The Afterglows and Host Galaxies of Short GRBs: An Overview
尽管观测性质有丰富的多样性，但伽马射线暴（GRB）可以根据其持续时间和光谱硬度分为两大类--长-软GRB和短-硬GRB。1997年长伽玛暴余辉的发现及其定位精度达到角秒，是一个分水岭。接下来的十年里，科学家们进行了大量的研究，最终认识到长时间的软伽玛暴位于恒星形成的星系中，产生约10^51尔格的准直相对论喷出物，伴随着超新星，是大质量恒星死亡的结果。虽然理论上的争论表明短伽玛暴有不同的物理起源，但由于缺乏可检测的余辉，无法得出明确的结论。2005年5月，雨燕和HETE-2发现了第一个短伽玛暴的余辉，情况发生了巨大的变化。在这里，我总结了这些余辉的发现和潜在的宿主星系，并得出初步的结论的性质的祖先和属性的爆发。
2006-01-31 astro-ph
Early Hard X-ray Afterglows of Short GRBs with Konus Experiments
对于Konus-Wind和Konus-A观测到的125个短伽玛暴中的10个，发现在触发后数十到数百秒的时间内，伴随初始事件存在统计上显着的硬光子通量。这些事件的时间，光谱和能量特性。对整个暴样的统计分析表明，余辉是短暴更为普遍的特征。
2003-01-16 astro-ph
GRB970228 as a prototype for short GRBs with afterglow
GRB 970228作为一个原型进行分析，以了解短伽玛暴及其相关的余辉，最近观察到的雨燕和HETE-II的相对作用。详细的理论计算GRB 970228光变曲线在选定的能带，并与观测BeppoSAX数据进行了比较。
2007-05-16 astro-ph
Afterglows of Gamma-Ray Bursts: Short vs. Long GRBs
我们收集了大量雨燕时代长余辉（II型）和短余辉（I型）伽玛射线暴的测光数据。我们比较了不同样本的光度和能量，并与前斯威夫特时代的余辉进行了比较。在这里，我们提出了这些研究的第一个结果。
2008-04-12 astro-ph
The Afterglow of GRBs
在致密双星系统中，由合并或吸积引起的相对论性喷流产生宇宙学伽马射线暴的模型也预测伽玛射线暴伴随着高能光子、TeV中微子、X射线、可见光子和无线电波的延迟发射。它们的发射机制类似于在伽马射线耀斑期间由耀变体发射的机制。最近观测到的GRB 970228在X射线和可见光子中的余辉很好地解释了这些模型。特别是，预测的幂律谱，与频率成反比的时间延迟和与能量无关的随时间的幂律衰减，都与观测结果非常吻合。
1997-04-25 astro-ph
The flat decay phase in the early X-ray afterglows of Swift GRBs
许多雨燕伽玛暴在其X射线余辉中显示出浅衰变的早期阶段，持续时间从伽玛暴之后的$t \sim 10^{2.5} $ s到$\sim 10^4 $ s，其中通量以$\sim t^{-0.2}-t^{-0.8}$形式衰变。这也许是斯威夫特在早期的X射线余辉中发现的最神秘的新特征，因为它仍然不清楚是什么原因引起的。我讨论了这个令人惊讶的新发现的不同可能的解释，以及它们对伽马射线效率，余辉动能，甚至可能对无碰撞相对论性冲击物理的潜在影响。
2006-12-18 astro-ph
GRBs with optical afterglow and known redshift: a statistical study
我们提出了伽玛暴光学余辉的两个内禀参数之间的相关性。这些是光曲线最大值处的各向同性发光度（Lpeak）和观察到的最大值之后辐射的时间积分各向同性能量（Eiso）。我们检验了（Eiso）和（Lpeak）的相关性，最后根据第一次光学观测的结果，评价了不同样本的伽玛暴对观测结果的影响。
2007-01-10 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
Time-dependent thermal X-ray afterglows from GRBs
从伽玛暴周围物理上合理的条件计算了随时间变化的热X射线谱。结果表明，考虑含时电离过程对热稀薄等离子体光谱的影响很大。这些计算结果可能为观测到的早期伽玛暴余辉（如GRB 011211）的X射线谱线提供另一种解释。我们的技术将允许一个获得独立的约束GRB准直角和拱星物质的块状。
2003-01-11 astro-ph
External Shocks, UHECRs, and the Early Afterglow of GRBs
在假设GRB爆轰波壳层不扩散的情况下，GRB光变曲线中高度可变的伽马射线脉冲和X射线耀斑可能来自外部冲击，而不是中心发动机活动。宇宙射线加速到10^{20} eV的能量可以发生在伽玛暴的外部冲击中。强子能量以UHECR的形式逃逸导致了快速减速的GRB冲击波，这可能是在Swift GRB中观察到的X射线快速下降的原因。
2006-11-06 astro-ph
Beaming effects in GRBs and orphan afterglows
简要介绍了$γ$射线暴喷流的整体动力学演化和辐射机制。本文讨论了$γ$射线暴中的聚束现象，包括喷流结构、孤馀辉和柱形喷流。还讨论了$γ$射线爆发和中子星撞击之间可能的联系。
2004-08-09 astro-ph
Can the Bump be Observed in the Early Afterglow of GRBS with X-Ray Line Emission Features?
