Supernova search in the afterglow of gamma ray burst 011121
为了帮助计划寻找伽马射线暴（GRB）011121的余辉（AG）超新星（SN），我们利用GRB的炮弹模型和它在R波段的余辉观测，预测了它的余辉和内禀谱。
2001-11-25 astro-ph
Off-axis Emission from the Beamed Afterglow of Gamma Ray Bursts and a Possible Interpretation of Slowly Declining X-Ray Afterglow of GRB980425
本文导出了同步辐射模型中γ暴束余辉离轴辐射的计算公式。该公式适用于一个非均匀的拱星物质服从n正比于1/r**2建议为SN 1998 bw/GRB 980425。通过选择合适的参数，使GRB 980425与SN 1998 bw的关联性得到进一步加强，得到了与观测值相近的缓慢衰减速率和X射线通量。
1999-07-16 astro-ph
The interpretation of the Swift GRB X-ray afterglows
本文讨论了目前对{ \it Swift} GRB X射线余辉的解释，主要集中在瞬发尾辐射的急剧衰减和其后的浅衰变，然后是常规的前\emph{Swift}衰变行为，以及后两个阶段可能的X射线耀斑。我们强调中央引擎在解释伽玛暴余辉中的作用。
2006-12-14 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
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
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
Temporal Variation in Excited Fe^+ Near a GRB Afterglow
在伽马射线暴（GRB）余辉的宿主环境中，经常可以观察到Si^+和Fe^+的激发态，但在河外的其他地方并不常见。它们的存在标志着这些GRB主机的气体环境中的不寻常的属性，这些GRB主机的产生是由于余辉的强烈电离辐射或通过在致密的云碰撞激发。特别是，光子泵浦的情况下，有明确的预期的激发线的强度随时间的变化，由于伽玛射线暴余辉的电离通量的下降。我们分析了GRB 020813在两个相隔约16小时的时间段内获得的余辉光谱，并在这两组数据中考察了Fe^+在J=7/2时从第一激发态的跃迁。我们报告的Fe II 2396过渡，最强的J=7/2状态的等效宽度至少有五个因素的显着下降。我们进行了蒙特卡罗分析，并确定这种时间变化是目前在3sigma以上的显着性水平。这一观测结果代表了第一次探测到伽玛暴宿主ISM中激发态Fe+的时间变化，这是伽玛暴本身对其环境的直接影响。根据余辉光变曲线和两个历元观测中受激发的Fe II 2396的存在和不存在，我们进一步估计Fe^+气体存在于距离余辉50-100 pc的范围内。
2006-06-20 astro-ph
Colors and luminosities of the optical afterglows of the gamma-ray bursts
本文给出了17个伽玛暴光学余辉的色指数和光度的研究结果。我们发现，在t-T_0 < 10天期间，OAs（GRB 000131除外）下降过程中的颜色变化相对较小，即使对于采样密度较低的OAs，也可以进行比较。观测者坐标系中的颜色，经过银河系变红的校正，集中在（V-R）_0 = 0.40 +- 0.13，（R-I）_0 = 0.46 +- 0.18，（B-V）_0 = 0.47 +- 0.17。虽然在所考虑的时间间隔内，OAs的亮度下降了几个量级，但其颜色演变可以忽略不计。如此强烈的颜色指数也表明，所有这些事件的内在红化（在它们的宿主星系内）必须非常相似，并且相对较小。在观测者坐标系中，OAs的绝对亮度在（t-T0）rest = 0.25天时，在M_（R 0）= -26.5 ~-22.2之间。M_（R_0）的这种扩展不受由各个OAs的不同红移z所引起的λ位移的显著影响。这里考虑的OA样品的总衰减率似乎与OA的绝对光学亮度无关，在某个t-T_0处测量的OA对所有OA都是相同的，并且当对红移引起的时间膨胀进行校正时，所有事件的光变曲线几乎是平行的。
2001-08-27 astro-ph
Gamma-Ray Burst Environments and Progenitors
伽玛射线暴（伽马射线暴）的可能起源是致密天体的合并或大质量恒星的爆炸。这两种情况下有不同的环境伽玛暴余辉：紧凑的物体爆炸发生在ISM（星际介质）和大质量的恒星爆炸发生在爆发前的恒星风。我们计算预期的余辉爆发沃尔夫-拉叶星风和比较结果的恒定，星际密度。风的情况下，光学余辉一般预计会下降更陡峭的比在恒定密度的情况下，但这种效果可能会被掩盖的电子光谱指数的变化，这两种情况下有相同的演变在冷却制度。同时观测射电和光学/X射线演化对区分这两种情况特别有用。GRB 990123的光学余辉和X射线余辉的不同衰减率表明这种情况下的恒定密度相互作用。我们已经发现了SN 1998 bw/GRB 980425中风相互作用的强有力证据，并在此提出了GRB 980519的风模型。因此，我们认为，既有风型伽玛暴余辉与大质量恒星的祖先和ISM型余辉与紧凑的双星的祖先。风型爆发很可能伴随着超新星，但不是ISM型。
1999-05-20 astro-ph
Gamma-ray burst afterglows and evolution of postburst fireballs with energy injection from strongly magnetic millisecond pulsars
