对于非均匀射流，事情变得更加复杂。对于$θ_v=0$，我们可以得到分析结果，对于$k<8/(p+4)$，光变曲线上应该有两个突变点，分别对应于$γ\simθ_c^{-1}$和$γ\simθ_j^{-1}$，而对于$k>8/(p+4)$，光变曲线上应该只有一个突变点，对应于$γ\simθ_c^{-1}$，这为某些快速衰减的余辉提供了一种可能的解释，因为$γ\simθ_c^{-1}$的时间比我们的第一次观测时间早得多，所以这些余辉的光变曲线没有中断。对于$θ_v\neq 0$，计算结果表明，余辉光变曲线受$θ_v$，$θ_c$和$k$的影响很大.当$θ_v/θ_c$和$k$值较大时，余辉光变曲线将出现明显的平坦化，这与均匀喷流有很大的不同，并且在平坦化之后，在时间$γ \sim（θ_v + θ_c）^{-1}处将出现一个非常尖锐的突变。
2003-01-17 astro-ph
Jet break time -- flux density relationship and constraints on physical parameters of GRB afterglows
本文导出了伽玛暴余辉光变曲线突变点的通量密度$F_{ν,j}$与突变时间$t_{j}$之间的关系。当喷流的洛伦兹因子等于初始半张角的倒数时，即，$γ=1/θ_0$。我们表明，这种关系确实表现为$F_{ν,j}\propto t_{j}^{-p}$之间的伽玛暴慢冷却的情况下，其中$p$是幂律指数的电子分布。对9个暴的光学喷流破裂进行了统计分析，得到了与激波加速理论相一致的$p=2.10\pm 0.21$。以这种方式导出的$p$的值不同于观测到的$t_{j}$之后的后期光变曲线的时间指数$α_2$（$F_ν\propto t^{-α_{2}}$），后者由于侧向膨胀的流体动力学不清楚而具有几个不确定性，并且表现出很大的分散性。我们的结果不仅证实了伽玛暴的残余是标准烛光，而且首次证明了相对论性激波的物理参数是普适的，其最佳值为$ε_{e}\sim 0.1$和$ε_{B}\sim 10^{-3}$。
2004-11-01 astro-ph
Spectra and Light Curves of GRB Afterglows
我们对伽马射线暴（GRB）模型中物质相对论运动的角度、时间和频率相关的辐射转移进行了精确的数值计算。我们的技术解决的转移方程，这是基于特征线的方法，可以应用到物质的运动与洛伦兹因子高达1000。考虑了同步辐射自吸收的影响。我们计算了能量分布为幂律的电子在膨胀的相对论激波中的光谱和光变曲线，并将它们与现有的分析估计进行了比较。定性地讨论了GRB 990510和GRB 000301c的光学余辉行为。
2004-02-03 astro-ph
Constraining the Structure of GRB Jets Through the Afterglow Light Curves
我们研究了伽玛暴喷流的结构对观测者位于不同视角（$θ_{obs}$）的余辉光变曲线的影响。射流动力学中最大的不确定性是横向能量传递的程度。因此，我们使用两个简单的模型，对这一点做出相反和极端的假设，并计算外部密度的光变曲线，该外部密度是均匀的，或者随着距离源的平方而减小。洛伦兹因子和单位立体角的动能最初被取为与射流轴线的角度的幂律。我们进行了定性的光变曲线和余辉观测之间的比较。这限制了喷流结构，并对“通用”喷流模型提出了问题，在该模型中，所有的伽玛射线暴喷流被假定为本质上是相同的，不同之处仅在于我们的视角$θ_{obs}$。
2002-12-25 astro-ph
Images, Light Curves and Spectra of GRB Afterglow
我们计算了由Blandford-McKee解描述的绝热爆炸波的光变曲线、峰值附近的光谱和自吸收破缺。预期的光变曲线和光谱在峰值附近是平坦的。这排除了将在GRB 970508的光学余辉中观察到的尖峰解释为光变曲线的预期峰值。观察到的图像的余辉计算的频率范围很广。我们发现，低于自吸收频率的频率的图像是相当均匀的，而不是明亮的环在外部边缘和暗淡的中心，出现在较高的频率。我们拟合观测到的光谱GRB 970508的详细理论，并获得估计的物理参数，这爆发。
1999-01-07 astro-ph
Light Curves and Spectra of Dust Echoes From Gamma-Ray Bursts and their Afterglows: Continued Evidence that GRB 970228 is Associated with a Supernova
