Prompt emission spectra from the photosphere of a GRB
我探讨的观测外观的光球的超相对论流与内部耗散的能量（“耗散”的伽玛射线暴模型）。作为一个案例研究，我使用的磁重联模型（AC模型），使强大的预测能量耗散率在不同半径的流动。与分析和数值工具的辐射转移的问题，我表明，流动开发一个热光球逆康普顿散射导致高度非热光谱。对于一个广泛的光度和重子负载的流量，这个频谱是非常接近所观察到的即时伽玛射线暴发射。它的光度范围从~ 3%到20%的总能量输入。
2006-09-08 astro-ph
Gamma-ray burst internal shocks with magnetization
（请注意，摘要已显着缩短）我们研究伽马射线暴（GRB）的内部冲击与中等磁化，磁化参数$σ$范围从0.001到10。通过引入一个参数$k$（$0<k\leq 1$），即上游和下游的电场强度之比，考虑了剥离磁化壳层中可能存在的磁耗散.通过求解一般的MHD跳跃条件，我们证明了具有磁耗散的激波的动力学演化不同于我们所熟悉的理想MHD极限下的动力学演化。考虑到GRB 021206可能具有高度的线偏振，以及GRB 990123和GRB 021211中可能存在高度磁化流，我们认为具有中等磁耗散的轻度磁化内激波模型（$0.01<σ<1$）是解释GRB瞬发数据的一个很好的候选模型。
2004-08-26 astro-ph
The observable effects of a photospheric component on GRB's and XRF's prompt emission spectrum
热辐射成分很可能伴随着伽马射线暴（GRB）和X射线闪光（XRF）的第一阶段的即时发射。我们分析了这样一个组件上的可观察到的光谱的效果，假设可观察到的效果是由于以下或附近的热光球发生的耗散过程。我们认为内部冲击模型和“缓慢加热”模型作为可能的耗散机制。对于热分量和轻子分量中可比较的能量密度，主要的发射机制是康普顿散射。这导致在0.03 <~ τ_{γe} <~ 100的宽光学深度范围内，在~10-100 keV热峰以上和10-100 MeV以下的几乎平坦的能谱（νF_ν \propto ν^0），而与耗散机制的细节或磁场的强度无关。在较低的能量陡峭的斜坡预计，而100兆电子伏以上的频谱取决于耗散过程的细节。对于更高的光学深度值，在100 keV - 1 MeV处形成Wien峰，并且不存在更高的能量分量。对于任何τ_{γe}值，产生的电子对数不超过重子相关电子数的几倍。我们的结论是热光球附近的耗散可以自然地解释在低能量下观察到的陡峭斜率和10 keV以上的平坦光谱，从而提供了一种替代方案的光学薄同步加速器- SSC模型。
2006-02-20 astro-ph
Multi-GeV Neutrinos from Internal Dissipation in GRB Fireballs
在相对论性伽玛暴火球模型中，光球下的内激波和体洛伦兹因子的横向差异导致中子相对于质子的扩散，导致非弹性核碰撞。这产生了大量的~3 GeV μ子中微子（反中微子）和~2 GeV电子中微子（反中微子），其比例与洛伦兹因子eta < 400有关。这大大扩展了预期来自非弹性碰撞的中微子的参数空间，在没有上述效应的情况下，这需要eta > 400。中子从较慢的风侧向扩散到快速喷流的模型可以导致产生2-25 GeV或更高范围的μ子和电子中微子（反中微子），这取决于eta的值。在z~1处来自这些机制中的任一个的发射可以在适当密集间隔的检测器中检测到。
2000-07-07 astro-ph hep-ph
Spectral and timing properties of a dissipative GRB photosphere
我们探讨观测外观的光球的超相对论性流与内部耗散的能量预测的磁重联模型。以往对光球区辐射转移的研究表明，能量的逐渐耗散导致光球区的热。在那里，逆康普顿散射的热辐射平流与流导致强大的光球发射光谱特性接近所观察到的即时伽玛射线暴发射。在这里，我们建立在该研究的基础上，通过计算大范围的流动特性的光谱。给出了一个精确的拟合公式，它提供了光球光谱能量分布在~10 keV到~10 MeV的能量范围内（在中央发动机框架内）作为流动的基本物理参数的函数。它有助于直接比较模型预测与观测，包括光变曲线的变化特性。我们验证了该模型自然地解释了在E*f（E）谱的峰值能量中观察到的聚类。在这个模型中，阿马蒂关系表明最明亮的爆发倾向于每个重子具有更多的能量。如果这种趋势也适用于单个伽玛射线暴脉冲，该模型预测观察到的脉冲宽度随着光子能量的增加而变窄。