具有强磁场的毫秒双星可能是通过几种过程形成的，例如吸积诱导的磁化白矮星坍缩，两颗中子星的合并。在这种脉冲星的诞生过程中，可能会出现一个可用于伽马射线暴（GRB）的初始火球。本文研究了脉冲星通过磁偶极辐射注入能量的相对论性爆发后火球的演化过程，发现该火球的光学余辉强度首先随时间减小，然后逐渐减小，最后再次减小。这可能为GRB 970228的余辉光变曲线的行为提供了一个自然的解释，如果这个爆发是由一个强磁毫秒脉冲星的诞生造成的话。
1998-10-25 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
A Possible Explanation of the Radio Afterglow of GRB980519: The Dense Medium Effect
伽玛射线暴{980519}的特征是其迅速下降的光学和X射线余辉。这种行为的解释包括调用稠密介质环境的模型，使冲击波迅速演变成亚相对论相，射流状流出，和风形环爆介质环境。最近，Frail {et al}.（1999 a）发现后两种情况与这次爆发的射电余辉一致。在这里，通过考虑trans-relativistic激波流体力学，我们表明，稠密介质模型也可以解释的射电光变曲线相当不错。对于GRB{980519}，稠密介质模型的潜在优点是它意味着余辉的较小的角尺寸，这对于解释射电光变曲线的强调制是必不可少的。如果伴随着$γ$射线发射的即时光学紫外闪光可以通过升华到相当远的距离来破坏尘埃，则由于稠密介质引起的光学消光并不重要。并与其它射电余辉进行了比较。
2000-07-03 astro-ph
The Radio Afterglow From GRB 980519: A Test of the Jet and Circumstellar Models
我们目前的多频无线电观测的余辉GRB 980519开始7.2小时后的伽马射线暴和结束63天后。这种爆发的光学和X射线光变曲线的快速下降被解释为来自准直流出物（喷流）的余辉发射，或者是爆炸波传播到介质中的结果，该介质的密度由演化的大质量恒星的风形成。这两个模型预测了射电余辉的发散行为，因此，射电观测在原则上能够区分两者。我们表明，风模型描述了随后的演变的无线电余辉相当不错。然而，我们看到光变曲线的强烈调制，我们将其解释为衍射闪烁。这些变化使我们不能果断地拒绝喷气模型。
1999-10-04 astro-ph
X-Ray Afterglows
我们总结了X射线的时间和光谱的变化特性的伽玛暴观测使用雨燕卫星。尽管有许多个别的复杂性，通量和光谱变化可以合理地很好地描述了两个组件的组合-我们表示为即时和余辉。第一，即时组成部分包括爆发和它的初始衰减，而第二，余辉组件适合的X射线平台阶段和随后的下降中观察到的大多数伽玛暴。当发生强光谱变化时，它与瞬发成分相关，而X射线平台和后来的发射显示出很小的光谱变化。我们简要地比较了一些建议的模型的意见。任何早期或晚期发射的模型都必须解释时间和光谱行为的差异。
2008-08-26 astro-ph
GRB afterglows: from ultra-relativistic to non-relativistic phase
研究了产生$γ$射线暴的绝热火球的爆后演化。重点放在从高度相对论性相到非相对论性相的转变上，根据我们的计算，这应该比以前预期的要早得多。理论光变曲线在非相对论阶段比早期下降得更快，但仍能很好地拟合观测结果。然而，当$t \ge 100$ d，意味着一个大的初始能量$E_0$，一个低的星际密度$n$，或可能存在一个持久的能源在火球的中心分歧是显而易见的。
1998-07-07 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
Near-infrared detection and optical follow-up of the GRB990705 afterglow
用位于智利拉西拉和帕拉纳尔的欧洲南方天文台望远镜和位于南极洲的NOAO SPIREX 0.6米望远镜对GRB 990705误差盒进行了光学和近红外观测。我们在近红外H波段和光学V波段探测到了这种伽玛暴的对应物。近红外光变曲线的幂律衰减相当陡峭，在最初的几个小时内衰减指数α约为1.7，一天后可能会变陡。光学/近红外余辉的宽带光谱分析表明，这伽玛暴发生在一个高密度的环境。在GRB触发后约5天在Antu（VLT-UT 1）获得的深光学图像显示，在瞬变的位置有一个扩展的物体，可能是GRB 990705的宿主星系。
1999-12-20 astro-ph
Late internal shock model for bright X-ray flares in Gamma-ray Burst afterglows and GRB 011121
我们探讨了两种可能的模型，这可能会导致明亮的X射线耀斑的伽玛暴余辉。一种是外部正向-反向冲击模型，其中正向和反向冲击的冲击参数取为完全不同。另一种是所谓的“晚期内激波模型”，它要求在瞬发$γ-$射线发射后产生更新的非定常相对论外流。在正反向激波模型中，在RS穿过喷出物的时间$t_\times$之后，通量的下降比$(t_\oplus/t_\times)^{-(2+β)}$慢，其中$t_\oplus$表示观测者的时间，$β$是X射线发射的光谱指数。在"晚期内激波模型”中，如果中央发动机在$t_{\rm e, \oplus}$之后关闭，并且观测到的X射线耀斑的变化时间尺度比$t_{\rm e, \oplus}$短得多，则衰减斜率可能比$(t_\oplus/t_{\rm e, \oplus})^{-(2+β)}$陡得多。在GRB 011121、XRF 050406、GRB 050502 b和GRB 050730中探测到的X射线耀斑的急剧衰减直接排除了外部正反向激波模型，而支持“晚期内激波模型”。因此，这些X射线耀斑可能暗示着中心发动机再次运转，并且在本征硬爆发后的几分钟内产生了新的不稳定相对论外流。
