伽玛暴的Swift-XRT位置改进

GRB余辉中X射线耀斑的快速XRT观测

Swift XRT Observations of X-ray Flares in GRB Afterglows

Swift XRT自2004年12月23日以来一直在观测GRB余辉。这些观测中有四分之三是在爆发开始后300 s内开始的，这为观察爆发后最初几个小时内GRB余辉的X射线发射行为提供了前所未有的视角。虽然大多数早期余辉具有平滑下降的光变曲线，但有相当一部分在短时间尺度上具有大的X射线耀斑。我们认为，这些耀斑提供支持的模型与延长中央引擎活动产生后期的内部冲击。

Swift GRBS的精确早期位置：利用UVOT天体测量增强X射线位置

Accurate early positions for Swift GRBS: enhancing X-ray positions with UVOT astrometry

在这里，我们描述了一个自主的方式产生更准确的提示XRT的位置斯威夫特检测到的伽玛暴和余辉，UVOT天体测量和XRT和UVOT探测器之间的详细映射的基础上。后者大大减少了主要的系统误差-世界坐标系的恒星跟踪仪解。这种技术仅限于UVOT和XRT PC模式数据之间存在显著重叠的情况，在不到几个小时的时间尺度上，XRT精确位置的定位提高了2倍。此外，对于大多数爆发，所实现的准确度优于早期（长达24小时）的天体测量校正的XRT PC模式图像，并且与基于后期深度XRT PC模式成像的天体测量校正的X射线位置所实现的准确度相当（删节）。

快速伽马射线暴中指数衰变发射的证据

Evidence of Exponential Decay Emission in the Swift Gamma-ray Bursts

本文系统地研究了雨燕X射线望远镜（XRT）观测到的伽马射线暴（GRB）的陡衰变辐射。与最近文献中描述的分析相反，我们通过将XRT数据（2-10 keV）外推到BAT能量范围（15-25 keV）而不是将BAT数据外推到XRT能量带（0.3-10 keV）来产生复合爆发警报望远镜（BAT）和XRT光变曲线。基于对复合光变曲线的拟合，我们已经证实了一个指数衰减分量的存在，该分量平滑地将BAT提示数据与几个GRB的XRT陡峭衰减连接起来。我们还发现，XRT陡峭的衰减的一些突发可以很好地拟合的幂律与指数衰减模型的组合。我们讨论这个指数分量的内部和外部冲击模型的框架内的工作。

伽玛暴Swift-XRT观测全样本自动分析的方法和结果

Methods and results of an automatic analysis of a complete sample of Swift-XRT observations of GRBs

我们提出了一个均匀的X射线分析的所有318伽马射线暴检测到的X射线望远镜上的雨燕卫星到2008年7月23日，这是迄今为止公布的X射线伽玛暴数据的最大样本。在第2- 3节中，我们详细介绍了Swift-XRT团队开发的方法，以产生本文中提出的增强位置，光变曲线，硬度比和光谱。使用这些方法的软件继续为Swift-XRT观测到的所有新的伽玛暴创建这样的产品。我们还详细介绍了基于网络的工具，允许用户创建这些产品的XRT观察到的任何对象，而不仅仅是伽玛射线暴。在第4- 6节中，我们给出了伽玛暴分析的结果，包括样本时间和光谱特性的概率分布函数。我们证明了一个一致的基本行为，可以产生一系列的光变曲线形态的证据，并试图解释这种行为的框架内的外部前向冲击发射。我们发现了一些困难，特别是我们的数据与前向冲击模型的协调需要能量注入持续数天至数周。

WT模式下Swift-XRT观测的堆积校正

Pile-up correction for the Swift-XRT observations in WT mode

斯威夫特X射线望远镜（XRT）焦平面上的探测器支持四种读出模式，在船上自动改变，以涵盖伽马射线暴余辉预期的通量和快速变化的动态范围。窗口定时（WT）模式用于通量高于几mCrab的源，并且通过将10行压缩成单行，然后仅读出CCD的中心200列来获得。速率高于~300 c/s的点源在点扩散函数的中心区域产生严重的堆积。本文提出了三种方法来纠正堆积效应的WT模式。在地面校准结果和数据从非常明亮的GRB 060124被用来定义和测试这些方法。

Swift XRT CCD相机的飞行中光谱性能

The in-flight spectroscopic performance of the Swift XRT CCD camera

雨燕X射线望远镜（XRT）焦平面相机是一个前照式MOS CCD，在6.5 keV下提供144 eV FWHM的光谱响应内核。我们描述的CCD校准计划的基础上，天体和板上的校准源，相关的飞行经验，和CCD响应模型的发展。我们说明了如何修改后的响应模型很好地描述了校准源。温度控制的损失促使实验室计划重新优化CCD衬底电压，我们描述了CCD响应的小变化，这将导致使用6V的衬底电压。

可能暗星系VIRGOHI 21的快速XRT观测

Swift XRT Observations of the Possible Dark Galaxy VIRGOHI 21

于2008年4月22日和4月26日对\hi线源\VV进行了\swift \xrt观测，总曝光时间为9.2ks。这是对室女座星系团中一个假定的暗星系\VV的第一次X射线观测，并且没有从这个来源探测到光子。在\hi源的角范围内未检测到扩展X射线发射对应于0.3- 2.0 keV带中$2.1 \times 10^{-14}$ \ergcms的99%置信上限。对于0.1和1 keV之间的热气温度，与\VV相关的扩散热气量的等效上限在$4\times 10^{7} - 2 \times 10^8$ \msun的范围内。未检测也对应于来自0.3- 2.0 keV带的$8\times 10^{-15}$ \ergcms点状源的通量的99%置信上限。我们讨论了这些意见和这些结果的理论意义的\VV的性质上的限制。

快速XRT和UVOT对接近其最亮状态的高能量峰值BL Lac天体PKS 0548-322的深度观测

Swift XRT and UVOT deep observations of the high energy peaked BL Lac object PKS 0548-322 close to its brightest state

我们提出的光谱分析的结果5雨燕XRT和UVOT观测的BL Lac对象PKS 0548-322进行了在2005年4月至6月期间。这个高能量峰值BL Lac（HBL）源的X射线通量被发现近似恒定在F（2-10 keV）~ 4x 10 ^-11 erg cm^-2 s^-1的水平上，比1999年BeppoSAX观测到的亮度高2倍，接近爱因斯坦回转巡天报告的最大强度。在0.3-10千电子伏的斯威夫特X射线光谱中获得的非常好的统计数据使我们能够检测到一个简单的幂律谱分布的高度显着的偏差。一个对数抛物线模型很好地描述了X射线数据，并给出了一个最佳拟合曲率参数为0.18和峰值能量的光谱能量分布约2千电子伏。来自Swift UVOT的紫外光谱数据与软X射线数据点的幂律外推结合得很好，这表明相同的组分负责在两个波段中观察到的发射。X射线波段的同步辐射峰和高强度态的结合证实PKS 0548-322是TeV观测的主要目标。X射线监测和协调的TeV运动是非常可取的。