GRB 970228和GRB 980326在爆发后20 - 30天的光学余辉相对变亮和变红被归因于超新星，超新星是红色的（光谱峰值的蓝向），并且在大约20（1+z）天后达到峰值。然而，这一直接证据的伽玛暴/SN连接最近受到质疑。有人认为，这些爆发的晚期余辉可以用尘埃回波来解释，我们考虑两种情况：（1）余辉的光的散射（向前冲击），闪光灯（反向冲击），和/或来自爆发本身的可见光，由距离祖先半径为R的尘埃壳产生，以及（2）尘埃壳对这种光的吸收和热再发射。在本文中，我们模型和计算尘埃回波光曲线和光谱的两种情况。虽然GRB 980326的后期余辉没有足够好的采样来排除尘埃回波的描述，我们发现GRB 970228的后期余辉不能用尘埃回波来解释。
2001-01-19 astro-ph
GRB Afterglows from Anisotropic Jets
伽马射线暴（GRB）的一些祖先模型（例如，抛物面反射器）可以产生各向异性射流，其中每单位立体角的能量是角度（$\proptoθ^{-k}$）的幂律函数。我们计算了伽玛暴在星际介质和风介质中的余辉的光变曲线和光谱。特别是，我们考虑到两种风：一个（$n\propto r^{-3/2}$）可能来自一个典型的红超巨星和另一个（$n\propto r^{-2}$）可能来自沃尔夫-拉叶星。我们发现，在每种类型的介质中，一个中断出现在后期的余辉光曲线小$k$，但变得更弱，更平滑的$k$增加。当$k\ge 2$时，断裂似乎消失，但余辉迅速衰减。因此，我们可以预期，来自膨胀的、高度各向异性的喷流的辐射为某些光变曲线没有中断的快速衰减的余辉提供了一个合理的解释。我们还提出了良好的拟合的光学余辉光曲线的GRB 991208。最后，我们认为，这种爆发可能产生于一个高度各向异性的喷流在风中扩大（$n\propto r^{-3/2}$）从一个红超巨星解释所观察到的无线电到光学波段余辉数据（光谱和光变曲线）。
2000-12-11 astro-ph
The time ending the shallow decay of the X-ray light curves of long GRBs
结果表明，长伽马射线暴（GRB）的X射线余辉光变曲线的浅衰减结束时间的平均值和分布，到该时间为止的X射线余辉等效各向同性能量和等效各向同性GRB能量，以及它们之间的相关性，与GRB的炮弹（CB）模型所预言的完全一致。瞬发和余辉观测之间的相关性是很重要的，因为它们测试了伽玛暴模型的整体一致性。在CB模型中，γ射线暴的瞬发和余辉谱、余辉的终止时间、X射线余辉的复杂正则形状以及γ射线暴观测量之间的关联都不是意外，而是预言。
2007-03-27 astro-ph
Are some breaks in GRB afterglows caused by their spectra?
在几个伽玛暴的余辉光变曲线中观察到了尖锐的突变，这通常可以用喷流模型来解释。然而，由于射流侧向膨胀的流体动力学不清楚，关于这种解释仍然存在一些不确定性。在这里，我们提出了另一种解释，这些观察到的休息。如果我们假设伽玛暴余辉的多波长光谱不是由精确的幂律段组成的，而是由斜率平滑变化的部分组成，即$dβ/d logν<0$，其中$β$是光谱指数，我们发现这一事实可以很好地解释余辉光变曲线的突变。因此，我们认为余辉光变曲线中的某些突变可能是由它们的弯曲光谱引起的。这种解释的主要特点是，休息时间是依赖于所观察到的频率，而喷流模型产生消色差的光变曲线的休息。此外，知道特征频率$ν_{c}$在多波长光谱中的位置是非常重要的，因为它是我们的模型和喷流模型之间的进一步判别。我们发现，虽然我们提出的模型可以很好地拟合7个伽玛暴余辉的光学光变曲线，但事实上，只有其中一个（即GRB 000926）可以在这个框架中得到解释，因为对于其他的特征频率$ν_{c}$是高于光学后，或低于光学前破裂。
2001-11-09 astro-ph
Analytical light curves in the realistic model for GRB afterglows
考虑到爆炸波的辐射损失对时间行为的显著影响，解析地构造了真实的伽马射线暴残余物在均匀星际介质或星风环境中减速的余辉光变曲线.考虑逆康普顿散射。逆康普顿效应显著地抑制了快速冷却阶段，在此阶段，相对论激波是半辐射的，辐射效率近似为常数。结果进一步表明，激波在进入慢冷却阶段后，在相当长的时间内仍然是半辐射的。在这个半辐射阶段的X射线余辉光变曲线的时间衰减指数是更符合观察到的$<α_{X}> \sim 1.3$比常用的绝热。在相对论性阶段，要使X射线余辉表现为凸点甚至占主导地位，在星际介质情况下，密度应大于1-10 cm $^{-3}$，或者在恒星风情况下，风参数$A_{\ast}$应大于1。
2004-11-01 astro-ph
A Canonical High Energy Afterglow Emission Light Curve?
