The supernova 2003lw associated with X-ray flash 031203
X射线闪光（XRF），031203与z=0.1055的宿主星系，是除了GRB 980425之外，迄今为止已知的最近的伽马射线暴（GRB）或XRF。我们在爆发后的1-100天内监测了它的宿主星系。尽管源和明亮的主机的高消光，显着的增加和随后的减少已被检测到在主机的视亮度，峰值之间的10和33天后的伽玛射线暴。唯一令人信服的解释是与XRF有关的超新星（SN），SN 2003 lw。这是在GRB/XRF中SN信号清晰可辨的最早时间（除了SN 1998 bw）。SN 2003 lw非常明亮，有一个很宽的峰值，可以用SN 1998 bw的光变曲线近似表示，亮度约为0.55等，这意味着一颗超新星，就像大多数GRB-SNe所观察到的那样。XRF-SN协会将XRFs与大质量恒星的死亡紧密联系在一起，并进一步加强了它们与GRB的联系。SNe也与XRFs相关的事实意味着Swift可能在SN爆炸后不久就检测到大量的中间红移SNe，这是一个非常适合早期SN物理详细研究的样本。
2004-04-04 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
An optical supernova associated with the X-ray flash XRF 060218
长持续时间的伽马射线暴（GRB）与Ic型超新星有关，Ic型超新星比一般超新星更明亮，并以非常高的速度喷射物质。到目前为止，还没有发现亮度较低的超新星与GRB有关，因此GRB超新星被认为是罕见的事件。X射线闪光--类似于伽玛暴，但亮度较低，伽马射线较少--是否也与超新星有关，以及它们是本质上“弱”的事件还是偏离爆发轴观察的典型伽玛暴，目前还不清楚。本文报道了与X射线闪光XRF 060218有关的Ic型超新星SN 2006 aj的光学发现和后续观测。超新星2006 aj本质上不如GRB超新星明亮，但比许多没有伴随GRB的超新星明亮。从我们的光谱导出的喷出物的速度是这两组之间的中间，这是一致的伽玛射线暴输出和超新星射电通量的弱点。我们的数据，结合无线电和X射线观测，表明XRF 060218是一个本质上弱和软事件，而不是一个经典的伽玛暴离轴观察。这将GRB与超新星的联系扩展到X射线闪光和更暗的超新星，暗示了一个共同的起源。像XRF 060218这样的事件可能比GRB超新星还要多。
2006-08-31 astro-ph
The first Swift X-ray Flash: The faint afterglow of XRF 050215B
本文介绍了X射线荧光光谱仪050215B的发现及其余辉现象。这次爆发是由雨燕BAT在检查阶段探测到的，X射线望远镜在爆发后大约30分钟开始观测。这些观测发现了一个微弱的，缓慢褪色的X射线余辉附近的中心的错误框报告的BAT。UKIRT在10小时后获得的红外数据也显示了非常微弱的K波段余辉。余辉看起来不寻常，因为它是非常微弱的，特别是在红外线与K>20只有9小时后爆发。X射线和红外光变曲线表现出缓慢的单调衰减，α =0.8，没有证据表明与喷流中断到爆发后10天相关的变陡。我们讨论的背景下，目前的模型生产的X射线闪光的模糊和缓慢衰减的可能解释。
2006-05-10 astro-ph
X-ray Flashes or soft Gamma-ray Bursts? The case of the likely distant XRF 040912
在这项工作中，我们提出了一个多波长的研究XRF 040912，旨在测量其距离尺度和内在的突发属性。我们进行了详细的光谱和时间分析的提示和余辉发射，我们估计可能的宿主星系的距离尺度。然后，我们使用目前可用的样品的XRFs与已知的距离，讨论XRFs和经典的伽马射线暴（GRB）之间的联系。我们发现该爆发的瞬时发射性质明确地将其确定为一个XRF爆发，观测到的峰值能量为E_p=17+/-13 keV，爆发注量比S（2- 30 keV）/S（30- 400 keV）>1。一个R~24等的不褪色光源和一个明显延伸的形态在空间上与X射线余辉一致，可能是宿主星系。XRF 040912是一个非常暗的爆发，因为在爆发后13.6小时没有检测到低至R>25 mag（3 sigma极限星等）的余辉光学对应物。在3800 A到10000 A的主星系光谱中，在9552 A处有一条发射线。没有任何其他强的发射线向蓝方向的检测到的一个和没有Ly α截止到3800 A是一致的假设的[OII]线在红移z=1.563+/-0.001。在E_peak-E_iso图中，本征光谱特性将该XRF列为软伽玛暴。在已知的红移下，大多数XRF都得到了类似的结果。只有XRF 060218和XRF 020903代表了本征XRF（i-XRF）的一个很好的例子，并且可能与不同的祖先群体有关。这种情况可能需要对XRF进行新的定义。
2006-10-05 astro-ph
Afterglow Observations Shed New Light on the Nature of X-ray Flashes
X射线闪光（XRFs）和富X射线γ射线暴（XRGRB）与长持续时间γ暴有许多共同的观测特征，但它们的瞬发发射峰值$E_p$出现在较低光子能量处的原因仍有争议。虽然已经调用了许多不同的模型来解释较低的$E_p$值，但在大多数情况下没有考虑它们对余辉发射的影响，这主要是因为XRF余辉的观测最近才变得可用。在这里，我们检查的余辉发射的各种XRF模型的预测，并测试他们对XRF 030723和XRGRB 041006，在各自的类中最好的监测余辉光变曲线的事件的观察。我们发现，大多数现有的XRF模型很难与观察到的余辉光变曲线，这是非常平坦的早期。然而，这样的光变曲线自然地由具有相对尖锐边缘的大致均匀的射流产生，所述相对尖锐边缘是离轴观察的（即，从射流孔的外部）。这种类型的模型自一致地容纳所观察到的即时发射和余辉光变曲线的XRGRB 041006和XRF 030723，这意味着视角$θ_{obs}$从射流轴的$(θ_{obs}-θ_0)\sim 0.15θ_0$和$\sim θ_0$，分别，其中$θ_0\sim 3$度是射流半开角。这表明从不同的角度看，伽玛暴、XRGRB和XRF本质上是相似的相对论喷流，分别对应于小于1、1和几个之间以及几个以上的$γ(θ_{obs}-θ_0)$，其中$γ$是洛伦兹因子。Swift的未来观测可以帮助测试这种统一方案，其中GRBs，XRGRBs和XRFs具有相同的…
2005-02-18 astro-ph
Spectral Characteristics of X-ray Flashes compared to Gamma-Ray Bursts
X射线闪光（XRF）是一种新型的快速瞬变源，由BeppoSAX宽视场照相机（WFC）以每年约4次的速度观测到。除了它们的大部分2-26 keV的X射线，这些事件的整体性质类似于经典的伽马射线暴（GRB）。通过研究WFC和BATSE共同探测到的10个事件的宽带谱，我们探讨了XRFs是GRB种群的低能分支的可能性。我们发现，X射线荧光光谱是类似的伽玛暴，它们的低峰值能量可能是已知的伽玛暴属性的扩展。
2002-03-07 astro-ph
Properties of X-Ray Rich Gamma Ray Bursts and X-Ray Flashes detected with BeppoSAX and Hete-2
利用BeppoSax和HETE-2观测到的54个X射线富γ暴和X射线闪的瞬发光谱、X射线和余辉光通量进行了研究。然后与经典的伽马射线暴（GRB）进行了比较。本文的目的是研究XRR/XRFs作为高红移伽玛暴或离轴伽玛暴的性质，分析它们的瞬发和余辉性质。我们发现，XRR/XRF光谱指数的带函数是类似的经典伽玛暴，而峰值能量低的一个因素4。我们研究了XRR/XRF的光学和X射线余辉性质，特别是我们分析了XRR 011030的余辉。我们发现XRR/XRFs样品的X射线和光通量分布以及光变曲线与经典GRB的一致;特别是，它们显示出断裂的证据，并且没有上升的时间斜率。我们比较这些结果与余辉预测的高红移的情况下，XRFs是伽玛暴在更高的红移和离轴的情况下，观察到的差异是由于视角的影响。在这最后一个框架中，我们考虑具有均匀，-2幂律形状和高斯光度角分布的喷流。我们发现，高红移的情况下，可以解释一些事件，但不是总样本的XRR/XRFs。当考虑均匀射流时，离轴模型可能与我们的研究结果一致。然而，考虑到我们的样本中选择效应的不确定性，不能排除从高斯核心以小角度观察的高斯喷流和幂律形状。
2006-08-08 astro-ph
Are X-ray flashes a peculiar class of (soft) gamma-ray bursts ?