GRB 050319余辉的快速XRT观测

Swift XRT Observations of the Afterglow of GRB 050319

斯威夫特用暴发警报望远镜发现了高红移的GRB 050319，并在暴发后225秒开始用窄视场仪器进行观测。余辉X射线发射由XRT监测到爆发后28天。光变曲线显示了三个不同阶段的衰减，每个阶段的特征在于一个明显的斜率：一个初始陡峭的衰减与幂律指数为~ 5.5，第二阶段的特征在于一个平坦的衰减斜率为~ 0.54，和第三阶段的衰减斜率为~ 1.14。在第一阶段，光谱能量分布比后面两个阶段更软，光子指数与GRB瞬发光谱一致。BAT光变曲线外推到XRT波段表明，XRT余辉的初始快速衰减相可能是瞬发辐射的低能尾部。余辉光变曲线的第二次突变发生在爆发后约27000 s。在第二次破裂之前和之后的光谱能量分布没有改变，并且它可以暂时解释为射流破裂或延迟或连续能量注入阶段的结束。

GRB 050318破裂X射线余辉的快速XRT观测

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。

GRB 041223余辉的快速XRT和VLT观测

Swift XRT and VLT Observations of the Afterglow of GRB 041223

2004年11月20日发射的雨燕伽马射线暴探测器是一个多波长、自主、快速旋转的伽马射线暴天文观测站。2004年12月23日，在任务的启动阶段，斯威夫特X射线望远镜（XRT）被指向当天早些时候由斯威夫特爆发警报望远镜发现的爆发。XRT发现了一个衰落的、未编目的X射线源，并在爆发后4.6小时开始观察了大约3小时。X射线探测触发了光学/近红外对应物的VLT观测，位于距离XRT位置约1.1弧秒的位置。X射线对应物迅速褪色，幂律指数为-1.72 +/-0.20。在0.5-10 keV波段，爆发后4.6-7.9小时未被吸收的平均X射线通量为6.5 x 10^{-12} erg cm^{-2} s^{-1}，能量为光子指数为2.02 +/-0.13且有银河系吸收的幂律谱。近红外对应物在爆发后16至87小时之间的三个时期被观测到，并以-1.14 +/- 0.08的幂律指数褪色，红化校正的SED幂律斜率为-0.40 +/- 0.03。我们发现，X射线和近红外数据是一致的，在风介质中的两个组件射流，与早期射流打破在狭窄的组件和潜在的电子指数为1.8-2.0。

Swift/XRT数据的综合分析：III。X射线和光学余辉光变曲线中的喷流破裂候选者

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…

对HESS内星系巡天TeV源的Swift/XRT跟踪观测

Swift/XRT follow-up observations of TeV sources of the HESS Inner Galaxy survey

为了提供一个新发现的银河TeV源的坚定的识别，在一个广泛的软X射线软伽马射线波段的同行搜索是至关重要的，因为在这些波段的数据使我们能够区分不同类型的建议模型（例如轻子与强子），反过来，解开他们的性质。在本文中，我们报告了一组后续观测的结果进行的雨燕/X射线望远镜（XRT）的7个源最近发现的HESS，从几百GeV到约10 TeV的范围内，在银河系内的调查（Aharonian等。2006）。在所有情况下，但一种情况下，我们检测到X射线源内部或附近的扩展TeV发射区域。所有这些假定的X射线对应物都具有精确的角秒位置，并且与点源一致。我们搜索的主要结果是发现其中三个位于超新星遗迹的漫射射电发射中心，这些超新星遗迹在空间上与这些TeV天体有关。HESS J1640-465、HESS J1834-087和HESS J1813-178显示了这一证据，暗示可能存在脉冲星风星云。

Swift上的X射线望远镜：现状和主要结果

The X-ray Telescope on board Swift: status and main results

{ \it Swift}卫星上的X射线望远镜提供：自动源探测和定位，在目标捕获后几秒钟内具有几角秒的精度; CCD光谱学和成像能力（0.2-10 keV），能够在大约10秒内探测到milliCrab源;自动调整CCD读出模式，以便在源衰减时优化科学回报。对伽马射线暴（GRB）的研究是目前科学界的主要目标。XRT可以观测到几个数量级的伽玛暴余辉。在运行的前十个月获得的第一批结果证实XRT完全符合要求，并提供了出色的结果。特别是它在许多余辉的早期X射线光变曲线中探测到了一个非常陡峭的衰减。通常也有强烈的耀斑叠加在X射线光变曲线上，可能与持续的内部发动机活动有关。XRT还首次将X射线定位于短爆发。

Milagro搜寻雨燕时代GRB的VHE发射

Milagro Search for VHE Emission from GRBs in the Swift Era

自2004年底发射以来，斯威夫特一直以每年$\sim$ 100次的速度定位伽马射线暴（GRB）。许多波长的快速定位和跟踪提供了新的见解，揭示了新的和意想不到的现象，如明亮的X射线耀斑。甚高能量（VHE）发射（$>$ 100 GeV）的预测由几个模型。在这里，我们提出的VHE排放的搜索结果，从最近的伽玛暴属于米拉格罗的视野。

2006-2007年期间雨燕XRT CCD相机的飞行中光谱性能

The in-flight spectroscopic performance of the Swift XRT CCD camera during 2006-2007

雨燕X射线望远镜焦平面相机是一个前照式MOS CCD，在发射前测量的5.9 keV下提供135 eV FWHM的光谱响应内核。我们描述的CCD校准计划的基础上，天体和板上的校准源，相关的飞行经验，和CCD响应模型的发展。我们说明了如何修改后的响应模型很好地描述了校准源。将观察到的光谱与通过仪器响应折叠的模型进行比较，在氧气边缘周围和下方产生负残差。我们讨论了几种可能的原因，这种残差。CCD上的质子损伤所产生的陷阱随时间增加了电荷转移效率（CTI）。我们描述了CTI的演变，因为发射和它的CCD光谱分辨率和增益的影响。