我们提出了自洽计算同步自康普顿（SSC）辐射的余辉爆炸波和外部逆康普顿（EIC）辐射时发生的耀斑光子（由内部过程产生）通过爆炸波。我们表明，如果我们目前的Swift XRT数据的解释是正确的，应该有一个典型的高能量余辉发光曲线。我们预期X射线长期平坦化的伽玛暴或X射线耀斑应该具有类似的高能特征。然而，EIC发射持续时间长且微弱，可能被前向激波的SSC发射所掩盖。即将发射的GLAST卫星可以很好地探测到高能辐射。它的探测可以为伽玛暴发射区的状况提供新的线索。
2007-05-31 astro-ph
Type Ia Supernovae are Good Standard Candles in the Near Infrared: Evidence from PAIRITEL
我们已经获得了1087近红外（JHK）测量21超新星Ia使用PAIRITEL，近一倍的数量以及采样的近红外超新星Ia光曲线。这些数据加强了证据，超新星Ia是优秀的标准蜡烛在近红外光谱，即使没有校正的光学光曲线形状。我们从我们的样本中构建了正常SNe Ia的基准近红外模板，只排除了三个已知的奇特SNe Ia：SN 2005 bl，SN 2005 hk和SN 2005 ke。在这个18超新星Ia样本中，H波段绝对星等的本征均方根只有0.15等，没有光变曲线形状的校正。我们发现H带消光与光学色过量Δ H =0.2E（B-V）之间存在一定的关系。这种变化与目前用于宇宙学的距离模量测量中的散射一样小，所述测量基于对光曲线形状进行校正后的光学光变曲线。结合均匀的PAIRITEL测量与23 SNe Ia从文献中，这41 SNe Ia具有标准的H-波段幅度与均方根散射为0.16马格。我们的样品与文献样品的良好匹配表明，有一些系统的测光问题。我们提出了一个附近的近红外哈勃图，显示没有相关性的残差从哈勃线与光变曲线的属性。未来的样品，占光学和近红外光曲线的形状，吸收，光谱变化，或主星系的属性可能会揭示有效的方法，以改善使用SNe Ia作为距离指标。由于光学波段中尘埃吸收引起的系统误差仍然是超新星宇宙学应用中的主要困难，超新星Ia的近红外光变曲线的良好行为及其对红化的相对不敏感性使这些天体成为未来宇宙学…
2009-02-05 astro-ph
Optical and X-Ray Observations of GRB 060526: A Complex Afterglow Consistent with An Achromatic Jet Break
在爆发触发后的5个夜晚，我们用MDM 1.3m、2.4m和PROMPT望远镜获得了98张GRB 060526（z=3.21）的R波段和18张B，r '，i'光学余辉图像。结合GCN和Swift-XRT的观测数据，我们比较了GRB 060526的光学和X射线余辉光变曲线。光学和X射线余辉光变曲线都显示出丰富的特征，如耀斑和破裂。密集采样的光学观测在T>1.e4秒时提供了非常好的覆盖。我们观察到在2.4e5秒的光学余辉光曲线的中断。与X射线余辉光变曲线相比，该突变与支持伽玛暴聚束模型的消色差突变一致。然而，在简单的余辉模型中很难解释前中断和后中断的时间衰减斜率。我们估计喷流角为θ_j ~ 7 °，瞬发发射尺寸为R_{prompt} ~ 2 e ~（14）cm。此外，我们还探测到了几个振幅分别为Δm ~ 0.2，0.6和0.2等的光学耀斑。Swift探测到的X射线余辉具有复杂的衰变模式。最近，许多采样良好的光学余辉也显示出耀斑和多次破裂的衰变。GRB 060526提供了这样一个复杂的，观察良好的光学余辉的另一个例子。累积的良好采样的余辉表明，大多数的光学余辉是复杂的。
2007-01-17 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
Can the jet steepen the light curves of GRB afterglow?
为了降低伽玛暴的总能量，许多学者提出了相对论性喷出物的聚束效应，因此寻找聚束效应的观测证据是非常重要的。Rhoads（1999）指出，当束状喷出物扫过外部介质时形成的冲击波的动力学将由于扫过的物质增加而被侧向膨胀显著地改变。他声称，在爆炸波的体洛伦兹因子（$Γ$）下降到低于光束喷出物的初始张角（$θ_{0}$）的倒数后不久，余辉光变曲线将出现急剧的中断。然而，其他一些作者进行了数值计算，并表明光变曲线的断裂比分析预测的更弱，更平滑。本文重新分析了喷流爆炸波的动力学演化，用解析方法计算了喷流发射，发现Rhoads预言的锐裂实际上并不存在，而且在大多数情况下，余辉光变曲线几乎不受侧向膨胀的影响，除非束角很小。我们证明，只有当$θ_{0}<0.1$，余辉光变曲线可能会变陡的横向扩展，事实上，不可能有两个突破之前声称。我们还构造了一个简单的数值代码来验证我们的结论。
2000-04-26 astro-ph
Dust Extinction Curves and Ly-alpha Forest Flux Deficits for Use in Modeling GRB Afterglows and All Other Extragalactic Point Sources
自1997年首次发现伽马射线暴余辉以来，相对论火球模型成为余辉的主要理论解释。在本文中，我们提出了一个非常普遍的，贝叶斯推断形式主义，这个，或任何其他的，余辉模型可以测试，并与可接受的模型的参数值可以被约束，给定可用的光度。然而，在尝试模型比较或参数估计之前，还必须考虑影响余辉的物理过程，因为它沿着从爆发源到观察者的视线传播。也就是说，在宿主星系和我们的星系中，尘埃的消光，以及宿主星系中Ly-alpha森林和H I的吸收，是如何改变余辉的固有光谱的？因此，我们也提出了在本文中一个非常普遍的，八参数的尘埃消光曲线模型，和两个参数模型的Ly-alpha森林通量赤字与红移分布。使用拟合的消光曲线从银河系和麦哲伦云的视线，和测量Ly-alpha森林通量赤字类星体吸收线系统，我们构建了一个贝叶斯先验概率分布，权重这个额外的，但必要的，参数空间，使解决方案空间的体积显着减少，先验。最后，我们讨论了广泛的适用性，这些结果的建模光从所有其他河外点源，如Ia型超新星。
2001-01-13 astro-ph
Gravitational Microlensing of Gamma-Ray Burst Afterglows by Single and Binary Stars
计算了伽马射线暴（GRB）余辉的恒星微透镜效应的放大光变曲线。伽马射线暴源在天空中呈现为一个薄环，其膨胀速度超过光速，并且在穿过透镜焦散线时被最大程度地放大。虽然单星透镜在放大率光变曲线中产生单个峰值，但双星透镜可能产生多个峰值。放大光变曲线的形状提供了关于余辉光球在亚微弧秒尺度上的表面亮度分布的宝贵信息。我们发现，所有的余辉都可能在爆炸后一年左右表现出百分之几的变化，这是由于恒星与它们的视线之间相隔数十个爱因斯坦半径。
2000-11-12 astro-ph
Gamma-Ray Burst Afterglow: Polarization and Analytic Light Curves
讨论了伽玛暴余辉偏振。我们发现一个可观察到的，高达10%，极化，如果磁场相干长度增长后，在冲击波前沿产生的领域约光速。对偏振余辉的探测表明，无碰撞的超相对论激波可以产生强的大尺度磁场，从而证实了同步辐射余辉模型。在1%的水平上未检测到，这意味着同步辐射模型是不正确的，或者强磁场在冲击中产生后，以某种方式设法保持在“微观”、趋肤深度、尺度上不消散。在考虑同步辐射冷却效应的情况下，得到了任意电子分布函数下超相对论自相似爆炸波同步辐射的解析光变曲线。峰值同步辐射通量和频率远小于峰值频率的通量对电子分布函数的细节不敏感，因此它们的观测测定将对冲击波参数提供强有力的约束。
1998-07-10 astro-ph
Are the missing X-ray breaks in Gamma-ray Burst afterglow light curves merely hidden?