2005-09-01 astro-ph
Early observations of the Afterglow of GRB000301c
我们报告的光学瞬态（OT）与GRB 000301 c进行了2000年3月2日至4日之间使用2.34米瓦伊努Bappu望远镜（VBT）在Kavalur，印度的多波段观测。当与其他报告的数据相结合时，R波段震级的初始下降与log（$t-t_0$），即自爆发以来的时间拟合，斜率为$α_{1}$ = -0.70 $\pm$ 0.07，在约6.0天后变陡，斜率为$α_{2}$ = -2.44 $\pm$ 0.29。这种斜率变化并不平滑，但有双峰分布的迹象。（B-R）颜色演变的现有测量结果在前12天内没有显示出任何可辨别的演变。
2000-10-16 astro-ph
What we learn from the afterglow of GRB 021211
伽马射线暴（GRB）的余辉（AG）行为在炮弹（CB）模型中直接提供了有关其祖星环境的信息。观测到的GRB 021211早期AG的时间衰减与预测的结果完全一致，即在恒星周围存在导致密度分布$\propto 1/r^2$的祖先“风”的情况下。随后的快速衰落--这使得GRB“准黑暗”--是一个预期的，如果更远的地方，星际密度大致恒定且相对较高。与AG相匹配的CB模型清楚地显示了一颗类似于SN 1998 bw的关联超新星的存在，甚至可以确定宿主星系的宽带光谱。对同样很早就测量到的GRB 990123和GRB 021004也进行了讨论。
2003-02-22 astro-ph
The rapid decline of the prompt emission in Gamma-Ray Bursts
雨燕卫星上的爆发警报望远镜和X射线望远镜观测到了许多伽马射线暴。这些伽玛暴的连续“脉冲”以快速衰减和快速光谱软化结束，直到它们被另一个脉冲所取代，或者最后一个脉冲的衰减被变化不那么快的“余辉”所取代。快速下降阶段已被归因于，在目前探索的标准火球模型的伽玛暴，从两个锥形壳碰撞的“高纬度”同步辐射。这种高纬度的辐射不能解释观测到的光谱软化现象。与此相反，时间行为和光谱演化的快速下降阶段同意的伽玛暴炮弹模型的预测。
2008-01-26 astro-ph
GeV Emission from Prompt and Afterglow Phases of Gamma-Ray Bursts
利用高能伽玛射线实验望远镜（EGRET）的观测结果，结合伽玛射线大面积空间望远镜（GLAST）的观测结果，研究了伽马射线暴（GRB）的GeV辐射。假设传统的提示和余辉光子起源于同步辐射，我们比较了伴随的逆康普顿组件EGRET测量和上限的GeV的通量，考虑克莱因西科反馈。我们发现，EGRET约束是一致的同步自康普顿模型的理论框架的提示和余辉阶段，并讨论在这两个阶段的微物理参数的约束。基于逆康普顿模型和EGRET结果，我们预测GLAST将探测到来自瞬发和余辉阶段的、速率>~20 yr^{-1}的具有GeV光子的伽玛暴。这个速率适用于即时同步辐射的高能量尾部和余辉的逆康普顿分量。理论预测，在GLAST可以探测到同步加速器GeV瞬发辐射的大部分情况下，在>~10 GeV的高能量下也可以探测到逆康普顿光子。因此，GLAST将能够更精确地测试高能发射机制。最后，我们表明，伽玛暴的贡献与EGRET测量的河外伽玛射线背景通量至少为0.01%，可能在0.1%左右。
2008-08-11 astro-ph
GRB efficiency and Possible Physical Processes Shaping the Early Afterglow
斯威夫特发现，相当一部分伽马射线暴（GRB）具有缓慢衰减的X射线余辉阶段，这一发现导致了这样一种观点，即能量注入到爆炸波中发生在爆炸后几百秒。这意味着爆炸后的冲击波动能非常低，而爆炸过程中产生$γ$射线的效率非常高，使得内部冲击模型不太可能。我们重新检查伽玛暴余辉的动能的估计，并表明，转换的动能到伽马射线的效率是适度的，并没有挑战标准的内部冲击模型。我们还研究了几种模型，特别是能量注入，建议解释这个缓慢的衰变阶段。我们表明，与适当的参数，所有这些模型引起持续几个小时的缓慢下降。然而，即使是那些适合所有X射线观测的模型，特别是能量注入模型，也不能自洽地解释监测良好的GRB 050319和GRB 050401的X射线和光学余辉。我们推测一个可能的替代解决这个难题。
2006-04-17 astro-ph
Microlensing and the Surface Brightness Profile of the Afterglow Image of GRB 000301C
伽马射线暴（GRB）000301 C的光学余辉表现出显着的，短时间尺度的偏离幂律通量下降预期在标准的同步辐射激波模型。Garnavich、Loeb和Stanek发现，这种偏差很好地符合一个特别模型，在这个模型中，一个薄的发射环被一颗介入的恒星微透镜化。我们重新审视这种变化的微透镜解释，首先通过测试是否与现实的表面亮度分布（SBPs）的余辉图像的微透镜可以适合的数据，第二，通过直接反转所观察到的光变曲线，以获得非参数测量的SBP。我们发现，现实的SBPs的微透镜可以重现所观察到的偏差，只要光发射产生的频率以上的冷却中断。相反，如果变异性确实是由微透镜引起的，SBP必须明显的边缘增亮。具体地，大于60%的通量必须源自余辉图像的区域的外部25%。最佳拟合理论SBP满足后一个要求。基本的光学/红外余辉光曲线是一致的模型，其中射流传播到一个均匀的介质与冷却中断频率低于光学波段。
