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
Jet Breaks in Short Gamma-Ray Bursts. II: The Collimated Afterglow of GRB 051221A
我们报告了迄今为止最好的证据，在一个短的伽马射线暴（GRB）余辉射流休息，使用钱德拉和雨燕XRT观测GRB 051221 A的X射线余辉。组合的X射线光变曲线有三个转折点，与雨燕对长伽玛暴的观测中通常观察到的相似。在爆发后约0.1天的光变曲线的平坦部分代表了在短GRB余辉的外部冲击中强能量注入的第一个明确的情况。最后一次破裂发生在爆裂后约4天，并破裂至约2的幂律衰减指数。我们将其解释为喷流中断，这对短伽玛暴模型具有重要意义，因为它需要将余辉准直成初始张开角约为4-8度的喷流，并意味着总喷流动能为E_jet ~（1-5）x 10^{49} erg。再加上在GRB 050724中没有射流中断，这表明短GRB中的射流准直范围很广，至少有一些具有类似于长GRB中发现的准直，尽管射流能量明显较低。
2006-08-30 astro-ph
Jet breaks and Energetics of Swift GRB X-ray Afterglows
我们提出了一个系统的时间和光谱研究的所有雨燕XRT观测发现的伽玛射线暴余辉2005年1月至2007年12月。在构建和拟合所有的光变曲线和光谱的幂律模型，我们分类的正则X射线余辉的每个余辉的组件和测试它们对闭合关系的前向冲击波模型的各种参数组合。闭合关系用于识别潜在的射流中断，其特征包括具有和不具有横向扩散和能量注入的均匀射流模型，以及幂律结构化射流模型，所有这些都具有一系列参数。利用这种技术，我们调查了X射线余辉与强有力的证据，射流中断（约12%的我们的样品），并揭示了潜在的射流中断的情况下，不明显出现单独的光变曲线（另一个约30%），导致洞察到失踪射流中断的问题。探索那些不显示断裂或具有与射流模型之一不一致的断裂的X射线光变曲线，以限制不可见射流断裂的时间。喷射中断时间的分布范围从几小时到几周不等，中位数约为1天，与雨燕之前的发现相似。平均而言，雨燕伽玛暴具有较低的各向同性等效伽玛射线能量，这反过来又导致较低的准直校正伽玛射线能量比雨燕前伽玛暴。最后，我们探讨伽玛暴喷流的几何形状和能量的影响。
2009-03-19 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
Neutrino emission from a GRB afterglow shock during an inner supernova shock breakout
对超新星SN 2006 aj附近低光度伽马射线暴（GRB）060218的观测可能暗示了一个有趣的天文图像，即超新星激波爆发位于相对论性GRB喷流的后面。基于这张照片，我们研究中微子发射的早期余辉的GRB 060218像GRB，中微子预计将产生的γ射线暴冲击波，传播到一个密集的风中的离子相互作用。用于相互作用的相对论质子由外部冲击加速，而目标光子基本上由来自冲击爆发及其逆康普顿散射分量的传入热发射提供。由于低光度伽玛暴的事件发生率很高，我们将有更多的机会通过冰立方探测到来自附近单个这种类型伽玛暴事件的余辉中微子。这种可能的探测可以为上述情况提供证据。
2008-01-14 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
Microlensing of collimated Gamma-Ray Burst afterglows
我们研究了准直伽马射线暴余辉的恒星微透镜效应。一个球形的余辉出现在天空中，作为一个超光速扩展的薄环（“环状”图像），当它穿过镜头时被最大限度地放大。我们发现，准直余辉的图像变得相当均匀（"盘状“图像）后，射流中断时间（后的洛伦兹因子的射流下降到低于反向的射流开口角）。因此，在断裂时间之后的光变曲线中的放大峰更低且更宽。因此，对放大历史的详细监测将能够测试余辉是否是射流，即，“盘状”或非盘状，如果透镜化发生在中断时间之后。我们还表明，一些自行和偏振的预期，峰值周围的最大放大。自行和偏振的同时检测将加强光变曲线的增亮是由于微透镜。
2001-06-01 astro-ph
Swift Discovery of Gamma-Ray Bursts without Jet Break Feature in their X-Ray Afterglows
我们分析了快速伽马射线暴（GRB）和X射线余辉与光谱红移测定三个GRB- GRB 050401，XRF 050416 a，和GRB 050525 a。我们发现，光谱峰值能量和各向同性能量的瞬发辐射（阿马蒂关系）之间的关系是一致的，在前斯威夫特时代观察到的爆发。然而，我们发现，X射线余辉光变曲线，延长到10-70天，没有显示出的喷流中断的迹象，预计在标准框架的准直流出。我们这样做，表明没有X射线余辉光曲线在我们的样品中满足的光谱和时间指数之间的关系，预测喷流破裂后的阶段。喷流中断时间可以通过反转光谱峰值能量和即时发射的准直校正能量之间的紧密经验关系（Ghirlanda关系）来预测。我们发现在X射线波段，在预测的时间间隔内没有时间突变。这需要吉兰达关系比以前认为的散射更大，X射线的时间中断被某些额外的X射线发射源所掩盖，或者由于某些未知的原因而没有发生。
2006-11-09 astro-ph
The afterglow of GRB021211: Another case of reverse shock emission