Heise等人（2001年）报告说，Beppo-SAX发现了一类新的辐射源，即所谓的X射线闪光，这种闪光与伽马射线暴有许多共同的性质，但在伽玛射线范围内无法探测到。在内部冲击模型的框架内，我们调查的可能性，XRFs有相同的起源比伽玛暴，但本质上更软，由于不同的冲击参数。
2002-12-02 astro-ph
HETE-2 Observations of the Extremely Soft X-Ray Flash XRF 020903
我们报告HETE-2 WXM/FREGATE观测的X射线闪光，XRF 020903。这一次的活动非常的软：比率log（S_X/S_γ）= 0.7，其中S_X和S_γ是2-30和30-400 keV能带中的注量，是迄今为止HETE-2观测到的最极端值。此外，光谱具有< 5.0 keV（99.7%概率上限）的观察到的峰值能量E^{obs}_{peak}，并且没有检测到高于~10 keV的光子。在较高能量下，爆发较短，这类似于长伽玛暴的行为。我们考虑了爆发位于很高的红移处，而E^{obs}_{peak}的低值是由于宇宙学红移的可能性，并指出这是非常不可能的。我们发现，XRF 020903的性质与Barraud等人发现的γ暴和富X射线γ暴的注量S（7-30 keV）和S（30-400 keV）之间的关系是一致的，并且与相同作者发现的硬度-强度相关性（Mallozzi等人，1995）的十年扩展是一致的。假设XRF 020903位于红移z = 0.25，这是由这次爆发的候选光学和无线电余辉的宿主星系所暗示的，我们发现，XRF 020903的性质与各向同性等效能量E_iso和nuF_nu谱的峰E_peak之间的关系的约300倍的扩展一致（在爆发的源帧中）由Amati等人发现的伽玛暴。因此，本文提出的结果提供了证据，XRFs，X射线丰富的伽玛暴，伽玛暴形成一个连续的，是一个单一的现象。这些结果对X…
2003-11-10 astro-ph
HETE-2 has provided strong evidence that the properties of X-Ray Flashes (XRFs) and GRBs form a continuum, and therefore that these two types of bursts are the same phenomenon. We show that both the structured jet and the uniform jet models can explain the observed properties of GRBs reasonably well. However, if one tries to account for the properties of both XRFs and GRBs in a unified picture, the uniform jet model works reasonably well while the structured jet model does not. The uniform jet model of XRFs and GRBs implies that most GRBs have very small jet opening angles (~ half a degree). T…
2003-12-18 astro-ph
An HST Search for Supernovae Accompanying X-ray Flashes
我们提出的结果，从哈勃太空望远镜/ACS搜索超新星与X射线闪光020903，040701，040812和040916。我们发现了强有力的证据表明XRF 020903（z=0.25）与SN 1998 bw类超新星有关，并在t ~ 25天使用光谱学证实了这一点。然而，我们没有发现类似SN 1998 bw的超新星与其他三个事件相关的证据。在XRF 040701（z=0.21）的情况下，我们甚至排除了类似SN 2002 ap的微弱超新星，使用几个本地Ic型超新星的模板光变曲线。对于这两种情况下，红移是未知的，XRFs 040812和040916，我们得到强大的红移极限假设它们伴随着超新星类似SN 1998 bw和比较这些限制与光度红移的限制提供了他们的宿主星系。我们补充了这一分析的结果，另外三个事件（XRFs 011030，020427和030723），并讨论了所观察到的超新星的多样性与X射线闪光和伽马射线暴。我们的结论是，XRF-SNe存在，但可以显着比SN 1998 bw暗，可能与当地Ibc型超新星中观察到的传播一致。
2005-02-25 astro-ph
Rebrightening of XRF 030723: further evidence for a two-component jet in gamma-ray burst
数值研究了不同结构下双组分射流的光学余辉。通常，光变曲线的特征在于当观察者相对于窄分量离轴时快速再亮，其中振幅和峰值时间取决于详细参数。我们进一步表明，XRF 030723的光学余辉，特别是它的显着和快速的再亮，可以很好地解释了一个典型的双组分喷流。这一X射线闪光与GRB 030329一起，强烈地暗示了作为X射线闪光和伽马射线暴的统一图像的双分量喷流模型。如果我们的视线在狭窄的流出物的角度范围内，那么在狭窄的但超相对论的内部流出物和宽的但能量较小的外部喷出物的情况下，将观察到作为典型的伽马射线暴的双组分喷流。否则，如果视线在宽部件的圆锥内或稍微超出宽部件的圆锥，则将检测到X射线闪光。
2003-12-29 astro-ph
The host of GRB/XRF 030528 - an actively star forming galaxy at z=0.782
在静止坐标系中区分X射线闪光、富X射线暴和伽马射线暴的一个重要参数是到爆炸地点的距离。本文报道了利用ESO VLT FORS 2仪器对XRF/GRB 030528主星系的光谱红移测定。从强氧和氢发射线测得红移为z=0.782+-0.001。获得线光度和比率，我们发现，主机是一致的，是一个积极的恒星形成星系与太阳下的金属丰度。它的恒星质量约为10 E10 Msun，是最大质量的伽玛射线暴宿主星系之一。估算了瞬发辐射的红移性质，发现XRF/GRB 030528在静止坐标系下属于富X射线暴，而在通常观测者坐标系下属于X射线闪光。
2005-08-18 astro-ph
A Spectacular Radio Flare from XRF 050416a at 40 days and Implications for the Nature of X-ray Flashes
我们提出了详细的光学，近红外和无线电观测的X射线闪光050416 a获得的帕洛玛和赛丁斯普林斯天文台以及HST和VLA，放置在最好的研究X射线闪光迄今为止，这一事件。此外，我们提出了一个光谱从凯克LRIS，我们测量的红移的爆发，z=0.6528。在这个红移处，各向同性等效瞬时能量释放约为10^51 erg，使用标准余辉同步加速器模型，我们发现爆炸波动能是E_K的10倍，iso约为10^52 erg。在t ~ 20天内没有观测到喷流中断，这表明喷流张角大于7度，总的射束校正相对论能量大于10^50 erg。我们进一步表明，爆发产生了强烈的射电耀斑在t ~ 40天伴随着观察到的扁平化的X射线带，我们归因于一个突然的环爆密度跳跃或一个插曲的能量注入（无论是从刷新冲击或离轴喷出物）。对HST的后期观测显示，有证据表明有一颗超新星与SN 1998 bw的光学光度峰值大致相当。其次，我们发现XRF 050416 a的主星系正以每年至少2 M太阳的速率活跃地形成恒星，其光度L_B ~ 0.5L*，金属丰度Z ~ 0.2- 0.8Z太阳。最后，我们讨论了短硬伽马射线暴的背景下，离轴和脏火球模型的框架下的X射线闪光的XRF 050416 a的性质。