2007-04-24 astro-ph
Rapid X-ray Declines and Plateaus in Swift GRB Light Curves Explained by A Highly Radiative Blast Wave
在雨燕样品中，30%以上的伽玛暴的X射线光变曲线显示出快速下降，然后逐渐变陡或平台期。在均匀环爆介质中处理标准的相对论性爆炸波模型，结果表明，如果伽玛暴通过费米机制加速超高能宇宙射线，那么强子成分可以在伽玛暴爆炸后~100 - 10^4 s的时间尺度上通过离子过程迅速耗尽。在以超高能宇宙线中性粒子和逃逸的宇宙线离子的形式释放强子能量的同时，冲击波经历了一个强辐射阶段，导致斯威夫特观察到的急剧下降。在放电之后，冲击波恢复其绝热行为，形成观察到的平台或缓慢下降。这些影响说明了模型的热光变曲线的计算。结果表明，当γ射线暴源发生在相当致密的介质中时，从n >~ 100 cc到>~ 10^17 cm，X射线会出现陡峭的衰减和平台特征。
2007-04-22 astro-ph
GRB 021004: A Possible Shell Nebula around a Wolf-Rayet Star Gamma-Ray Burst Progenitor
通过HETE-2卫星对GRB 021004的快速定位，可以几乎连续地监测其早期的光学余辉衰减，以及高质量的光谱，确定其宿主的红移z=2.328，这是一个活跃的星暴星系，具有强烈的莱曼α发射和几条吸收线。光谱观测表明，多个吸收器蓝移高达3,155公里/秒相对于主机星系莱曼α emission。我们认为，这些对应于一个破碎的壳星云，逐渐丰富的沃尔夫-拉叶风的生命周期中的一个巨大的祖泡。在这种情况下，吸收器可以解释为拱星物质已被辐射加速的伽玛射线暴排放。动力学和光电离模型被用来提供约束的早期余辉的辐射加速。
2003-12-05 astro-ph
Peak energy clustering and efficiency in compact objects
本文研究了在共动温度θ \equiv kT '/m_e c ^2 \sim 10^{-5}-10 ^{-2}下含有低能热光子成分的等离子体与高能电子成分相互作用的性质，伽马射线暴、X射线闪光和耀变体中相对论性外流的耗散阶段。我们表明，散射光学深度大于几个，康普顿和逆康普顿散射之间的平衡导致电子的积累值为$γβ~ 0.15 - 0.3$。对于大于~ 100的光学深度，这导致在1-10 keV处的共运动光子谱中的峰值，非常弱地依赖于自由参数的值。特别是，这些结果是适用于GRB的内部冲击模型，以及慢耗散模型，例如，可能是预期从重联，如果耗散发生在一个子光球半径。对于伽玛射线暴体洛伦兹因子~ 100，这导致在0.1-1 MeV范围内观察到的谱峰聚集，在BATSE范围内电子到光子能量的转换效率为~ 30%。
2005-09-12 astro-ph
RAPTOR observations of the early optical afterglow from GRB 050319
洛斯阿拉莫斯国家实验室的快速光学响应望远镜（RAPTOR）系统在伽马射线发射触发Swift卫星上的突发警报望远镜（BAT）后25.4秒开始观测GRB 050319。我们的早期光学余辉的光变曲线由32个点（来自70次曝光）组成，测量了伽玛暴后第一个小时内的通量衰减。RAPTOR测量的GRB 050319光变曲线可以描述为一个相对渐进的通量衰减（幂律指数α = -0.37），在GRB发生后约400 s，过渡到一个更快的通量衰减（α = -0.91）。在RAPTOR光变曲线上增加其他可用的测量结果表明，在10^4秒后出现了另一个发射分量。我们假设早期余辉发射是由延长的能量注入或延迟的反向冲击发射，然后出现的前向冲击发射。
2005-05-16 astro-ph