GRB 021211首先被HETE II探测到，并观测到了它的早期余辉。在爆发后约12分钟，其余辉光变曲线有一个中断，在中断之前，光通量以约-1.6的幂律指数衰减，而在后期，幂律斜率约为-1（Chornock等人，2002）。在这里，我们将展示GRB 021211的余辉光变曲线可以在标准火球模型的框架内得到解释。我们发现，在破裂前的余辉发射是反向激波和正向激波发射的共同贡献，而破裂后的余辉发射主要是由正向激波发射引起的。通过拟合，我们可以给出对参数的约束：初始洛伦兹因子$250\leq γ_0 \leq 900$，周围的中等密度$n\geq 1.6\times 10^{-3}$原子${\rm cm^{-3}}$和$0.077ε_{\rm B}^{3/16} \leq ε_{\rm B}^{1/4}(\frac{ε_{\rm e}}{0.1}) \leq 0.14$，其中$ε_{\rm B}$和$ε_{\rm e}$是给予磁场和电子的冲击能量的分数。我们提出，由于GRB 021211的$ε_{\rm B}$和$ε_{\rm e}$的值稍小，因此反向冲击辐射的峰值能量远低于光学带，因此在类似的时期，它比990123弱得多。我们还认为，这种中断可能是早期光学余辉的一个共同特征。
2003-03-13 astro-ph
Chromatic Signatures in the Microlensing of GRB Afterglows
我们计算了伽玛暴余辉图像的径向表面亮度轮廓。余辉光谱由几个幂律段分开的休息。图像轮廓在每个光谱中断上都有很大变化。它还取决于伽玛射线暴火球传播进入的周围介质的密度分布。恒星的引力微透镜可以分辨余辉图像。我们计算的预测放大历史的伽玛暴余辉观测频率和周围介质的属性的函数。我们发现，密集监测的微透镜余辉光曲线可以用来重建火球及其环境的参数，并提供相对论冲击波中的粒子加速和磁场放大的约束。
2001-05-29 astro-ph
GRB 060206 and the quandary of achromatic breaks in afterglow light curves
与BeppoSAX号时代相比，斯威夫特时代的伽马射线暴余辉观测发现缺少消色差喷流中断。我们提出了我们的多波长分析GRB 060206作为一个说明性的例子，如何从光学和X射线数据的喷射中断的推断可能会有所不同。的时间和频谱分析的结果进行了比较，并试图在标准的爆炸波模型的背景下，以适应的数据。我们发现，虽然断裂在光学上看起来更明显，而且仅从X射线上得到的证据也很弱，但这些数据实际上与大约16小时的消色差断裂一致。这种破裂和光变曲线符合标准冲击波模型，无论是作为喷射破裂还是作为喷射破裂。由于雨燕前的余辉样本主要是光学观测，而在雨燕时代，大多数采样良好的光变曲线都是在X射线中，因此在直接比较两个样本时需要谨慎，并且在确定没有消色差突变时需要谨慎。
2007-07-19 astro-ph
The Shape of Spectral Breaks in GRB Afterglows
伽马射线暴（GRB）的余辉可以用相对论爆炸波在外部介质中的同步辐射来描述。爆炸波被认为放大了磁场，并在冲击波之后迅速将电子加速到能量的幂律分布。然后这些电子通过辐射冷却，并通过发射同步加速器和逆康普顿辐射冷却。由此产生的频谱是已知的，包括几个幂律段，平滑地加入在某些断裂频率。在这里，我们给出了一个完整的描述所有可能的频谱在这些假设下，并发现有5种可能的制度，这取决于中断频率的顺序。通量密度的计算是通过积分的贡献，从所有的冲击区，使用布兰德福德麦基解决方案。这使我们能够计算出更准确的表达式，这些中断频率的值，并描述他们周围的频谱中断的形状。这也提供了光变曲线中由通过所观察到的带的断裂频率引起的断裂的形状。这些新的，更准确的，估计是不同的，从更简单的计算高达约70倍，并描述了一些新的制度，在那里以前被忽视。
2001-08-01 astro-ph
Kinematics of Gamma-Ray Bursts and their Relationship to Afterglows
对于已知红移、光度、脉冲滞后和余辉射流破裂时间的一组（7个）伽玛射线暴，报告了伽马射线暴（GRB）脉冲滞后和余辉射流破裂时间之间的强相关性。这可能是理解这些事件的爆发和余辉阶段之间联系的有价值的线索。该关系大致是线性的（即，脉冲滞后加倍反过来射流中断时间加倍），因此意味着这些量之间的简单关系。我们认为，这种相关性是由于发射多普勒因子的爆发之间的变化。具体地说，相对于观测到的位置线，爆发喷出物的速度增加或速度角减小将导致伽玛暴中感知到的脉冲滞后更短，以及余辉的外部冲击到射流变得明显的时间（即射流中断时间）的更快演化。因此，这种观察到的伽玛暴之间的变化可能是由于不同的观察者角度的伽玛暴形态均匀的人口的透视效果。此外，还推测峰值亮度不仅与爆发时间成反比，而且与光谱突变能量成正比。如果是真的，这可能为解释这种断裂的来源提供重要信息。
2002-06-27 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
Early BVRcIc imaging and the discovery of the optical afterglow of GRB 041218
我们报告了INTEGRAL GRB 041218的早期BVRcIc成像。在爆发后129秒开始观察，并重复V、Rc、Ic和B波段的曝光序列。在Rc和Ic波段检测到的光学余辉，而没有检测到在B和V。我们发现，早期的余辉偏离一个单一的幂律衰减，并确定两个特征的时间尺度（休息）。这种破裂在理论上是从相对论火球的同步加速器冷却中预期的（Sari等，1998），我们粗略地限制了相对论激波的物理条件。