2007-04-20 astro-ph
A Unified Jet Model of X-Ray Flashes, X-ray Rich GRBs and GRBs
HETE-2提供了强有力的证据，证明X射线闪光（XRFs）和伽玛暴的性质形成了连续性，因此这两种类型的爆发是相同的现象。我们发现，结构喷流和均匀喷流模型可以合理地解释所观察到的性质的伽玛暴。然而，如果试图在一个统一的图像中解释XRF和GRB的属性，均匀喷流模型工作得相当好，而结构喷流模型则完全失败。XRFs和GRB的均匀喷流模型意味着大多数GRB具有非常小的喷流张开角（~半度）。这表明磁场在伽玛暴喷流中起着至关重要的作用。该模型还表明，伽马射线辐射的能量比人们想象的要小100倍。最重要的是，该模型意味着，对于我们看到的每一个这样的爆发，都有大约10^4 - 10^5个喷流张开角非常小的爆发。因此，伽玛暴的速率可以与Ic型核心坍缩超新星的速率相媲美。为了证实或排除这些深刻的影响，需要对许多XRF进行准确、快速的定位，从而识别它们的X射线和光学余辉，并确定它们的红移。
2004-02-09 astro-ph
Quasi-universal Gaussian jets: a unified picture for gamma-ray bursts and X-ray flashes
从伽马射线暴（GRB）到X射线闪光（XRF），观测到的相关性Ep \propto（E_{iso}）^{1/2}对幂律通用喷流模型和锥形喷流模型都提出了问题，在幂律通用喷流模型中，每个立体角的能量随着相对于喷流轴的角度的平方倒数而减小，而锥形喷流模型在喷流束内具有均匀的能量密度，在喷流边缘具有尖锐的能量截止。在这里，我们表明，目前的GRB-XRF瞬发发射/余辉数据可以理解为GRB-XRF喷流是准通用的和结构化的，具有类似高斯或类似的结构，即，一种是射流具有特征角度，内部能量变化温和，蒙特卡罗模拟表明，目前的数据与这种准普遍的高斯喷流是兼容的，其典型的张角为5.7（+3.4）（-2.1）度，标准射流能量约为log（E_j/1 erg）= 51.1+-0.3。根据该模型，在当前仪器灵敏度下，整个GRB-XRF群体的真实数与观测数之比约为14。
2003-12-16 astro-ph
The X-Ray Transient 080109 in NGC 2770: an X-Ray Flash Associated with a Normal Core-Collapse Supernova
虽然人们普遍认为长持续时间的伽马射线暴（LGRB）与核心坍缩超新星（SNe）有关，但迄今为止只发现了四对GRB和SNe之间有明确联系的超新星。这四对GRB-SNe都属于一类特殊的Ic型--称为宽线SNe，表明爆发能量很大，这表明只有一小部分SNe Ibc与它们有关。2008年1月9日在NGC 2770中发现了一个明亮的X射线瞬变，随后是一个相当正常的Ib型SN 2008 D。本文认为080109瞬变是一个X射线闪光（XRF，GRB的软版本），因为以下证据：（1）瞬变不能解释为SN冲击爆发事件;（2）GRB X射线耀斑解释不支持高能观测。然后，我表明，XRF 080109满足各向同性等效能量和峰值光谱能量之间的关系，这大大加强了XRF解释的LGRB。最后指出，XRF 080109的峰值光谱能量和SN 2008 D的最大辐射热光度符合Li（2006）的$E_{γ,\p}$ - $L_{{\rm SN},\max}$关系式，加强了该关系式的有效性。我推测，像XRF 080109这样的事件可能以与SNe Ibc相当的速率发生，并且致力于测量附近X射线耀斑的软X射线望远镜将在发现它们方面非常富有成效。
2008-05-14 astro-ph
Global Characteristics of X-Ray Flashes and X-Ray-Rich GRBs Observed by HETE-2
我们描述和讨论了HETE-2在其任务的前三年中观测到的45个伽马射线暴（GRB）的全球性质，重点是X射线闪光（XRF）和富X射线GRB（XRR）的性质。我们发现XRF、XRR和GRB的数量相当。我们发现XRF和XRR的持续时间和天空分布与GRB相似。我们还发现XRF和XRR的光谱特性与GRB的光谱特性相似，除了在$νF_ν$中爆发谱的峰值能量$E^{\rm obs}_{\rm peak}$、XRF的峰值能流$\Fp$和能量注量$S_E$的值比GRB的小得多，而XRR的值比GRB的小。最后，我们发现这三种爆发的分布在[ $S_E$（2-30 keV），$S_E$（30-400）keV]平面，[ $S_E$（2-400 keV），$E_{\rm peak}$]平面和[ $F_{\rm peak}$（50-300 keV），$E_{\rm peak}$]平面上形成了一个连续体。这些结果提供了强有力的证据表明，所有三种类型的爆发产生于同一现象。
2004-09-06 astro-ph
Supernova light curve models for the bump in the Optical Counterpart of X-Ray Flash 030723
XRF 030723是第一个在其光学光变曲线（LC）中显示凸起的X射线闪光（XRF），该凸起被解释为超新星（SN）的签名。在从所观察到的XRF对应物的光学LC中减去余辉分量之后，推定的SN的性质通过核心塌陷SNe的合成LC来约束。对于红移范围$z \sim 0.3$ - 1，所有可能的模型都需要相当小质量的合成\Nifs，即$M$（\Nifs）$\sim$ 0.01 - 0.3 $\Msun$。用于描述与伽马射线暴（SNe 1998 bw和2003 dh）有关的高能SNe Ic的模型对于观测到的LC来说太大了。如果从各种Ic型SN e模型建立的喷出物\Nifs质量和总喷出物质量之间的关系也适用于XRF 030723中假定的SN，则喷出物质量被限制为$\sim$ 1 - 3 $\Msun$和动能$\lsim 1\times 10^{52}$ erg。这对应于具有$15\Msun \lesssim M_{\rm MS}\lesssim 25\Msun$的祖细胞。因此，SN的性质介于SN 1994 I和SN 2002 ap之间。
2004-08-13 astro-ph
HETE-2 Observations of the X-Ray Flash XRF 040916
2004年9月16日00：03：30 UT，高能瞬态探测器II（HETE-2）上的仪器探测到并定位了一个长的X射线闪光。该位置在爆发后约2小时报告给GRB坐标网络（GCN）。该爆发由两个相隔200 s的峰值组成，持续时间为110 s和60 s。我们分析了用宽视场X射线监视器（WXM）和法国伽玛望远镜（FREGATE）观测到的第一和第二峰的能谱。我们讨论的起源的第二个高峰的通量变化和时间尺度。我们发现，这是最有可能的一部分，即时排放，并解释了长效发动机模型。这一特征类似于雨燕卫星在观测到的爆发的早期余辉阶段探测到的一些明亮的X射线耀斑。
2007-03-07 astro-ph
The GRB/XRF-SN Association
越来越多的证据表明，长时间的伽马射线暴（GRB）和X射线闪光（XRF）是由类似于SN 1998 bw的核心坍缩超新星（SN）爆炸中喷射出的高度相对论性和窄准直喷流产生的。我们回顾了GRB-SN关联思想的历史及其观测验证。我们总结了目前的证据GRB/XRF-SN协会。我们评论的可能性，大多数，也许是所有的，SN爆炸产生伽玛暴，包括Ia型SNe可能产生短伽玛暴/XRF。我们列出了GRB/XRF-SN关联的主要未决问题。GRB-SN协会在宇宙学中的可能用途指出。