2001-07-02 astro-ph
Impulsive and Varying Injection in GRB Afterglows
伽马射线暴余辉的标准模型是基于相对论性喷出物遇到周围介质时产生的爆炸波的同步辐射。我们重新分析了刷新的冲击场景，在这个场景中，速度较慢的物质追上减速的喷出物并重新给它提供能量。我们表明，这种情况下有两个重要的影响。首先，有一个额外的成分来自反向冲击，进入能量喷出物。这种情况会持续到恢复期，可能会持续数天或更长时间。我们发现，在这段时间内，总的谱峰被发现在特征频率的反向冲击。第二，如果注入是连续的，动态将不同于在恒定的能量演化，并会导致一个缓慢的下降所观察到的通量。一个简单的测试不断刷新的情况是，它预测的光谱最大值在远红外或毫米范围后几天。
2000-03-27 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
Prompt and afterglow emission from the X-ray rich GRB981226 observed with BeppoSAX
本文讨论了GRB 981226的瞬发X射线和γ射线发射以及X射线余辉的观测结果。该事件具有使用伽马射线暴监测器检测到的最弱伽玛射线峰值通量。它显示了一个孤立的X射线前体和迄今为止用宽视场相机测量的最高X射线与伽马射线注量比。使用窄场仪器对该事件进行了随访，并检测到高达10 keV的X射线余辉。在2-10 keV的能量带中，观测到余辉通量从低于MECS/LECS望远镜灵敏度的水平上升到峰值通量（5 +/-1）* 10^（-13）erg cm-2 s-1。根据指数为1.31（+0.44，-0.39）的幂律，这种上升之后是下降。我们讨论了这些结果在目前的GRB模型的光。
2000-02-29 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
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
The X-ray, optical and radio evolution of the GRB030329 afterglow and the associated SN2003dh
利用对伽马射线暴GRB 030329的明亮余辉的广泛的X射线、光学和射电观测，构造了事件的多频演化。使用标准的火球激波模型对数据进行拟合，以提供初始能量的估计值，ε = 6.8 × 10^52尔格·sr^-1，周围介质的密度，n_0 = 1 cm^-3，电子和磁能密度的分数，ε_e = 0.24 & ε_B = 0.0017，相对论电子谱的幂律指数，p = 2.25，射流的张开角θ_j = 3度。在光学和射电观测中发现的与标准模型的偏差很可能是由同时发生的超新星SN 2003 dh造成的。R波段0.23和1.7天的峰值比标准SN的预期要亮得多，并且在t>2天的时间里，有一个比预期余辉通量大的射电过剩。在X射线衰减中没有发现偏离最佳拟合余辉模型的现象，这表明1-5天的过量光通量和射电通量是由中央引擎稍后注入的较慢电子引起的。
2003-12-02 astro-ph
In search of progenitors for supernova-less GRBs 060505 and 060614: re-examination of their afterglows
GRB 060505和GRB 060614是附近的长持续时间伽马射线暴（LGRB），没有伴随超新星（SNe）下降到非常严格的限制。因此，它们挑战了传统的LGRB-SN连接，自然引起了一个问题：在它们的余辉中是否有其他特殊的特征有助于揭示它们的祖先？为了回答这个问题，我们结合新的观测数据与公布的数据和调查的多波段的时间和光谱特性的两个余辉。我们发现，这两个余辉可以很好地解释喷射标准的外激波模型的框架内，和余辉参数的爆发落在其他LGRB观察到的范围内。因此，从余辉的性质来看，没有任何迹象表明这些爆发应该有另一个祖先而不是其他的LGRB。最近，斯威夫特发现的GRB 080503在其瞬发伽马射线发射过程中也具有尖峰+尾部结构，似乎与GRB 060614相似。我们分析了这个暴的瞬发，发现它实际上是一个硬尖峰+硬尾暴，其尾部辐射的谱滞后为0.8 $\pm$ ~ 0.4 s。因此，GRB 060614和GRB 080503的瞬发性质明显不同，激发了对GRB分类的进一步思考。最后，我们注意到，尽管两个SN-少爆发的祖先仍然不确定，但如果可以通过观测建立类似风的环境，例如，从余辉缓慢冷却阶段的光学衰减快于X射线衰减，那么SN-少爆发的核心坍缩起源将是相当确定的。
2009-01-31 astro-ph
Interaction Models for GRB Afterglows
我们回顾了伽玛暴余辉的相互作用模型，着眼于限制其祖先的性质和爆炸的几何形状。证据是两种类型的祖细胞。GRB 980425/SN 1998 bw的射电余辉和GRB 970508的多频观测结果可以通过爆炸波扩展到风型介质中来拟合，指向一个大质量的恒星祖先。宽带余辉数据的伽玛暴990123和990510更好地模拟喷流膨胀到一个恒定密度的介质，这意味着一个紧凑的恒星合并的起源。在其他观测良好的伽玛暴中，喷流模型似乎比风模型适用范围更广，尽管有些情况是模糊的。模型拟合通常需要辐射电子的能量分布与通常假设的单一幂律形式的偏差，特别是对于具有快速下降和/或光学光变曲线明显陡峭的源。过渡到非相对论演化被认为是光变曲线变陡的另一种解释，尽管要产生几天或更少的变陡需要非常高的环境密度，这通常很难与射电观测相一致。主要的开放问题包括射流环境介质相互作用的流体力学，自洽的电子能量分布的测定，以及对生产的影响，预计将特别大的风相互作用模型的早期余辉。