与BeppoSAX或前斯威夫特时代相比，斯威夫特时代的伽马射线暴余辉观测缺乏消色差喷流中断。具体地说，相对较少的中断，与射流中断一致，观察到这些爆发的X射线光变曲线。如果这些中断真的丢失了，它对解释伽玛暴喷流准直和能量需求以及伽玛暴作为宇宙学工具的使用具有严重的后果。在这里，我们解决的问题，X射线突破，可能是“隐藏”，因此光变曲线被误解为单次幂定律。我们通过合成XRT光变曲线和拟合单一和破碎的幂律，并通过蒙特卡罗分析比较每个拟合的相对优度。即使有斯威夫特时代采样良好的光变曲线，这些突变也可能被错误识别，因此在明确声明不存在消色差突变时需要谨慎。
2008-02-25 astro-ph
Cluster AgeS Experiment (CASE): RR Lyrae stars from the globular cluster Omega Centauri as standard candles
利用欧米茄Cen中RRab和RRc星的新测光方法，标定了它们的绝对星等M_V作为a）金属丰度和b）V波段光变曲线傅立叶参数的函数。这两个校准的零点依赖于早期由CASE项目根据对分离食双星OGLE GC 17的观测得出的到星团的距离模数。对于RRab变量，我们得到了M_V=（0.26 \pm 0.08）[Fe/H]+（0.91 \pm 0.13）的关系。基于该公式的到LMC的去红的距离模数为$μ_{0}=18.56\pm 0.14$ ma g。基于分解的光变曲线的傅立叶系数的M_V的第二校准导致LMC距离为$μ_{0}=18.51\pm 0.07$ ma g。
2003-06-16 astro-ph
Evidence for chromatic X-ray light-curve breaks in Swift GRB afterglows and their theoretical implications
伽玛暴余辉050319、050401、050607、050713 A、050802和050922 C的X射线发射的幂律衰减在爆发后约1- 4小时表现出陡度，令人惊奇的是，这并不伴随着光发射的中断。如果假定光学余辉和X射线余辉都是由同一外流产生的，那么，在标准前向激波模型的框架内，X射线光变曲线突变的色度表明，它们不仅仅是由与外流动力学（例如能量注入）或爆炸波动能角分布（结构化外流或喷流）有关的机制产生的。没有伴随X射线光变曲线突变的光谱演化表明，这些突变也不是由光谱突变（例如冷却频率）的通过引起的。在这些情况下，X射线和光学衰变的解耦要求前向激波中电子和磁能的微物理参数随时间演化，无论X射线余辉是同步辐射还是逆康普顿辐射。为了使这些参数随着前向冲击的洛伦兹因子和因能量停止注入爆炸波而产生的X射线光曲线突变而稳定演变，上述六个雨燕余辉的光学和X射线特性需要具有r^{-2}径向分层的环暴介质，正如长伽玛暴的大质量恒星起源所预期的那样。或者，彩色X射线光变曲线突变可能表明光学和X射线发射来自不同的流出。这两个特征（微物理参数的演变或光学和X射线发射的不同来源）都不是雨燕前余辉所必需的。
2006-04-05 astro-ph
On Source Density Evolution of Gamma-ray Bursts
最近对伽马射线暴的光学余辉观测表明，许多与恒星形成区有关的背景和距离尺度。在本文中，我们使用$<V/V_{max}>$和一组人工触发阈值探测几个潜在的伽玛暴源密度演化方案。特别是，我们比较了一个统一的BATSE 4B数据的宇宙学的情况下，伽玛暴演化的共动密度，恒星形成率，类星体率，和SN型Ic率。标准的蜡烛爆发与幂律谱和宇宙没有真空能量的假设。我们的研究结果显着有利于一个共动密度模型，这意味着伽玛射线暴源密度演化弱于预期在这些演化情景。如果伽玛射线暴的光度演化适当，有显著的光束，标准烛光假设有显著的误差，或者对恒星形成率的估计有显著的修正，那么伽玛射线暴的密度可能仍然遵循恒星形成率。
1998-10-14 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
A catalog of optical/near-infrared data on GRB afterglows in the pre-Swift era. I. Light curve information
目前的目录是我们试图收集所有已发表的测光数据的结果，在前斯威夫特时代观察到的2004年底，以获得统计洞察力的现象学的伽玛暴余辉。第一部分包含了所有已发表的关于伽玛暴余辉的数据，我们在Zeh，Klose，& Kann（2005）中使用了滤光片来创建参考光变曲线并导出光变曲线参数（主要是R波段，但少数爆发在其他颜色下有更好的数据），包括相应的参考资料。该目录包括GCN数据以及在参考期刊上发表的数据。没有任何数据被遗漏或以任何方式进行评估（除了极少数与余辉无关的数据）。第二部分将包含通过在其他光度带中观察到的光变曲线获得的颜色信息（Kann等人，2006年，准备中）。使用一个简单的计算机程序，可以处理字符串，我们的目录是很容易使用，因为所有的表格都以TeX格式提供。对于在线可搜索的GCN目录，我们参考Quimby等人（2003）所做的工作。我们的星表包括59个爆发（GRB 970228 - GRB 041006）的光度数据，共有4883个数据点。大多数数据来自GRB 030329（2759个数据点），其次是GRB 021004（393个数据点），而13个爆发的数据点少于10个。在GRB 030329的情况下，我们没有包括Lipkin等人（2004）在线提供的广泛数据列表。（节录）
2005-09-15 astro-ph
Early GRB afterglow from a reverse shock as a tracer of the prompt gamma-ray light curve
我们讨论了当重子喷出物与外部星际介质（ISM）相互作用时穿过重子喷出物的反向冲击的光学和无线电早期余辉发射。我们发现，闪光的峰值将反向激波的光变曲线分为两个不同的阶段。峰值后的发射弱地依赖于喷出物的初始条件，因此它可以被用作反向冲击发射的可识别的签名。另一方面，在光学峰之前的发射是高度敏感的初始条件，因此可以用来调查的初始流体动力学轮廓的喷出物。特别是，如果瞬发$γ$射线发射是由内部激波引起的，则早期反向激波发射应该类似于瞬发$γ$射线光变曲线的平滑版本。
2005-02-23 astro-ph
Evidence for Supernova light in all Gamma-Ray Burst afterglows
我们提出了一个更新的系统分析所有伽马射线暴（GRB）余辉数据，现在发表到2004年底，试图检测预测的超新星光组件。我们将观测到的光度光变曲线拟合为余辉、底层宿主星系和超新星组成部分的总和。后者是使用公布的SN 1998 bw的UBVRI光变曲线作为模板建模的。在确定红移的余辉样本中，现在共有29个爆发（GRB 970228 - GRB 041006）。与我们先前的结果（Zeh et al. 2004）一致，我们发现在更新的样本中，所有红移< 0.7的爆发在余辉光变曲线上都显示出超新星过剩。在较大的红移下，通常没有检测到超新星的成分，这可以用选择效应来解释。这些结果有力地支持了我们先前基于1997年至2002年所有余辉数据得出的结论，即实际上所有长持续时间伽玛暴的余辉都包含来自相关超新星的光。
2005-03-15 astro-ph
Off-Axis Afterglow Emission from Jetted Gamma-Ray Bursts
我们计算了伽马射线暴余辉光变曲线从一个相对论性喷流的初始开口角θ_0，观察者看到在一个广泛的视角，θ_obs，从喷流轴。我们描述了三个越来越现实的模型，并比较由此产生的光曲线。在theta_obs theta_0的观测者< theta_0 should see a light curve very similar to that for an on-axis observer. An observer at theta_obs >应该在早期看到一个上升的光变曲线，当喷流洛伦兹因子sim 1/theta_obs时通量达到峰值。在这段时间之后，通量与轴上观测者看到的没有太大的不同。强线性偏振（<40%）可能出现在光变曲线的峰值附近，并随时间缓慢衰减。我们表明，如果伽玛暴喷流具有普遍的能量，那么孤儿余辉与离轴喷流应被视为一个常数theta_obs，因此孤儿余辉的检测率将成正比的真实伽玛暴率。我们还讨论了超新星1998 bw和GRB 980425之间的联系。
2002-04-01 astro-ph
Swift X-ray Afterglows: Where are the X-ray Jet Breaks?