能谱关联与快速伽玛暴

Spectrum-Energy Correlations and Swift GRBs

红移校正后的nFn谱峰的光子能量（Ep，i）与各向同性等效辐射能量（Eiso）之间的相关性是伽马射线暴（GRB）天体物理学中最有趣和最有争议的观测证据之一。为了充分利用这种相关性来理解GRB物理并将其用作宇宙学工具，我们需要了解并减少具有已知红移的GRB样本中的选择效应和偏差。Swift卫星以其科学有效载荷和前所未有的旋转能力为我们提供了新的观测证据，并在GRB红移估计过程中减少了选择效应。我讨论了雨燕伽玛暴的位置在Ep，i-Eiso平面和主要的影响，特别强调选择效应，亚能量长伽玛暴的存在和性质，GRB-SN连接，长和短伽玛暴之间的差异和最近发现的子类的长伽玛暴没有关联的超新星。我还简要回顾了Swift观测对3参数谱能量相关性的影响，这已被提出作为一个潜在的强大工具，标准化伽玛暴的宇宙学参数的估计。

雨燕卫星GRB

GRBs with the Swift satellite

我谈到了Swift团队在最初18个月的运营中所做的一些发现，重点是几个关键点。除了早期的余辉和光变曲线的完整覆盖之外，我们还提到了短暴位置的发现，正在完成的耀斑统计数据，并将其解释为由于内部冲击。对伽玛暴与超新星关系的充分理解和对高z耀斑的研究将最终导致对伽玛暴和超新星爆炸机制的详细理解。

雨燕伽玛暴的静止标架光变曲线

Rest frame light curves of Swift GRBs

计算了雨燕探测到的前40个具有良好红移的伽马射线暴的光度静止标架光变曲线。我们研究了z<1，1 <z<2，2 <z<=4和z>=4的四个子样光变曲线的平均性质。我们的结论是，所有最后三个子样本共享相同的形态和相同的光度范围。目前发现的极高红移（z>=4）伽玛暴本质上并不比低红移长伽玛暴长。附近的长伽玛暴（z<1）比平均值要暗。可能的选择效应正在调查中。

超巨星快X射线瞬变AXJ1845 .0-0433= IGRJ18450-0435的INTEGRAL和Swift观测

INTEGRAL and Swift observations of the supergiant fast X-ray transient AXJ1845.0-0433=IGRJ18450-0435

AXJ 1845.0 -0433是由ASCA于1993年在快速爆发活动期间发现的，其特征是在短时间尺度上发生了几次耀斑。到目前为止，任何X射线探测任务都没有再次探测到放射源。它的光学对应物被认为是一颗O9.5I超巨星，这是在ASCA误差框内发现的唯一值得注意的天体。目的：利用INTEGRAL和存档的Swift XRT观测，探测和表征AXJ 1845.0 -0433的新快速爆发，并确认其超巨星HMXB的性质。方法：我们使用OSA 5.1分析了INTEGRAL IBIS和JEM-X数据，并分析了存档的Swift XRT数据。结果如下：我们报告的快速耀斑活动的时间尺度上的几十分钟，第一次被报道，因为它在1993年发现的来源。INTEGRAL探测到了两次爆发（2005年4月和2006年4月），它们具有相似的峰值通量和峰值亮度，分别为80 mCrab和9.3X10^35 erg s^-1（20- 40 keV）。Swift XRT在2005年11月和2006年3月探测到另外两次爆发。AXJ 1845.0 -0433的精确的雨燕XRT位置证实了它与之前提出的光学对应物超巨星的关联。结论：我们的INTEGRAL和Swift结果完全证实了AXJ 1845.0 -0433的超巨星HMXB性质，因此可以将其归类为超巨星快X射线瞬变。此外，他们提供了第一次的证据，其经常性的快速瞬态行为。

用Swift近实时选择高红移伽玛暴

Near real-time selection of high redshift GRBs with Swift

雨燕探测到的伽马射线暴中有很大一部分是在大的红移（到目前为止，z=6.3）。他们的研究使我们能够研究早期宇宙中的宇宙恒星形成（可能直到再电离时代）以及高红移气体的化学富集。在这里，我们提出并讨论了一种选择的方法，确定高红移的候选人只根据提供的Swift的可靠信息。这种方法依赖于，银河系消光，伽玛射线暴持续时间和缺乏光学对应的UVOT望远镜机载斯威夫特。这一工具可提供一种极为有效的方法，用以定位高红移天体并在光学/近红外波段近实时跟踪这些天体。

快速伽玛暴的RHESSI谱拟合

RHESSI Spectral Fits of Swift GRBs

斯威夫特时代的挑战之一是准确确定即时伽玛射线暴发射的Epeak。RHESSI的灵敏度从30 keV到17 MeV，可以将光谱覆盖范围扩展到Swift-BAT带通以上。使用公开的雨燕数据，我们目前的联合频谱拟合的26个突发共同观察到的RHESSI和Swift-BAT到2007年5月的结果。我们将这些拟合与仅依赖BAT数据的Epeak估计值进行比较。一个贝叶斯Epeak估计给我们的测量结果更好的对应关系比估计依赖于与斯威夫特幂律指数的相关性。

快速伽马射线暴持续时间的分析

An analysis of the durations of Swift Gamma-Ray Bursts

本文对雨燕伽马射线暴（GRB）的持续时间进行了系统的分析，并与雨燕前的观测结果进行了比较。对于95个已知红移的伽玛暴，我们证明了观测到的持续时间有两个对数正态分布，在$T_{90}\simeq2$ s处明显分开。这与之前的BATSE结果一致。内禀持续时间也呈现双峰分布，但系统地向较小的值移动，并且与观察到的分布相比，该分布具有较窄的宽度。我们发现雨燕和雨燕前长伽玛暴的内禀分布有显著的不同，特别是在宽度和中值上。此外，Swift数据表现出更宽的动态持续时间范围。我们的研究不仅证实了在观测者坐标系中短暴的谱一般比长暴的谱硬，而且还表明这种趋势在源坐标系中变弱。

雨燕伽玛暴早期X射线余辉中的平坦衰变相

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。

雨燕伽玛暴与Ep，i-Eiso关联

Swift GRBs and the Ep,i - Eiso correlation

Ep，i-Eiso关联是伽马射线暴（GRB）天体物理学中最有趣和最有争议的观测证据之一。Swift凭借其高灵敏度和快速指向能力，在已知红移的GRB样本中（以及Ep，i和Eiso）减少了很多选择效应的影响。此外，在几种情况下，它允许检测即时发射的软尾，从而相对于先前的卫星更准确地估计Ep，i。我提出并讨论了已知红移和估计Ep，i的Swift伽玛暴在Ep，i-Eiso平面上的位置，表明所有的长事件（包括像GRB 060218和GRB 060614这样的特殊事件）都符合Ep，i-Eiso相关。相反，短的伽玛暴与之不一致，证据进一步支持不同的发射机制在工作中的两类伽玛暴的假设。我还显示，并简要讨论，有趣的证据表明，短GRB 050724的软尾是一致的相关性。

快速伽玛暴的消色差破裂：有证据吗？

Achromatic Breaks for Swift GRBs: Any Evidence?