Diagnosing GRB Prompt Emission Site with Spectral Cut-Off Energy
伽马射线暴（GRB）瞬发的位置和机制至今仍不清楚。虽然内部冲击已被广泛讨论的伽玛暴的发射地点，支持其他发射地点的证据最近也提出了建议，包括近在光球的火球变得透明和更远的半径附近的火球减速半径磁耗散可能是重要的。随着GLAST实验的成功运行，在不久的将来，许多伽玛暴的瞬发高能辐射谱将被探测到。我们认为，从伽玛暴的即时发射光谱的截止能量取决于火球的体积洛伦兹因子和未知的发射半径从中央引擎。如果体洛伦兹因子可以独立测量（例如从早期余辉观测），观测到的光谱截止能量可以用来诊断伽马射线的发射部位。这将为理解伽玛暴promp辐射的物理起源提供有价值的信息。
2007-10-15 astro-ph
Unstable GRB photospheres and electron-positron annihilation lines
我们提出了一种瞬发伽马射线暴（GRB）的发射机制，它可以再现所观察到的非热谱，并具有高的辐射效率，> 50%。光球层下的内部耗散可以产生辐射主导的热火球。如果电子-正电子对的数量超过质子，电子对的辐射加速驱动电子对和质子之间的双流不稳定性，导致加速电子对框架中的“质子沉积”。质子团不断地对粒子对进行冲击加热，将热光子散射成打破幂律的形状，其中非热能与质子的动能相当，这与观测结果一致。如果参数满足观测到的光谱（Yonetoku）关系，则在发生强烈热化的祖星半径周围，成对光球变得不稳定。在连续谱上预言了对湮灭线，这可以用GLAST进行验证。
2007-08-09 astro-ph
The role of kink instability in Poynting-flux dominated jets
通过一维稳态相对论MHD数值计算，探讨了磁驱动射流中扭结不稳定性的作用。的不稳定性示出有足够的时间来增长和影响的动态坡印亭通量为主的射流。在AGN喷流的情况下，由于坡印廷通量的快速耗散，在大于~1000 rg的距离处，流动变为动力学通量主导。当应用于伽玛暴外流，该模型预测更渐进的坡印廷耗散和适度磁化流的距离为10^{16}厘米的减速喷出物，由于其与外部介质的相互作用是预期的。不稳定性释放的能量可以驱动致密的“耀变体”发射和具有高辐射效率的GRB流出的即时发射。
2006-01-23 astro-ph
The Supercritical Pile Model for GRBs
本文给出了伽马射线暴（GRB）的“超临界堆”模型中的光谱和时间辐射特征。这个模型的动机是需要一个过程，提供必要的伽玛暴耗散，并提出了一个定义明确的计划，用于转换存储在相对论性质子的相对论性冲击波（RBW）与伽玛暴辐射;同时它导致在观测者坐标系中的能量$E_p \simeq 1$ MeV处的脉冲串$νF_ν$分布中呈现峰值的谱，这与观测结果一致，并且在很大程度上与相关相对论外流的洛伦兹因子$Γ$无关。然而，这个方案不要求（但不排除）激波处粒子的加速，而不是由RBW坐标系上的流动体动能的各向同性所提供的加速。在本文中，我们详细模拟质子，电子和光子从RBW的演变，产生详细的光谱提示伽玛暴相位作为时间的函数，跨越一个非常广泛的范围，跨越大约$4 log_{10} Γ$几十年的频率。该模型的光谱与观测结果基本一致，并提供了一种通过直接比较观察到的GRB特性的趋势来描述模型参数的方法。
2005-12-19 astro-ph
GRB 021004: A Possible Shell Nebula around a Wolf-Rayet Star Gamma-Ray Burst Progenitor
通过HETE-2卫星对GRB 021004的快速定位，可以几乎连续地监测其早期的光学余辉衰减，以及高质量的光谱，确定其宿主星系的红移为z3=2.328，这是一个活跃的星暴星系，具有强烈的莱曼α发射和几条吸收线。光谱观测显示，z3 A =2.323、z3 B = 2.317和z3 C = 2.293的多个吸收体相对于宿主星系Lyman-alpha发射分别蓝移了450、990和3，155 km/s。我们认为，这些对应于一个破碎的壳层星云，已被辐射加速的伽马射线暴（GRB）余辉在距离大于0.3 pc的沃尔夫-拉叶星祖。化学丰度比表明，星云中的碳和硅过剩。高水平的碳和硅是一致的扫上壳星云逐渐丰富的WCL前体风在整个生命周期的星云之前的伽玛射线暴发作。统计上显着的波动和颜色变化的检测有关的喷流光学衰减进一步支持这一解释，因为波动必须存在于一定程度上，由于在clusified恒星风介质的不均匀性，或者如果祖经历了大规模的喷射前GRB发作。这一证据表明，沃尔夫-拉叶星的质量损失过程可能会自然地导致具有足够角动量的铁核坍缩，这可能是一个合适的伽玛暴祖先。