本文研究了Swift/X射线望远镜（XRT）对第一个~150个伽马射线暴（GRB）余辉的光变曲线。虽然我们期望在GRB后1-2天的典型时间内发现喷流中断，但我们发现这些似乎非常罕见。典型的光变曲线在大约10^4秒处有一个斜率突变，然后是一个单一的幂律衰减，其斜率太浅，与喷流突变的预期不一致。X射线的光变曲线通常会延长到10天左右，直到它们变得太微弱而无法被XRT检测到。在一些极端的情况下，光变曲线延长到两个多月，没有喷气中断的证据。这引起了我们对余辉和喷流动力学以及GRB能量学的理解的关注。
2007-02-23 astro-ph
The Early Light Curve of the Optical Afterglow of GRB 021211
里克天文台的卡茨曼自动成像望远镜（KAIT）在爆发后105秒开始观测GRB 021211，这是迄今为止最早观测到的光学余辉之一。我们的光变曲线采样良好，包括前10分钟内的18个点和伽玛暴后前2.5小时内的28个有用观测值，首次直接显示出在$t \approx 10$ min处的一个突变。光变曲线可以表示为两个分量之和，其衰减指数为$-1.82\pm0.02$和$-0.82\pm0.11$。我们假设，在中断之前的数据主要是由反向冲击的排放，如以前建议的GRB 990123。我们的数据表明，要么GRB 021211在早期经历了戏剧性的颜色变化，或者有小规模的变化叠加在幂律衰减的反向冲击辐射。GRB 021211的微弱，加上光学余辉典型的快速下降，表明一些“暗爆发”没有被检测到，因为光学观测在GRB之后开始得太晚。
2003-02-21 astro-ph
Variability in GRB Afterglows and GRB 021004
我们提出了一般的解析表达式所产生的伽玛射线暴余辉光变曲线从一个可变的外部密度分布和/或一个可变的能量在冲击波。前者可能是由cluphilism或变化的恒星风引起的;后者可能是由更新的激波或角相关的喷流结构（片状壳层）引起的。这两种情况都将导致可变的光变曲线。我们的形式使我们能够反转所观察到的光变曲线，并获得可能的密度或能量分布。GRB 021004的光学余辉在537秒AB（爆发后）被检测到（Fox等人，2002年）。广泛的后续观察显示了显着的时间变异性。我们应用我们的形式主义的R-波段光变曲线的GRB 021004，我们发现，几个模型提供了一个很好的适合的数据。我们认为最有可能的解释是采用$p=2.2$的缀片壳模型。根据这个模型，我们的视线是朝向一个“冷点”，这导致了相对较低的$γ$射线通量和最初较弱的余辉（而一天后的X射线余辉通量高于平均水平）。在冷却频率$ν_c$以上的观测，可以提供区分不同模型的最佳方法。
2003-03-07 astro-ph
The GRB afterglow onset observed by REM: fireball Lorentz factor and afterglow fluence
我们报告的早期光变曲线的GRB 060418和GRB 060607 A，进行了粉红色的机器人望远镜REM。两个事件都检测到一个明显的峰值，这被解释为余辉的开始，也就是火球开始减速的时间。这一探测允许直接测量初始火球的洛伦兹因子，发现这两个事件的γ_0 ~ 400，充分证实了伽马射线暴火球的超相对论性质。在峰值前对光变曲线进行采样也可以计算余辉的辐射热通量，在GRB 060418的情况下，余辉的辐射热通量是即时辐射热通量的16%。
2007-06-12 astro-ph
Implications of the Early X-Ray Afterglow Light Curves of Swift GRBs
根据目前的模型，伽马射线暴（GRB）是在相对论外流所携带的能量被耗散并转化为辐射时产生的。这个过程的效率，$ε_γ$，是任何伽玛暴模型的关键因素之一。雨燕伽玛暴的X射线余辉光变曲线显示出平坦衰变的早期阶段。这被解释为反映了能量注入。当结合以前的估计，得出的结论是，后期（$\gtrsim 10$小时）余辉的动能是在伽马射线中发射的能量相媲美，这种解释意味着非常高的值$ε_γ\gtrsim 0.9$。如此高的效率很难与大多数模型相一致，特别是流行的内部冲击模型。我们重新分析的动能从余辉X射线通量的推导，并重新检查由此产生的效率估计。我们确认，如果平坦衰变产生的能量注入和前斯威夫特宽带估计的动能是正确的，那么$ε_γ\gtrsim 0.9$。然而，我们指出，对平坦衰减的另一种解释-可变的X射线余辉效率（例如，由于余辉冲击微物理参数的时间依赖性）-是可能的。我们还表明，从后期X射线余辉通量的动能的直接估计是敏感的冲击微物理参数的假设值，并建议宽带余辉拟合可能低估了动能（例如，通过高估被加速到相对论能量的电子的分数）。这两种可能性中的任何一种都意味着较低的伽马射线效率，它们的联合效应可以将典型的$ε_γ$的估计值降低到$\sim 0.1-0.5$。