与预期相反，斯威夫特时代的伽马射线暴余辉的多波长高质量数据的可用性，并没有让我们完全确认标准余辉图片的最基本特征之一：衰减光变曲线中存在消色差突变。我们简要回顾了迄今为止发现的最有趣的案例。

Swift/XRT数据的综合分析：I. GRB X射线尾的表观谱演化

A comprehensive analysis of Swift/XRT data: I. Apparent spectral evolution of GRB X-ray tails

在{ \em Swift} XRT光变曲线中，常观察到瞬发γ暴之后的早期陡衰变分量，这被认为是瞬发γ射线的尾发射。根据观测到的060218和060614伽玛暴尾部的强光谱演化，对2005年2月至2007年1月期间探测到的{ \em Swift}伽玛暴尾部进行了系统的时间分辨光谱分析。我们选择了一个样本的44尾巴是足够明亮的时间分辨光谱分析。其中11个尾区光滑，没有明显的耀斑叠加，光谱没有明显的时间演化。我们认为，这些尾巴占主导地位的曲率效应的提示伽马射线由于延迟的传播光子从大角度相对于视线。更有趣的是，33个尾巴显示出清晰的硬到软的光谱演化，其中16个是直接跟随即时伽玛暴的光滑尾巴，而其他的则与大耀斑叠加。我们专注于16个干净，光滑的尾巴，并考虑三个玩具模型来解释光谱的演变。结构射流的曲率效应和一个模型调用叠加的曲率效应尾部和一个假定的潜在的软排放组件不能解释所有的数据。第三个模型，它调用了一个不断变化的指数光谱，似乎再现了所有爆发的光变曲线和光谱演化，包括GRB 060218和060614。需要更详细的物理模型来理解明显的演化效应。

INTEGRAL探测高红移伽玛暴的潜力

The potential of INTEGRAL for the detection of high redshift GRBs

与其他高能任务相比，我们讨论了INTEGRAL探测高红移伽马射线暴（GRB）群的能力。重点是研究IBIS在INTEGRAL上相对于SWIFT和HETE 2探测高红移伽玛暴的相对能力。我们的结论是，如果伽玛射线暴率成正比的恒星形成率，INTEGRAL的研究伽玛射线暴的能力是互补的使命，如SWIFT和HETE 2，专门致力于迅速定位伽玛射线暴。SWIFT和HETE 2探测到的伽玛暴数量比INTEGRAL要多，而IBIS可能能够探测到高红移（z>~7）的伽玛暴，这是SWIFT和HETE 2无法探测到的。我们讨论了近红外（NIR）观测积分伽玛暴的相关性和大型望远镜可能遵循的策略。

Swift X射线望远镜的现状与性能

The Swift X-Ray Telescope: Status and Performance

我们目前的科学亮点和性能从斯威夫特X射线望远镜（XRT），这是2004年11月20日发射。XRT涵盖0.2-10 keV波段，大部分时间用于观测伽马射线暴（GRB）的余辉，尽管它也对许多其他天体进行了观测。到2007年8月中旬，XRT已经观测到超过220个伽玛暴余辉，探测到了其中的96%。XRT的位置使后续的地面光学观测成为可能，大约60%的余辉是在光学或近红外波长处探测到的。测量了33%的X射线余辉的红移。科学亮点包括发现相当晚的耀斑行为，对伽玛暴中心引擎的影响;短伽玛暴的定位，导致这类爆发的紧凑合并祖先的观测支持;伽玛暴余辉的神秘平台阶段;以及许多其他有趣的观测，如彗星，新星，银河瞬变和其他物体的X射线发射。

34个新INTEGRAL/IBIS活动星系核的Swift-XRT观测：康普顿厚源和其它特殊源的发现

Swift-XRT observation of 34 new INTEGRAL/IBIS AGNs: discovery of Compton thick and other peculiar sources

对于INTEGRAL/IBIS和Swift/BAT仪器在高能量（>10千电子伏）下探测到的大量源，要么缺乏关于它们在2-10千电子伏范围内的信息，要么完全无法识别。在这里，我们报告的样本34 IBIS活动星系核或活动星系核候选对象，有X射线数据在斯威夫特/XRT存档。由于这些X射线跟踪观测，伽马射线发射体的识别已经成为可能，并且首次对我们大多数样品源的光子指数和吸收的光谱形状进行了评估。样本，扩大到包括4个以上的活动星系核已经在文献中讨论过，已被用来提供光子指数和柱密度分布。我们得到一个平均值为1.88，色散为0.12，即典型的活动星系核样品。有16个天体（47%）的柱密度超过10^{22} cm^{-2}，正如预期的那样，大部分被吸收的源都在塞伊2号样本内。我们已经提供了一个新的诊断工具（NH与F（2-10）keV/F（20-100）keV的软度比），以隔离特殊的对象，我们发现至少一个吸收塞伊1星系，3康普顿厚活动星系核候选人，和一个安全的例子，一个“真正的”2型活动星系核。在10个尚未确认的天体样本中，3个几乎可以肯定是2型活动星系核; 3到4个具有活动星系核的典型光谱斜率;还有两个位于银道面的高处，并且是足够强的射电发射体，因此可以被认为是活动星系核的良好候选者。

形成伽马射线暴红移分布的选择效应

Selection effects shaping the Gamma Ray Burst redshift distributions

长伽马射线暴有望探测恒星形成和金属富集到非常高的红移。目前的GRB样品的红移测定在很大程度上是不完整的，因此，选择效应的仔细分析是强制性的，然后才能从观察到的GRB红移分布得出任何结论。我们研究和比较三个定义良好的样本的长伽玛暴探测雨燕，HETE 2和BeppoSAX。我们发现Swift GRB比BeppoSAX和HETE 2 GRB稍微暗淡和坚硬，正如预期的那样，由于与BeppoSAX和HETE 2相比，Swift GRB被检测和定位的能量范围更高。气体和尘埃的遮蔽作用在形成伽玛暴样品和目前的红移伽玛暴样品中起着重要的作用。我们认为，大多数没有红移的明亮的雨燕伽玛暴实际上可能是z<~2的事件，因此，目前有红移的雨燕伽玛暴样本对低z伽玛暴有偏见。另一方面，从高z伽玛暴，甚至从那些具有大的X射线遮蔽的明亮的UV休止帧余辉的检测，意味着比在附近的伽玛暴，和/或不同的尘埃成分的尘埃量较低。如果是这样的话，具有红移的GRB的Swift样本可能是真实高z GRB总体的公平样本。在BeppoSAX和HETE 2的红移GRB样本中没有高z GRB可能是由于在BeppoSAX和HETE 2后续的时候，高红移GRB的微弱余辉将减弱到甚至低于10米级望远镜的光谱能力。在一定观测时间内，Swift伽玛暴子样本的峰值通量、X射线遮蔽度和光学星等分布与BeppoSAX和HETE 2样本相似，其红移分布与Be…