2003-06-11 astro-ph
On the neutrino flux from Gamma Ray Bursts: an overview
观测表明，伽马射线暴（GRB）是由高度相对论性火球的动能耗散而产生的。在火球耗散区内，质子与伽马射线的光介子相互作用预计会将火球能量的很大一部分转化为高能中微子。在这次演讲中，我们总结了伽玛暴的内部冲击模型的分析结果，其中同步辐射光子和光介子中微子的产生与能量约为10^14 eV的自洽计算。这些中微子将与伽玛射线暴重合。我们发现，火球能量转化为高能中微子的分数是不敏感的火球模型参数的不确定性，如膨胀洛伦兹因子和特征变异时间。本文还评述了伽玛暴中微子发射的其它过程。在伽玛暴之后，在10 s的时间尺度上，等离子体区域内的光激子相互作用可能产生10^18 eV的中微子爆发。非弹性p-n核碰撞导致产生约10 GeV的中微子爆发，与GRB一致。计划中的1 km^3中微子望远镜预计每年将探测到10个100 TeV的中微子事件和几个10^18 eV的事件，这些事件与伽马射线暴相关。一个适当的密集间隔的探测器可以允许每年探测几个10 GeV的事件。
2001-04-03 astro-ph hep-ph
The Swift X-ray flaring afterglow of GRB 050607
雨燕卫星的独特能力，以执行一个新的检测到的伽马射线暴（GRB）的迅速和自主回转，产生了有趣的新性质的发现GRB X射线余辉，如陡峭的早期光曲线衰减和频繁存在的耀斑检测到几个小时后的GRB触发。我们目前的观测GRB 050607，第四个案例的GRB发现的雨燕与耀斑叠加在整体衰落的X射线余辉。GRB 050607的耀斑不像以前报道的那样对称，表现出非常陡峭的上升和较浅的衰减，类似于在伽马射线瞬发中经常观察到的快速上升，指数衰减。较亮的耀斑的通量增加了约25倍，在约30计数s-1的计数率下达到峰值30秒，并在衰变阶段呈现出增加短时间尺度活动的迹象。有证据表明在耀斑期间光谱演化。特别是，在耀斑开始时，观测到的辐射更硬，随着每次耀斑的衰减，辐射逐渐软化。在耀斑活动期间，非常短的时间尺度和光谱变化是伽马射线暴中央发动机可能延长能量发射期的指标。耀斑之后是一个浅衰变阶段，在此期间，前向冲击波被长寿命的中央发动机或较低洛伦兹因子的壳层刷新，并且在大约12 k后变陡，达到被认为是典型的衰变斜率。X射线余辉。
2006-03-24 astro-ph
High energy neutrino early afterglows from gamma-ray bursts revisited
伽马射线暴（GRB）中的高能中微子辐射在各种情况下都是人们所期待的。本文研究了伽玛暴早期余辉中的中微子发射，特别是在反向-正向激波模型和晚期瞬发发射模型下。在前一个模型中，早期的余辉发射是由于外激波与环爆介质（CBM）的耗散而产生的。在后一种模式中，内部耗散（如内震）在早期余辉中产生浅衰变发射。我们还详细讨论了最近的中微子信号斯威夫特观测的影响。未来的中微子探测器如IceCube可能会探测到早期余辉中的中微子信号，特别是在后期瞬发模型下，而在反向-正向激波模型下的探测将是困难的。早期余辉发射对中微子本底的贡献可能至多与瞬发发射相当，除非使早期余辉发射的流出物负载更多的非热质子，并且在非常高的能量中可能是重要的。中微子的探测是很有吸引力的，因为它们不仅可以为我们提供关于重子加速的信息，而且也是早期余辉模型的线索之一。最后，我们比较了各种预测的中微子背景的伽玛暴，这是检验未来的中微子观测。
2007-10-01 astro-ph
Very Strong TeV Emission as Gamma-Ray Burst Afterglows
