GRB 070429 B和070714 B：短持续时间伽马射线暴红移分布的高端

BATSE记录中新的软伽马射线暴和富X射线暴的光谱特性

New soft gamma-ray bursts in the BATSE records and spectral properties of X-ray rich bursts

Ginga、BeppoSax和Hete-2观测到的X射线为主的伽马射线暴在BATSE数据中应被视为软暴。我们在25- 100 keV能带的BATSE记录中搜索了软伽玛暴。爆发谱的柔软性可能是它被机载程序和以前对调谐到50- 300 keV范围的未触发伽玛暴的搜索所遗漏的一个原因。我们发现了数量少得令人吃惊的软伽玛暴（~20/年，低至0.1 ph cm $^{-2}$ s $^{-1}$），其计数率主要由25- 50 keV能量通道控制。这一事实以及对HETE-2和普通BeppoSAX/BATSE伽玛暴的分析表明，大多数具有低Epeak的伽玛暴具有相对硬的尾部，高能幂律光子指数>-3。在20 keV以下的伽玛射线暴谱中的指数截止可能是区分非伽玛射线暴事件的区别特征。

与伽马射线暴有关的超新星

The Supernovae Associated with Gamma-Ray Bursts

超新星（SNe）一直被怀疑是伽马射线暴（GRB）的可能祖先。这些论点依赖于间接证据。最近的几个伽玛暴，特别是GRB 030329，提供了直接的光谱证据表明SNe和伽玛暴是相关的。与GRB相关的SNe都是Ic型的，这意味着一个紧凑的祖先，这对GRB模型有影响。其他特殊的Ic型SNe可能有助于扩大对所涉及机制的理解。

伽马射线暴宇宙学起源的新证据

New Evidence for The Cosmological Origin of Gamma-Ray Bursts

我们发现3B星表上的伽马射线暴（GRB）与Abell星团有关联（在95%置信水平上）。这是第一个已知的伽马射线暴与任何其他天文群体的相关性。它证实了伽玛暴的宇宙学起源。丰富的集群自相关与这里发现的互相关的比较表明，\sim 26 \pm 15\%的准确（δ<2.3 deg.）位置GRB子样本成员位于600 \hmpc内。

伽玛暴的功率密度谱

Power Density Spectra of GRBs

长伽马射线暴（GRB）的功率密度谱（PDS）提供了有关GRB的有用信息，表明它们具有自相似的时间结构。最好的幂律脉冲序列由最长的脉冲串（T_90>100 s）显示，其中自相似时间尺度的范围超过20年。较短的爆发有明显的PDS斜率更强烈地受统计波动的影响。然后，通过对大样本突发的PDS进行平均，可以高精度地再现潜在的幂律。该幂律具有约等于-5/3的斜率和在约1Hz处的急剧突变。幂律PDS为伽玛暴的研究提供了一种新的灵敏工具。特别地，我们计算了亮爆发在不同能量通道中的偏振态。在硬通道（hν>300 keV）中PDS变陡，在软通道（hν<50 keV）中PDS变陡，而测辐射热光变曲线的PDS近似遵循-5/3定律。然后，我们研究暗爆发，并将其与明亮的爆发进行比较。我们发现一个很强的相关性之间的爆发亮度和PDS的斜率。这种相关性表明，爆发是远远不是标准的蜡烛和昏暗的爆发应该是本质上弱。暗爆发的时间膨胀可能与爆发中发生的物理过程有关，而不是宇宙学红移。

极短时伽马射线暴的非各向同性角分布

Non-Isotropic Angular Distribution for Very Short-Time Gamma-Ray Bursts

虽然大多数伽马射线暴（GRB）现在被认为来自宇宙学距离，但非常短时间的GRB的起源仍然不知道。在过去，我们已经表明，持续时间（T90）小于100毫秒的伽玛暴可能会形成一个单独的类伽玛暴的硬度和时间分布的基础上，这些事件。我们还表明，lnN-ln-S分布是一致的期望准欧几里德分布的来源。本文报道了这些伽玛暴在银河系正180度<经度< 90度和-30度<纬度< 30度的坐标系中的角位置的研究。我们研究了其余的伽玛暴，没有发现类似的偏差。这进一步表明，非常短的伽马射线暴可能形成一个单独的伽马射线暴类别，最有可能来自银河系或太阳附近的起源。

超新星伽马射线暴（S-GRB）子类的预期特征

Expected characteristics of the subclass of Supernova Gamma-ray Bursts (S-GRBs)

伽马射线暴（GRB）980425和超新星（SN）1998 bw之间的时空重合促使人们推测存在一类由SNe产生的GRB（"S-GRB“）。在射电观测的基础上，已经提出了相对论性激波存在的有力论据。基于射电观测的物理模型使我们提出超新星GRB（S-GRB）的以下特征：1）瞬发射电辐射和隐含的亮度温度接近或低于逆康普顿极限，2）光学光球的高膨胀速度，如从线宽和能量释放比通常更大，3）没有长寿命的X射线余辉，（4）单脉冲（SP）伽玛暴剖面。对以前SNe的射电研究表明，只有Ib型和Ic型可能满足第一个条件。因此，我们已经调查了建议协会的伽玛暴和超新星发现没有令人信服的证据（主要是缺乏数据），以确认任何单一的连接的SN与伽玛暴。如果有一个更严格的物理基础的爆发的时间历史的S-GRB超出SP的要求，我们建议的BATSE目录中的1%的光变曲线类似的GRB 980425可能构成的子类。未来对具有类似轮廓的爆发的光学跟踪应该确认这种伽玛暴是否起源于Ib/Ic型SN的某个部分。