2001-10-01 astro-ph
Swift observations of the prompt X-ray emission and afterglow from GRB050126 and GRB050219A
本文报道了Swift观测到的伽马射线暴GRB 050126和GRB 050219 A的早期X射线辐射的时间和光谱特征。这两个爆发的X射线光变曲线都显示出非常陡峭的早期衰变（F（t）\propto t^{-3}），在几百秒的时间尺度上会变成较平坦的斜率。对于GRB 050126的爆发没有证据表明在20-150千电子伏波段的光谱演化，和伽玛射线和X射线余辉的光谱指数是显着不同的建议一个单独的起源。相比之下，GRB 050219 A的BAT光谱显示出显著的光谱演变，在稍后的时间变得更软，伽马朝着在早期X射线余辉阶段中看到的XRT光子指数演变。对于这两个爆发，0.2-10千电子伏的光谱指数前和后中断的X射线衰变光曲线是一致的，没有光谱演变。我们认为，X射线衰变光变曲线的早期陡降要么是瞬发辐射的弯曲尾部，要么是X射线耀斑活动，要么是具有小角尺寸（> Gamma^{-1}）高密度区的喷流的外部前向激波辐射。我们把后期斜率与前向外部冲击联系起来。
2005-11-27 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
The Anomalous Early Afterglow of GRB 050801
H.E.S.S.的ROTSE-IIIc望远镜在纳米比亚的一个站点，获得了最早的探测到来自伽马射线暴（GRB）的光发射，从雨燕GRB 050801开始仅21.8秒。在最初的~250 s内，光学光变曲线不会明显变暗或变亮，之后出现消色差突变，光变曲线以典型的幂律方式下降。Swift/XRT也获得了爆发开始后69秒开始的早期观测结果。X射线光变曲线显示出与光学光变曲线相同的特征。这些早期光学和X射线发射的相关变化意味着在空间和时间上的共同起源。这种行为很难与早期余辉发射的标准模型相一致。
2006-01-16 astro-ph
0ptical observations of GRB afterglows: GRB 970508 and GRB 980326 revisited
自1997年1月以来，我们监测了15个伽玛暴场，探测到6个光学/红外余辉。对于GRB 970508，我们得到了一个幂律衰减指数α = -1.19（R带）。宿主星系L的光度相对于其特征光度L^{star}在0.06- 0.15之间，即是矮星系。对于GRB 980326，考虑到Bloom和Kulkarni（1998）提供的R > 27.3的新上限，我们得出幂律衰减指数α =-1.7。这意味着有史以来测量到的最快的GRB光学衰减之一。只有大约50%的光学瞬变已被发现在伽马/X射线误差盒内的事实表明，要么存在相当大的固有吸收，要么一些光学瞬变显示非常快的下降。我们还提出，1998年4月17日观测到的次极大值可以用Woosley（1999）最近提出的在GRB后2-3周出现的类SN光变曲线来解释。
1999-06-02 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
Spectroscopy and multiband photometry of the afterglow of intermediate duration gamma-ray burst 040924 and its host galaxy
本文介绍了伽马射线暴040924的余辉和宿主星系的测光和谱学研究。该伽玛暴的持续时间较短，T90 ~2.4s，光学余辉曲线取样良好。我们的目标是使用这个数据集来找到进一步的证据，证明这种爆发与大质量恒星核心坍缩的祖先是一致的。我们结合了余辉数据报告与文献中的数据，并与调查数据的主机属性进行比较。我们发现，全球的光学余辉的行为是很好地符合一个破碎的幂律，在~0.03天的休息。我们从我们的光谱中检测到的发射线确定红移z = 0.858 +/- 0.001。使用光谱和测光，我们得到的主机的整体性能，显示它具有类似的属性长伽玛射线暴主机。我们检测到的[Ne III]发射线的光谱，并比较了这条线的流量的样本的15个长GRB主机星系的调查数据，显示长GRB主机是可比本地贫金属发射线星系的[Ne III]发射。我们拟合了伴随这次爆发的超新星突起，发现它与其他长的GRB超新星突起相似，但更暗。GRB 040924的所有性质都与大质量恒星核心坍缩的起源相一致：超新星，光谱和宿主的SED以及余辉。
2007-06-10 astro-ph
GRB 030226 in a Density-Jump Medium
本文对GRB 030226余辉的异常时间特征作了解释。R波段余辉在爆发后约0.2天内随~ t^{-1.2}而减弱，在~ 0.2 - 0.5天内重新变亮，然后随~ t^{-2.0}而减弱。为了拟合这样的光变曲线，我们考虑了密度跃变介质中的超相对论喷射冲击波。爆炸波与密度大的跳跃相互作用产生相对论性的反向和正向冲击波。在这个模型中，观测到的再亮是由于这些新形成的冲击波的排放，而后期余辉是由喷流的侧向膨胀引起的。我们的拟合意味着GRB 030226的祖先星可能在GRB爆发之前产生了具有大密度跳跃的恒星风。
2003-05-22 astro-ph
Millimeter Observations of GRB 030329: Continued Evidence for a Two-Component Jet