伽马射线暴（GRB）及其余辉被认为是相对论火球动能耗散的产物，辐射过程被广泛认为是电子的同步辐射或逆康普顿散射。我们认为，喷出物的动能向电子的转移可能是一个低效的过程，因此伽玛暴事件释放的总能量比软γ射线释放的能量大得多，其倍数为\sim（m_p/m_e）。我们表明，在这种情况下，非常强的TeV伽马射线的发射是可能的，由于同步辐射的质子加速到\sim 10^{21} eV，这是被困在磁场的余辉冲击和辐射的能量上的观测时间尺度为\sim天。这表明，伽玛暴在TeV范围内的能量最大，即使在宇宙学距离上，也可以从伽玛暴中检测到TeV的伽马射线，即，z \sim 1，通过目前工作的地面望远镜。此外，该模型给出了一个定量的解释，著名的长持续时间的GeV光子从GRB 940217检测。如果探测到比伽玛射线暴光子能量高得多的TeV伽马射线辐射，就为质子加速到\sim 10^{21} eV提供了强有力的证据。
1998-05-20 astro-ph
GRB 060714: No Clear Dividing Line Between Prompt Emission and X-ray Flares
长伽马射线暴GRB 060714被观测到表现出一系列的5个X射线耀斑，从爆发触发T0后约70 s开始，一直持续到T0 + ~200 s。前两次耀斑是在雨燕卫星转向到爆发位置之前由雨燕卫星上的爆发警报望远镜（BAT）探测到的，而最后三次耀斑则被X射线望远镜（XRT）强烈探测到，但BAT只微弱地探测到。这次爆发提供了一个不寻常的机会来跟踪一个完整的耀斑序列在一个广泛的能量范围。耀斑在它们的光变曲线形态上非常相似，表现出幂律上升和下降分量，并且在大多数情况下具有显著的子结构。耀斑也表现出强烈的演化与时间，光谱和时间。小的时间尺度和大幅度的变化观察到的耀斑的外部冲击源是不兼容的，而不是支持后期的零星活动的中央源或本地化的耗散事件流出。我们表明，在GRB 060714的耀斑不能是内部冲击的结果，在碰撞壳层的洛伦兹因子的对比度是非常小的，这一机制面临着严重的困难，在大多数雨燕GRB。耀斑与瞬发的形态相似性以及耀斑随时间的渐进和连续演化，使得在瞬发和耀斑之间划出一条分界线是困难和武断的。
2007-04-16 astro-ph
Using Swift observations of prompt and afterglow emission to classify GRBs
本文分析了雨燕卫星观测到的107个伽马射线暴（GRB）的早期BAT和XRT数据。我们使用这些数据来检查的X射线光变曲线的行为，并提出了一个分类方案的基础上，这种行为的伽玛暴。正如之前的小样本所发现的那样，最早的X射线光变曲线可以很好地用一个指数来描述，这个指数可以松弛成幂律，通常会叠加耀斑。后者的发射是很好的拟合使用类似的函数形式，我们发现，这两个功能提供了一个很好的描述整个X射线光变曲线。对于瞬时发射，指数和幂律之间的过渡时间给出了一个明确的时间尺度，T_p，为爆发持续时间。我们用T_p、瞬发光谱指数β_p和瞬发幂律衰减指数α_p来定义四类爆发：短爆发、慢爆发、快爆发和软爆发。尽管持续时间较长，但具有缓慢下降发射的爆发具有与短爆发相似的光谱和时间特性。因此，这些伽玛暴中的一些可能来自类似的祖先，包括几种类型的双星系统。短爆发倾向于比长持续时间的爆发更逐渐地下降，因此在大于T_p的时间发射其总能量的显著部分。这可能是由于长、快爆发的环境或祖源的差异。
2007-01-29 astro-ph
A mean redshift of 2.8 for Swift gamma-ray bursts
伽马射线暴（GRB）异常高的亮度，逐渐成为恒星形成的非常有用的探针，使它们成为探索高红移宇宙的有前途的工具。在这里，我们提出了一个精心挑选的样本雨燕伽玛暴，旨在估计在一个公正的方式伽玛暴的平均红移（z_mean），高红移爆发的分数和上限的分数严重模糊余辉的限制。我们发现z_mean = 2.8，至少7%的伽玛暴起源于z > 5。此外，与雨燕之前的观测结果一致，最多有20%的余辉会被严重遮蔽。样品的红移分布与宇宙中GRB速率与恒星形成速率成正比的模型定性一致。我们还报告了GRB 050814的余辉的光学，近红外和X射线观测，这被认为是表现出非常红色的光学颜色。通过模拟其光谱能量分布，我们发现z = 5.3 +/- 0.3。伽玛暴的高平均红移和它们的宽红移范围清楚地表明它们适合作为有效的探测器的星系和星系际介质在宇宙历史的一个重要部分。