在几个伽玛暴的X射线余辉中观测到了极强的发射谱线。在照明连续体中所包含的能量，这是负责线生产超过10 $^{51}$尔格，远高于准直伽玛暴。它限制了解释X射线发射线产生的模型。在本文中，我们认为，这种能量可以来自一个连续的爆发后外流。聚焦于高磁化毫秒脉冲星或磁星的中心发动机，我们发现余辉可以受到照明连续体的影响，因此在早期余辉光变曲线中可以观察到明显的消色差凸起。利用产生线发射的连续出流的亮度，定义了凸点特征出现的时间上限。我们认为，为什么没有检测到的消色差的颠簸到目前为止的原因是，颠簸应该出现的时间太早被观察到。
2003-11-18 astro-ph
The GRB/SN Connection: An Improved Spectral Flux Distribution for the SN-Like Component to the Afterglow of GRB 970228, the Non-Detection of a SN-Like Component to the Afterglow of GRB 990510, and GRBs as Beacons to Locate SNe at Redshifts z = 4 - 5
我们更好地确定与GRB 970228相关的超新星候选者的光谱通量分布建模的光谱通量分布的主机星系的这个爆发，拟合这个模型的主机星系的测量，并使用拟合的模型，以更好地减去了主机星系的贡献，测量余辉的这个爆发。此外，我们讨论了为什么没有检测到的SN 1998 bw类组件的余辉GRB 990510并不一定意味着SN是不相关的这个爆发。最后，我们讨论了如何突发可以被用作信标，以定位SNe的红移z = 4 - 5。
1999-11-15 astro-ph
The Variability of Gamma-Ray Bursts that Create Afterglows
我们考虑的变化特性的伽马射线暴（GRB），产生明亮的光学和较长波长的瞬态余辉（A-GRB）是相同的一个更大的，包括样品的明亮，长时间的GRB，仅选择他们的伽玛射线发射。这个样本可能包括一个重要的人口的物理上不同的“黑暗”或“微弱的余辉”伽玛射线暴具有不同的变化特性，或可能由一个单一的人口，其中一些缺乏余辉只是因为观测选择效应。我们认为，结构函数是最合适的方法来测量突发的变化，因为它们的瞬态和非周期性。我们定义一个简单的统计：在观察者坐标系中测量的0.1至1 s与0.1至10 s的集成结构函数的比值。为了避免仪器的影响，我们限制我们的分析伽玛暴与BATSE数据。将10个A-GRB与大约500个爆发的“主要”样本进行比较，我们发现只有0.03个样本来自同一人群的概率，A-GRB在亚秒时间尺度上的功率相对较小。我们的结论是，这一结果是初步的证据的性质的变化，影响伽马射线和余辉性质的长持续时间的伽玛射线暴的伽玛射线暴的祖先。此外，我们的方法分析变异性确定了一个特征的时间尺度为1秒，低于该可变性被抑制，并发现在更高的伽马射线能量增加的短时间尺度的变化的趋势。我们认为具有最亚秒时间尺度变化的长持续时间伽玛暴可能是短持续时间伽玛暴的相对明亮的例子。
2005-02-12 astro-ph
Behavior of X-Ray Dust Scattering and Implications for X-Ray Afterglows of Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）的余辉通常被认为是由于冲击扫过星周介质而产生的。然而，大多数伽马射线暴都是在致密的恒星形成区域发现的，在那里，大部分的瞬发X射线发射都可以被尘埃颗粒散射。在这里，我们重新审视的行为，尘埃散射的X射线在伽玛暴。我们发现，γ射线触发后数分钟到数天内的某些X射线余辉的特征与γ暴瞬发X射线辐射在宿主尘埃颗粒上的散射是一致的。这意味着一些观测到的X射线余辉（特别是那些没有急剧上升和衰减的耀斑）可以用尘埃散射驱动的发射模型来理解。
2007-03-30 astro-ph
Gamma-Ray Bursts: Afterglows and Central Engines
伽马射线暴（GRB）是天空中最强烈的瞬变伽玛射线事件，同时有强有力的证据（如BASTE探测到的各向同性和不均匀分布）表明它们位于宇宙学距离上，这使它们成为迄今为止已知的能量最高的事件。例如，观测到的某些伽玛暴的辐射能量相当于将一个以上的太阳质量能量完全转换成辐射。这比超新星爆炸的能量强上千倍。这些神秘事件需要非常规的能量机制和极高的转换效率。最近发射的BeppoSAX卫星和地面射电和光学望远镜在伽玛暴余辉中发现了宇宙学距离上的宿主星系和超新星关联，为伽玛暴的宇宙学起源提供了进一步的支持，并对伽玛暴的中心引擎提出了强有力的限制。本文综述了伽玛暴可能的中心动力、能量机制、动力学和光谱演化，特别是多波段余辉。
2001-01-10 astro-ph
X-Ray Lines and Absorption Edges in GRBs and Their Afterglows
宇宙学伽玛暴环境中伽马射线暴辐射的吸收和再加工可以作为探测其祖先难以捉摸的性质的有力工具。特别是，瞬态X射线发射线和吸收功能的即时和早期余辉的伽玛暴是敏感的细节的位置和密度结构的后处理和/或吸收材料。迄今为止，此类特征的检测结果相当少，并且在大多数个别情况下意义不大。然而，在伽玛暴余辉中的瞬态X射线发射线现在已经被四个不同的X射线卫星发现，这可能证明更详细的理论研究其起源。本文首先简要回顾了瞬态X射线发射线和吸收特性的观测现状。然后，我将讨论一般的物理约束，这些结果施加在各向同性，同质性，和位置的后处理材料相对于伽玛射线暴源，并审查各种目前讨论的，具体的模型伽玛射线暴及其环境中所需的条件可能会出现。
2002-12-02 astro-ph
VHE Gamma-ray Afterglow Emission from Nearby GRBs
伽马射线暴（GRB）是潜在的河外甚高能伽玛射线源之一。我们讨论了VHE γ射线探测的前景与目前的地基切伦科夫仪器在余辉阶段。利用火球模型计算了前向冲击电子的同步辐射自康普顿（SSC）辐射。模拟结果与地面VHE仪器（如STACEE，H.E.S.S.，魔术，真理和惠普尔）。我们发现，模型SSC发射明亮的和附近的爆发，如GRB 030329是可检测的，这些仪器，即使延迟观测时间约10小时。
2008-10-21 astro-ph