2004-05-20 astro-ph
A Search for X-Ray Flashes with XMM-Newton
我们搜索X射线闪光（XRF）-我们定义为在0.4-15 keV通带内可观察到的持续时间约为10 s的瞬态X射线事件-在使用XMM-牛顿与EPIC/pn探测器观察到的场中。虽然我们发现了两个非泊松事件，但这些事件的天体物理性质在与EPIC/MOS探测器完全同步的观测中没有得到证实，我们得出结论，这些事件对EPIC/pn探测器是异常的。我们发现，在两种不同的入射闪光通量下，每年每个天空的闪光次数有90%的上限：对于7.1x10^-13 erg / cm^2 / s的通量，每年每个天空的闪光次数为4.0x10^9次;对于1.4x10^-11 erg / cm^2 / s的通量，每年每个天空的闪光次数为6.8x10^7次。这些极限值与假定均匀总体时BeppoSAX/WFC XRF速率在高得多的通量（约10^5倍）下的外推值一致，并且与先前从ROSAT定点观测中得出的更严格的极限值一致。
2004-02-11 astro-ph
Optical and X-ray Observations of the Afterglow to XRF030723
X射线闪光XRF 030723被HETE卫星探测到并迅速传播，允许在爆发后约1天探测到光学瞬变。我们讨论了观测在光学麦哲伦，证实了褪色的光学瞬态。在Chandra的2历元ToO观测中，我们发现了一个与光学瞬态空间一致的衰落X射线源。我们提出了光谱拟合的X射线数据。我们还讨论了源在X射线中经历了再增亮的可能性，正如在光学中观察到的那样。我们发现，可能的再亮的意义是非常低的（~1西格玛）。
2004-01-04 astro-ph
A Deep Search with HST for Late Time Supernova Signatures in the Hosts of XRF 011030 and XRF 020427
X射线闪光（XRF）和伽马射线暴（GRB）一样，被认为是遥远星系中大质量恒星坍缩的信号。许多模型认为XRF的各向同性等效能量低于GRB，因此与GRB相比，它们可以从更小的距离范围内看到。在这里，我们提出了两个时期的哈勃太空望远镜成像的两个XRF的结果。这些在爆发后大约45天和200天拍摄的图像显示，在这两种情况下都没有相关超新星的证据。超新星如SN 1998 bw在每种情况下都可以在z ~1.5的范围内看到，而更暗的超新星如SN 2002 ap在z ~ 1的范围内都可以看到。如果XRFs位于如此大的距离，它们的能量将不符合所观察到的GRB峰值能量和各向同性能量释放之间的相关性，其中软爆发的能量较低。我们的结论是，如果这些XRF位于低红移（$z<0.6$），要么他们的视线严重熄灭，或者他们与极其微弱的超新星，或者，不像伽玛暴，这些XRF没有时间重合的超新星。
2004-10-23 astro-ph
Long term flaring activity of XRF 011030 observed with BeppoSAX
我们对BeppoSAX观测到的X射线闪光XRF011030进行了光谱和时间分析。这一事件的特点是X射线爆发活动持续时间很长，约为1500秒，是BeppoSAX号卫星观测到的最长时间之一。特别地，光变曲线中存在前驱耀斑和晚期耀斑。我们连接在约1300 s观察到的X射线耀斑的余辉发射钱德拉观察到的，并将其与余辉发射的发病的外部冲击的框架内，由一个长时间的发动机活动。我们发现，晚X射线耀斑和宽带余辉数据，包括光学和无线电测量，是一致的，无论是在风环境中的火球膨胀或喷射火球在ISM。
2006-05-17 astro-ph
Evidence for a Supernova Associated with the X-ray Flash 020903
我们提出了地面和哈勃空间望远镜光学观测的X射线闪光（XRF）020903，涵盖300天。余辉在第一天显示出非常迅速的上升，随后几天相对缓慢地衰减。大约25天后，光变曲线出现明显的凸起，伴随着光谱能量分布的急剧变化。光变曲线和光谱能量分布自然被解释为超新星（SN）的出现和随后的衰变，类似于SN 1998 bw。在最高光度时，SN估计比SN 1998 bw暗0.8 +/- 0.1等。这就支持了与这一X射线闪光有关的超新星的存在。爆发后35天获得的光谱显示了来自宿主星系的发射线。我们使用该光谱将主体的氧丰度上限设定为[O/H] < -0.6 dex。我们还讨论了几个爆发的柔软性和光学余辉的早期行为之间的可能趋势，在这个意义上说，XRFs和X射线丰富的伽玛暴似乎有一个平台阶段，甚至上升的光变曲线。这可以很自然地解释在模型中，XRFs类似于GRB，但从射流轴看。
2006-02-07 astro-ph
Discovery of the optical afterglow of XRF 040812: VLT and Chandra observations
我们提出了钱德拉和VLT观测的X射线闪光XRF 040812。X射线分析高精度地揭示了一个坚硬的、衰落的源的位置。仔细分析我们的I波段VLT图像开始17小时后的爆发导致发现光学余辉叠加到一个明亮的（I=21.5）宿主星系。可见光余辉以1.1的指数衰减。在光学光变曲线中，我们没有探测到任何喷流破裂和超新星再亮现象。宿主星系明亮的视光度使我们能够得到一个粗略的红移估计，与一组已知光度和红移的GRB/XRF宿主星系进行比较。这种比较表明XRF 040812的红移在0.3<z<0.7的范围内。这也与我们的光谱中缺乏发射特征相一致。低的红移与XRFs是低光度、较近的事件的想法一致。
2006-12-21 astro-ph
The stellar-wind envelope around the supernova XRF/GRB060218/SN2006aj massive progenitor star
在超新星SN 2006 aj的BTA光谱中，我们用X射线闪光（XRF）和伽马射线暴XRF/GRB 060218/SN 2006 aj识别，检测到解释为氢线的细节，这是伽马射线暴的大质量祖星周围的恒星风包络的标志。本文给出了用BTA模拟Ic型超新星SN 2006 aj（z=0.0331）爆发后2.55天和3.55天的两个早期光谱的结果。使用SYNOW代码在Sobolev近似中对光谱进行建模（Branch等人，2001; Elmhamdi等人，2006）。在X射线闪光XRF/GRB 060218的光学余辉光谱中，我们检测到的光谱特征被解释为（1）速度为33000 km s的H_alpha PCyg轮廓$^{-1}$ --在第一个时期的$\simeq5600 - 6600Å$范围内连续统的广泛且几乎不明显的变形（2.55天）和（2）H_alpha PCyg吸收曲线的一部分（“残余”）被24000 km s $^{-1}$蓝移--一种宽光谱特征，在第二个时期（3.55天）在$\simeq6100Å$（剩余波长）处具有最小值。考虑到早期的BTA观测和其他望远镜获得的光谱（ESO Lick，ESO VLT，NOT）在2006年2月23日UT之前，可以说，我们观测到了Ic型核坍缩超新星SN 2006 aj在{ \it跃迁}中从与激波爆发有关的短相到恒星外层的光谱演化，风包络的光谱的增加亮度相对应…
2008-05-17 astro-ph
Prompt and afterglow X-ray emission from the X-Ray Flash of 2002 April 27