2005-10-28 astro-ph
On Fueling Gamma-Ray Bursts and Their Afterglows with Pulsars
宇宙学上的伽马射线暴（GRB）和它们的余辉似乎是相对论外流中大量能量耗散的结果，但它们的发动机还没有被明确地确定。这台发动机可能是一颗年轻的脉冲星，它是由吸积引起的坍缩和发电机放大场形成的。在其他地方，我们认为，这样一个“乌索夫型”强场脉冲星可能有助于解释伽玛暴持续时间的双峰分布。在这里，我们讨论可能的作用，脉冲星的余辉。我们得到预期的辐射热光度衰减。提取的旋转能量可以通过冲击或大振幅电磁波（LAEMW）耗散。最简单的LAEMW方法预测观察到的余辉峰值频率的衰减较慢，通量的衰减较快，而不是最简单的爆炸波模型，尽管两者的更复杂的模型可以提供不同的依赖性。LAEMW不需要爆炸波方法所需的快速磁场放大，因为发射来自几乎固定的半径。不同的时间相关行为的伽玛暴和伽玛暴后的辐射也预测。脉冲星在伽玛暴中的观测证据将使一些伽玛暴引擎模型，如中子星合并和黑洞不太可能。因此，脉冲星是否存在的问题是一个重要的问题，即使它可以驱动一个典型的火球。
1998-02-02 astro-ph
GRB 991216 Joins the Jet Set: Discovery and Monitoring of its Optical Afterglow
高能伽马射线暴GRB 991216的光学光变曲线与类似喷流的行为一致，其中幂律衰减从早期的t**（-1.22 +/- 0.04）到2 d左右逐渐过渡的t**（-1.53 +/- 0.05）。后期衰变斜率的推导考虑了宿主星系或居间星系的恒定贡献，这是在R = 24.56 +/- 0.14的事件发生后110 d测量的，尽管光变曲线偏离了单一的幂律，无论是否包括常数项。余辉的早期光谱能量分布可描述为F_nu ~ nu**（-0.74 +/-0.05）或更平坦的光学和X射线之间，这与缓慢的初始衰减一起，是均匀致密介质中标准绝热演化的特征。假设所报道的吸收线红移为1.02是正确的，那么在喷流模型中，6.7 × 10**53 erg的表观各向同性能量减少了约200倍，初始半张角约为6度。GRB 991216是喷流状余辉的第三个很好的例子（继GRB 990123和GRB 990510之后），支持了一种趋势，即显然最具能量的伽马射线事件具有最窄的准直和均匀的ISM环境。这一点，再加上缺乏与喷流状余辉相关的超新星证据，表明这些事件可能起源于一个角动量起重要作用的祖先，但大质量恒星包层或恒星风则没有，例如，紧密双星的结合
2000-06-15 astro-ph
On the Efficiency of Internal Shocks in Gamma-Ray Bursts
火球动能动能中被内部激波辐射出去的部分对火球初始波动的幅度很敏感。我们给出了一个简单的解析描述的耗散的适度振幅波动，并确认它与直接的数值模拟。在高振幅下，耗散发生在非线性状态，效率接近100%。大部分的爆炸能量被瞬发伽玛射线暴辐射出去，只有一小部分被余辉辐射出去。
2000-04-26 astro-ph
Observations of GRB 060526 Optical Afterglow with Russian-Turkish 1.5-m Telescope
本文介绍了用俄罗斯-土耳其1.5米望远镜（RTT 150，Mt. Bakirlitepe，土耳其）。从γ暴发生后5小时开始，连续5个夜晚进行了余辉光变曲线的详细测量。此外，在观测的第一个晚上的余辉的快速变化的上限，并详细测量了余辉颜色变化的历史。在爆发后6 ~ 16小时的时间间隔内，有一个逐渐的通量衰减，可以近似地描述为指数为-1.14 ± 0.02的幂律。在此之后，观察到时间尺度上的变化δt < t，并且余辉开始更快地衰减。余辉的颜色，V-R=~0.5，在我们所有的观测中大致相同。在ΔF_v/F_v =~ 0.3时，在δt/t =~ 0.0055的时间尺度上探测到了这种变化，这违反了Ioka等人（2005）对观测到的超相对论喷流辐射变化的一些限制。我们建议用发射壳层的运动此时不再是超相对论性的这一事实来解释这种变化。
2008-02-12 astro-ph