微型喷流产生的伽马射线暴

Gamma Ray Bursts from Minijets

活动星系核（AGN）的高能γ射线辐射与伽马射线暴（GRB）之间存在着惊人的相似性。他们认为，伽玛暴是由瞬态喷流中高度相对论性电子的逆康普顿散射产生的。这种喷流可能是在黑洞（BH）和中子星（NS）合并以及密近双星系统中磁化白矮星（WD）或中子星的吸积诱导坍缩过程中，沿恒星黑洞（BH）或NS周围形成的吸积盘的轴向产生的。这些事件可能产生宇宙学伽玛暴。在扩展的星系晕中，单个古老的磁化中子星形成的瞬变喷流可能会产生局部的伽玛暴。在这里，我们表明，逆康普顿散射的伽玛暴喷流生产可以很简单地解释之间存在的各种时间特性的伽玛暴，其持续时间直方图，其复杂的多峰光变曲线的功率谱，其幂律高能量谱和其他功能的伽玛暴的惊人的相关性。一些额外的预测，包括预期的偏振伽马射线的爆发。

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。

短硬伽马射线暴

Short-Hard Gamma-Ray Bursts

观测到两种类型的伽马射线暴：短持续时间硬谱伽玛暴和长持续时间软谱伽玛暴。长期以来，长伽玛暴一直是人们研究的热点，而短硬伽玛暴（SHB）观测资料的缺乏限制了对它的研究。2005年，在第一次探测到SHB余辉之后，出现了突破性进展，这是伽马射线爆发之后的更长波长的发射。类似于长伽玛暴，余辉探测导致SHB宿主星系的识别和测量其红移。这些观测结果表明，SHB是宇宙学上的相对论性源，与长伽玛暴不同，它并不起源于大质量恒星的坍缩，因此构成了一种独特的物理现象。一个可行的SHB起源模型是致密双星系统（双中子星或中子星和黑洞）的合并，在这种情况下，SHB是强引力波源的电磁对应物。本文综述了近年来SHB的理论和观测研究进展，并首次提出了新的理论结果。

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。

在伽马射线暴中测量到的大偏振的意义

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。

长伽马射线暴在本机宇宙中有多常见？

How common are long Gamma-Ray Bursts in the Local Universe?

到目前为止，探测到的两个最近的伽马射线暴（GRB 980425和060218）都是低亮度、光谱柔和、持续时间长的爆发，光变曲线平滑、单峰。只有大约100个伽玛暴被测量到红移，例如，仅在BATSE目录中就有2704个伽玛暴。因此，似乎有理由认为，其他附近的伽玛暴已经被观测到，但没有被确定为相对较近。在这里，我们寻找BATSE长持续时间伽玛暴和星系样品的后退速度v <= 11，000 km/s（z = 0.0367，~ 155 Mpc）从两个目录的附近星系之间的统计相关性。我们还研究了使用突发子样本的相关性，这些子样本的属性类似于两个已知的附近突发。我们的研究结果表明，整个长伽玛暴样本的相关性保持一致，零出最高半径考虑，而一个子样本选择低通量，光谱软，平滑的单峰光变曲线（177爆发）表明增加的相关性与星系内~ 155 Mpc。测量的相关性（样本的28% +/- 16%）表明BATSE每年观察到2到9个长持续时间的伽玛射线暴，类似于伽玛射线暴980425和060218，并且距离相似。这意味着在155 Mpc范围内观测到的局部速率密度为700 +/- 360 Gpc^{-3}yr^{-1}。

短伽玛暴的时间特性

Temporal properties of short GRBs

我们分析了BATSE 4 B星表中的明亮短暴样本，发现许多短暴是高度可变的（$δt_{min}/T\ll 1$，其中$δt_{min}$是最短脉冲持续时间，T是短暴持续时间）。这表明，短期爆发不太可能由外部冲击产生。我们还分析了一些长爆发的可用（前1-2秒）高分辨率（TTE）数据。我们发现，在10毫秒的时间尺度上的变化是常见的长爆发。这一结果表明，一些长爆发甚至比以前认为的更易变（$δt_{min}/T\approx 10^{-4}-10^{-3}$）

伽玛暴的第三个亚群在哪里？

Where is the 3rd subgroup of GRBs?