我们报告2002年4月27日，即BeppoSAX关闭前三天，对X射线闪光（XRF）的X射线观测。BeppoSAX宽视场照相机探测到了该事件，但伽马射线暴监测器没有探测到。不久用BeppoSAX窄场仪器进行了后续观测，发现了一个候选余辉源。我们提出了所获得的结果。我们还包括从与钱德拉X射线卫星的XRF场的观测获得的结果。对瞬发辐射的光谱分析表明，EF（E）谱的峰值能量低于5.5 keV，光谱演化可以忽略不计。X射线余辉光谱符合幂律模型，光子指数约为2，而2-10 keV通量衰减为幂律，衰减指数为-1.33。这两个指数都是典型的伽玛暴。在BeppoSAX测量的余辉光谱中发现了4.5-5 keV左右的非常边缘的过量。对于许多伽玛暴，将2-10 keV的衰减规律外推到瞬发时间与在事件第二部分期间测量的X射线通量是一致的。我们估计的红移值的一个可能的范围，并讨论我们的结果，在目前的XRFs模型。
2004-07-09 astro-ph
Optical, Infrared, and Ultraviolet Observations of the X-Ray Flash GRB 050416A
我们目前的紫外线，光学和红外测光的余辉的X射线闪光XRF 050416 A之间采取约100秒和36天后的爆发。我们发现在1930和22，200埃之间的固有光谱斜率为beta = -1.14 +/- 0.20，衰变率为alpha = -0.86 +/- 0.15。没有证据表明在爆发后约0.7至4.7天之间衰变率发生变化。我们的数据表明，在爆发后0.7 ~ 4.7天，光学带和X射线带之间没有光谱突变，这与0.7天K_s带（22，200埃）的冷却突变是向红的相一致的。结合紫外/光学/红外光谱能量分布显示，没有证据表明在X射线荧光光谱050416 A的视线上，宿主星系中有大量的消光。我们的数据表明，沿视线到爆发的河外消光只有大约A_V = 0.2等，这是显着小于预期的消光氢柱密度推断从$X$射线观测的XRF 050416 A假设一个类似于银河系中发现的尘埃-气体比。然而，观测到的消光与小麦哲伦星云中的尘埃与气体的比例是一致的。我们认为，XRF 050416 A可能有一个双组分射流类似于已提出的GRB 030329。如果是这样的话，在0.7到42天之间没有观测到喷流中断是一种错觉，因为大约1.5天后，宽喷流的发射主导了余辉。
2006-09-26 astro-ph
Thermal Emission from a Hot Cocoon Surrounding the Jet of XRF 060218
长期以来，人们一直认为长持续时间的伽马射线暴（GRB）起源于坍缩的大质量恒星祖先的相对论性喷流。虽然在许多系统中已经发现了核心坍缩超新星与长伽玛射线暴余辉的关联，包括斯威夫特探测到的最新X射线闪光（XRF）060218/SN 2006 aj连接，但仍然缺乏从坍缩恒星中出现相对论性喷流的直接证据。本文报道了在XRF 060218的瞬发X射线辐射中检测到热辐射成分（高T成分），其温度kT_H=1.21+0.22/-0.24 keV，有效黑体半径R_H~ 5 \times 10^{9} cm。Campana等人2006年报道，这种高T分量与另一种低T热分量共存至少2700秒，但通过跟踪非热分量的光变曲线，相对于低T分量独立演化。我们确定这一高T的热成分作为发射的热茧周围的相对论性喷流，从理论模型的预期。
2006-06-22 astro-ph
What SWIFT has taught us about X-ray flashes and long-duration gamma-ray bursts
SWIFT卫星最近收集和触发的数据大大提高了我们对长时间伽马射线暴和X射线闪光的认识。这对于X射线数据在任何时候都是特别的情况，并且对于UV和光学数据在非常早的时间是特别的情况。我表明，光学和X射线观测结果与伽玛暴和XRF的“炮弹”模型的预测非常一致。基本物理学和两种机制是这些预测的基础：逆康普顿散射和同步辐射，通常分别在早期和晚期占主导地位。我将这一结果放在适当的背景下，并将本文献给那些规划、构建和运营SWIFT的人，这是一颗真正的飞行宝石。
2007-07-02 astro-ph hep-ph
Swift-UVOT Observations of the X-Ray Flash 050406
我们提供了2005年4月6日X射线闪光（XRF 050406）的光学余辉的Swift-UVOT数据，从初始即时伽马射线发射后88秒到\sim 10^5秒。我们在V，B和U波段的观测是最早的XRF光学对应物。将早期的光学时间和光谱特性与Swift上的BAT和XRT望远镜拍摄的γ射线和同步X射线数据相结合，我们能够限制XRF的可能来源。瞬时发射具有FRED曲线（快速上升，指数衰减），持续时间为T_90 = 5.7 \pm 0.2 s，使其处于长爆发持续时间分布的短端。在紫外/可见光谱中没有4000 Ω的光电吸收，这就为红移提供了z \leq 3.1的严格上限，从而排除了高红移作为软光谱的唯一原因。光学光变曲线符合幂律衰减，斜率α = -0.75 \pm 0.26（F_v \propto t^α），最大值出现在初始伽马射线发射后的前200秒。离轴结构射流模型很好地描述了瞬发发射的柔软性，该模型能够解释在光学和X射线波段观察到的早期峰值通量和浅衰减。
2006-03-21 astro-ph
A very low luminosity X-ray flash: XMM-Newton observations of GRB 031203
通过XMM-Newton对GRB 031203进行了两次观察，第一次是在爆发后6小时开始观察，第二次是在3天后。第一次和第二次观测的余辉平均通量为0.2-10.0keV，分别为4.2+/-0.1x10 ^-13和1.8+/-0.1x10 ^-13 erg/cm^2/s，衰减非常缓慢，符合指数为-0.55+/-0.05的幂律。从对瞬发发射的尘埃回波的检测推断出的瞬发软X射线通量强烈地暗示了该爆发非常软，并且应该被归类为X射线闪光（XRF），并且进一步地暗示了在瞬发和余辉阶段之间或在早期余辉中的陡峭的时间斜率（<~-1.7），与后期余辉衰减斜率非常不同。一个幂律（伽马=1.90+/-0.05）的吸收水平与银河前景吸收一致，很好地拟合了余辉光谱。一个明亮的低红移（z=0.105）星系位于X射线位置的0.5角秒之内，很可能是伽玛射线暴的宿主。在这个红移，GRB 031203是继GRB 980425之后已知的最接近的GRB或XRF。它在爆发中有非常低的等效各向同性伽马射线能量（~3x10^49 erg）和余辉中的X射线光度（10小时时为9x10^42 erg/s），比典型的爆发低3-4个数量级，但高于微弱的XRF 020903或GRB 980425。X射线余辉的快速初始衰减和随后非常缓慢的衰减也与GRB 980425中观察到的相似，表明GRB 031203可能代表低光度爆发。
2004-03-19 astro-ph
Supernova 2006aj and the associated X-Ray Flash 060218
研究了2006年2月18日伽马射线暴的余辉。这是一个附近的长伽玛射线暴，具有非常低的峰值能量，因此被归类为X射线闪光（XRF）。XRF 060218显然与超新星SN 2006 aj有关。我们目前的早期光谱SN 2006 aj以及光学光变曲线达到50天过去的爆炸。我们的光学光变曲线定义的上升时间，光变曲线的形状和绝对的大小在U，V和R波段，我们比较这些数据与其他相关的超新星的数据。SN 2006 aj的演化速度相当快，与SN 2002 ap有些相似，但没有SN 1994 I快。我们的光谱显示了超新星在峰值上的演化，当时光谱的U带部分由于广泛的线覆盖而迅速衰落。我们比较了类似的光谱非常活跃的Ic型超新星。我们的第一个光谱早于任何其他GRB-SN的光谱。爆发后12天的光谱与SN 1998 bw和SN 2003 dh的光谱相似，这意味着早期的快速演化。这与快速光变曲线一致。从宿主星系的窄发射线，我们得到红移z=0.0331+-0.0007。这使得XRF 060218成为第二接近探测到的伽马射线暴。这些发射线的通量表明一个高激发态，和适度的金属丰度和恒星形成率的宿主星系。