Hyperaccretion after the Blandford-Znajek Process: a New Model for GRBs with X-Ray Flares Observed in Early Afterglows
本文提出了一个包含Blandford-Znajek（BZ）和超吸积过程的三阶段模型来解释最近观测到的伽马射线暴（GRB）早期余辉。在第一阶段，提示伽玛暴是由一个旋转的黑洞（BH）调用BZ过程。第二阶段是安静阶段，BZ过程被关闭，并且BH上的吸积被磁耦合（MC）过程施加的扭矩抑制。通过MC过程从BH传输的部分旋转能量作为磁能存储在磁盘中。在第三阶段，当磁盘中的磁能积累并触发磁不稳定性时，MC过程被关闭。此时，超吸积过程可能开始，在这个重新启动的中央发动机中发射的喷流产生了观测到的X射线耀斑。该模型能较好地解释在余辉早期观测到的具有X射线耀斑的伽玛暴的能量和时间尺度。
2008-02-04 astro-ph
Resolving The ISM Surrounding GRBs with Afterglow Spectroscopy
本文综述了目前有关伽马射线暴（GRB）余辉光谱学的研究，特别强调了这些高红移事件的星系的星际介质。这些研究揭示了恒星形成星系的物理条件，并为伽玛暴祖先的性质提供了线索。我们提供了一个教学的实验设计和审查目前的结果。大多数视线的特点是大HI柱密度，可忽略的分子分数，无处不在的检测紫外泵浦精细结构的转变，和金属丰度范围从1/100到接近太阳的丰度。
2008-05-20 astro-ph
The optical afterglow of the short gamma-ray burst GRB 050709
长期以来，人们都知道有两类伽马射线暴（GRB），主要区别在于它们的持续时间。我们对长持续时间伽马射线暴（持续时间超过2秒）的理解的突破，最终将它们与高能Ic型超新星联系起来，来自于它们长寿命X射线和光学余辉的发现，最终可以获得精确和快速的源定位。X射线定位最近已经成为短（持续时间<2秒）伽马射线暴，这已经逃避了30多年的光学检测。在这里，我们报告的第一个发现的瞬态光发射（R波段的幅度~23）与短爆发; GRB 050709。光学余辉的定位精度为亚弧秒，位于蓝矮星星系的外围。的光学和X射线余辉性质34小时后的GRB让人想起的余辉长GRB，这是由于同步辐射从超相对论喷出物。然而，我们没有探测到超新星，就像在大多数附近的长伽玛射线暴余辉中发现的那样，这表明短伽玛射线暴的起源不同。
2005-10-04 astro-ph
Testing the standard fireball model of GRBs using late X-ray afterglows measured by Swift
我们发现，所有的X射线衰变曲线的伽玛暴测量斯威夫特可以拟合使用一个或两个组件，这两个组件具有完全相同的功能形式，包括一个早期下降指数相，其次是幂律衰减。第一个分量包含瞬发γ射线发射和初始X射线衰变。第二个分量出现较晚，持续时间较长，约80%的伽玛暴都存在。它很可能是由外部冲击引起的，最终发展成X射线余辉。在剩余的~20%的伽玛暴中，第一分量的初始X射线衰变比第二分量衰减得更慢，并且在后期占主导地位，形成余辉，但不清楚这种发射的起源是什么。的时间衰变参数和伽马/X射线光谱指数导出的107伽玛暴的标准火球模型，包括搜索可能的“射流休息”的期望进行比较。对于~50%的伽玛暴观测到的余辉是符合模型，但其余的时间和光谱指数不符合预期的封闭关系，并暗示持续，晚，能量注入。我们确定了几个可能的射流休息，但也有许多例子，这种休息的预测，但缺席。第二分量的指数相转变为最终幂律衰变余辉的时间T_a与γ能谱的峰值E_peak相关。这类似于吉兰达关系，表明这个时间在某种程度上与雨燕前爆发的光学观测到的破裂时间有关。
2006-12-01 astro-ph
On the "canonical behaviour" of the X-ray afterglows of the Gamma Ray Bursts observed with Swift's XRT
由SWIFT卫星的X射线望远镜观测到的长持续时间伽马射线暴（GRB）的早期X射线余辉的“典型行为”正是GRB的炮弹模型所预测的行为。
2006-07-20 astro-ph
Thermal components in the early X-ray afterglow of GRBs
研究了伽马射线暴早期X射线余辉中可能存在的热成分。我们讨论了存在的热连续，特别是碰撞X射线发射线。我们计算了薄等离子体在一定金属丰度范围内的连续谱和元素Mg、Si、S、Ar、Ca和Fe的K_α线的预测光度。我们表明，光的旅行效应是占主导地位的热连续谱和线光度的测定，并推导出相关的方程。我们的结论是，热线和连续不太可能占主导地位的早期余辉的伽玛暴，除非爆炸现场是由一个非常庞大的和非常丛生的外壳材料包围。这种条件在GRB前身的封闭环境中是难以想象的，除非它们被一些强的前体活动所激发，就像在Supranova情景中一样。
2002-12-12 astro-ph
Hard X-ray afterglows of short GRBs
我们报道了在一个短伽马射线暴样品的BATSE光变曲线中发现的瞬态和衰落的硬X射线发射。我们对76个短暴的四个通道的BAT SE光变曲线进行了求和，以揭示瞬发通量之后可能的瞬态信号的平均整体时间和光谱演变。我们发现了一个过量的发射峰值约30秒后的提示，可检测到约100秒。软幂律谱和时间演变的瞬态信号表明，它是由减速的相对论膨胀源，预测的余辉模型。
2002-02-01 astro-ph
Jets in GRBs
在几个伽玛射线暴余辉，快速的时间衰减观察到这是不一致的球形（各向同性）爆炸波模型。特别是，GRB 980519的余辉衰减最快，在光学和X射线中的t^{-2.05 \pm 0.04}。我们表明，这种时间衰减是更一致的喷流的演变后，它减慢和横向扩展，其中t^{-p}衰减是预期的（其中p是电子能量分布的指数）。这样的一个聚束模型将使一些更极端的伽玛射线暴的能量需求放宽几百倍。很可能很大一部分微弱（或无）余辉观测也是由于伽马射线暴中经常发生的光束，并且它们的喷流在第一次余辉观测之前已经过渡到扩散阶段。根据这一解释，普适值p~2.5与所有数据一致。
1999-03-23 astro-ph
Can the early X-ray afterglow of GRBs be explained by a contribution from the reverse shock?