我们提出了一个专门的运动的余辉GRB 030329的欧文斯谷射电天文台（OVRO），伯克利-伊利诺伊州-马里兰州协会（BIMA）的毫米干涉仪的结果，并与MAMBO-2测辐射热计阵列的IRAM 30米望远镜。这些观测使我们能够首次追踪GRB 030329在100 GHz和250 GHz频率下余辉的完整演化。毫米光变曲线表现出两个主要特征：明亮的恒定通量密度部分和陡峭的幂律衰减。没有明亮的，短暂的毫米辐射被用来表明GRB中央引擎在爆发后没有积极注入能量。毫米数据支持Berger等人提出的模型，一个两组分的喷流，其中窄角喷流负责高能发射和早期光学余辉，而携带大部分能量的广角喷流为射电和晚期光学余辉发射提供动力
2003-08-11 astro-ph
High energy gamma-ray emission from Gamma-Ray Bursts -- before GLAST
伽马射线暴（GRB）是一种短时间内强烈发射的软伽玛射线暴，自20世纪60年代被发现以来，一直引起天文学家和天体物理学家的极大兴趣。X射线/光学/射电余辉观测证实了伽玛暴的宇宙学起源，支持火球模型，并暗示了中央引擎的长期活动。伽玛暴的高能γ射线辐射（>20 MeV）特别重要，因为它们揭示了一些辐射机制，并可以帮助我们限制产生早期余辉的物理过程。在这项工作中，我们回顾了伽玛暴的高能辐射的观测和理论研究。特别注意的是，伴随着规范的早期X射线余辉，观察到的雨燕X射线望远镜预期的高能量发射签名。我们还讨论了即将到来的GLAST卫星和现有的地基切伦科夫探测器的探测前景。
2009-05-06 astro-ph
GRB 030227: the first multiwavelength afterglow of an INTEGRAL GRB
我们提出了多波长观测的伽马射线暴检测的INTEGRAL（GRB 030227）之间的事件后5.3小时和1.7天。在这里，我们报告发现了一个暗淡的光学余辉（OA），不会被发现的许多以前的搜索，由于其微弱（R~23）。观察到该OA在指数Alpha_R= -0.95 +/-0.16的幂律衰减之后下降。光谱指数Beta_opt/NIR得到-1.25 +/-0.14。这些值可以用火球（p = 2.0）在冷却状态下的相对论膨胀来解释。我们还发现了X射线逆康普顿散射的证据。
2003-09-29 astro-ph
The bright optical afterglow of the long GRB 001007
我们提供了长GRB 001007事件后6.14小时~468天的光学跟踪观测。观察到异常明亮的光学余辉（OA）在指数α = -2.03 +/- 0.11的陡峭幂律衰减后下降，可能表明在t -至< 3.5天的光变曲线中出现了中断，就像在其他爆发中发现的那样。在伽马射线事件发生后6.14小时，LOTIS警报系统规定的上限为光学光变曲线的中断提供了初步（1.2西格玛）证据。OA的光谱指数β产生-1.24 +/-0.57。这些值可以用几个火球喷流模型和炮弹模型来解释。火球球形膨胀模型不受欢迎。后期的深度成像显示存在一个复杂的宿主星系系统，由至少两个位于余辉位置1.2”（1.7 sigma）和1.9”（2.7 sigma）的天体组成。
2004-06-23 astro-ph
Gamma-ray burst early afterglows: reverse shock emission from an arbitrarily magnetized ejecta
有证据表明，伽马射线暴（GRB）喷出物可能是磁化的，尽管喷出物的磁化程度尚不清楚。在理想MHD条件下，导出了相对论90度激波的严格解析解，并利用它研究了任意磁化喷出物的反向激波发射特性。与以前的看法相反，我们发现，强相对论冲击仍然存在于高sigma极限。假设环爆介质的密度恒定，我们详细研究了壳-介质相互作用，并对壳演化的各种临界半径进行了分类。对于典型的伽玛暴参数，当σ小于几十或几百时，存在反向冲击。壳层的演化仍然可以分为厚壳层和薄壳层两种状态，但是这两种状态之间的分离现在取决于σ，并且厚壳层状态在高σ时大大收缩。早期的光学余辉光变曲线计算的伽玛暴具有广泛的范围内的西格玛值。我们发现，反向冲击发射水平稳步增加与西格玛最初，但开始下降时，西格玛变得大于1。在高σ区，由于薄壳区激波穿越半径和减速半径的分离，反向激波峰通常加宽。早期余辉数据和严格的上限已知伽玛暴可以理解在本文中发展的理论框架内，推断的σ值变化范围很广。
2005-04-19 astro-ph
Optical Photometry of the GRB 010222 Afterglow
GRB 010222的光学余辉是使用最近安装在印度天文台Hanle的2米望远镜和位于Kavalur的Vainu Bappu天文台的望远镜观测到的，开始于事件检测后约0.6天。结合文献中报道的其他光度观测结果，本文提出。R波段光变曲线显示强度的初始下降与t^{-0.542}成正比，10.3小时后变陡至t^{-1.263}。根据准直流出模型，光变曲线中的早期中断意味着非常窄的光束角（~ 2-3度）。这两种衰变率与均匀密度环境介质中的标准喷流模型一致，但需要p ~ 1.5的电子功率密度硬谱。爆发后14至17小时之间的R波段光偏离了幂律拟合0.1等，并显示了观测者坐标系中一小时时间尺度上波动的一些证据。如果周围介质与本地星际介质相似，则由于密度不均匀性，预计会出现这种偏差。因此，GRB 010222是一个在正常星际环境中具有硬谱电子能量分布的高度准直流出物的例子。
2001-07-24 astro-ph
What Have We Learned From GRB Afterglows?