斯威夫特X射线望远镜

The Swift X-ray Telescope

雨燕伽玛射线探测器是为对伽马射线暴（GRB）和GRB余辉进行快速多波长观测而设计的。X射线望远镜（XRT）使斯威夫特能够在爆发开始的100秒内以几弧秒的精度确定伽玛射线暴的位置。XRT利用为JET-X制造的反射镜组和XMM/EPIC MOS CCD探测器提供灵敏的宽带（0.2-10 keV）X射线成像仪，在1.5 keV下有效面积大于120 cm ^2，视场为23.6 x 23.6弧分，角分辨率为18弧秒（HPD）。探测灵敏度为2 × 10 ^-14 erg cm^-2 s^-1/10^4秒。该仪器设计用于在目标获取后5秒内提供自动源检测和位置报告。它还可以测量具有Fe线发射或其他光谱特征的γ暴的红移。XRT在自动曝光模式下运行，自动调整CCD读出模式，以优化源强度衰减时每帧的科学回报。XRT将测量伽玛射线暴余辉的光谱和光变曲线，大约在爆发后一分钟开始，并将跟踪每次爆发数天或数周。

Swift-XRT CCD相机光谱响应的建模：飞行中校准的经验

Modelling the spectral response of the Swift-XRT CCD camera: Experience learnt from in-flight calibration

我们表明，XRT光谱响应校准是复杂的光子计数（PC）和窗口定时（WT）模式相关的CCD在轨道上运行的方式（观测过程中的温度变化，污染的光学光从阳光照射的地球和电荷转移效率的增加）的各种能量偏移。我们描述了如何在地面处理软件中校正这些影响。我们表明，低能量响应，吸收源的光谱中的重新分配，和线轮廓的建模已显着改善，因为推出了我们的代码时，它是不可能使用的物理描述引入经验修正。我们注意到，CTI的增加在2006年6月（即发射后14个月）变得明显，但由于大电荷陷阱（即硅晶体中的故障）导致光谱性能（谱线加宽和低能响应变化）更严重退化的证据在2007年3月后变得更加显著。我们描述的努力来处理这种变化的光谱响应。最后，我们表明，在2007年8月30日的基板电压从0到6V的命令增加减少了暗电流，使有用的科学数据收集在更高的CCD温度（高达-50 ℃）。我们还简要描述了在这个新电压下重新校准XRT响应文件的计划。

Swift/XRT监测LSI +61 303的五个轨道周期

Swift/XRT monitoring of five orbital cycles of LSI +61 303

LSI +61 303是最有趣的高质量X射线双星之一，因为它的空间分辨射电发射和TeV发射，通常归因于吸积动力相对论性喷流或年轻脉冲星相对论风的终止激波中的非热粒子。此外，紧凑物体的性质仍存在争议。只有LS 5039和PSR B1259-63（拥有一颗非吸积毫秒脉冲星）具有类似的特征。我们研究了LSI +61 303的X射线辐射，包括短期和轨道变化。我们还调查了源的光谱特性在软X射线（0.3-10千电子伏）的能量范围。2006年，在四个月的时间里，用斯威夫特卫星上的XRT仪器收集了LSI +61 303的25个快照观测，相当于大约五个轨道周期。由于单个数据集的计数太少，无法进行有意义的光谱分析，因此我们提取了累积光谱。在轨道相位折叠的计数率显示出在26.5天周期的明显调制模式，并表明X射线峰值发生在相位0.65附近。此外，X射线发射似乎在~1 ks的时间尺度上是可变的。累积光谱可以用吸收的幂律模型很好地描述，氢柱密度Nh=（5.7+/-0.3）E+21 cm^-2，光子指数1.78+/-0.05。在光谱中没有发现吸积盘的特征，如铁谱线。

形成GRB X射线余辉光变曲线的物理过程：来自Swift XRT观测的理论意义

Physical processes shaping GRB X-ray afterglow lightcurves: theoretical implications from the Swift XRT observations

斯威夫特X射线望远镜（XRT）揭示了早期X射线余辉的一些有趣特征，包括在许多源中常规余辉成分之前的明显快速衰减成分，在相当一部分伽玛暴（例如GRB 050128，GRB 050315，GRB 050319，和GRB 050401），以及近一半的余辉中的X射线耀斑（例如GRB 050406，GRB 050502 B，GRB 050607和GRB 050724）。本文系统地分析了影响早期X射线余辉光变曲线性质的可能物理过程，并利用这些数据对各种模型进行了约束。我们认为，陡峭的衰变分量是一致的瞬发伽马射线暴和/或X射线耀斑的尾部发射。这清楚地证明了瞬发辐射和余辉辐射是两个不同的成分，支持了伽玛暴瞬发辐射的内部起源。在一组伽玛暴中观察到的浅衰变段表明，前向激波在一段时间内不断被刷新。这可能是由一个长寿命的中央发动机，或由壳层洛伦兹因子的幂律分布，或由坡印廷通量占主导地位的流动的减速。X射线耀斑表明，伽玛射线暴的中心引擎在即时伽马射线发射结束后仍然活跃，但在稍后的时间活动减少。在某些情况下，中央引擎活动甚至在爆发触发后延续数天。对早期X射线余辉数据的分析表明，伽玛暴确实是高度相对论事件。从XRT观测开始，许多爆发的早期余辉数据与星际介质（ISM）环境的余辉发射一致。

用Swift/XRT长期监测GRB 050408的X射线余辉

Long-term monitoring of the X-ray afterglow of GRB 050408 with Swift/XRT

我们对HETE-II发现的伽马射线暴GRB 050408的X射线余辉进行了观测。斯威夫特在爆发后42分钟开始观察视野，并进行了38天的随访（因此跨越了30年的时间），X射线光变曲线显示随着时间的推移而变陡，类似于许多其他余辉。然而，在XRT观察期间，陡峭化异常平滑，没有明确的中断时间。早期的衰变太平坦，无法用标准模型来描述。因此，我们探索替代的解释，如结构余辉或持久的能量注入到火球从中央伽玛射线暴引擎的存在。缺乏一个尖锐的突破给这两个模型带来了限制。在前一种情况下，它可能表明射流的角能量分布不是简单的幂律，而在第二种模型中，它意味着喷射没有突然停止。晚期衰变可能是由于标准余辉（即没有能量注入），或者是由于喷射出的流出物仍在更新。X射线光谱中存在大量吸收，对应于静止坐标系氢柱密度NH = 1.2（-0.3，+0.4）*10^22 cm^-2，表明环境致密。