我们建议解释最近观测到的GRB早期X射线余辉与SWIFT的反向冲击穿过喷出物，因为它是由突发环境减速的能量耗散。我们计算的耗散功率的演变，并讨论的可能性，它的一小部分可以在X射线范围内辐射。我们表明，如果满足以下两个条件，这种反向激波的贡献行为的方式非常类似于观察到的X射线余辉：（i）在震源活动的后期阶段喷出的物质的洛伦兹因子减小到γ < 10的小值;（ii）大部分的激波耗散能量转移到小部分（zeta < 0.1）的电子布居。我们还讨论了如何我们的结果可能有助于解决一些令人困惑的问题所提出的多波长早期余辉观测，如存在色突变。
2007-01-08 astro-ph
Early afterglow, magnetized central engine, and a quasi-universal jet configuration for long GRBs
讨论了两个单独的主题。(1)我们描述了分类的长期GRB早期余辉光变曲线的框架内的火球冲击模型，专注于反向和正向冲击发射组件之间的相互作用。我们还将提供证据表明，至少有两个爆发的中央引擎夹带着强磁场，并讨论了这一结果的影响，我们对伽玛暴现象的理解;（2）我们认为，目前的伽马射线暴（GRB）和X射线闪光（XRF）的数据是一致的图片，所有GRB-XRF喷流的结构和准普遍的，具有典型的高斯状喷流结构。
2003-12-17 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
A comparative study of the X-ray afterglow properties of optically bright and dark GRBs
我们已经检查了完整的X射线余辉观测的黑暗和光学明亮的伽玛暴BeppoSAX直到2001年2月。X射线余辉的检出率为90%。我们没有发现X射线光谱形状的显着差异，特别是没有更高的X射线吸收伽玛暴没有光学瞬变（暗伽玛暴）与伽玛暴与光学瞬变（OTGRB）。相反，我们发现OTGRB的1.6-10 keV通量平均约为暗GRB的5倍。K-S检验表明，这种差异在99.8%的概率下是显著的。假设暗源和OTGRB具有相似的光谱，这可能表明第一个在光学波段没有被捕获，因为它们只是微弱的源。为了验证这一假设，我们已经确定了样品的光- X射线通量比。OTGRB显示出非常窄的通量比分布，这对应于平均光学-x光谱指数0.794 \pm 0.054。我们发现，虽然75%的暗伽玛暴的通量比上限仍然与OT伽玛暴一致，其余25%的光学比X射线弱4 - 10倍。该结果的显著性等于或高于2.6 sigma。如果这个子人口的黑暗伽玛暴构成的对象同化OTGRBs，他们应该表现出的光通量高于上限实际上found. We讨论了其行为的可能原因，包括可能发生在高密度的云或原产地在非常高的红移和连接与古老的，人口III恒星。
2002-12-13 astro-ph
Wind Interaction Models for Gamma-Ray Burst Afterglows: The Case for Two Types of Progenitors
从$γ$射线暴GRB 970228和GRB 970508开始，一个解释GRB余辉的标准模型出现了，它涉及从一个恒定能量的爆炸波膨胀到一个恒定密度的“星际”介质中的同步辐射。然而，一个巨大的恒星起源的伽玛暴意味着恒星风环境，可能是沃尔夫-拉叶星，我们以前建议风的相互作用模型的余辉伽玛暴980326，980519，和980425/SN 1998 bw。在这里，我们扩展了风中余辉的理论，考虑强冷却阶段，过渡到非相对论运动，射流，并及时，反向冲击发射。我们发现，与星际的情况相比，在风的情况下，光学即时发射可能有一个相当的幅度，但会死得更快。我们研究的背景下，风的相互作用模型的其他观测到的伽玛暴的余辉，并发现伽玛暴970228和970508可能是风的相互作用。对GRB 970228的非热余辉辐射的修正是由对晚超新星辐射的认识引起的，这有利于风的相互作用。GRB 970508的射电演化为风的相互作用提供了特别有力的证据。对于GRB 970508，观测结果表明其密度与沃尔夫-拉叶星风中的预期相一致。最后，对GRB 990123和990510的余辉演化和GRB 990123的即时光发射的观测支持星际相互作用模型，这将表明这些物体的紧凑恒星合并祖先。
2000-01-26 astro-ph
On the X-ray lines in the afterglows of GRBs
GRB 011211余辉中的X射线谱线的观测已被报道，并受到质疑。这些线被解释为一组光电离“金属”的蓝移X射线特征，位于超新星爆炸后几天发射的GRB照射的超新星壳的一部分中。我们发现，最突出的报告线与伽玛射线暴的“炮弹”模型中预测的一致。在这个模型中，假定的签名是氢线，由炮弹（CB）的（高度相对论性）运动推动。相应的多普勒增强可以从GRB 011211的光学余辉的I-，R-和V-波段光变曲线的拟合中提取，因此，由于红移也是已知的，所以线能量-在CB模型中-预测。我们还讨论了其他已知红移的伽玛暴，这些伽玛暴的光谱特征通常被解释为Fe线或Fe复合边。从CB模型的观点来看，结果的集合是非常令人鼓舞的，但是关于每个单独的GRB的数据还不足以得出（任何）客观的决定性结论。我们概述了X射线观察员搜索的线，在CB模型中，移动可预测的从较高到较低的能量的战略。