BeppoSAX号卫星的发现以及对伽马射线暴的持久X射线、可见光和无线电对应物的协调地面观测成功地结束了1973年开始的搜索。解释促进两性平等的预算编制机制及其持续存在的对应机制的问题仍然存在。有两类模型：1）GRB在所有频率下持续几天都很弱; 2）随着相对论性碎片扫过周围的气体（在"外部冲击“中）并减速，GRB发射转移到较低的频率。1）可见余辉伴随着持续的伽马射线发射，正如GRB 940217的高能发射和1996年10月27- 29日的“四人帮”爆发所暗示的那样;持续发射可能会波动。这种行为可以在“内部冲击”模型中找到。类2）的模型已经成为几个理论研究的主题，这些理论研究在假设和细节上不一致，但预测在每个频率下通量应该上升然后下降，最大值在较低频率下出现。其中一些行为已经被观察到，但GRB 970508的数据表明，它的余辉不能简单地从它的伽马射线发射推断出来。这两类过程很可能发生在大多数伽玛射线暴中。伽玛暴之间的比较表明，它们并不都是同一事件的标度版本。这些结果表明，大多数伽马射线发射是“内部冲击”的结果，而大多数余辉是“外部冲击”的结果，并暗示存在准直外流。在GRB 970508的无线电频谱中的自吸收允许估计辐射表面的大小，并且在未来的GRB中，可以详细地跟踪壳的膨胀并构建能量预算。
1997-12-19 astro-ph
Optical Flash of GRB 990123: constraints on the physical parameter of the reverse shock
伴随GRB 990123的闪光被认为是由薄壳的反向冲击提供动力。GRB 990123的最佳拟合物理参数（Panaitescu & Kumar 2001）和假设闪光和余辉中的参数相同，我们证明了：1）壳层是厚的而不是薄的，并给出了厚壳情况下的光变曲线，与观测相符;（2）理论上的闪光峰值光通量仅占观测值的3 \times 10^{-4}。为了补偿这种发散，电子能量比和磁比$ε_e$，$ε_B$的物理参数应分别为0.61，0.39，这与余辉后期的结果有很大的不同。
2003-06-02 astro-ph
"Anomalous" Optical GRB Afterglows are Common: Two z~4 Bursts, GRB 060206 and 060210
本文报道了最近的两个z~4伽马射线暴（GRB 060206和GRB 060210），我们获得了它们的光学光变曲线。我们的数据，结合文献中报道的早期光学数据，显示出不寻常的行为，这两个余辉。在R波段，GRB 060206（z=4.045）经历了一个缓慢的早期衰减，然后在爆发后约1小时，亮度迅速增加约2.5倍。然后它的余辉以一种打破幂律的方式消失，在t_b=0.6天时有一个平滑的中断，但有额外的，不那么引人注目的（~10%）“颠簸和摆动”，在密集采样的光变曲线中很好地检测到。GRB 060210（z=3.91）的R波段余辉也是不寻常的：光变曲线在爆发后的60到300秒之间或多或少是平坦的，然后在爆发后的600秒增加了约70%，之后光变曲线以t^{-1.3}幂律下降。尽管早期的报道相反，我们发现，对于GRB 060206 X射线也或多或少遵循光学衰减，但在短时间尺度上有显着的变化。然而，X射线余辉被附近的可变源污染，特别是在后期模糊了X射线余辉的行为。我们认为，“令人不安的”光学余辉可能是正常的，而且在Swift-XRT数据中经常看到的快速变化也可以在光学光变曲线中看到，如果采样足够好的话。因此，一些经常采用的程序，如推导出射流张开角使用一个光滑的破碎的幂律拟合的光学光变曲线，在许多情况下可能有一个穷人的统计意义。我们认为，两个爆发的亮度早期增加可能是由于外部冲击的开启。这些特征的存在可…
2006-12-04 astro-ph
The jet and circumburst stellar wind of GRB 980519
本文介绍了GRB 980519光学余辉的泛多色（UBVR_CI_C）测光。在发现时，即爆发后8.3小时，源以幂律衰减，（t-t_GRB）^alpha，快速衰减率alpha_1 =-1.73 +-0.04。在爆发后约13小时，观察到光变曲线变陡至α_2 = -2.22+-0.04。在目前的余辉模型的框架内，我们认为，快速的初始下降，在光变曲线的“休息”，余辉的光谱特性最好的解释是由于一个准直的超相对论性喷流的固定开口角扩展到一个不均匀的介质。在这种情况下，我们发现环爆介质的密度结构为r^（-2.05+-0.22）。这是从大质量恒星喷出的预先存在的风的特征。一个可能的物理场景是，祖星坍缩形成一个黑洞（即，一个“发光体”），产生观察到的爆发和余辉。然而，在这种情况下，在光变曲线中预期的超新星签名没有被检测到。这要么意味着GRB 980519的红移大于1.5，要么伴随伽玛暴的超新星不是标准烛光。
2000-07-21 astro-ph