2005-05-12 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$γ \sim（θ_v + θ_c）^{-1}处将出现一个非常尖锐的突变。
2003-01-17 astro-ph
Perspective on Afterglows: Numerically Computed Views, Lightcurves and the Analysis of Homogeneous and Structured Jets with Lateral Expansion
在这里，我提出了数值计算的光变曲线的均匀和结构的余辉与各种横向膨胀率，从任何有利的位置。这样的计算允许直接模拟可观察到的数量为复杂的余辉任意的能量分布和横向扩张的范例。一个简单的，因果关系的模型，建议横向扩展的射流，因为它的演变，即横向扩展动能来自向前的动能。因此，均匀射流模型表明，在余辉演化的任何时候，横向膨胀都是重要的，并且分析标度律在描述余辉衰减之前和之后的休息做得很差。特别是，我发现，横向扩张并没有造成中断的光变曲线已经预测。本文的一个主要目的是研究结构余辉，它做了很好的再现全球的关系和相关性的数据，从而提出了一个通用的余辉模型的可能性。结构射流的模拟显示出一个总的趋势，其中射流断裂变得更加明显，随着相对于射流轴线的视角的增加。事实上，在某些条件下，在射流中断时，光变曲线中会出现一个凸起。我推导出这个凸点的标度关系，并建议它可能是一个源的一些凸点在观察到的光变曲线，如GRB 000301C。一对夫妇的横向扩展模型进行了测试，在一系列的效率和视角，它被发现，横向扩展可以，在某些情况下，大幅锐化射流破碎。我展示了通量表面等高线图和余辉的模拟图像，这些图像可以深入了解它们是如何演变的，并确定它们的光变曲线。
2003-07-30 astro-ph
Can all breaks in GRB afterglows be explained by jet effects?
伽马射线暴是否是高度聚束的是一个非常重要的问题，因为已经指出聚束将导致在超相对论阶段余辉光变曲线中的急剧突变，突变点由$Γ\sim 1/θ_{0}$确定，其中$Γ$是体洛伦兹因子，$θ_{0}$是喷出物的初始半张角，并且这样的突变被认为存在于某些伽玛暴的光变曲线中。在本文中，我们将研究是否所有观察到的中断在伽玛射线暴余辉光变曲线可以解释喷流效应。本文详细计算了喷流的演化和发射，得到了体洛伦兹因子的简单演化公式。结果表明，喷流效应使光变曲线非常平滑地变陡，光变曲线的形状仅由一个参数$(E/n)^{1/8} θ_{0}^{3/4}$决定，其中E和n是火球能量和周围介质密度。我们发现，对于GRB 990123和GRB 991216，喷流模型可以近似地拟合它们的光变曲线，$(E_{51}/n_1)^{1/8} θ_{0}^{3/4}$值分别约为0.17和0.22。而GRB 990510、GRB 000301c、GRB 000926和GRB 010222的光变曲线不能用喷流模型拟合，这表明这些突变可能是由其他原因引起的，喷流不是唯一的原因。
2002-02-25 astro-ph
Optical observations of GRB 060124 afterglow: A case for an injection break
本文介绍了利用ARIES的1.04米Sampurnanand望远镜和IAO的2.01米HCT望远镜对长持续时间GRB 060124的宽波段光学余辉观测，包括该GRB最早的R波段地面观测。我们确定的衰减斜率的光变曲线在不同的波段，并检查建议的射流休息的现实。我们使用我们的观测数据以及文献中报道的其他数据来构建不同波段的光变曲线，并使幂律拟合它们。估算了余辉发射在光学波段的光谱斜率。我们的第一个R波段观测是在爆发后的$\sim 0.038$ ~d进行的。我们发现，所有可用的光学数据后，这个时代是很好地符合一个单一的幂律，与时间通量衰减指数$α\sim 0.94$。在我们的数据中，我们没有发现任何喷流破裂的证据，它一直延伸到爆发后的$\sim 2$ ~d。然而，X射线光变曲线在0.6天左右显示出明显的断裂。我们把这种断裂归因于高能电子能谱的陡化。我们的结论是，上述测量结果与标准火球演化的图像一致，在爆发后$t\sim 2$ ~天内没有射流破裂。这将爆炸释放的总能量的下限设置为$3\times 10^{50}$ ~erg。
2007-01-15 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
SCUBA sub-millimeter observations of gamma-ray bursters III. GRB 030329: The brightest sub-millimeter afterglow to date
我们讨论了我们正在进行的计划的机会目标（ToO）的伽马射线暴（GRB）的亚毫米观测使用的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）的亚毫米波段的公共用户测辐射热计阵列（SCUBA）。本文介绍了GRB 030329的所有ToO观测结果。这是迄今为止看到的最明亮的亚毫米余辉。在850微米处的通量密度近似恒定，直到爆裂后约7天发生断裂。这与飞机休息时间相符。850微米的结果与较长波长的结果一致，后者显示了爆发后7天左右的更明亮的通量，就在爆发的时候。在亚毫米光变曲线中没有检测到短暂的大规模增亮。然而，850微米的光变曲线可能在爆发后<~ 16天有所下降。余辉发射的峰值在光变曲线中的中断之前的几天中在~90 GHz处。一个简单的建模是一致的光谱指数保持不变的余辉演变，在光谱中的休息移动到较长的波长在稍后的时间和通量在峰值下降。没有从宿主星系中检测到明显的亚毫米辐射。