2002-11-18 astro-ph
Extinction of gamma-ray burst afterglows as a diagnostic of the location of cosmic star formation
伽马射线暴（GRB）及其余辉的性质被用来研究宇宙历史中恒星形成活动的位置。这一做法的动机如下：（i）伽马射线暴被认为与大质量恒星的死亡有关，因此伽马射线暴的速率应该遵循大质量恒星的形成速率，（ii）伽马射线暴是这些短命恒星的最后演化阶段，它们不会远离它们的出生地，因此应该位于恒星形成的地方，尘埃消光对伽玛暴余辉在X射线波段和光学波段之间的差异效应可以揭示伽玛暴宿主星系中是否存在大量的气体和尘埃。根据最近的证据，我们估计宇宙中有相当一部分（约75%）的恒星形成于在静止帧远红外（IR）波长下最亮的星系中。这个值与观测结果稍微一致：60 +/- 15%的伽玛暴没有检测到光学余辉，而几乎所有的伽玛暴都有X射线余辉。如果大量伽玛暴的X射线余辉在软X射线波长（<2 keV）消失，那么这将为主要的严重遮蔽的恒星形成活动提供强有力的证据。对伽玛射线暴宿主的远红外和亚毫米研究也将验证这一想法：大约20%的宿主应该可以用SCUBA探测到。
2001-10-08 astro-ph
The synchrotron-self-Compton radiation accompanying shallow decaying X-ray afterglow: the case of GRB 940217
伽马射线暴（GRB）的高能辐射（>数十MeV）为理解GRB的物理过程提供了重要线索，它可能与GRB的早期余辉有关。在大约一半的{ \it Swift}伽马射线暴X射线余辉中，我们很好地探测到了一个浅下降相。广泛考虑的解释涉及到一个显着的能量注入和可能的时间演变的冲击参数（S）。这项工作我们计算了这样一个外部前向激波的同步自康普顿（SSC）辐射，并表明它可以解释众所周知的长期高能量（即，GRB 940217的余辉。我们认为，Swift和GLAST的合作将有助于揭示伽玛暴的性质。
2007-02-05 astro-ph
The Detectability of Gamma-Ray Bursts and Their Afterglows at Very High Redshifts
越来越多的证据表明，伽马射线暴（GRB）与恒星形成星系有关，并且发生在这些星系的恒星形成区域附近或内部。这些关联提供了间接证据，证明BeppoSAX探测到的长伽玛暴至少是大质量恒星坍缩的结果。最近的证据表明，GRB 970228和GRB 980326的光变曲线和余辉光谱似乎包含超新星成分，除了相对论冲击波成分，提供了更直接的线索。在这里，我们确定，伽玛暴和它们的余辉都是可检测到的非常高的红移（z > 5）。
2000-02-01 astro-ph
A Coordinated Radio Afterglow Program
我们描述了一个基于地面的努力，寻找和研究余辉厘米和毫米波长。自从BeppoSAX于1997年初首次开始提供快速定位以来，我们观测到了南北天空中所有定位良好的伽马射线暴。在已探测到X射线余辉的23个伽玛暴中，10个具有光学余辉，9个具有射电余辉。越来越多的伽玛暴同时具有X射线和射电余辉，但缺乏相应的光学余辉。
1999-12-08 astro-ph
Connecting GRBs and galaxies: the probability of chance coincidence
伽玛暴宿主星系的研究是理解伽玛暴的关键。然而，由于它们是通过伽玛射线暴余辉和星系在天空平面上的叠加来识别的，因此总有一种可能性，即星协代表的是一种偶然的排列，而不是一种物理联系。我们研究了72个伽玛暴场的均匀样本，探讨机会叠加的概率。通常，光学余辉与星系偶然重合的几率约为1%。虽然虚假的宿主星系的检测，因此，是罕见的，必须考虑的可能性时，检查个别伽玛射线暴/宿主星系的例子。利用大量均匀的X射线余辉位置来寻找与GRB相关的星系也是很有吸引力的。然而，我们发现，在我们的样本中，大约有一半的14个叠加可能是偶然发生的，所以在仅由X射线余辉定位的伽玛暴的情况下，即使是统计研究也是可疑的。
2010-10-04 astro-ph
On the optical and X-ray afterglows of gamma ray bursts
我们严厉批评了传统的分析伽马射线暴（GRB）余辉的锥形喷射火球的情况。我们认为，相反，最近的观测表明，长时间的伽玛暴和它们的余辉是由超新星爆炸中发射的炮弹（CB）的高度相对论射流产生的。CBs通过与超新星壳层的碰撞而被加热。伽玛射线暴是CBs到达壳层透明边缘时发射的增强表面辐射。离开的CB通过清扫星际物质（ISM）进一步减速。早期的X射线余辉主要由冷却CB的热韧致辐射所控制，光学余辉主要由CB扫过的ISM电子的同步辐射所控制。我们表明，这个模型简单，非常好地符合所有测量的光学余辉的15个伽玛暴与已知的红移，包括伽玛暴990123，其中异常迅速的数据。我们证明了GRB 980425是由SN 1998 bw产生的正常GRB，具有标准的X射线和光学余辉。我们发现GRB 970508非常奇特的余辉可以解释，如果它的CB遇到了一个显着的跳跃密度，因为他们通过ISM移动。最近的8个已知红移伽玛暴的余辉显示了不同程度的证据，表明它们与类似于SN 1998bw的超新星有关。在所有其他情况下，即使存在这种关联，也无法用当前最好的光度灵敏度检测到。这有力地支持了大多数，也许是所有的长持续时间伽玛暴都与超新星有关的命题。虽然我们的重点是光学余辉，我们也提供了一个很好的描述X射线余辉。