雨燕时代伽马射线暴的红移分布

On the Redshift Distribution of Gamma Ray Bursts in the Swift Era

用一个简单的长持续时间伽马射线暴（GRB）物理模型来拟合用早期GRB任务和Swift测量的红移（z）和喷流张开角分布。不同的伽玛射线暴触发灵敏度的影响足以解释雨燕前和雨燕样本的z分布的差异，平均红移分别为~1.5和~2.7。<z><z>在假设伽玛暴的辐射特性不随时间变化的前提下，我们发现只有当伽玛暴源的同动率-密度在z&gt;~3 - 5时呈现正演化时，数据才能拟合。发现γ暴的平均内聚束因子在~34 - 42之间，雨燕平均张开半角&lt;θ_j&gt;~10 °，雨燕前平均张开半角&lt;θ_j&gt;~7 °。在均匀喷流模型中，伽玛暴的光度函数与L ^{-3.25}_* 成正比，这是由我们对张角分布的最佳拟合推断出来的。由于不太可能检测到几个z &lt;~0.25的伽玛暴，我们的分析表明，低红移伽玛暴代表了一个不同的伽玛暴的人口比那些在高红移检测。忽略金属丰度对GRB宿主星系的影响，我们发现在像银河系这样的L_* 螺旋星系中，每60万年发生一次GRB。在z ≥ 5和z ≥ 7时，高红移伽玛暴的比例估计分别为8 - 12%和2.5 - 6%，假设伽玛暴的速率密度继续向高红移发展。

红移已知的雨燕长伽玛暴的谱分析

Spectral analysis of Swift long GRBs with known redshift

我们研究了雨燕卫星探测到的47个具有已知红移的长持续时间伽马射线暴（GRB）的光谱和能量学性质。由于Swift-BAT探测器的能量范围较窄（15-150 keV），因此光谱拟合仅适用于具有2个或3个参数的拟合模型。由于预计误差之间存在高度不确定性和相关性，因此有必要对误差进行仔细分析。我们拟合的幂律（PL，2参数）和截止幂律（CPL，3参数）模型的时间积分谱的47个爆发，并提出了相应的参数，其不确定性，以及不确定性之间的相关性。CPL模型是可靠的，只有29爆发，我们估计的nuf_nu峰值能量Epk。对于这些伽玛暴，我们计算了能量注量和静止坐标系各向同性等效辐射能量Eiso，以及它们之间的传播不确定性和相关性。我们探讨了我们的均匀样本的伽玛暴的分布上的休息框架图E 'pk与Eiso。我们确认这两个数量之间的显着相关性（“阿马蒂”关系），我们验证，在不确定性范围内，没有离群值。我们还将谱拟合到一个带模型中，并将高能幂律指数冻结到-2.3，得到了与非雨燕伽玛暴的“Amati”关系相当好的一致性。

基于快速2年观测资料的伽马射线暴亮度函数

The Gamma Ray Burst Luminosity Function in the Light of the Swift 2-year Data

通过拟合BATSE卫星观测到的差分峰值通量分布，计算了长伽马射线暴（GRB）的光度函数（LF）和形成率，并分析了三种不同的情况：i）GRB跟随宇宙星形成，LF随时间变化; ii）GRB跟随宇宙星形成，但LF随红移变化; iii）GRB优先形成于低金属丰度环境。我们发现，由BATSE和雨燕获得的差分峰值通量数计数可以使用相同的LF和GRB形成率再现，这表明这两颗卫星正在观察相同的GRB人口。然后，我们根据Swift 2年的数据检查了由此产生的红移分布，特别关注在z>2.5时检测到的相对较大的伽玛暴样本。我们表明，模型中，伽玛射线暴跟踪宇宙恒星的形成，并描述了一个恒定的LF被排除的高Z斯威夫特检测的数量。这一结论不依赖于缺乏光学识别的暴的红移分布，也不依赖于z>2时恒星形成率下降的存在，也不依赖于所采用的GRB LF的暗端。快速观测可以通过假设LF随红移而变化和/或GRB的形成仅限于低金属丰度环境来解释。

斯威夫特时代的GRB能量学

GRB Energetics in the Swift Era

我们研究了雨燕航天器探测到并由卫星X射线望远镜（XRT）监测的76个已知红移的伽马射线暴（GRB）的静止框架能量学。使用Butler等人2007 b中估计的测辐射热通量值和每个事件的最后一次XRT观测，我们设置了准直校正能量Eg的下限，发现我们的样本中有68%的样本具有足够高的红移和/或足够低的通量，以适应在最后一次XRT观测之后发生的喷流中断，并且仍然与长GRB的雨燕前Eg分布一致。我们发现，相对较少的剩余事件的X射线光变曲线显示晚时间衰减斜率的证据是一致的，预计从后喷流中断排放。X射线光变曲线中确实存在的突变往往比以前在光学光变曲线中观察到的突变更浅，并且发生得更早，产生的Eg分布远远低于雨燕前的分布。如果这些早期的X射线断裂不是由于喷流效应，那么我们的样本中有一小部分但很重要的部分具有准直校正能量的下限，使它们远高于雨燕前的Eg分布。无论哪种情况，与从雨燕前观测中推导出的狭窄标准能量相比，长宇宙学伽马射线暴的后雨燕Eg分布都需要更宽。我们注意到，几乎所有的前斯威夫特Eg估计来自喷流中断检测的光学，而我们的样本是完全限于X射线波长，进一步建议，假设的消色差喷流中断可能不会延伸到高能量。

INTEGRAL和Swift/XRT对SFXT IGR J16479-4514的观测：从静止到快速耀斑活动

INTEGRAL and Swift/XRT observations of the SFXT IGR J16479-4514: from quiescence to fast flaring activity

背景：IGR J16479-4514是一种快速的X射线瞬变，通常会显示持续几个小时的耀斑。最近，它的对应物已经被确认为一颗超巨星，因此它可以被归类为新发现的超巨星快速X射线瞬变（SFXTs）的成员，特别是它是占空比最高的一个。目的：描述源的静态X射线行为，并将其宽带谱与快速X射线耀斑期间的谱进行比较。方法：我们使用OSA 5.1对IBIS和JEM-X数据进行了分析，并分析了存档的Swift/XRT数据。结果如下：本文介绍了对IGR J16479-4514的长期监测结果，并给出了19个明亮的快X射线耀斑的详细光谱和时间信息，其中10个是新发现的。我们还首次报告了静态X射线发射的结果;典型的亮度值（约10^34 erg s^-1）比SFXT的典型亮度值高出2个数量级，而其宽带X射线谱的形状与快速X射线瞬态活动时的非常相似，即γ =2.6时的一个相当陡峭的幂律。结论：IGR J16479 $-$ 4514的特征在于静态X射线发光度高于其它已知SFXT的典型发光度，但低于来自经典SGXB的持续发射。我们认为，这样的源是一种过渡对象之间的这两个系统，支持的想法，有一个连续的行为之间的类SFXTs和经典的持久SGXB。