结果表明，在持续时间-硬度平面内，第三中间子群的伽玛暴是很好定义的。它们的持续时间是中等的（即大约在2到10秒之间），但它们的硬度最低。它们甚至比长时间的爆发还要柔和。

硬度比-峰值能量平面上的伽马射线暴序列

Gamma-Ray Burst Sequences in Hardness Ratio-Peak Energy Plane

伽马射线暴（GRB）的$νF_ν$谱峰值能量分布的窄性和GRB布居数的统一性是有待解决的重大难题。本文利用BATSE和HETE-2观测资料，对不同伽玛暴布居数在$HR-E_{\rm{p}}$平面（HR为谱硬度比）上的整体谱行为进行了研究。发现HETE-2观测到的长伽玛暴和XRF在$HR-E_{\rm{p}}$平面上似乎遵循相同的序列，XRF位于该序列的低端。BATSE观测到的长和短伽玛暴在$HR-E_{\rm p}$平面上遵循明显不同的序列，在给定的$E_{\rm{p}}$下，大多数短伽玛暴的硬度比大于长伽玛暴。这些结果表明，长伽玛暴样品和XRF样品的整体光谱行为是相似的，而短伽玛暴的不同。短伽玛暴似乎是伽玛暴的一个独特子类，它们不是长伽玛暴的高能延伸。

伽马射线暴的光谱滞后分布

Distribution of Spectral Lags in Gamma Ray Bursts

利用康普顿伽玛射线天文台（BATSE/CGRO）的暴源和瞬变源实验（BTL）在时间溢出（TTS）模式下采集的长伽马射线暴（GRB）数据，我们仔细测量了64个多峰GRB中单个脉冲的低（25-55 keV）和高（110-320 keV）能带之间的光谱时滞。我们发现，高能量伽马射线光子（即，正滞后）是这一选定的长伽玛暴样本集中的标准。虽然数量相对较少，但几个长伽玛暴的一些脉冲确实显示出负滞后。长伽玛暴的这种谱滞后分布与短伽玛暴的谱滞后分布相反。这种明显的差异对产生长和短伽玛暴的物理机制提出了挑战和限制。脉冲峰值计数率和光谱滞后之间的关系也检查。在观测上，似乎没有明确的证据表明，在一个给定的长伽玛暴脉冲系统的光谱滞后光度连接。

伽马射线暴作为可能的高能源

Gamma Ray Bursts as Possible High Energy Sources

已知伽马射线暴是高能伽玛射线的来源，并且很可能是高能宇宙射线和中微子的来源。在简要回顾了几MeV及以上能量的伽玛暴观测的基础上，总结了伽玛暴的轻子和强子模型的物理学。BATSE和EGRET/TASC数据中关于两种成分的证据表明，伽玛暴是高能宇宙射线的来源。GLAST观测将揭示伽马射线暴的高能伽马射线功率和能量释放，并将提供异常高能发射成分的详细知识，但宇宙射线加速的确认必须等待伽马射线暴100 TeV - PeV中微子的探测。

来自低光度伽马射线暴的高能中微子和宇宙射线

High Energy Neutrinos and Cosmic-Rays from Low-Luminosity Gamma-Ray Bursts?

最近发现的伽马射线暴GRB 060218/SN 2006 aj是一个持续时间很长的X射线暴，可能是由一颗中子星驱动的。由于GRB 060218非常接近140 Mpc，非常暗淡，Swift一年的观测表明GRB 060218类事件的发生率可能非常高，因此这种低光度GRB（LL-GRB）可能形成与宇宙学高光度GRB（HL-GRB）不同的种群。我们发现LL-GRB和HL-GRB的高能中微子背景可以比较。如果每一次中微子事件都被冰立方探测到，那么之后的光学-红外后续观测，如斯巴鲁和哈勃望远镜，就有可能识别出与LL-GRB相关的Ibc型超新星，即使雨燕没有观测到伽马射线和X射线。从某种意义上说，这是中微子天文学的一个新窗口，它可能使我们能够确认LL-GRB的存在，并获得有关其速率和起源的信息。我们还讨论了LL-GRB作为高能γ射线源和宇宙射线源的可能性。

伽马射线暴的余辉：短暴与长暴

Afterglows of Gamma-Ray Bursts: Short vs. Long GRBs

我们收集了大量雨燕时代长余辉（II型）和短余辉（I型）伽玛射线暴的测光数据。我们比较了不同样本的光度和能量，并与前斯威夫特时代的余辉进行了比较。在这里，我们提出了这些研究的第一个结果。

z>6时长伽马射线暴的光度函数及其速率

The Luminosity Function of Long Gamma-Ray Bursts and their rate at z>6

我们计算了三种不同情况下长伽马射线暴（GRB）的光度函数（LF）和形成率：i）GRB跟随宇宙星形成，LF随时间恒定; ii）GRB跟随宇宙星形成，但LF随红移变化; iii）GRB优先在低金属丰度环境中形成。然后，我们根据Swift 3年的数据测试了模型预测，结果表明情况i）被强烈排除。此外，我们表明，明亮的伽玛暴的雨燕检测到的数量表明，伽玛暴应该经历了某种红移的光度演化，在过去更明亮。最后，我们提出了利用z>5.5的伽玛暴余辉谱的观测结果来约束再电离历史，并将我们的方法应用于伽玛暴050904的情况。

On The Origin Of The Highest Redshift Gamma-Ray Bursts

GRB 080913 and GRB 090423 are the most distant gamma-ray bursts (GRBs) known to-date, with spectroscopically determined redshifts of z=6.7 and z=8.1, respectively. The detection of bursts at this early epoch of the Universe significantly constrains the nature of GRBs and their progenitors. We perform population synthesis studies of the formation and evolution of early stars, and calculate the resulting formation rates of short and long-duration GRBs at high redshift. The peak of the GRB rate from Population II stars occurs at z=7 for a model with efficient/fast mixing of metals, while it is fo…