2002-06-05 astro-ph
A simple, stringent test on the nature of GRBs' progenitors
我在这里表明，适当的伽马射线暴和余辉的开始之间的时间延迟是周围密度的敏感函数，从典型的磁盘密度的~ 10秒到IGM密度的几个小时。由于大量的洛伦兹因子，爆炸能量和环境密度可以同时确定从观测的时间延迟和余辉，余辉观测单独可以确定，如果有的话，所有的爆发驻留在星系内部，在他们的外晕，或直接在IGM介质，服从NS/NS合并假说进行一个明确的测试。如果爆发是由大质量恒星的坍缩引起的，那么无论爆发有多短，余辉的开始都应该是立即的。
2000-03-03 astro-ph
Search for GRB afterglows in the ROSAT all-sky survey
本文报告了利用ROSAT全天空巡天数据寻找伽马射线暴（GRB）的X射线余辉的现状。潜在的X射线余辉候选者的数量相对于预期数量的射束GRB允许约束GRB发射和余辉发射的相对射束角在GRB之后约1-5小时。
1999-05-20 astro-ph
Possible Effects of Pair Echoes on Gamma-Ray Burst Afterglow Emission
伽马射线暴（GRB）的高能辐射被广泛预期，但直到最近费米卫星发射时才被稀疏地观察到。如果>TeV的伽马射线在伽玛暴中产生，并且可以从发射区逃逸，它们会被宇宙红外背景光子衰减，导致GeV-TeV次级光子通过逆康普顿散射再生。这种二次发射的持续时间可能比伽玛暴的持续时间更长，它被称为成对回波。我们研究了这对回波发射如何影响高能量余辉的光谱和光变曲线，不仅考虑即时发射，而且考虑余辉作为主要发射。只要空洞中的星系际磁场（IGMF）很弱，就有可能探测到成对回波。我们发现：（1）在喷流破裂后的余辉阶段，来自主余辉发射的对回波可以影响观测到的高能发射;（2）来自主瞬发发射的对回波也可以是相关的，但只有当发射的能量在TeV范围内时，典型的情况是E_{gamma, >0.1 TeV} >（Y/（1+Y））ε_e E_k。即使没有检测到成对回波，也会对IGMF的强度产生有趣的限制。探测成对回波的更有利的目标可能是没有常规余辉发射的“裸露”伽玛暴，尽管高能裸露伽玛暴是罕见的。如果IGMF足够弱，则预测GeV发射扩展到>30-300 s。
2009-02-27 astro-ph
Optical afterglows of short Gamma-ray Bursts and GRB 040924
短持续时间伽马射线暴（GRB）（\leq 2{ \rm s}）由于缺乏余辉探测直到最近仍然是一个谜。解释短伽玛暴的模型调用不同的祖先场景。在这里，我们提出了一个通用的分析短伽玛暴余辉，并计算不同的祖先模型的框架内的短伽玛暴的光学光变曲线。我们表明，所有这些光学余辉都足够明亮，可以通过{ \em Swift}天文台上的紫外线和光学望远镜（UVOT）检测到，并且可以通过监测良好的光变曲线区分不同的模型。我们还模拟了最近发现的短暴GRB 040924的余辉数据。我们发现，有限的数据是一致的低中密度的环境，这是一致的前概念的紧凑型恒星合并的祖先模型，虽然模型与恒星的祖先不排除。
2005-03-08 astro-ph
On the interpretation of the burst structure of GRBs
基于BATSE实验、RXTE和Chandra卫星的精确数据，我们以GRB 991216为原型，验证了将GRB能量起源与黑洞电磁能联系起来的EMBH理论。余辉的拟合固定了模型中仅有的两个自由参数，并导致了一个新的范式来解释爆发结构，IBS范式。通过定义这一复杂现象中的两个新阶段，它也导致重新考虑余辉和暴在伽玛暴中的相对作用：a）注入阶段，引起适当的伽玛暴（P-GRB），和b）束靶阶段，引起扩展余辉峰值发射（E-APE）和余辉。这种分化导致一个自然的可能解释的双峰分布的伽玛射线暴观察到的BATSE。从EMBH的地平线一直延伸到遥远的观测者的区域的观测数据的协议证实了该模型的独特性。
2001-07-20 astro-ph
Early afterglows as probes for the reionization epoch
伽马射线暴前身的性质仍然是一个有争议的问题，但在伽玛射线暴与大质量恒星的关联上，共识正在增长。此外，目前的宇宙再电离模型认为大质量的Pop-III星是电离光子的来源。这样，伽马射线暴和再电离之间就有了自然的联系。通过对高红移伽玛暴的瞬发红外光谱观测可以测量再电离时期。在这一点上，伽玛暴比类星体更好：它们产生的HII区更小，即使它们比类星体亮得多（但时间更短），而且与类星体相反，它们不会改变周围IGM的吸收特性。