2005-03-26 astro-ph
Go Long, Go Deep: Finding Optical Jet Breaks for Swift-Era GRBs with the LBT
利用8.4米大双筒望远镜，我们观测了爆发后2.8小时到30.8天的6次GRB余辉，系统地研究了余辉的后期行为，包括喷流破裂、耀斑和超新星碰撞。我们发现了5个余辉与斯隆r'的幅度从23.0-26.3马格。我们的观察深度使我们能够延长时间基线测量射流休息的另一个十年的时间尺度。我们发现了两个喷流断裂和第三个候选者，所有这些都是无法检测到没有深，晚时间光学观测。在其他三种情况下，我们没有检测到喷流断裂，因为来自宿主星系光的污染，超新星隆起的存在，或者光学余辉的内在模糊。这表明伽玛暴被准直的基本图像仍然有效，斯威夫特喷流断裂的明显缺乏是由于余辉光变曲线采样不佳，特别是在后期。
2009-02-19 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
'Jet breaks' and 'missing breaks' in the X-Ray afterglow of Gamma Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）和X射线闪光（XRFs）的X射线余辉（AG）在其瞬发发射的快速衰减阶段之后具有在两个极端之间变化的时间行为。这些AG中的很大一部分具有“典型”光变曲线，在初始浅衰减“平台”阶段之后，“顺利突破”进入快速幂律下降。相反，非常活跃的伽玛暴似乎没有“中断”，它们的AG从观测开始就像幂律一样下降。中断和“失踪的休息”是密切相关的几何形状和减速的喷气机负责伽玛暴。在伽玛暴和XRF的“炮弹”（CB）模型的框架下，我们分析了所引用的极端行为（正则和纯幂律）和跨越观测范围的X射线AG形状的中间情况。我们表明，整个全套的X射线光变曲线的形状-测量雨燕和其他卫星-是预期的，在非常清晰的地面上，由CB模型。我们测试预期的AG的形状和峰值和各向同性能量的即时辐射之间的相关性，加强AG形状的分析的一个简单的结论：在充满活力的伽玛射线暴的休息是不是真正的“失踪”，它是隐藏在尾巴的即时发射，或者它发生得太早被记录。我们还验证了未吸收的AG的光谱指数和他们的后期幂律下降的时间指数相差半个单位，如预测。
2008-04-24 astro-ph
A Jet Model With a Hard Electron Distribution for the Afterglow of GRB 000301c
GRB 000301 c余辉的参数是在相对论喷出物的同步辐射的通常框架内确定的，通过适合现有的无线电-光学数据。结果表明：1）伽玛暴相后的喷流能量约为3 × 10 ^{50}尔格，2）喷流的初始张角约为13 °，3）使余辉减速的介质密度约为25/cm ^3，4）冲击激发电子的幂律分布很硬，指数约为1.5，5）冷却频率位于光域以下。此外，我们发现，单独的准直喷出物不能解释尖锐的，大幅度的休息观察到的R-波段发射的余辉在几天内，和高能量的电子分布中的突破，对应于电子能量接近均分，连同横向扩展的射流容纳更好的突破。介于其间的星系中的恒星所产生的微透镜效应只会使余辉辐射变平，无法解释000301 c在约4天的光辐射所呈现的温和增亮。
2001-04-09 astro-ph
The Two-Component Afterglow of Swift GRB 050802
本文研究了GRB 050802，它的一个最好的例子，它的快速伽马射线暴余辉，显示在X射线光变曲线的中断，而光学对应衰减为一个单一的幂律。这个爆发有16.5等的光学明亮余辉，在雨燕上的UVOT的170- 650 nm光谱范围内被探测到。XRT和UVOT望远镜在初始触发后286秒开始观测，持续了1.2 x 10^6秒。X射线光变曲线由三个幂律段组成：上升到420 s，然后是缓慢衰减，α_2 = 0.63 +/- 0.03，直到5000 s，之后，光变曲线衰减得更快，斜率为α_3 = 1.59 +/- 0.03。在整个观测过程中，光学光变曲线呈单一的幂律衰减，α_O = 0.82 +/- 0.03。X射线数据本身与5000 s处的断裂一致，这是由于能量注入结束。模拟的光学X射线光谱能量分布，我们发现，光学余辉不能产生相同的组件作为X射线发射在晚些时候，排除了单组分余辉。因此，我们认为两个组件的射流模型，并发现，X射线和光学发射是最好的复制模型中，这两个组件的能量注入观察到的余辉的持续时间和X射线休息在5000秒是由于在狭窄的组件射流休息。这个明亮的、观测良好的爆发很可能是解释斯威夫特令人惊讶的发现的指南，斯威夫特发现爆发很少显示消色差的喷流中断。
2007-06-05 astro-ph
A Comprehensive Analysis of Swift/XRT Data: III. Jet Break Candidates in X-ray and Optical Afterglow Lightcurves