伽马射线暴和Ib/c型超新星的速率

On the Rates of Gamma Ray Bursts and Type Ib/c Supernovae

我们测量了"低亮度“（LL-GRB，即L<10^{48--49}erg/sec）和”高亮度“（HL-GRB）伽马射线暴的局部速率。数值范围分别为n 0 =100--1800 Gpc^（-3）yr^（-1）和n 0 =100--550 Gpc^（-3）yr^（-1），与SNe-Ibc的比值分别为\sim 1%-9%和0.4%-3%。这些数据可能表明存在两种物理上不同的伽玛暴，其中LL-GRB（本质上）比HL-GRB更频繁。然而，与目前的数据，我们不能排除的可能性，一个单一的人口的伽玛射线暴，引起各向同性的低发光的发射（LL-GRB：检测只有在附近的伽玛射线暴）和高度准直的高发光的发射（HL-GRB：检测优先在高Z）。我们还计算了以宽谱线为特征的超新星（Hypernovae）的SNe-Ibc速率，发现它约为1.5 \times 10^（-4）HNe yr^（-1）10^（10）L_（B \odot）（即小于10%的SNe-Ibc发生在螺线中）。这一结果意味着HL-GRB/HNe的比值小于1，可能在0.04- 0.3之间。我们利用超超新星和LL-GRB之间的比值将它们的聚束因子限制在f_b^（-1）\sim 10或更小。

伽玛暴爆发结构的解释

On the interpretation of the burst structure of GRBs

基于BATSE实验、RXTE和Chandra卫星的精确数据，我们以GRB 991216为原型，验证了将GRB能量起源与黑洞电磁能联系起来的EMBH理论。余辉的拟合固定了模型中仅有的两个自由参数，并导致了一个新的范式来解释爆发结构，IBS范式。通过定义这一复杂现象中的两个新阶段，它也导致重新考虑余辉和暴在伽玛暴中的相对作用：a）注入阶段，引起适当的伽玛暴（P-GRB），和b）束靶阶段，引起扩展余辉峰值发射（E-APE）和余辉。这种分化导致一个自然的可能解释的双峰分布的伽玛射线暴观察到的BATSE。从EMBH的地平线一直延伸到遥远的观测者的区域的观测数据的协议证实了该模型的独特性。

伽马射线暴和弛豫系统的累积光变曲线

Cumulative light curves of gamma-ray bursts and relaxation systems

通过对BATSE计数求和，获得了大样本伽马射线暴（GRB）的累积光变曲线。平滑的轮廓比通常使用的复杂和不稳定的光变曲线要简单得多。对于大多数伽玛暴，累积光变曲线（S）的斜率在大部分伽玛暴期间近似恒定。爆发被建模为松弛系统，在水库中不断积累能量，并不连续地释放它。斜率是中央引擎的累积功率输出的度量。S与64ms峰值通量（P64ms）的关系图显示，短和长伽玛暴在很宽的范围内都有很好的相关性。没有发现S和已知红移的伽玛暴之间的关系。标准斜率（S '）代表每单位时间的功率输出，分别与两个子类的P64 ms相关，表明短伽玛暴的爆发更强大。S'与GRB持续时间也呈负相关。这些结果意味着伽玛暴是由黑洞的吸积提供能量的。

最近观测发现对伽马射线暴的性质和起源的影响

Implications of Recent Observational Discoveries for the Nature and Origin of Gamma-Ray Bursts

伽玛射线暴具有X射线、光学和射电余辉的发现，将伽玛射线暴的研究与天文学的其他领域联系起来，并使该领域发生了革命性的变化。在这篇评论中，我讨论的影响，观察这些余辉爆发的能量和光度，模型的爆发和余辉。我描述了最近的证据连接长，软，光滑的伽玛射线暴探测BeppoSAX和核心坍缩超新星。最后，我总结了最近的工作表明，如果这些伽玛暴是由于大质量恒星的崩溃，他们可能会提供一个强大的探测非常高红移宇宙。

伽玛暴各向同性能量-峰值能量关系的异常值

Outliers to the Isotropic Energy - Peak Energy Relation in GRBs

峰值能量-各向同性能量（EpEi）关系是最近关于伽玛暴的最有趣的发现之一.它对我们理解暴的发射机制和伽玛暴在宇宙学研究中的应用有许多启示。然而，这种关系只在一小部分测量到红移的爆发样本中得到了验证。我们在这里提出一个测试是否有一个未知的红移爆发可以潜在地满足EpEi关系。应用此测试的一个大样本的BATSE突发，我们发现，这些突发的显着比例不能满足这种关系。我们的检验只对暗爆和硬爆敏感，因此这种关系可能仍然是一个不等式（即不存在本质上明亮的软爆）。我们的结论是，在具有已知红移的爆发样本中观察到的关系可能会受到观测偏差的影响，并且无法定位和定位只有少量光子的硬爆发和弱爆发。特别是，我们指出，检测，定位和红移测量的阈值基本上高于单独检测的阈值。我们预测，斯威夫特将检测到一些硬和弱的爆发，这将是离群值的EpEi关系。然而，我们无法量化这一预测。我们强调的重要性，了解检测本地化红移阈值为未来的雨燕检测。