2006-01-04 astro-ph
The Jet Angular Profile and the Afterglow Light Curves
我们研究了伽玛暴喷流的角结构对不同视角（$θ_{v}$）的余辉光变曲线的影响。一个相对论准直流出的演变，因为它与周围的介质相互作用的数值流体动力学建模，并进行了比较，两个简单的模型，使相反的和极端的假设的横向能量转移的程度。洛伦兹因子$Γ$和每单位立体角的动能$ε$最初被认为是与射流轴线成角度$θ$的幂律。我们发现，在同向运动框架中的横向速度，$v'_θ$，通常远小于声速，$c_s$，只要$Γ\gg 1$，和相对论结构射流的动力学可以合理地描述由一个简单的分析模型，其中$ε$是独立的时间，只要$Γ(θ=0)\ga$几个。我们进行了定性的光变曲线和余辉观测之间的比较。这限制了喷流结构，并对“通用”喷流模型提出了问题，在该模型中，所有的伽玛射线暴喷流被假定为本质上是相同的，不同之处仅在于我们的视角$θ_{v}$。
2003-01-30 astro-ph
Light Curves of Jetted Gamma-Ray Burst Afterglows in Circumstellar Clouds
本文讨论了星周云中扩张喷流的余辉辐射。由喷流与云相互作用产生的反向激波产生的瞬发X射线辐射和强烈的紫外线闪光可能会破坏并清除喷流初始立体角内约30 pc的尘埃。当喷流的侧向扩展变得显著时，来自喷流高纬度部分的大部分光学辐射可能被喷流初始立体角之外的尘埃吸收，但只能观察到来自喷流初始立体角之内的部分的辐射。我们分析表明，在相对论阶段的观测辐射的通量作为$\propto t^{-(p+1)}$（其中$p$是电子分布的幂律指数）衰减。这一初步结果促使我们进行数值计算。我们的研究结果表明，一个中断的光学余辉光曲线延长了$\sim 3$的时间，而不是一个十年的时间在以前的喷流模型。这些结果可能为判断伽玛暴是否位于稠密云层中提供一种方法。最后，我们对GRB 000926的R波段余辉进行了详细的模拟。
2001-04-04 astro-ph
Optical Observations of GRB 050401 Afterglow : A case for Double Jet Model
GRB 050401的余辉呈现出几个新颖而有趣的特征：[1]最初在光学波段的衰减比X射线快。[2]$\sim$ 0.06天后X射线光变曲线出现断裂，断裂后斜率异常。[3]X射线余辉没有表现出任何光谱的演变，而R波段的光变曲线没有表现出任何中断。我们已经模拟了所观察到的GRB 050401的余辉的多波段演化起源于一个两个组件的射流，解释在X射线光变曲线的中断，由于横向扩展的一个狭窄的准直流出，占主导地位的X射线发射。光发射归因于更宽的射流分量。我们的模型再现了GRB 050401多波段余辉的所有观测特征。我们目前的光学观测伽玛暴050401使用104厘米Sampurnanand望远镜在ARIES，奈尼塔尔。多波段数据的分析结果，并与GRB 030329，双喷流的第一个报告的情况下进行了比较。
2008-06-26 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
The Effect of Angular Structure of Gamma-Ray Burst Outflows on the Afterglow Emission
我们调查分析的相对论火球的余辉发射的衰减的各向异性分布的动能内的效果，专注于轴对称的火球与均匀的核心和幂律减少与核心外的角度。在核心完全可见后，余辉衰减变得陡峭。对于观察者的核心内的方向，简单的公式推导出的余辉衰减后，休息，而为核心外的观察者的结果显示图形。给出了从观测中评估角结构和/或准直必要性的一些标准。将它们应用于几个具有光变曲线突变的余辉，我们发现，只有当环击暴流介质具有类似风的（r^{-2}）层结时，才需要具有结构的喷流。对余辉990510和000301 c的多波长发射的数值拟合表明，对于前者，喷出物动能的角分布离均匀性不远，并且，具有标准的幂律电子分布，后者的R波段光变曲线的急剧变陡更好地容纳了结构射流比均匀流出。结构性外流可能会适应在其他余辉中观察到的较浅的光变曲线突变。
2003-03-27 astro-ph
Unusually rapid variability of the GRB000301C optical afterglow