为了系统地研究伽玛暴的X射线和光学余辉光变曲线中的喷注状突变，对179个伽玛暴（050124 ~ 070129）的Swift/XRT数据和57个Swift前后的光学余辉数据进行了分析。我们发现，没有一个单一的爆发可以包括在“白金”样本，其中的数据满足所有的标准，射流休息。通过发布一个或多个定义喷射休息的需求，可以识别出不同程度的一些候选者。在X射线波段，在103个取样良好的X射线光变曲线中，有42个（“青铜”样品）的后破裂段衰减斜率大于1.5，其中27个（"白银“样品）也满足正演模型的闭合关系。在光学光变曲线中，“青铜”和“白银”候选者的数量分别为27和23。13个爆发具有良好采样的光学和X射线光变曲线，但只有7个案例与消色差突变一致，但即使在这些案例中，也只有一个波段满足闭合关系（"金“样本）。在XRT光变曲线中观察到的断裂时间系统地早于在光学带中的断裂时间。这些都引起了人们对如何将喷流状破裂解释为喷流破裂以及从这些破裂中进一步推断伽玛暴能量学的极大关注。通过假设这些中断是射流中断，我们进行了类似的分析，如以前的工作，以计算射流开口角（θ_j）和能量（E_k）与“银”和“金”射流中断候选人。导出的E_K分布显示出比Swift之前的样本大得多的分散度。对于雨燕前和雨燕伽玛暴，θ_j和E_{K,iso}之间都存在一种试探性的反相关，表明如果所讨论的破裂确实是喷流破裂，那么E_K仍然可…
2007-10-17 astro-ph
Afterglows from jetted GRB remnants
我们发现，传统的伽马射线暴（GRB）一般动力学模型在非相对论极限下不能再现Sedov解。基于我们改进的通用动力学模型，我们研究了喷射伽玛暴残留物的余辉。取得了许多新的成果。例如，我们发现在相对论阶段本身的光学光变曲线没有明显的中断。但在相对论性相到非相对论性相的转变中确实存在明显的突变，通常发生在10到30天的时间。非常有趣的是，破裂受许多参数的影响，例如电子能量分数$ξ_{\rm e}$、磁能分数$ξ_{\rm B}^2$、射流的初始张开角$θ_0$和介质密度$n$。我们还发现，余辉从喷射的伽玛射线暴残余物的一致的特点是在非相对论阶段的快速衰减，与幂律定时指数大于2.1。如果相应的GRB喷出物高度准直，则可以满意地拟合GRB 970228、980326、980519、990123、990510和991208的余辉。
2000-08-11 astro-ph
On the Mechanism of Gamma-Ray Burst Afterglows
由前向激波产生余辉的标准模型不被最近的观测所支持。我们提出了一个模型，其中前向冲击是不可见的，余辉是由一个长寿命的反向冲击爆发喷出物发射。它解释了观测到的光学和X射线光变曲线，包括在10^3-10^4秒处的平台，以及一个特殊的色变突变，以及先前与爆炸的光束角有关的第二个突变。高原形成后，暂时下降的反向冲击压力远低于向前冲击压力。可以描述这种冲击波的最简单的形式主义是“机械”模型（Beloborodov，Uhm 2006）;我们在计算中使用它。
2007-08-11 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
GRB Spectral Hardness and Afterglow Properties
讨论了射电余辉的存在与伽马射线暴谱硬度之间的可能关系。的相关性是微不足道的显着的频谱硬度的爆发与无线电余辉显然是从一个组合的破裂能量Ebreak和高能光谱指数β的结果。如果有效，这种关系将表明余辉确实携带有关伽玛射线暴中央发动机的信息。
2000-01-19 astro-ph
X-ray flares, plateaus, and chromatic breaks of GRB afterglows from up-scattered forward-shock emission
前向激波的同步辐射被位于前向激波后面的相对论外流散射，可能产生比直接来自前向激波的辐射更亮的X射线辐射，这可以解释雨燕X射线余辉的四个特征：耀斑、平台（缓慢衰变）、彩色光变曲线突变和快速后平台衰变。对于冷散射外流，如果散射外流几乎是重子自由的和高度相对论性的，反射通量盖过主通量。这两个要求可以放宽，如果散射流出是由弱的内部冲击，使入射的前向冲击光子也是逆康普顿散射，除了体散射。前向激波留下的光子被扫起，自然产生短的X射线耀斑。由于体散射所产生的光子能量的增加，反射的发射更有可能在更高的光子能量下盖过直接来自前向冲击的发射，从而产生光变曲线的平台和仅出现在X射线中的断裂。X射线光变曲线平台的亮度、形状和衰减取决于散射体的洛伦兹因子和质量通量的径向分布。彩色X射线光变曲线的突变和急剧的后平台衰变不能容纳的直接向前冲击波发射，并主张在这里提出的散射外流模型的青睐。另一方面，标准的前向激波模型更自然地容纳了没有平台的X射线余辉、消色差的余辉和寿命很长的幂律衰变。因此，X射线光变曲线的多样性是由散射和直接前向激波辐射的相互作用引起的。
2007-10-17 astro-ph
Theory of GRB Afterglow
在伽玛射线暴余辉理论中，目前最有趣的问题是侧向膨胀阶段喷射余辉的传播。最近的数值模拟表明，流体动力学行为，从一个简单的分析模型建议不同。尽管如此，有些令人惊讶的是，计算出的光变曲线显示在大约预期的时间出现了“喷气式飞机休息”。这些结果表明，孤儿光学余辉的预期率应小于先前估计的。
2001-07-01 astro-ph
Multi-color Shallow Decay and Chromatic Breaks in the GRB 050319 Optical Afterglow
用木曾天文台1.05米望远镜和鹿林天文台1.0米望远镜对GRB 050319的光学余辉进行了多波长B、V、R、I观测，观测时间为爆发后1.31 ~ 9.92小时。我们的R波段光变曲线，结合其他已发表的数据，可以用光滑的破幂律函数来描述，其中$α_1$ = -0.84 $\pm$ 0.02到$α_2$ = -0.48 $\pm$ 0.03，在GRB后0.04天。光学光变曲线的特征是浅衰减-正如在X射线中观察到的那样-这可能具有类似的起源，与能量注入有关。然而，我们的观测表明，在R波段光变曲线（0.04天）和X射线光变曲线（0.004天）中仍然存在着一个关于色变突变的难题，有待解决。