产生余辉的伽马射线暴的可变性

The Variability of Gamma-Ray Bursts that Create Afterglows

我们考虑的变化特性的伽马射线暴（GRB），产生明亮的光学和较长波长的瞬态余辉（A-GRB）是相同的一个更大的，包括样品的明亮，长时间的GRB，仅选择他们的伽玛射线发射。这个样本可能包括一个重要的人口的物理上不同的“黑暗”或“微弱的余辉”伽玛射线暴具有不同的变化特性，或可能由一个单一的人口，其中一些缺乏余辉只是因为观测选择效应。我们认为，结构函数是最合适的方法来测量突发的变化，因为它们的瞬态和非周期性。我们定义一个简单的统计：在观察者坐标系中测量的0.1至1 s与0.1至10 s的集成结构函数的比值。为了避免仪器的影响，我们限制我们的分析伽玛暴与BATSE数据。将10个A-GRB与大约500个爆发的“主要”样本进行比较，我们发现只有0.03个样本来自同一人群的概率，A-GRB在亚秒时间尺度上的功率相对较小。我们的结论是，这一结果是初步的证据的性质的变化，影响伽马射线和余辉性质的长持续时间的伽玛射线暴的伽玛射线暴的祖先。此外，我们的方法分析变异性确定了一个特征的时间尺度为1秒，低于该可变性被抑制，并发现在更高的伽马射线能量增加的短时间尺度的变化的趋势。我们认为具有最亚秒时间尺度变化的长持续时间伽玛暴可能是短持续时间伽玛暴的相对明亮的例子。

伽马射线暴中的相干辐射和相对论无碰撞激波

Coherent Radiation in Gamma-Ray Bursts and Relativistic Collisionless Shocks

我们认为相干辐射可能发生在相对论性无碰撞激波通过双流韦伯不稳定性。相干性将辐射功率放大了许多数量级[伽马射线暴（GRB）中的$\sim 10^{12}$]，粒子在随机化之前冷却得非常快。我们认为：（1）伽玛暴伴随着强烈的红外辐射，（2）质子有效地将能量传递给电子，（3）瞬发伽玛暴可能是上散射相干辐射。

伽马射线暴对限制暗能量演化的贡献

Gamma-ray burst contributions to constraining the evolution of dark energy

我们探讨了伽马射线暴（GRB）在高红移（$1.8 < z < 7$）和中红移（$0.5 < z < 1.8$）对暗能量状态方程（EOS）的约束作用，并估算了在高红移时需要多少GRB才能得到实质性的约束。我们估计的限制与模拟伽玛暴和模拟Ia型超新星（SNe Ia）的比较。当将暗能量EOS限制在一定的红移范围内时，我们允许暗能量EOS参数仅在该红移区间内变化，并将其他地方的EOS参数固定为-1。我们发现，除非发现一些新的小散射体伽玛暴的光度关系，否则很难将暗能量状态方程限制在Ia超新星红移之外。然而，在中等红移，伽玛暴有可比的贡献与超新星Ia在约束的暗能量状态方程。

短伽马射线暴的能谱

The spectra of short Gamma-Ray Bursts

本文给出了BATSE探测到的短亮$γ$ -射线暴（GRB）的光谱分析结果，并与长亮暴的平均和时间分辨光谱特性进行了比较。虽然短伽玛暴的光谱参数确认，从以前的工作的基础上的硬度比，他们比长的事件更难，我们发现，这种差异主要是由于一个更硬的低能量的光谱分量存在于短爆发，而不是一个（轻微）不同的峰值能量。有趣的是，我们的分析还表明，短伽玛暴的发射特性类似于长事件的前2秒。这可能表明长和短伽玛暴的核心引擎是相同的，只是长伽玛暴工作的时间更长。我们发现，对于任何假设的红移，短爆发都不服从峰值频率与各向同性发射能量之间的相关性，而它们都能服从峰值频率与各向同性发射光度之间的类似相关性。这与短伽玛暴发射类似于长伽玛暴的$γ$ -射线光度的想法是一致的（尽管不是证据）。如果它们确实服从峰值频率-各向同性光度关系，我们可以估计短爆发的红移分布，结果与长爆发一致，只是平均红移稍小。

X射线闪光、富X射线伽马射线暴和伽马射线暴的统一喷流模型：I.幂律型通用和顶帽型可变开角射流模型

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。

伽马射线暴GRB970228和GRB970508：我们学到了什么？

The Gamma Ray Bursts GRB970228 and GRB970508: What Have We Learnt?

我们研究了我们认为是关键的观测结果GRB 970228和GRB 970508，并表明，积累的证据强烈表明，伽马射线暴（GRB）是宇宙学火球。我们进一步表明，观测结果表明，伽玛暴是不相关的活动星系核的核活动，晚型星系是更丰富的伽玛暴的生产者。我们认为伽玛暴可以用来追踪恒星形成速率的宇宙历史。最后，我们表明，伽玛暴的位置相对于其宿主星系中的恒星形成区和总爆发能量可以用来区分不同的理论模型的伽玛暴。

伽马射线暴特征是否存在宇宙学演化趋势？

Are there cosmological evolution trends on Gamma-Ray Burst features?