暗伽马射线暴的快速识别

Swift Identification of Dark Gamma-Ray Bursts

我们提出了一个光通量与X射线通量图的所有已知的伽马射线暴（GRB）的X射线余辉已被检测到。我们提出了暗爆发的操作定义，即相对于火球模型，其具有光学-X射线光谱指数β_OX < 0.5。在52个伽玛暴的样本中，我们确定了5个暗暴。定义和图表作为一个简单而快速的诊断工具，识别暗伽玛暴的基础上有限的信息，特别是有用的早期和客观的识别暗伽玛暴观测雨燕卫星。

伽玛暴的非热同步辐射和同步辐射自康普顿辐射：{ \em Swift}和{ \em GLAST }的预测

Nonthermal Synchrotron and Synchrotron Self-Compton Emission from GRBs: Predictions for {\em Swift} and {\em GLAST}

本文给出了用轻子喷流模型计算伽玛暴瞬发和早期余辉的结果。同步组件建模与规范带谱和同步自康普顿组件计算从隐含的同步辐射发射电子光谱在相对论等离子体斑点。在共运动坐标系中，假设磁场是纠缠的，电子和光子的分布是各向同性的。康普顿散射光谱是使用汤姆逊-克莱因-西名的完整康普顿截面，使用琼斯公式计算的。对生产的光吸收，无论是从环境辐射的喷流和河外背景光（EBL），考虑。结果作为一个功能的一组参数：多普勒因子，观察到的变化时间尺度，共动磁场，峰值同步辐射通量，和红移的爆发。模型预测将通过多波长观测进行检验，其中包括{ \em Swift}和{ \em GLAST}卫星，它们将提供前所未有的伽马射线暴覆盖范围。

第一次快速伽马射线暴的光学和近红外余辉的发现

The Discovery of the Optical and Near-IR Afterglows of the First Swift Gamma-Ray Bursts

我们提出了光学和近红外搜索余辉发射的前四个雨燕爆发与准确的位置，从X射线望远镜（XRT）。我们利用坎帕纳斯、凯克和帕洛玛天文台的望远镜，迅速识别并跟踪了四次爆发中三次的余辉。爆发的位置也用甚大天线阵观测到，但没有发现射电余辉发射。光学/近红外余辉比迄今为止探测到的所有余辉中的75%要微弱，GRB 050126是最微弱的，并且由于XRT的准确和快速定位以及>1米望远镜的快速反应而被识别。这表明尘埃遮蔽的爆发的比例很小，当与HETE-2软X射线相机定位的余辉结合时，<10%。X射线通量是典型的已知群体，除了GRB 050126，它具有迄今为止最微弱的X射线余辉（归一化为t=10小时），并且由于爆发后仅130秒的响应时间而被检测到。最后，我们发现所有三个光学/近红外余辉都位于距离标称XRT位置<2 arcsec的位置，这表明XRT能够提供高度精确的位置，这将彻底改变余辉研究。

Swift/XRT observes the fifth outburst of the periodic Supergiant Fast X-ray Transient IGR J11215-5952

IGR J11215-5952 is a hard X-ray transient source discovered in April 2005 with INTEGRAL and a confirmed member of the new class of High Mass X-ray Binaries, the Supergiant Fast X-ray Transients (SFXTs). Archival INTEGRAL data and RXTE observations showed that the outbursts occur with a periodicity of ~330 days. Thus, IGR J11215-5952 is the first SFXT displaying periodic outbursts, possibly related to the orbital period. We performed a Target of Opportunity observation with Swift with the main aim of monitoring the source behaviour around the time of the fifth outburst, expected on 2007 Feb 9. …

GRB 050117：用雨燕卫星同时观测Gamma-ray和X射线

GRB 050117: Simultaneous Gamma-ray and X-ray Observations with the Swift Satellite

2005年1月17日，雨燕伽马射线暴探测器对一个新探测到的伽玛射线暴进行了第一次自主的X射线跟踪，在雨燕伽玛射线暴警报望远镜触发伽玛射线暴后的193秒内。当爆发仍在进行时，X射线望远镜获得了一个未编目的X射线源的位置和图像;与伽马射线观测同时进行。在0.5-10 keV的能带中，XRT观测到的瞬时发射通量为1.1 x 10^{-8}尔格·cm^{-2}·s^{-1}。在X射线波段的发射在700秒内减少了三个数量级。这被认为是一致的伽马射线衰变时，外推到XRT能带。在接下来的6.3小时内，XRT以自动化的方式观察了947秒的余辉，直到爆发完全被地球边缘所掩盖。一种微弱的、极缓慢衰减的余辉，α =-0.21 $, was detected. Finally, a break in the lightcurve occurred and the flux decayed with alpha<-1.2$。X射线位置引发了许多后续观察：尽管在距离XRT位置3 arcsec处发现了一个候选物，但无法确认光学余辉。

INTEGRAL用于微弱伽马射线暴的能力

INTEGRAL capabilities for faint Gamma-Ray Bursts

我们讨论了INTEGRAL探测高红移的伽马射线暴（GRB）的能力。首先，显示了其他过去或计划中的实验（BATSE，SAX，HETE-2，Romer，Swift）和INTEGRAL仪器（IBIS，JEM-X）之间的简单比较。在第一次观察之后，我们将集中比较两个最敏感的任务（INTEGRAL/IBIS和Swift）探测更多伽马射线暴的能力。我们的结论是，如果伽玛暴率是成正比的恒星形成率，研究伽玛暴的INTEGRAL的能力是互补的任务，如斯威夫特和HETE-2，专门致力于即时本地化的伽玛暴。Swift和HETE-2探测到的伽玛暴数量要比INTEGRAL多（分别比IBIS和JEM-X多8个和22个），而INTEGRAL和特别是IBIS探测到的伽玛暴红移非常高（z > 15），这是Swift和HETE-2无法探测到的。这一事实对于研究z=15以上的伽玛暴群是非常相关的，这将与星族III有关。因此，INTEGRAL任务（准确地说是IBIS）将是追踪早期宇宙原始恒星形成率的一个非常有价值的工具。

z = 5.3时的GRB 050814和快速伽玛暴的红移分布

GRB 050814 at z = 5.3 and the Redshift Distribution of Swift GRBs

我们报告的余辉GRB 050814，这被认为是表现出非常红色的光学颜色的光学，近红外和X射线观测。通过模拟其光谱能量分布，我们发现z = 5.3 +/- 0.3。接下来，我们提出了一个精心挑选的样本19雨燕伽玛暴，旨在估计在一个公正的方式的伽玛暴红移分布，包括平均红移（z_mean），以及对高红移爆发的分数的限制。我们发现z_mean = 2.7，并且至少5%的伽玛暴起源于z > 5。样品的红移分布与宇宙中GRB速率与恒星形成速率成正比的模型定性一致。这个伽玛暴样本的高平均红移和宽的红移范围清楚地表明，伽玛暴作为星系和星系际介质的有效探测器在宇宙历史的一个重要部分的适用性。