2006-11-10 astro-ph
Discovery of a tight correlation between pulse lag/luminosity and jet-break times: a connection between gamma-ray burst and afterglow properties
本文给出了七个已知红移的BATSE伽马射线暴的脉冲滞后与喷流破裂时间之间的关系。据我们所知，这是伽马射线暴阶段（脉冲滞后）和余辉阶段（喷流中断时间）之间的第一个已知的直接紧密相关性。由于已经发现脉冲滞后和亮度是相关的，这也代表了峰值亮度和喷流中断时间之间的相关性。观测到的时间尺度（变化或光谱滞后）以及峰值亮度自然有很强的依赖于流出的洛伦兹因子，所以我们建议，伽玛暴之间的变化有一个纯粹的运动学起源（流出的速度或方向）。我们探讨了一个模型，其中伽玛暴之间的变化是由于喷流开口角的变化，并发现，最西端的喷流有最快的流出。我们还探讨了模型中的射流具有相似的形态和大小，和突发之间的变化是由视角的变化和/或由于速度分布。光度，可变性，光谱滞后和喷流中断时间之间的关系，可以定性地理解从模型中，其中的洛伦兹因子作为一个函数，从喷流轴的角度减少。人们期望看到高亮度，短脉冲滞后和高可变性，以及轴上观察到的爆发的早期喷流中断时间，而较高的观察倾角将产生较低的亮度，较长的脉冲滞后，较平滑的爆发和较晚的喷流中断时间。
2002-02-26 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
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
Earliest detection of the optical afterglow of GRB 030329 and its variability
本文报道了日本东京工业大学的一台30厘米望远镜对伽马射线暴（GRB）030329的极亮光学余辉的最早探测。我们的观测在爆发后67分钟开始，并持续了两个晚上，直到余辉消失到望远镜的灵敏度极限（大约18等）以下。结合GCN通报中的数据，我们发现前半天的余辉光变曲线符合破幂律（t^{- alpha}）函数，索引alpha_{1} = 0.88 +/- 0.01（0.047 < t < t_{b1}天），alpha_{2} = 1.18 +/- 0.01（t_{b1} < t < t_{b2}天），和alpha_{3} = 1.81 +/- 0.04（t_{b2} < t < 1.2天），其中分别为t_{b1} ~ 0.26天和t_{b2} ~ 0.54天。在t ~ 0.26天的第一个转折点的幂律指数的变化是一致的，从“冷却中断”时，冷却频率越过光学波段的预期。如果解释是正确的，在冷却中断之前的衰减指数意味着一个统一的ISM环境。
2003-11-05 astro-ph
On the Optical Light Curves of Afterglows from Jetted Gamma-ray Burst Ejecta: Effects of Parameters
由于在动力学上的一些改进，我们可以在数值上跟踪一个真实射流的整体演化，直到它的体积速度小到$βc \sim 10^{-3} c$。我们发现在相对论相位本身的光学光变曲线没有明显的中断。然而，在从相对论性相到非相对论性相的转变处确实存在明显的断裂，其通常发生在时间$t \sim 10^6$ - $10^{6.5}$ s（即，10 - 30 d）。断裂受许多参数影响，例如电子能量分数$ξ_{\rm e}$、磁能分数$ξ_{\rm B}^2$、初始半张角$θ_0$和介质数密度$n$。将其中任何一个值增加到足够大的值都会使中断消失。虽然中断本身是依赖于参数的，从喷射的伽玛射线暴残留物的余辉一致的特点是在非相对论阶段的快速衰减，与幂律定时指数$α\geq 2.1$。这与各向同性火球的情况大不相同，并且可能对观测上确定$γ$射线爆发中的聚束程度具有根本的重要性。
2000-05-28 astro-ph
Jet Breaks in Short Gamma-Ray Bursts. I: The Uncollimated Afterglow of GRB 050724
我们报告了对\swift发现的短伽马射线暴GRB 050724的\chandra观测结果。\chandra在爆发后约两天和三周后第二次观察到这种爆发。第一次\chandra指向发生在一次强烈的晚期耀斑结束时。在0.4-10.0 keV范围内，在49.3 ks的观测期间检测到约150个光子。光谱拟合与早期\swift XRT数据的光谱分析一致。在第二次\chandra指向中，在44.6 k s内用8个背景扣除光子清楚地检测到余辉。从组合的\swift XRT和\chandra -S光变曲线中，我们发现叠加在潜在的幂律衰减斜率$α$ =0.98 $^{+0.11}_{-0.09}$上的显著耀斑。没有证据表明在爆发后约1 ks和爆发后约三周最后一个指向的\chandra之间存在中断。未检测到喷流中断使喷流张开角的下限为25 $^{\circ}$，这表明流出物的准直性不如大多数先前报道的长伽玛暴。这意味着GRB 050724的光束修正能量至少是$4\times 10^{49}$尔格。
2006-09-05 astro-ph
Evidence for a Canonical GRB Afterglow Light Curve in the Swift/XRT Data