我们展示了GRB 000301 C余辉的BVRI光曲线，GRB 000301 C是GRB触发后以一天时间尺度间隔探测到的最亮的余辉之一。监测开始后1.5天的伽玛射线暴和一个月后结束。通过对采样非常好的R波段光变曲线的检查以及与BVI数据的比较，揭示了一种复杂的行为，即长期通量下降和各种短时间尺度特征叠加。这些在其他观测到的余辉中是不常见的，可能是相对论性激波内部的内在变化（再加速和再膨胀）或激波传播介质中的不均匀性。
2000-06-27 astro-ph
Afterglow Emission from Highly Collimated Jets with Flat Electron Spectra: Application to the GRB 010222 Case?
如果电子能量分布的幂律指数（$p$）大于1但小于2，则我们推导出高度准直射流的余辉发射的光变曲线。我们发现：（1）在特征同步辐射频率以下，光变曲线指数一般依赖于$p$。(2)只要喷流膨胀是球形的，特征频率以上的光变曲线指数随发射光谱指数的增加而缓慢增加。(3)一旦喷流进入扩展阶段，高频发射通量衰减为$\propto t^{-(p+6)/4}$而不是$\propto t^{-p}$。所有这些结果都不同于$p>2$的情况。我们将分析结果与GRB 010222余辉的观测结果进行了比较，并得出结论，喷流模型可能无法解释观测数据。因此，对这种余辉的一个更有希望的解释似乎是相对论性火球或稠密介质中适度准直喷流的膨胀。
2001-07-31 astro-ph
Soft X-ray transient light curves as standard candles: exponential versus linear decays
King和Ritter（1998：以下简称KR）最近的一篇论文提出，软X射线瞬变（SXTs）的光变曲线主要受中心X射线照射吸积盘的影响。这就阻止了冷却波的出现，否则冷却波会使星盘回到静止状态，从而使爆发超出矮新星星盘的范围。KR表明，由此产生的X射线光变曲线的衰减应该是指数或线性的，这取决于所观察到的X射线峰值亮度是否足以覆盖吸积盘的外缘。在这里，我们研究所观察到的X射线衰变，并表明，它们是指数或线性根据峰值亮度大于或小于由KR定义的临界值，强烈表明，光变曲线确实是辐射-主导。我们进一步表明，指数或线性衰减的发生往往有利于在随后的爆发相同类型的衰减，所以系统通常只显示一个或其他类型。我们利用KR方程和观测到的X射线光变曲线确定了爆发峰值时的热盘尺寸$R_{h}$。对于指数衰变，$R_{h}$被发现是可比的圆化半径，正如预期的那样，因为光盘完全由材料从次级转移，因为以前的爆发。此外，$R_h$与人们看到次最大值（$t_{s}$）的时间成正比，如所预期的，如果$t_{s}$是被照射盘的粘性时标。这意味着粘度参数α和圆盘纵横比H/R的数量级为α（H/R）~0.01。对次极大值的观测校准了峰值亮度，并给出了到源的距离的方程。
1998-07-16 astro-ph
On Beaming Effects in Afterglow Light Curves
最明亮的伽玛暴可以解释的模型，涉及恒星质量的中心引擎，只有当喷出物是光束。正如罗兹所指出的，爆炸波的动力学，由束状喷出物扫过外部气体形成，可以通过侧向膨胀而显著改变。这是因为在这种情况下，冲击波的表面比仅仅由于径向发散而增加得更快，因此冲击波减速率增加得更快。根据分析估计，在爆炸波的体积洛伦兹因子下降到低于光束喷出物的初始张开角的倒数之后不久，这种效应就变得很重要，并且伴随着余辉光变曲线的急剧中断。然而，我们的数值研究，遵循爆炸波的动态演化，电子能量分布的演化，并考虑到与源的横向尺寸有关的光旅行效应，表明光变曲线的断裂比解析预测的更弱，更平滑。只有在没有横向扩张的模型中才会出现显著的突变。
1999-04-22 astro-ph
Direct and bulk-scattered forward-shock emissions: sources of X-ray afterglow diversity
我描述了对标准前向激波模型的修改，以解释斯威夫特在早期余辉发射中发现的X射线光变曲线特征，并提出延迟的、成对富集的和高度相对论性的外流，它对前向激波同步辐射进行了大量散射，有时会产生更亮的X射线发射，产生短暂的X射线耀斑，X射线光变曲线平台，以色中断结束，和快速的后平台X射线衰变。
2008-02-09 astro-ph
Could the Unusual Optical Afterglow of GRB 000301c Arise from a Non-relativistic Shock with Energy Injection?