2006-04-21 astro-ph
Detection of optical linear polarization in the SN2006aj/XRF060218 non-spherical expansion
我们已经进行了光学偏振观测的SN 2006 aj相关的X射线闪光（XRF）的2006年2月18日，XRF 060218，提供信息的膨胀几何。这些数据是用克里米亚0.7米望远镜、2.5米北欧光学望远镜和卡拉尔阿尔托2.2米望远镜在R波段获得的。我们报道了在γ射线事件（t-t0）后3 - 39天之间的线偏振探测。这代表了与XRF相关的Ic超新星（SN）的第一次偏振检测。在t-t0 ~ 3-5天，线性极化度（P）约为4%，随后在13.7 <t-t0 < 39天出现一个恒定极化阶段，P约为1.4%。我们的数据表明P的衰减，更有趣的是，显示了位置角（θ）旋转~100度，比较R波段光曲线峰值前后的数据。报告的极化测量可以解释的演变的不对称SN扩展。我们讨论了几个因素，可以解释所观察到的θ旋转。
2006-09-28 astro-ph
Relativistic ejecta from XRF 060218 and the rate of cosmic explosions
在过去的十年中，长持续时间的伽马射线暴（GRB），包括X射线闪光（XRF）的子类已被发现是一种罕见的Ibc型超新星（SN）。虽然所有这些事件都是大质量恒星死亡的结果，但GRB和XRF的电磁光度超过普通的Ibc型SNe许多数量级。导致垂死恒星产生GRB或XRF而不仅仅是SN的基本物理过程仍然是一个关键的悬而未决的问题。在这里，我们提出了XRF 060218（与SN 2006 aj相关）的无线电和X射线观测，这是迄今为止发现的第二个最近的GRB，这使我们能够测量其总能量并将其置于宇宙爆炸的更大背景下。我们表明，这种事件是100倍，但更常见的宇宙学伽玛射线暴的能量少10倍。此外，它与普通的Ibc型超新星的区别在于，它有一个10^48尔格的能量，耦合着温和的相对论性喷出物，以及一个中心引擎（一个吸积供给的快速旋转的致密源），在爆炸后的几周内产生X射线。这表明，相对论喷出物的产生是GRB/XRF和普通SNe之间的关键物理区别，而中心引擎（黑洞或磁星）的性质可能会将典型的爆发与低光度的球形事件（如XRF 060218）区分开来。
2006-08-14 astro-ph
Spectral analysis of 35 GRBs/XRFs observed with HETE-2/FREGATE
本文对HETE-2 γ射线探测器（FREGATE仪器）在7-400 keV能量范围内探测到的35个伽玛暴进行了光谱分析。所分析的GRB样品由HETE-2上的宽场X射线监测器或GRB行星际网络定位的GRB制成。我们推导出时间积分谱的谱参数，并给出低能光子指数α和峰值能量e_peak的分布。然后，我们讨论了最近发现的X射线闪光的存在和性质，以及它们与经典伽玛暴的关系。
2003-01-13 astro-ph
The Radio Properties of Type Ibc Supernovae
在过去的几年里，长持续时间的伽马射线暴（GRB），包括X射线闪光（XRF）的子类，已被发现是Ibc型超新星（SN Ibc）的一种罕见的变种。虽然所有这些事件都是大质量恒星死亡的结果，但GRB和XRF的电磁光度超过普通的Ibc型SNe许多数量级。观测到的恒星死亡的多样性对应于爆炸喷出物的能量、速度和几何形状的巨大变化。通过对最近的GRB、XRF和SNe Ibc的多波长（射电、光学、X射线）观测，我发现GRB和XRF与相对论物质的耦合度至少为10^48 erg，而SNe Ibc与其最快（尽管非相对论）流出的耦合度通常小于10^48 erg。具体来说，我发现只有不到3%的当地SNe Ibc显示出与GRB或XRF相关的任何证据。最近，发现了一类新的伽玛暴和X射线荧光，与统计样本的伽玛暴相比，它们是欠发光的。由于它们微弱的高能发射，这些次高能爆发只能在附近（z < 0.1）检测到，并且可能比宇宙学GRB多10倍。与当地SNe Ibc和典型的GRB/XRF相比，这些爆炸在体积速率和能量方面都是中等的。然而，导致垂死恒星产生GRB，XRF或亚能量爆发的基本物理过程，而不仅仅是SN，仍然是一个关键的悬而未决的问题。要取得进展，需要对普通超新星Ibc有详细的了解，这将在不久的将来随着宽视场光学勘测的启动而得到促进。
2007-06-20 astro-ph
On the Afterglow of the X-Ray Flash of July 23 2003: Photometric evidence for an off-axis Gamma-Ray Burst with an associated Supernova?
我们目前的光学和近红外跟踪观测的X射线闪光（XRF）的2003年7月23日。我们在R波段的观测涵盖了高能事件后4.2小时到64天的时间范围。我们还提出了三个时期的扩展到K-波段的成像结果。爆发后第一周R波段余辉的光变曲线与长持续时间伽马射线暴（GRB）的光变曲线相似，即，后期斜率为alpha=-2.0（F_nu propto t^alpha）的破幂律。此外，光谱能量分布（SED）具有幂律（F_nu propto nu^beta）形状，斜率beta=-1.0。然而，在t<1天的衰减斜率较浅，与零一致。这与XRF是离轴经典伽玛暴的预测在定性上是一致的。在第一周之后，光变曲线有一个强烈的凸起，在16天左右达到峰值。峰后的SED变得明显更红。我们讨论了可能的解释，这个凸点，并得出结论，一个潜在的超新星是最有可能的解释，因为没有其他模型出现与SED的演变一致。最后，我们提出了深光谱的爆发都在余辉和碰撞阶段。由于余辉光谱中缺少Ly-alpha森林谱线，XRF 030723的红移有一个严格的上限z=2.3。在两个光谱中的任何一个中缺乏显著的吸收和发射线排除了光谱红移测定。
2004-03-22 astro-ph
SN 2006aj Associated with XRF 060218 At Late Phases: Nucleosynthesis-Signature of A Neutron Star-Driven Explosion
SN 2006 aj的光谱学和光度学是在GRB 060218（与之相关的X射线闪光）之后的t > 200天用斯巴鲁望远镜进行的。观测到膨胀速度为v ~ 7，300 km/s的强星云发射线。峰值但相对较宽的[OI] 6300，6363表明存在约2 Msun的材料，其中约1.3 Msun是氧。核心可能是由轻微的不对称爆炸产生的。在SNe Ic中，该光谱是独特的：（1）不存在[CaII] 7291，7324发射，以及（2）在~ 7400 A处的强发射特征，这需要~ 0.05 Msun的新合成的58 Ni。如此大量的稳定的富中子Ni强烈地表明了中子星的形成。母源能量和爆炸能量分别限制在18 Msun < Mms < 22 Msun和E ~（1 - 3）10^{51} erg。
2007-03-08 astro-ph
The X-ray Afterglow of Dark GRB 970815: A Common Origin for GRBs and XRFs?