2001-03-20 astro-ph
Jetted GRBs, Afterglows and SGRs from the Birth of Quark Stars
最近的研究表明，当冷的核物质被压缩到高的核密度时，具有自旋零和反对称色波函数玻色的双夸克凝聚成密度是其数倍的超流/超导态。各种天体物理现象可以用中子星（NS）到（双）夸克星（QS）的引力坍缩来解释，这是中子星在超新星爆炸中诞生后$\sim 10^{4}$年内，当它们充分冷却和自旋时（通过磁制动？），一级相变的结果。引力能的释放驱动了一场爆炸，它可能会喷射出高度相对论性的窄准直喷流和一个温和的相对论性的"球形“壳。残余量子点的缓慢收缩/冷却可以为软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线源（AXP）提供动力，而不会调用巨大的磁能存储。当喷流碰巧指向我们的方向时，它们可以在遥远的星系中产生观测到的伽马射线暴（GRB），而GRB则会发出余辉。爆炸产生的膨胀壳层也可能产生伽玛射线暴的余辉。喷流扭曲了原始的SNR，沿着它们的轨迹扫过周围的物质，将其加速到宇宙射线（CR）能量，并将其分散在它们停在星系晕时形成的热点中。我们银河系中的这类事件可能是银河系所有能量的宇宙射线的主要来源。
1999-02-01 astro-ph
Predictions for The Very Early Afterglow and The Optical Flash
根据$γ$射线暴（GRB）的内外激波模型，GRB是由相对论流中的内激波产生的，而余辉是由ISM中的外激波产生的。我们探讨了早期余辉发射。对于短伽马射线暴，余辉的峰值通常会在爆发后延迟几十秒。对于长伽玛射线暴，早期余辉辐射将与伽玛射线暴信号重叠。我们计算了在光学、X射线和$γ$射线波段的早期余辉的预期光谱和光变曲线。这些特征提供了一种区分晚期内震发射（GRB的一部分）和早期余辉信号的方法。如果这种具有早期余辉特征的延迟发射被探测到，它既可以用来证明产生伽玛射线暴的内震情景，也可以用来测量相对论流的初始洛伦兹因子。反向冲击波在其峰值时包含的能量与伽玛射线暴本身相当，但温度比正向冲击波低得多，因此它以相当低的频率辐射。反向激波支配着早期的光学发射，并且一个比15星等更亮的光学闪光，预计与x射线或$γ$射线的正向激波峰值一起出现。如果没有观测到这种闪光，那么产生伽玛暴的相对论性壳层的重子含量就会受到很大的限制，从而导致磁主导的能量密度。
1999-01-25 astro-ph
Gamma-Ray Bursts as a Probe of the Very High Redshift Universe
最近的证据表明，GRB 970228和GRB 980326的余辉的光变曲线和光谱似乎除了相对论性激波成分外还包含SN成分，这提供了直接线索，至少BeppoSAX探测到的长GRB是大质量恒星坍缩的结果。我们表明，如果这确实是这样的话，伽玛暴和它们的余辉提供了一个强大的探测甚高红移（VHR）（z > 5）宇宙。我们首先确定伽玛暴和它们的余辉都可以被VHR探测到。然后，我们表明，预计伽玛暴发生在至少z ~ 10，可能z ~ 15 - 20，红移是远远大于那些预期的最遥远的类星体。这意味着有大量的伽玛暴的峰值光子数通量低于BATSE和HETE-2的探测阈值，甚至低于斯威夫特的探测阈值。VHR伽玛暴的探测将为我们提供有关最早恒星的第一批信息。我们证明了伽玛暴及其余辉可以作为信标来定位红移z >> 1处的核坍缩SNe，并研究这些SNe的性质。我们描述了预期的性质的吸收线系统和γ暴余辉光谱的Ly-alpha森林，并讨论了各种策略确定的VHR γ暴的红移。然后，我们展示了如何吸收线系统和可见的γ射线暴余辉光谱中的Ly-alpha森林可以用来跟踪宇宙中的金属丰度的演变，并在VHR探测宇宙的大尺度结构。最后，我们展示了如何测量的γ射线暴余辉光谱中的Ly-alpha断裂可以用来约束，或可能的测量，宇宙发生再电离的时代，使用冈恩-彼得森测试。
2000-02-01 astro-ph
The bright optical afterglow of the nearby gamma-ray burst of 29 March 2003
过去对宇宙学伽马射线暴（GRB）的许多研究都受到限制，因为典型的GRB距离很远，导致微弱的余辉。长期以来，人们一直认为，附近的伽玛射线暴将揭示这些神秘的宇宙爆炸的起源，以及它们的火球的物理学。然而，接近z=0.2的伽玛暴是非常罕见的，估计每十年就会发生一次。在这里，我们报告了GRB 030329明亮光学余辉发射的发现。我们的迅速传播和余辉的亮度导致了从无线电到X射线波段的广泛跟踪（超过65台望远镜），以及红移的测量，z=0.169。伽玛射线暴030329的伽马射线和余辉性质与宇宙学伽玛射线暴相似（考虑到距离很小），使其成为已知的最近的宇宙学伽玛射线暴。观测已经确定了它的前身是一颗爆炸为超新星的大质量恒星，我们期待着从对这一来源的研究中进一步揭示GRB现象。
2003-09-16 astro-ph
Evidences for two Gamma-Ray Burst afterglow emission regimes