Swift和GLAST时代的伽马射线暴

Gamma Ray Bursts in the Swift and GLAST Era

我们总结了我们的长持续时间伽马射线暴（GRB）模型，该模型适合雨燕和雨燕之前的任务测量的红移（z）分布，以及雨燕之前的GRB喷流张角分布，该分布是根据光学光变曲线中的消色差突变推断的。我们发现，GRB源的共动率密度在$z \gtrsim 3$ - 5处表现出正的演化，而从测量的蓝光和紫外光光度密度峰值推断的恒星形成率在$z\sim 1$ - 3处。发现伽玛暴的平均内禀聚束因子为$\approx 34$ - 42，并预言用Swift测量的伽玛暴光学喷流开口半角的平均值为$\approx 10^\circ$。我们估计的GLAST预计将观察到的比率的基础上的BATSE和EGRET伽玛射线暴注量每年伽玛射线暴的数量。

对GRB050904的快速观测：有史以来观测到的最遥远的宇宙爆炸

Swift observations of GRB050904: the most distant cosmic explosion ever observed

雨燕用爆发警报望远镜（BAT）发现了高红移（z=6.29）的GRB 050904，并在爆发开始后161秒开始用窄视场仪器进行观测。这个伽马射线暴是迄今为止观测到的最遥远的宇宙爆炸。由于它的高红移，X射线望远镜（XRT）和BAT同时观测提供了4个数量级的光谱覆盖范围（0.2-150 keV; 1.4-1090 keV在源静止帧）在一个非常早期的源帧时间（22秒）。GRB 050904是一个长的、多峰的、明亮的伽玛暴，在其整个演化过程中具有很强的变异性。XRT观测到的光变曲线的特征是在爆发静止帧爆发开始后存在长达1-2小时的长耀斑活动，没有证据表明在其他GRB中看到的瞬发发射后存在平滑的幂律衰减。然而，外推到XRT波段的BAT尾部加入了XRT早期光变曲线，整体行为类似于非常长的GRB提示。光谱能量分布随时间软化，光子指数从BAT观测期间的-1.2降至XRT观测结束时的-1.9。晚期X射线耀斑的倾角可能与前向激波产生的潜在X射线发射以及Tagliaferri等人（2005 b）报道的光学余辉的性质相一致。我们解释BAT和XRT数据作为一个单一的连续观测的提示从一个非常长的伽玛射线暴的排放。在GRB 050904中观察到的特殊性可能是由于它起源于宇宙中第一个恒星形成区域之一;在这些时期，祖先的金属丰度非常低可能提供了一个解释。

雨燕伽马射线暴与吉兰达关系相符吗？

Are Swift gamma-ray bursts consistent with the Ghirlanda relation?

伽马射线暴（GRB）的谱峰能量、总辐射能量和余辉破裂时间等性质与雨燕前GRB有着密切的联系。它们与Ia型超新星一起被用来限制宇宙学参数。然而，这些相关性的紧密性是对GRB模型的挑战。我们探讨的影响，增加雨燕爆发的吉兰达和梁张关系。虽然它们都仍然有效，但它们变得有些减弱，主要是由于存在显著的异常值，否则它们显然是正常的伽玛暴，因此很难区分。这些关系的离散度增加，使得它们在精确宇宙学中的可靠性降低。

硬激变变星的INTEGRAL/IBIS和Swift/XRT观测

INTEGRAL/IBIS and Swift/XRT observations of hard cataclysmic variables

第三次INTEGRAL/IBIS巡天的分析揭示了几个新的激变变星，其中大多数原来是中等极性的，从而证实这些物体是硬X射线的强发射体。在这里，我们提出了高能量谱的所有22个激变变量中检测到的第三IBIS调查，并提供了第一个平均频谱在20-100千电子伏波段为这一类。我们的分析表明，最适合的模型是一个热韧致辐射的平均温度<kT>为22 keV。最近，Swift/XRT（在0.3-10 keV能带内工作）跟踪了其中11个系统（10个中间极和1个极），从而使我们能够研究它们在~0.3-100 keV范围内的光谱行为。由于这种广泛的能量覆盖范围，这些源可以同时测量软组分和硬组分并估计它们的温度。软发射被认为起源于白矮星大气的受照射的两极，可以用黑体模型很好地描述，温度范围为~60-120 eV。硬发射，这应该是起源于光学薄的等离子体在后冲击波区域以上的磁极，确实是很好的模拟与韧致辐射模型的温度范围为16-33 keV，类似的值从积分数据单独获得。在几种情况下，我们还发现了复合吸收体的存在：一种完全覆盖源（NH ~（0.4-28）x 10^{21} cm^{-2}），另一种部分覆盖源（NH ~（0.7-9）x 10^{23} cm^{-2}）。只有在四种情况下（V709 Cas，GK Per，IGR J 06253 +7334和IGR J17303-0601），我们发现了6.4 keV处存在铁…

用Swift测量的晚X射线余辉检验伽玛暴的标准火球模型

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。

用新一代卫星探测器探测低光度GRB星群

Probing the low-luminosity GRB population with new generation satellite detectors

我们比较了低光度（LL）GRB的检测率和红移分布的本地化雨燕与那些预计将被观察到的新一代卫星探测器GLAST（现在费米），在未来，EXIST。虽然GLAST爆发望远镜在15 - 150 keV波段的灵敏度低于斯威夫特，但它的大视场意味着它将使斯威夫特对LL爆发的探测率增加一倍。我们表明，斯威夫特，GLAST和EXIST应检测约1，2和30 LL伽玛暴，分别在5年的运行期。EXIST上的爆发望远镜应该以比斯威夫特的BAT大一个数量级以上的速度探测LL GRB。我们表明，LL伽玛暴的检测范围将从$z \simeq 0.4$的斯威夫特到$z \simeq 1.1$在EXIST时代。此外，LL爆发对观测到的GRB红移分布的贡献将有助于在$z \simeq 1$的分布中的可识别的功能。