伽马射线暴（GRB）的光变与其绝对峰值亮度有关，这一关系曾被用来估算GRB的红移。最近Amati等人给出了几个已知红移的伽玛暴的光谱和能量性质的结果。本文分析了两组伽玛暴的性质，一组由余辉观测得到红移，另一组由光度-光变关系得到红移。我们研究了不同类型伽玛暴在宇宙学静止坐标系下的红移依赖性特征，包括暴持续时间、各向同性亮度和辐射能量以及$νF_ν$谱的峰值能量$E_p$。我们发现，这两组伽玛暴的性质都与红移有关，即它们的内禀持续时间、亮度、辐射能量和峰值能量$E_p$都与红移有关，这意味着伽马射线暴的特征存在宇宙学演化效应，这为研究伽玛暴的性质提供了一条有趣的线索。如果这是真的，那么结果也意味着由光度-光变关系导出的红移可能是可靠的。

直接测量$γ$射线暴红移的意义

The Implications of Direct Red-Shift Measurement of $γ$-ray Bursts

最近发现的X射线和光学对应的伽玛暴，并可能发现一个宿主星系，意味着直接测量的红移的一些伽玛暴宿主星系是突出的。我们讨论了这种测量的影响。它们可以使我们确定伽玛暴的光度分布，伽玛暴的速率随宇宙时间的变化，甚至在有利的情况下，估计$Ω$。单独使用GRB 970508，并假设标准蜡烛，我们约束的内在伽玛射线暴的演变$ρ(z)=(1+z)^{-0.5\pm0.7}$。

我们从极亮的伽马射线暴990123和080319 B中学到了什么？

What did we learn from the extremely bright gamma ray bursts 990123 and 080319B?

两个最明亮的和迄今为止研究得最好的伽马射线暴（GRB），990123和080319 B，是普通的，高度准直的GRB，产生于高密度风环境中的核心坍缩超新星爆炸，从非常近轴的视角观察。逆康普顿散射（ICS）和同步辐射（SR）是伽玛暴炮弹（CB）模型中的两种主要辐射机制，它们与暴环境一起提供了一种非常简单和足够精确的描述其瞬发和余辉辐射的多波长光变曲线的方法。

长持续时间GRBS的能量分布

The Energy Distribution of Long Duration GRBS

伽马射线暴中的能量释放是关于其“内部引擎”性质的最有趣的线索之一。我们在这里表明，总能量释放的伽玛暴的变化小于一个数量级从一个突发到另一个，而发射的能量在$γ$射线光子的变化超过一个数量级。这一结果表明，长持续时间的伽玛暴的中央发动机有一个显着的恒定的能量输出，提供了非常重要的约束，这些神秘的爆炸的性质。观测到的$γ$ -射线通量的较宽分布（宽度约为三个数量级），部分归因于准直爆炸的张角的变化，部分归因于穿过射流的洛伦兹因子的变化以及将爆炸动能转换为$γ$ -射线的可变效率。

短伽马射线暴的谱滞后

On the Spectral Lags of the Short Gamma-Ray Bursts

利用CGRO/BATSE伽玛暴星表对短伽马射线暴（GRB）的光谱滞后进行了详细的分析，并与长GRB的光谱滞后进行了比较。我们的结果如下。（1）短暴和长暴的谱滞后分布有明显的不同。排除统计涨落效应，约17%的短伽玛暴具有负的谱滞后，即，硬光子落后于软光子。从它们的光变曲线中，我们没有发现任何特殊的特征来区分这些爆发和那些具有正光谱滞后的爆发。我们认为，一个更物理机制主导的硬滞后可能隐藏在光变曲线的形态特征。这对现有的伽玛暴模型是一个巨大的挑战。我们注意到，这个比例与Tanvir等人新发现的与附近星系相关的短伽玛暴的比例一致，尽管还不清楚这些短伽玛暴是否真的与起源于低红移的源有关。（2）长伽玛暴的谱滞后与脉冲宽度有很强的相关性，而短伽玛暴的谱滞后与脉冲宽度无关。然而，短、长伽玛暴的光谱滞后与脉冲宽度之比随样本宽度的变化分别为0.023和0.046，表明曲率效应不能单独解释两类伽玛暴光谱滞后的差异。正如Daigne和Mochkovitch所建议的那样，在伽玛暴中工作的外流和辐射过程的流体动力学时间尺度也可能发挥重要作用。

伽马射线暴和恒星形成的历史

Gamma-ray bursts and the history of star formation

伽马射线暴（GRB）起源的流行模型包括短寿命的大质量恒星作为火球的祖先。因此，伽玛暴的红移分布应该准确地跟踪大质量恒星的宇宙恒星形成率。大部分的高质量恒星形成活动似乎发生在被星际尘埃遮蔽的光学波段区域。通过观测被年轻恒星加热的尘埃在远红外和亚毫米波段产生的热辐射，估计了被尘埃包裹的恒星形成活动的数量。在这里，我们讨论一个替代探针-红移分布的伽玛暴。伽玛暴在最高的红移下是可以探测到的，因为伽玛射线不会被尘埃吸收，所以伽玛暴的红移分布应该不会受到尘埃消光的影响。目前，伽玛暴的红移只能从相关的光学瞬变辐射来确定，然而，关于尘埃遮蔽恒星形成的流行程度的有用信息也可以从有和没有相关的光学瞬变的伽玛暴的比率中获得。目前有八个伽玛射线暴具有光谱红移。一旦知道大约100个红移，伽玛暴的数量将为宇宙恒星形成历史的不同模型提供重要的测试。