An Explanation for the Bimodal Distribution of Gamma-Ray Bursts: Millisecond Pulsars from Accretion-Induced Collapse
宇宙学伽马射线暴（GRB）可能是由从具有强磁场的快速旋转致密天体中提取的纯电磁能（坡印廷通量）的耗散驱动的。其中一种可能性是由一颗白矮星的吸积诱导坍缩（AIC）形成的年轻毫秒脉冲星（MSP）。一个有效的磁发电机，可能在最初的热和动荡的MSP内部的第一秒运行，以及随后的适度的伽马射线发射外流的组合，将很容易解释能量限制。但是，这些模型的显着特点是，它们可以自然地解释迄今无法解释的伽玛暴时间的双峰分布。这两个爆发类别可能分别对应于在重力不稳定极限之上和之下形成自旋的MSP。在前一种情况下，自旋下降的时间尺度是由于引力辐射发射（$<1s$），而后者的自旋下降的时间尺度是由于电磁偶极子发射（$\gg 1s$）。这两个时间尺度解释了短和长的GRB持续时间，即观察到的双峰GRB持续时间分布。一个自然的预测是，短持续时间的伽玛暴将伴随着强引力辐射发射，这是缺乏从较长的类。两者都将显示毫秒级的变化。
1997-10-14 astro-ph
High energy cosmic-rays and neutrinos from cosmological gamma-ray burst fireballs
最近对伽马射线暴（GRB）源的延迟低能辐射的探测证实了GRB的宇宙学起源，并为GRB是由相对论火球的动能耗散产生的模型提供了支持。本文结合近年来的伽玛暴和宇宙线观测，讨论了伽玛暴中的超高能（>10^{19} eV）宇宙线和高能（100 TeV）中微子的产生。重点放在模型预测，可以与操作和计划的宇宙射线和中微子探测器进行测试。预测的中微子强度为E^2 dN/dE=3 \times 10^{-9} GeV/（cm^2 s sr）（10^{14} eV<E<10^{16} eV），这意味着一个平方千米的中微子探测器每年将观测到数十个与伽玛暴相关的事件，并且能够以比目前可能的精度高出许多数量级的精度测试中微子的性质。高能质子的预测生产率，这是一致的，需要考虑到观察到的超高能宇宙射线（UHECR）通量，意味着操作和计划的宇宙射线探测器可以测试的GRB模型的UHECR生产。如果预测的来源被发现，宇宙射线探测器将为我们提供一种研究星系间磁场的技术。
1999-11-21 astro-ph
Gamma-Ray Burst at the extreme: "the naked-eye burst" GRB 080319B
2008年3月19日，北半球的天空出现了一个壮观的光学瞬变现象，在几秒钟内肉眼仍然可以看到。这个瞬变现象与GRB 080319 B有关，GRB 080319 B是一个亮度距离约为6 Gpc（标准宇宙学）的伽马射线暴，使其成为人类有史以来记录的最明亮的光学物体。我们提出了全面的天空监测和多色光学跟踪观测的GRB 080319 B收集的RAPTOR望远镜网络涵盖的爆炸和余辉的发展之前，期间和之后的爆发。极其明亮的即时光发射揭示了通常无法检测到的特征。在爆炸过程中的光学和伽马射线的变化是相关的，但光通量是远远大于可以调和与单一的发射机制和平坦的伽马射线光谱。这种极端的光学行为被最好地理解为同步加速器自康普顿模型（SSC）。在γ射线发射逐渐开始后，有一个突然上升的提示光通量，表明可变的自吸收占主导地位的早期光学光变曲线。我们的同步多色光学光变曲线以下的闪光显示光谱演化一致的快速衰减的红色组件由于大角度发射和出现的蓝色向前冲击组件与周围环境的相互作用。虽然对主导早期余辉的反向激波几乎没有提供支持，但这些观测结果加强了SSC机制在产生伽马射线暴中的普遍作用。
2008-10-14 astro-ph
Compton dragged supercritical piles: The GRB prompt and afterglow scenario