Detection of the optical afterglow of GRB 000630: Implications for dark bursts
我们发现了长持续时间伽马射线暴GRB 000630的光学瞬变现象。光学瞬变是在爆发后21.1小时用北欧光学望远镜探测到的。在发现时，瞬变的幅度为R = 23.04+-0.08。瞬变表现出幂律下降，其特征在于衰减斜率为α = -1.035+-0.097。在爆发后25天获得的深层图像显示，在瞬变的位置没有任何来自超新星或宿主星系的贡献。最近的星系是一个R=24.68+-0.15的星系，在瞬变以北2.0角秒。GRB 980329、GRB 980613和GRB 000630的光学余辉强度都是R>=23，距离爆发时期不到24小时。我们讨论的影响，这对我们的理解没有检测到的光学瞬变伽玛暴。我们的结论是：i）基于当前样本的伽马射线特性，我们不能得出结论，没有检测到OT的GRB属于另一类GRB，而不是检测到OT的GRB; ii）大多数（>75%）光学余辉搜索不成功的GRB与没有检测到的GRB一致，如果它们类似于光波长的GRB 000630爆发。
2001-01-24 astro-ph
Nobeyama Millimeter Array Observations of GRB 030329: a Decay of Afterglow with Bumps and Molecular Gas in the Host Galaxy
2003年4月6日至2003年5月30日，利用野边山毫米波阵列对GRB 030329在93 GHz和141 GHz的毫米波余辉进行了观测。对GRB 030329主星系的CO（J=1-0）发射/吸收进行了灵敏的搜索。直到2003年4月21日，在GRB 030329的位置上都探测到了未分辨的毫米连续辐射。我们发现在此期间连续通量（\propto t^{-2.0}）急剧下降，与以前的报告一致。此外，我们的数据表明，衰变伴随着可能的高原阶段，或颠簸，在几天的时间尺度。通过对2003年4月1 - 0日至5月30日的数据进行综合，我们发现了一个可能的发射特征，它可能是一条红移的CO（J=1-0）谱线。它的位置和红移与GRB 030329一致，但需要进一步的观测来证实。如果发射特征是真实的，则观测到的CO通量为1.4 +/- 0.52 Jy km/s，对应于M（H_2）> 10^9 Mo的大分子气体质量。这意味着，主星系，这是光学暗淡，是高度模糊，由于丰富的星际介质。
2004-12-10 astro-ph
Magnetized GRB outflow model: weak reverse shock emission and short energy transfer timescale
我们发现，如果反向激波区被$σ\sim 1$磁化，或者在轻度磁化的电离层中加速的电子的发射光谱，那么在大多数{ \it Swift}伽马射线暴（GRB）余辉中没有明亮的光学闪光是可以解释的。（$0.1<σ<1$）反向激波阵面非常软，或者非磁化外流的反向激波是亚相对论性的，其中，$σ$是磁能通量与粒子能通量之比。我们还发现，对于$σ\gg 1$，磁化喷出物和前向冲击波之间的能量转移可能太快，无法解释在许多{ \it Swift} GRB X射线余辉中很好地检测到的浅下降阶段。
2008-10-17 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
Discovery of the Low-Redshift Optical Afterglow of GRB 011121 and Its Progenitor Supernova 2001ke
介绍了GRB 011121及其伴生超新星SN 2001 ke的余辉的发现和跟踪观测。从爆发后10.3小时开始，用OGLE 1.3米望远镜在BVRI通带获得图像。对我们早期数据的时间分析表明了一个陡峭的衰减，与波长无关，幂律指数α =-1.72+/-0.05。没有证据表明在爆发后2.5天内光变曲线会出现断裂。从早期的宽波段测光确定的光谱能量分布是一个指数β =-0.66+/-0.13的幂律校正后的一个大的红化。麦哲伦6.5米巴德望远镜所获得的光谱显示出来自宿主星系的窄发射线，它提供了伽马射线暴的红移z=0.362+/-0.001。我们还提出了晚R和J波段观测的余辉爆发后7-17天之间。后期测光显示出与初始下降的较大偏差，我们的数据与哈勃太空望远镜测光相结合，为超新星在GRB后约12个休息帧天达到峰值提供了强有力的证据。在宇宙学距离上获得的第一个伽玛射线暴超新星光谱显示出蓝色连续谱。SN 2001 ke在最大值附近比SN 1998 bw更蓝，褪色更快，这表明产生伽玛射线暴的超新星可能具有一系列特性。蓝色与超新星与星周气体的相互作用相一致，这种祖先风在光学余辉中也很明显。这是迄今为止经典的长伽马射线暴是由核心坍缩超新星产生的最好证据。
2002-04-15 astro-ph