伽马射线暴--第二次革命

Gamma-Ray Bursts - The Second Revolution

伽马射线暴是迄今发现的最神秘的天文现象之一。与大多数天文学发现不同的是，伽玛暴在最初发现后的几周或几个月内就得到了解释，它仍然是一个三十多年的谜团。在过去的十年里，我们对伽玛暴的理解经历了两次重大的革命。首先，BATSE发现伽玛暴在天空中各向同性分布，从而证明了它们的宇宙起源。第二次革命工具发生在最近，BeppoSAX发现了伽玛射线暴余辉。这证实了火球模型，并导致了大量的观测数据，其中一些尚未完全理解。新出现的图像是伽玛暴是迄今发现的最明亮的天体和最具相对论性的天体：（i）伽玛暴涉及速度为0.9999 c或更大的相对论运动。(ii)目前大多数的伽玛射线暴模型都涉及到黑洞的形成。(iii)如果双星中子星合并是伽玛暴的来源，那么伽玛暴也与引力辐射信号有关。最后，（iv）观测到的高红移伽玛暴作为宇宙学的能量库，可以用来测量宇宙学参数，并告诉我们星系形成的时代。

Bohdan对我们理解伽马射线暴的影响

Bohdan's Impact on Our Understanding of Gamma-ray Bursts

Bohdan Paczy'nski是宇宙学GRB模型的先驱之一。他关于伽玛暴如何运作以及它们的祖先是什么的想法在90年代的伽玛暴领域占据了主导地位，在此期间，伽玛暴的距离和起源被揭示出来。我在这里讨论Bohdan的贡献在一些历史的角度来看。

短伽马射线暴与星系团的相关性

On the correlation of Short Gamma--Ray Bursts and Clusters of galaxies

我们对z \leq为0.45的星系团进行了伽马射线暴和X射线选择星系团的交叉关联.在尺度θ \leq 3 deg上，短暴和星团之间的角互相关联函数w_{bc}（θ）有一个正的2σ信号。相反，没有相关性的集群和人口的长伽玛暴。与团簇自相关函数的比较表明，短暴并不跟踪团簇分布，因为并不是所有的短暴都在团簇中发现。如果我们仅考虑z=0.1的簇群，则发现w_{bc}（θ）中的较高信号。通过将短脉冲串自相关函数与模型预测进行比较，我们将短脉冲串约束为主要起源于\sim 270 Mpc（即z \leq 0.06）内。我们的分析还表明，短伽玛暴与“正常”星系的相关性更好。短伽玛暴的双紧凑对象合并模型将优先与早期型星系，但目前的统计数据不允许我们排除这些事件中的至少一小部分也可能发生在晚型星系，在协议与最近的证据。

论伽马射线暴的起源

On The Origin of Gamma Ray Bursts

我们建议，重复的光激发/电离的高Z原子的高度相对论性流的恒星光在致密的恒星区域，然后由衰变/复合光子的发射，这是光束和增强的伽马射线能量的观察框架，产生伽马射线暴（GRBs）。我们发现，这种被忽视的机制，这是能够有效地转换重子动能释放的合并或吸积引起的中子星崩溃到宇宙学的伽玛暴，再现了所有的主要观测性质的伽玛暴非常好。

演化透镜模型中伽马射线暴平均红移的引力透镜限制

Gravitational Lensing Bound On The Average Redshift Of Gamma Ray Bursts In Models With Evolving Lenses

BATSE 4B星表中引力透镜伽马射线暴的识别可以用来约束伽玛暴的平均红移$ < z >$。本文研究了不同宇宙学模型中演化透镜对伽玛暴$< z >$的影响。宇宙学参数$Ω$和$Λ$对伽玛暴的$< z >$有影响。另一个可以改变$< z >$的因素是星系的演化。我们考虑了三种星系演化模型。特别地，我们发现演化星系模型中的伽玛暴的$< z >$上限比非演化星系模型中的伽玛暴高。

伽马射线暴：对其他宇宙学探测的补充

Gamma Ray Bursts: Complementarity to Other Cosmological Probes

我们结合最近的长伽玛射线暴（GRBs）样本，包括Schaefer（2006）的Swift伽马射线暴中的52个天体，以及Ia型超新星（SNIa）、宇宙微波背景（CMB）和重子振荡（BAO）来约束宇宙学。我们研究的约束所产生的伽玛暴单独和互补性的伽玛暴其他宇宙学探针。为了分析伽玛暴的宇宙学作用，我们采用哈勃常数作为一个自由的参数，事先在$H_0=72\pm8\enspace\kmsmpc$的范围内，而不是一个固定的$H_0$在以前的研究中使用。通过联合使用SNIa gold/SNLS样本和伽玛暴，对\Om - \Ol参数空间的约束较之单独使用SNIa数据得到了显著改善。伽玛暴的互补性主要来自z $>$ 1.5的子样本，这是由于不同红移处亮度距离的参数简并度不同。在我们的分析中，除了SNIa、BAO和CMB之外，还包括GRB数据，我们发现，\Om $\sim$ 0.3和\Ol $\sim$ 0.7的一致性模型仍然在1 $σ$置信范围内。