我们研究的背景下的超临界堆模型的伽玛暴的提示和余辉发射。为此，我们进行了自洽的计算，除了通常的质量和能量守恒方程外，还求解了质子、电子和光子的三个随时间变化的动力学方程。我们跟随RBW的演化，因为它扫了拱星物质，并假设扫了电子和质子的能量等于流的洛伦兹因子。当电子通过同步加速器和逆康普顿辐射在短时间尺度上辐射能量时，质子，至少在最初，开始积累而没有任何耗散。然而，随着相对论性质子的累积质量增加，它们可能成为“质子-光子对-产生-同步辐射”网络的超临界物质，因此，它们将储存的能量爆炸性地转移给次级电子-正电子对和辐射。这导致了一个爆发，它有许多类似于在伽玛射线暴瞬发辐射中观察到的特征。在计算中，我们考虑了瞬发辐射对星周物质散射辐射所产生的辐射拖曳力。我们发现，这可以减速的时间尺度上的流比通常的绝热/辐射的相关的要快得多。因此，排放表现出一个陡峭的下降后，立即阶段，与雨燕余辉观测。
2007-08-31 astro-ph
On the Neutrino Flux from Gamma-Ray Bursts
观测表明，伽马射线暴（GRB）是由高度相对论性火球的动能耗散而产生的。在火球耗散区内，质子与伽马射线的光介子相互作用预计会将火球能量的很大一部分转化为>10^14 eV的中微子。我们提出了一个分析的内部冲击模型的伽玛暴，其中生产的同步光子和光介子中微子的自洽计算，并表明，火球能量转换为高能中微子的分数是不敏感的火球模型参数的不确定性，如膨胀洛伦兹因子和特征变异时间。这部分是由于所观察到的伽玛射线暴特性对火球参数施加的限制，部分是由于这样一个事实，即对于光介子光学深度很高的参数值（意味着高质子能量损失到π介子生产）中微子生产被π介子和μ介子同步加速器损失抑制。因此，中微子通量预计主要与观测到的伽马射线通量相关。该模型预测的时间平均中微子强度约为10^-8.5 GeV/cm^2 s sr，这与伽马暴是大于10^19 eV宇宙射线源的假设所预测的通量一致。
2001-02-28 astro-ph hep-ph
An external-shock origin of the E_p-E_gamma relation for Gamma-Ray Bursts
我们研究了长持续时间γ暴的nuF_nu谱的峰值能量E_p与能量输出E_gamma之间的E_p propto E_gamma ^{1/2}关系是由相对论外流与周围介质相互作用产生的外激波引起的可能性。为此，我们考虑了决定E_p和E_gamma的所有参数对周围介质密度径向分布的依赖性，发现如果伽玛暴周围的介质具有普遍的径向分层，则E_p-E_gamma关系可以得到解释。对于不同的伽玛暴辐射过程（同步加速或逆康普顿）和耗散机制（反向或正向激波）的组合，我们发现环爆介质的粒子密度径向分布必须不同于在质量损失率和终端速度恒定的情况下所期望的R ^{-2}。
2008-11-13 astro-ph
High Energy Neutrinos from Gamma-Ray Bursts
观测表明，伽马射线暴（GRB）是由相对论火球的动能耗散而产生的。在这个演讲中，最近的工作，生产的高能中微子的伽玛射线暴火球。相当一部分伽玛射线暴能量预计将转化为伴随的高能中微子爆发。光子相互作用在10 s时间尺度上产生了与γ暴同时发生的~100 TeV中微子爆发和与γ暴同时发生的~ 1018 eV中微子爆发.非弹性p-n核碰撞导致与伽玛暴同时发生的~10 GeV中微子爆发。计划中的1 km^3中微子望远镜预计每年将探测到数十个100 TeV的中微子事件和几个10^18 eV的事件，这些事件与伽马射线暴相关。一个适当的密集间隔的探测器可以允许每年探测几个10 GeV的事件。对与伽玛暴相关的高能中微子事件的探测将有助于限制伽玛暴的前身模型，并检验伽玛暴将质子加速到>10^20 eV的假设。此外，这样的探测将允许测试中微子的性质，例如味道振荡（向上移动的τ将是一个独特的签名）和与重力的耦合，其精度比目前可能的高出许多数量级。
2000-09-13 astro-ph hep-ph
High Energy Neutrinos from Cosmological Gamma-Ray Burst Fireballs
观测表明，$γ$射线暴（GRB）是由相对论火球的动能耗散产生的。我们表明，一个大的部分，$\ge 10%$，火球的能量预计将被转换的光介子生产的爆发的$\sim10^{14} eV$中微子。一个平方千米的中微子探测器每年至少可以观测到几十个与伽玛暴相关的事件，并以比目前可能的精度高出许多数量级的精度来测试中微子的性质（例如，味振荡，向上移动的$τ$将是其唯一的特征，以及与引力的耦合）。
1997-01-30 astro-ph hep-ph nucl-ex