GRB 970815是一个由罗西X射线计时探测器（RXTE）上的全天监视器（ASM）探测到的局部伽马射线暴，尽管后续的ASCA和ROSAT指向和光学成像限制了R>23等，但没有发现余辉。虽然一个X射线源AX/RX J1606.8+8130刚好在ASM误差框之外被探测到，但它从来没有与GRB联系在一起，因为它没有明显的衰减，也没有发现光学余辉。我们还对AX/RX J1606.8+8130位置进行了深度光学观测，该位置是空白的，限制V>25.2和I>24.0。鉴于这些极端的限制，我们得出结论，AX/RX J1606.8+8130确实是GRB 970815的余辉，这对应于一个光学上“暗”的GRB。因此，AX/RX J1606.8+8130可以被排除为持久EGRET源3EG J1621+8203的对应物。来自BATSE和RXTE ASM的早期光变曲线显示了多个瞬发发射峰之间的光谱软化。我们认为GRB 970815可能是一个X射线闪光（XRF）和“正常”GRB的性质在一个事件中重合的情况。
2004-10-25 astro-ph
Implications of the Large Polarization Measured in Gamma Ray Bursts
在四个明亮的伽马射线暴（GRB）中测量了瞬发$γ$射线辐射的偏振。在所有情况下，它几乎都是最大的，正如在观测之前很久的伽马射线暴的炮弹（CB）模型所预测的那样。这些结果与伽玛暴的标准模型不一致，其中即时发射是由于同步辐射。CB模型预测了X射线闪光（XRFs）和极亮伽玛暴中的瞬发辐射的线偏振要小得多。这些测量将为CB模型及其GRB和XRF的统一提供另一个严格的测试。
2007-01-11 astro-ph
The Peak Energy Distribution of the nu F_nu Spectra and the Implications for the Jet Structure Models of Gamma-Ray Bursts
利用法国伽玛望远镜（\em HETE-2）观测到的57个伽马射线暴（GRB）和X射线闪光（XRF）的$νF_ν$谱，研究了峰值能量（$E_{\rm{p}}$）分布，并讨论了它对喷流结构模型的意义。结合观测到的{ \em HETE--2} GRB/XRFs的$E_{\rm{p}}$分布和BATSE GRB的$E_{\rm{p}}$分布，我们发现观测到的GRB/XRFs的$E_{\rm{p}}$分布是一个双峰分布，峰值分别位于$\lesssim 30$ keV和$\sim 160-250$ keV。根据最近发现的等效各向同性能量- $E_{\rm{p}}$关系，这种双峰分布意味着GRB/XRF喷流的双组分结构。一个简单的模拟分析表明，这个结构射流模型大致再现双峰分布的峰值$\sim 15$和$\sim 200$ keV。我们认为，未来的观测峰值$\sim 15$ keV的$E_{\rm{p}}$分布将是支持这一模型的证据。{ \em Swift}覆盖0.2- 150 keV的能带，预计将为我们的结果提供关键的检验。
2004-05-14 astro-ph
Spectropolarimetry of SN 2006aj at 9.6 days
分光偏振观测技术已被用于直接测量超新星（SNe）、伽马射线暴（GRB）和X射线闪光（XRF）的不对称性。我们希望确定是否存在与GRB和XRF相关的SNe中的非轴向不对称性，在这些情况下，考虑到射流轴和对称轴与视线的特定对齐。我们进行了光谱偏振与甚大望远镜（VLT）FORS 1仪器的类型Ic SN 2006 aj，与XRF 060218，在V波段最大值在9.6休息帧天后，检测的XRF。由于仅在3个延迟板角度下进行观察，假设$U$斯托克斯参数的仪器特征校正与$Q$测量的校正相同，则数据被减少。我们发现SN 2006 aj在对应于某些谱线吸收最小值的波长处具有高度偏振性，特别是在4200 nm处观察到的O I 7774 nm和Fe II，偏振度为3%。星际极化的值并没有很好地受到这些观测的约束，考虑到在6000- 6500光年之间观测到的低极化，SN的全球不对称性为$\lesssim 15%$。O I和Fe II线共享不同于Ca II的偏振角。SN 2006 aj比其他与GRB和XRF相关的SNe表现出更高程度的线偏振。与谱线相关的偏振意味着这些元素相对于彼此和相对于视线的显著不对称。这与与GRB/XRF相关的SN的标准图像相反，其中SN的对称轴与GRB喷流轴和视线对齐。
2007-08-31 astro-ph
Multicolor Infrared Observations of SN 2006aj, the Supernova Associated with XRF 060218 - Paper I
我们报告了在高能事件发生后的前16天内对与X射线闪光060218相关的超新星进行的同步近红外（NIR）观测。我们发现，与其他SN Ic相比，光变曲线上升和峰值相对较快，在所有三个波段中都看到了特征性的宽NIR峰。我们发现，峰值前的上升曲线在很大程度上与近红外波长无关，每个谱带在第10- 13天左右过渡到平台期。由于我们的观测在第16天结束时，光变曲线处于平台阶段，我们只能对峰值绝对星等进行限制，但我们估计SN 2006 aj是迄今为止观测到的最低近红外光度的XRF/GRB相关SNe之一。在{ \em JHK $_s$ }谱带中观察到的宽峰表明，从第10- 16天起，总通量输出的NIR贡献大幅增加。这种演变可以在使用{ \em UBVRIJHK $_s$ }单色通量测量为事件的前16天构建的宽彩色和SED图中看到。最终，10天的上升时间将使SN 2006 aj成为一个非常快的SN Ic事件，比SN 1998 bw和SN 2003 dh更快，这与其欠发光的性质相结合，表明与其他XRF/GRB-SNe相比，其前身喷出的$^{56}$ Ni量较低。此外，在爆发的上升部分期间没有明显的颜色变化，这表明在近红外光谱活动的前10天内光谱变化很小或没有变化。
2007-03-13 astro-ph
X-ray flare in XRF 050406: evidence for prolonged engine activity
我们目前的观察XRF 050406，第一次爆发发现雨燕显示耀斑在其X射线光曲线。在这次耀斑期间，在BAT触发后的tpeak ~ 210 s达到峰值，观测到在很短的时间内（Δ t）/tpeak <<1的通量变化（Δ F）/F6。在0.2-10 keV波段测得的通量约为1.4x10^-8 erg cm^-2，相当于瞬发通量的1-15%。我们目前的光谱变化的迹象在耀斑。我们认为，产生的机制是后期的内部冲击，这意味着中央发动机仍然是活跃的，在210秒，虽然与即时排放的功率减少。X射线光变曲线在~ 4400 s后变为一个非常浅的斜率，衰减指数为~0.5，这也支持了中心引擎在后期的持续活动。这一爆发被归类为X射线闪光，具有相对较低的能量密度（在15-350 keV波段约为10^-7 erg cm^-2，E_iso约为10^51 erg），光谱较软（光子指数为2.65），在约50 keV以上没有显著的通量，峰值能量E_p<15 keV。XRF 050406是XRF的X射线光变曲线得到充分研究的首批例子之一。我们表明，主要的余辉特性是定性的正常伽玛暴的相似。特别是，叠加在幂律光变曲线上的X射线耀斑现在已经在XRF和GRB中看到。这表明，一个类似的机制可能在两种事件中起作用。