我们应用宇宙学和吸收修正的X射线和光学余辉通量的样本伽马射线暴源的已知距离。我们发现一个很好的相关性，在X射线和伽玛射线暴在我们的样本中形成两个定义明确的类。在火球模型的框架下，我们尝试性地将它们解释为辐射余辉和绝热余辉行为。我们在可见光波段没有观察到这种相关性。这种与模型的差异可能是由于在源附近的吸收。
2000-08-24 astro-ph
GRBS: Standard Model & Beyond
自从1997年BeppoSAX等望远镜发现了$γ$射线暴的余辉以来，在这一领域的研究取得了巨大而迅速的进展。本文简要回顾了$γ$射线暴及其余辉的主要观测事实，以及标准的火球激波模型。然后，各种后标准效应，偏离标准模型，提出。
2001-01-03 astro-ph
Some Theoretical Implications of Short-Hard Gamma-Ray Burst observations
短硬和长软伽马射线暴（GRB）是两种截然不同的现象，但它们的瞬发和余辉发射有许多相似之处。这表明，两个不同的祖系统导致类似的物理过程，并使用长伽玛暴模型的短硬伽玛暴（SHBs）的即时和余辉观测可以检查。在这里，我讨论了从SHB观察中可以得出的三个结论。我表明，上的洛伦兹因子的SHB的下限通常是“只有”10-50，显着低于长伽玛暴。SHBs与观察到的X射线余辉后1天被发现是大致一样有效的长GRBs在转换成提示伽马射线的流出能量。最后，我研究了具有X射线暗余辉的SHB的起源，发现最合理的解释是这些SHB在极低密度环境（$n \lesssim 10^{-5} cm^{-3}$）中爆炸
2007-03-07 astro-ph
Global Properties of X-Ray Flashes and X-Ray-Rich Gamma-Ray Bursts Observed by Swift
我们描述和讨论了2004年12月至2006年9月期间Swift探测和观测到的X射线闪光（XRFs）和富含X射线的伽马射线暴（XRRs）的瞬发和X射线余辉发射的光谱和时间特性。我们将这些特征与同期观测到的传统经典伽马射线暴（C-GRB）样本进行了比较。我们证实了Epeak_obs和其他人注意到的注量之间的相关性，并找到了XRFs，XRR和C-GRB形成连续体的进一步证据。我们还证实了我们已知的红移样本与伽玛暴静止坐标系中的峰值能量（Epeak_src）和各向同性辐射能量（Eiso）之间的相关性（Epeak_src-Eiso关系）是一致的。XRFs和C-GRB的X射线余辉的光谱特性相似，但时间特性有很大的不同。我们发现，C-GRB余辉的光变曲线显示，在更早的时间比XRF余辉的陡峭的指数（浅到陡峭的休息）的休息。此外，XRF X射线余辉的整体光度系统地比C-GRB小两倍或更多。XRFs和C-GRB的X射线余辉之间的这些明显差异可能是理解X射线余辉光变曲线中神秘的浅到陡的突变的关键，也是理解XRFs独特性质的关键。
2008-01-28 astro-ph
GRBs as Hypernovae
伽马射线暴的标准火球/余辉模型将事件与合并的中子星双星或中子星-黑洞双星联系起来，这使得事件远离恒星形成区，并且被认为具有~ 10^51尔格的能量。一颗超新星，即一颗大质量快速旋转恒星的死亡，通过利用在核心坍缩中形成的克尔黑洞的旋转能，可以释放出约10^54尔格的动能。所有能量中只有一小部分存在于具有最大洛伦兹因子的碎片中，这些碎片产生了伽玛射线暴本身，但所有能量都可用于长时间的余辉。在这种情况下，伽马射线暴应该在恒星形成区被发现，光学余辉可能被尘埃掩盖，而大量喷出物的早期热辐射可能会产生X射线前兆，正如Ginga所观察到的那样。伽玛射线暴970228、97508、97828的光学和X射线余辉提供了一些证据，表明这些爆发位于星系中，最有可能是矮星系，在恒星形成区或附近。
1997-12-08 astro-ph
GRB Radiative Efficiencies Derived from the Swift Data: GRBs vs. XRFs, Long vs. Short
系统分析了2005年9月前由{ \em Swift}探测到的31个伽玛暴样品的瞬发和早余辉数据，并估算了伽玛暴的辐射效率。BAT的窄带抑制了精确测定的伽玛暴光谱参数，我们已经开发了一种方法来估计这些参数的硬度比信息。在早期X射线余辉中普遍存在的浅衰变成分，如果解释为外部冲击中的连续能量注入，则表明以前从晚期X射线数据导出的GRB效率是不可靠的。我们计算了两个余辉动能E_K分别在假定的减速时间（t_{dec}）和在中断时间（t_b）时，能量注入阶段结束时，得出。在t_b，XRF的效率似乎低于正常伽玛暴。然而，当我们分析t_{dec}的数据时，发现XRFs与GRB一样有效。短伽玛暴和长伽玛暴的辐射效率相似，尽管它们的祖先不同。样品中的22个爆发被确定为具有低于X射线波段的余辉冷却频率。当ε_e = 0.1时，我们发现η_γ（t_b）通常<10%，而η_γ（t_{dec}）从几个常数到> 90%不等。样品中有9个暴的余辉冷却频率长时间高于X射线波段。这表明ε_B很小和/或环境密度n很低。
2006-10-05 astro-ph