本文介绍了用雨燕X射线望远镜（XRT）探测到的前27个伽马射线暴（GRB）的早期X射线余辉的新观测结果。早期的X射线余辉表现出典型的行为，其中光变曲线大致由三个不同的幂律部分组成：（i）初始非常陡峭的衰减（t^{-alpha}，3<α_1 <5），其次是（ii）非常浅的衰减（0.2<α_2 <0.8），最后是（iii）稍微陡峭的衰减（1<α_3 <1.5）。这些幂律段由两个相应的中断时间分开，300 s < t_{break,1} <500 s和10^3 s < t_{break,2} <10^4 s。在早期X射线光变曲线的典型行为之上，许多事件都有叠加的X射线耀斑，这很可能是由于中央发动机的长期零星活动导致的内部冲击造成的，直到GRB发生后几个小时。我们发现，最初的陡峭的衰减是一致的，它是从光子辐射在相对于我们的视线大角度的即时发射的尾巴。光变曲线的第一个转折点（t_{break,1}）发生在前向激波发射占主导地位时，中间的浅通量衰减（α_2）可能是由连续的能量注入到外部激波中引起的。当这种能量注入停止时，然后在光变曲线（t_{break,2}）中观察到第二个中断。这种能量注入使余辉激波的能量至少增加了f>4倍，并且增加了对瞬发伽马射线发射效率的已经很严格的要求。
2006-01-27 astro-ph
The faint afterglow and host galaxy of the short-hard GRB 060121
我们提出的余辉和宿主星系的短硬GRB 060121的光学和X射线观测。微弱的R波段余辉在t^（-0.66）处下降，而X射线在t^-1.18处下降，这表明在两个频率之间存在冷却中断。然而，与预测的X射线余辉到光学区域的外推（具体地，β_OX ~ 0.2）相比，R带余辉非常微弱，而K带与该外推一致（β_KX ~ 0.6），表明光通量的抑制。后期的{ \it HST}观测对余辉R波段通量有严格的限制，这意味着R波段光变曲线的中断。他们还表明，爆发发生在一个微弱的红色星系的边缘，这很可能是在一个显着更高的红移比以前的光学识别短持续时间的爆发。几个邻近的星系也有非常红色的颜色，这同样暗示着更高的红移。我们认为可能的解释的模糊和颜色的爆发。我们的首选模型是，爆发发生在中等高的红移，并显着模糊;然而，也有可能爆发位于z > 4.5，在这种情况下，微弱的R带余辉可以归因于莱曼破裂。我们讨论的影响，这两种情况下会有短脉冲的祖先的性质。
2006-03-11 astro-ph
Afterglow lightcurves, viewing angle and the jet structure of gamma-ray bursts
伽马射线暴通常被模拟为喷流状的流出物，直接指向观测者;喷流的锥角通常从余辉的幂律衰减变陡的时间推断出来。我们考虑另一种模型，在该模型中，射流具有这样的光束图案，其中每单位立体角的亮度（以及初始洛伦兹因子）远离轴平滑地减小，而不是具有在其中流动是均匀的明确定义的锥角。我们表明，在余辉光曲线的中断，然后发生在一个时间，取决于视角。从不同的角度来看，余辉中断的数据可能与标准化的喷流一致，而不是暗示一系列本质上不同的喷流--有些喷流非常窄，有些喷流在更宽的锥体上具有类似的功率。我们讨论了这个模型的亮度函数的含义。
2002-05-09 astro-ph
Echo Emission From Dust Scattering and X-Ray Afterglows of Gamma-Ray Bursts
研究了伽马射线暴中X射线回波发射的影响。我们发现，回波发射可以提供另一种方式来理解X射线浅衰变和喷流中断。特别是，一个浅的衰变，然后是一个“正常”的衰变和进一步快速衰减的X射线余辉可以一起解释为由于即时X射线发射的回声散射的尘埃颗粒在一个巨大的风泡周围的伽玛射线暴的祖先。我们还在X射线回波发射中引入额外的时间中断。通过拟合余辉光变曲线，我们可以测量大质量风泡的位置，这将使我们更接近于找到质量损失率，风速和GRB爆炸前的祖先的年龄。
2007-11-24 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
ROTSE-III Observations of the Early Afterglow From GRB 030329
ROTSE-III网络使用两台完全相同的望远镜在相距甚远的地方观测到GRB 030329非常明亮的余辉的衰变发射。在这份报告中，我们提出的意见，涵盖56%的时间从1.5-47小时后爆发。我们发现，光变曲线是分段一致的幂律衰减。当ROTSE-III数据与其他小组报告的数据相结合时，有证据表明在爆裂后的前20小时内发生了5次断裂。在其中两次破裂之间，用麦克唐纳天文台的2.1米望远镜以1秒的时间分辨率对爆发后15.9-17.1小时进行的观测没有发现波动或偏离简单幂律的证据。多个间断可能表明射流中的复杂结构。在爆发后23小时和45小时也有两个明确的事件，其中强度在几个小时内变得与常数一致，这可能表明多次注入到GRB/余辉系统中的能量。
2003-09-05 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
Optical and NIR Observations of the Afterglow of GRB 020813
我们介绍了GRB 020813的明亮余辉的光学和近红外（NIR）测光。我们的数据跨度从3小时到4天后的伽玛暴事件。在触发后14小时，光变曲线中出现了一个相当尖锐的消色差突变。在喷射火球的框架中，这个破裂对应于（1.9 ± 0.2）度的喷射半开角，这是迄今为止对伽玛射线暴推断出的最小值。我们讨论了我们的结果在目前可用的模型的框架，并发现他们有问题，在解释联合的时间和光谱特性，特别是缓慢的衰减前休息。