2006-01-11 astro-ph
Gamma-Ray Bursts as a Laboratory for the Study of Type Ic Supernovae
HETE-2证实了伽玛暴和Ic型超新星之间的联系。因此，我们现在知道长伽玛暴的前身是大质量恒星。HETE-2还提供了强有力的证据，证明X射线闪光（XRFs）和伽玛暴的性质形成了连续性，因此这两种类型的爆发是相同的现象。我们发现，结构喷流和均匀喷流模型可以合理地解释所观察到的性质的伽玛暴。然而，如果试图在一个统一的图像中解释XRF和GRB的属性，均匀喷流模型工作得相当好，而结构喷流模型则完全失败。XRFs和GRB的均匀喷流模型意味着大多数GRB具有非常小的喷流张开角（~半度）。这表明磁场在伽玛暴喷流中起着至关重要的作用。该模型还表明，伽马射线辐射的能量比人们想象的要小100倍。最重要的是，该模型意味着，对于我们看到的每一个这样的爆发，都有大约10^4 - 10^5个喷流张开角非常小的爆发。因此，伽玛暴的速率可以与Ic型核心坍缩超新星的速率相媲美。为了确认或排除这些深刻的影响，需要对许多XRF进行准确、快速的定位，从而识别它们的X射线和光学余辉，并确定它们的红移。HETE-2非常适合这样做（它在大约2年内本地化了16个XRF），而Swift不是。因此，XRFs可能提供的对GRB喷流结构、GRB速率以及Ic型超新星性质的独特见解构成了在雨燕任务期间继续HETE-2的令人信服的科学案例。
2003-09-16 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
A Unified Jet Model of X-Ray Flashes, X-Ray-Rich Gamma-Ray Bursts, and Gamma-Ray Bursts: I. Power-Law-Shaped Universal and Top-Hat-Shaped Variable Opening-Angle Jet Models
HETE-2提供了强有力的证据，证明了X射线闪光（XRF）、富X射线暴和伽玛暴的性质形成了一个连续体，因此这三种类型的爆发是相同的现象。HETE-2发现的一个关键特征是，在爆发通量S_E和观测到的谱峰能量Ep_obs中，以及在各向同性等效能量Eiso和静止帧谱峰能量Epeak中，爆发密度在每个对数间隔内大致恒定。在本文中，我们探索了一个统一的射流模型的所有三种爆发，使用人口合成模拟的爆发和详细的建模的仪器，检测它们。我们表明，无论是可变的喷射开口角模型，其中的发射率是一个常数的角度相对于射流轴和一个通用的喷射模型，其中的发射率是幂律函数的角度相对于射流轴可以合理地解释所观察到的性质的伽玛暴。然而，如果试图在一个统一的图像中解释所有三种爆发的性质，可变喷流张开角模型中可用的额外自由度使其能够合理地解释观测结果，而幂律通用喷流模型则不能。XRFs、富含X射线的GRB和GRB的可变喷流张开角模型表明，伽马射线中辐射的能量Egamma比人们想象的要小100倍，而且大多数GRB的喷流张开角非常小（大约半度）。这也意味着，对于每一个可观测到的爆发，都有大约10^4 - 10^5个喷流张开角非常小的爆发。如果是这样的话，伽马射线暴的速率可能与Ic型核心坍缩超新星的速率相当。
2005-05-11 astro-ph
The diverse broad-band light-curves of Swift GRBs reproduced with the cannonball model
两种辐射机制，逆康普顿散射（ICS）和同步辐射（SR），足以在炮弹（CB）模型的长伽马射线暴（LGRB）和X射线闪光（XRF）提供一个非常简单和准确的描述，他们观察到的即时发射和余辉。这两种机制和爆发环境虽然简单，但在所有频率和时间下都能产生丰富的光变曲线结构。这是证明了33个选定的雨燕LGRB和XRF，这是很好的采样从早到晚的时间，忠实地代表了整个多样性的宽带光变曲线的雨燕LGRB和XRF。它们的即时伽马射线和X射线发射主要由ICS的"荣耀"光。在它们的快速下降阶段，ICS被SR所取代，SR主导着它们的宽带余辉。正确地预测了伽玛射线峰和早期X射线耀斑的脉冲形状和光谱演化，甚至XRF中的延迟光学“驼峰”。的“典型的”和非典型的X射线光变曲线和宽带余辉的彩色行为很好地再现。特别是，在典型的X射线光变曲线，初始快速下降和迅速软化的提示发射，过渡到平台阶段，随后逐渐陡峭的平台渐近幂律衰减，和过渡从彩色到消色差的行为的光变曲线同意与CB模型预测的。X射线荧光光谱060218的雨燕早期数据与通过恒星包层的冲击爆发的黑体发射不一致。相反，他们很好地描述了ICS的荣耀之光的喷气机打破了从SN2006aj。
2009-01-16 astro-ph
Swift XRT Observations of the Afterglow of XRF 050416A
斯威夫特用BAT发现了XRF 050416 A，并在爆发开始后仅64.5秒就开始用窄场仪器观察它。其非常柔和的光谱将这一事件归类为X射线闪光。余辉X射线发射在爆发后74天内被监测。X射线的光变曲线最初衰减得非常快，随后逐渐变陡，最终再次变陡，类似于许多X射线余辉。第一和第二阶段分别在爆发开始后约172和1450 s结束。我们发现的光谱演化的证据，从一个较软的发射与光子指数伽玛~ 3.0在最初的陡峭的衰减，到一个较硬的发射与伽玛~ 2.0在以下的演变阶段。光谱显示了宿主星系的内在吸收。初始光子指数与高能BAT光子指数的一致性表明，X射线光变曲线的初始相位可能是瞬发发射的低能尾部。在X射线余辉光变曲线中缺乏喷流破裂特征与源静止帧峰值能量和爆发的准直校正能量之间的经验关系不一致。标准的均匀射流模型可以给出一个可能的描述的XRF 050416 A X射线余辉的开口角大于几十度，虽然数值模拟表明，后期的时间衰减比预期的均匀射流轴上观看略平坦。另一种可能性是在高斯核外采用具有均匀洛伦兹因子分布和视角的结构化高斯型喷流模型，尽管所探讨的数值模型与数据并不完全一致。
2006-09-19 astro-ph
The Very Early Gamma-ray Burst Afterglows Powered by Structured Jets
如果X射线闪光（XRF）和富X射线伽马射线暴（XRRG）与伽马射线暴（GRB）具有相同的起源，但从结构射流的较大角度观察，它们的早期余辉可能与GRB的余辉不同。当超相对论外流与周围介质相互作用时，形成两个激波，一个是正激波，另一个是反向激波。本文数值计算了在正激波和反向激波情况下，均匀喷流、高斯喷流和幂律喷流驱动的早期余辉。用微分方程组描述系统的动力学演化，并考虑了同步辐射自康普顿效应的影响。在均匀喷流中，XRRGs和XRFs的极早期余辉明显低于GRB，观测到的RS发射峰值时间在星际介质环境中较长。XRRGs和XRFs中的RS组分很难检测。而在星风中，极早期辐射通量的减少和RS峰值时间的延迟并不显著。在非均匀喷流（高斯喷流和幂律喷流），有发射物质的视线上，非常早期的光变曲线类似于各向同性等效喷出物一般，虽然RS通量衰减指数显示出显着的偏差，如果RS是相对论的（在恒星风）。
2005-12-07 astro-ph