最近对GRB 000301 c余辉的观测表明，在R波段光变曲线上出现了三个突变，特别是在后期的衰减斜率高达-3.0。这种不寻常的余辉显然与标准的余辉冲击模型不一致。在这里，我们提出了一个非标准模型的不寻常的R-波段余辉的GRB 000301 c。在这个模型中，稠密介质（“脏环境”）中的超相对论激波在最初的1天内迅速演化到非相对论相。在这个阶段，激波恰好被两个不同时间从中央发动机喷射出的高能炮弹追上，激波被刷新，导致光变曲线的两次弯曲。由光谱推导出受冲击介质的电子分布指数$p\approx 3.4$，则在冲击波与壳层相互作用后，余辉衰减为$\propto t^{-3.0}$。因此，该模型可以很好地解释GRB 000301 c光学余辉光变曲线的平坦化和陡峭化特征。我们进一步指出，稍后从中央发动机喷射的能量注入壳可以是材料壳（例如，在与黑洞相关的大质量恒星祖先模型中）或辐射壳（例如，在毫秒脉冲星祖先模型中）。
2000-05-20 astro-ph
Afterglow Light Curves from Impulsive Relativistic Jets with an Unconventional Structure
γ射线暴源中的喷流结构在很大程度上仍是一个悬而未决的问题。主要的模型采用（i）具有尖锐边缘的大致均匀的射流，或（ii）具有窄芯和宽翼的射流，其中每个立体角的能量随着与射流对称轴的角度$θ$按幂律下降。最近，也考虑了一种双组分射流模型，其中初始洛伦兹因子为$Γ_0 \gtrsim 100$的窄均匀射流被具有$Γ_0 \sim 10-30$的较宽均匀射流包围。一些模型预测了更奇特的射流剖面，如均匀的薄环（即外流由两个半开角$θ_c$和$θ_c + Δθ$的同心锥体界定，带有$Δθ\ll θ_c$）或扇形（沿旋转赤道带有$Δθ\ll 1$的薄外流，$θ_c = π/2 + Δθ/2$）。在本文中，我们计算预期的余辉光变曲线，从这样的喷流结构，使用一个简单的形式主义，在这里开发的这一目的，也可以有其他的应用。这些光变曲线定性地比较伽玛射线暴余辉的观测。结果表明，由于宽喷流的减速或窄喷流在其外部的视线处变得可见，双组分喷流模型不能在余辉模型中产生尖锐的特征。我们发现，“环形”喷流或“扇形”喷流在余辉光变曲线中产生的喷流中断与观测相比太浅，其中穿过射流间断的时间衰减指数的变化大约是均匀锥形射流的一半。对于“环形”喷流，喷流中断分为两个不同的较小中断，第一个发生在$γΔθ\sim 1-2$时，第二个发生在$γθ_c \sim 1/2$时。
2005-04-11 astro-ph
Analytic Light-Curves of Gamma-Ray Burst Afterglows: Homogeneous versus Wind External Media
假设一个伽马射线暴（GRB）残留物与外部介质相互作用的绝热演化，我们计算的注入，冷却和吸收的中断频率，和余辉通量的合理排序的中断和观察频率。分析计算仅限于相对论残余物，并在准直喷出物的情况下，有一个微不足道的横向扩张的阶段。结果给出了一个均匀的外部介质和风喷射的伽玛射线暴祖。我们比较了余辉发射在不同的观测频率，为每种类型的外部介质。据发现，在亚毫米频率的观测在第一天提供了最好的方式来区分这两种模式。通过考虑逆康普顿散射对电子冷却的影响，确定了一个新的可能的冷却中断的时间依赖性。上散射损失的签名可以看到在光学同步辐射从伽玛射线暴残留物与预喷射风相互作用，作为一个暂时的温和的平坦的余辉衰减。上散射辐射本身应该在软X射线辐射中被检测到，这些软X射线来自GRB残余物进入更密集的外部介质，在主事件发生后几个小时开始。
2000-06-07 astro-ph