2003-05-27 astro-ph
Are short gamma-ray bursts collimated? GRB050709, a flare but no break
从短持续时间伽马射线暴（GRB）的余辉光变曲线的小样本来看，衰变是迅速的，在时间上大致遵循幂律。它已被假定在短伽玛暴的余辉发射准直喷流在相同的方式在长伽玛暴。因此，短伽玛暴余辉光变曲线中的消色差突变将是支持短伽玛暴准直的有力证据。我们研究的余辉的短GRB 050709，唯一的短GRB的喷射中断已被要求从光学数据的光学光变曲线。结果表明：（1）在爆发后1.4 ~ 19天内，衰变遵循单一的幂律，衰变指数α = 1.73 - 0.04 ^{+0.11};（2）数据表明，在爆发后10天左右有一次光学耀斑，与X射线数据中的耀斑大致同时发生;（3）没有证据表明光变曲线有突变。这意味着到目前为止，还没有直接的证据表明短伽玛暴的外流中存在准直现象。短伽玛暴中准直角的现有限制现在强烈地表明，比长伽玛暴中发现的张角要大得多。
2006-06-12 astro-ph
Optical Afterglow Observations of the Unusual Short-Duration Gamma-Ray Burst 040924
利用鹿林天文台的1米望远镜和利克天文台的0.76米Katzman自动成像望远镜对短持续时间（1.2- 1.5 s）伽马射线暴（GRB）040924的光学余辉进行了观测。这个天体有一个柔软的高能谱，因此使它成为一个例外，也许实际上属于长持续时间伽玛暴的短持续时间尾部。我们的数据，结合其他报道的测量，表明早期的R-波段光变曲线可以用两个指数α = -0.7（t = 16-50 min）和α = -1.06（在以后的时间）的幂律来描述。在光谱指数的相当小的差异可以更容易地解释一个余辉模型调用冷却中断，而不是射流中断。
2005-06-10 astro-ph
Gamma-Ray Burst afterglows: theory and observations
我讨论了一些理论预期的同步辐射从相对论性的冲击波与周围介质相互作用，作为一个模型的伽玛射线暴余辉，并将它们与观察。余辉通量随时间按幂律演化，爆发期间/之后的明亮闪光，以及由于紧密的喷出物准直而导致的光变曲线断裂是观测证实的主要预测，但应该认识到光变曲线衰减指数与光谱斜率无关（正如预期的那样），光学闪光是相当罕见的，在斯威夫特X射线余辉中更难找到喷射中断。早期的光通量衰减率的放缓是伴随着光谱的演变，表明从喷出物（通电的反向冲击）的排放是占主导地位的光学从正向冲击（通电的环境介质）只有1千秒。然而，需要一个长寿命的反向冲击来解释在许多余辉中观察到的~10天后的缓慢的无线电通量衰减。X射线光变曲线的平台可能是由于爆炸波的平均能量/固体角的变化，证实了伽玛射线暴外流的另外两个预期特征：能量注入和角结构。后者也更可能是一些光学光变曲线中快速上升的起源。为了解释彩色和消色差余辉光变曲线突变的存在，整个图像必须更加复杂，并包括一个新的机制，偶尔占主导地位的爆炸波的排放：无论是后期内部冲击波或散射（散装和/或逆康普顿）的爆炸波排放的外流内部。
2008-12-04 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
Swift XRT Observations of the Breaking X-ray Afterglow of GRB 050318
本文报道了利用雨燕X射线望远镜（XRT）对GRB 050318的观测结果。这一事件触发了Swift上的突发警报望远镜（BAT），并从触发后54分钟开始连续11次使用XRT和UVOT进行跟踪。一个以前未知的衰落X射线源被检测到，并准确地监测。发现该源的强度随时间降低，并且在观察到触发后约18000 s时发生明显的时间中断。发现X射线光变曲线与幂律断裂一致，断裂前后的衰减指数为-1.17 +/-0.08和-2.10（+0.22）（-0.24）。X射线余辉光谱符合光电吸收幂律，能量指数为-1.09 +/-0.09。没有发现光谱演化的证据，我们将这些结果与UVOT的结果进行了比较，并对BAT的数据分析进行了改进。我们在准直火球模型和同步辐射发射机制的框架下讨论了我们的结果。假设GRB红移是由最远的光吸收复合体（z = 1.44）导出的，则该事件完全符合E_p-E_iso关联。
2005-09-07 astro-ph
The Optical Afterglow of GRB 011211
本文介绍了伽马射线暴GRB 011211光学余辉的早期光度学和光谱学研究。光学余辉的光谱包含几条狭窄的金属线，这与红移为2.140 +/- 0.001的爆发一致。在爆发后的前两天，光学余辉按照幂律衰减，斜率为α = 0.83 +/- 0.04，此时有证据表明爆发。断裂后的斜率至少为1.4。有证据表明，在爆发后约0.5天，R波段的光发生了快速变化。这些变化表明，在伽马射线暴附近，在大约40- 125 AU的空间尺度上存在密度起伏。光变曲线中的断裂幅度、光谱斜率和光学衰减率表明，爆发扩展到大尺度上均匀的环境介质中。我们估计，局部粒子密度大约在0.1 ~ 10 cm^{-3}之间，爆发中的伽马射线总能量为1.2--1.9 x 10^{50}尔格。这个能量小于（5 +/- 2）× 10^{50}尔格的“标准”值，但与之一致。将观测到的光学余辉的颜色与标准光束模型的预测进行比较，表明宿主星系中的静止帧V波段消光小于约0.03 mag.
2002-04-24 astro-ph