伽马射线暴透镜回波搜索的结果

Null Result in Gamma-Ray Burst Lensed Echo Search

利用美国宇航局（NASA）轨道上的{ \it Compton}伽玛射线观测站的伽玛射线暴和瞬变源实验（BATSE）数据，研究了伽玛射线暴之间的引力透镜感应回波。搜索工作分两个阶段进行。在第一阶段中，我们比较了前260个GRB的亮度完整样本中的所有GRB，其记录的角位置具有至少5%的机会从其组合位置误差中重合。在第二阶段，我们比较了所有的GRB光变曲线的第一个611 GRB与记录的角位置有至少55%的机会是一致的，从他们的组合位置误差。在这两个阶段都没有发现明确的引力透镜候选对，尽管积累了一个“密切联系的图书馆”供将来参考。这一结果既不排除也不明显限制伽玛暴的宇宙学起源。

伽马射线暴中的未决问题：偏振测量和暗伽玛暴

Open issues in gamma-ray bursts: polarimetry and dark GRBs

我们回顾了余辉物理学中的一些开放性问题，即余辉的偏振特性和暗/微弱爆发的存在。极化研究对伽玛暴喷流的物理结构和动力学演化有着重要的意义，揭示了伽玛暴喷流的磁化特性和能量分布。GRB 020813的偏振观测已经排除了该事件的均匀喷流。然后，我们提出了微弱/暗爆发的观测结果，表明其中一些可能被尘埃掩盖，而另一些可能只是本质上暗淡。

伽马射线暴的发源地：丰度梯度和对祖先的约束

The birth place of gamma-ray bursts: abundance gradients and constraints on progenitors

伽马射线暴（GRB）的物理学及其与宿主星系中心的偏移被用来研究它们的祖先的演化状态，这是由流行的想法，即GRB与大质量恒星的灾难性坍缩有关。我们认为，在内部和外部区域的主机伽玛射线暴的祖细胞可能是本质上不同的：外爆发似乎有系统的更大的各向同性等效能量（或更窄的射流）。这可能提供了一个有趣的线索，伽玛暴的性质，并可能反映金属丰度和伽玛暴祖先的演化之间的关系。如果是真的，那么这种偏移量-各向同性光度相关性是长持续时间伽玛暴起源于类星体的有力论据。

双星内部夸克新星爆炸：对伽马射线暴的应用

Quark-nova explosion inside a collapsar: application to Gamma Ray Bursts

如果一个夸克新星发生在一个超新星内部，夸克新星喷出物（相对论性的富铁块）和超新星包层之间的相互作用会导致伽马射线暴中观察到的特征。夸克新星喷出物与恒星的包层碰撞，在极漏斗上方形成一个向外移动的帽（Gamma~1 - 10）。在相对论喷流（在吸积到夸克星上之后）的内部冲击波中，当帽盖变得光学薄之后，可以看到瞬发的伽马射线暴发射。模型特征包括：（i）前体活性（光学、X射线、伽马射线），（ii）瞬发伽马射线发射，和（iii）余辉发射。我们讨论了SN-少的长持续时间的伽玛暴，短硬伽玛暴（包括协会和非协会与恒星形成区），暗伽玛暴，高能X射线耀斑中检测到的雨燕伽玛暴，并在我们的模型的上下文中观察到的近同时的光学和伽玛射线的即时发射。

伽马射线暴的亮度相关特性

Brightness Dependent Properties of Gamma Ray Bursts

在伽马射线暴（GRB）的平均时间剖面中确实发现了亮度相关。确定的时间常数的拉伸指数斜率的平均峰对齐的时间轮廓的伽玛暴作为峰值亮度的函数，我们发现，峰后斜率显示时间膨胀时，比较明亮和昏暗的爆发，而峰前斜率几乎没有变化。因此，在高置信水平下，较强的爆发比较弱的爆发更对称。最弱的爆发具有不同的形状（即，不同的拉伸指数）。这种差异太大，无法用触发效应和泊松噪声来解释。我们将这些相关性解释为伽玛暴的亮度和复杂性之间的内在正相关性的结果。这种解释是直接证实了模拟，以及由形态分类的突发。事实上，这种相关性可以观察到的伽玛暴的分布在光度距离上施加新的限制。

伽马射线暴是标准烛光吗？

Are Gamma-Ray Bursts Standard Candles?

通过将48个长持续时间伽马射线暴（GRB）样本按红移由低到高分为4组，用Amati关系log Eiso = a + b log Epeak对各组进行拟合，发现参数a和b随各组GRB平均红移的变化是系统而显著的。结果表明，伽玛暴强烈的宇宙红移的演变，因此不是标准的蜡烛。

超长伽马射线暴

Superlong Gamma-Ray Bursts

在BATSE/GRO发射之前，伽玛暴似乎是一种持续时间长达约100秒的统一现象。BATSE已经检测到许多超过100 s的事件，还有一些超过500 s。我们对1024 ms连续BATSE记录进行了离线扫描，发现了几个BATSE GRB触发事件的非触发事件，这些事件确信属于相同的GRB。也有几对爆发是单个超长（“超长”）伽玛暴的候选者，持续时间可达2000秒。它们在500- 2000 s的发射是瞬发而不是余辉。这些超长伽玛暴可能属于“长"伽玛暴，构成其持续时间分布的尾部。这类事件的存在可以限制某些模型，在硬X射线余辉的研究中应予以考虑。

Suzaku-WAM和Konus-Wind观测到的四个短伽马射线暴瞬发光谱特征

Spectral Properties of Prompt Emission of Four Short Gamma-Ray Bursts Observed by the Suzaku-WAM and the Konus-Wind

我们利用Suzaku-WAM和Konus-Wind实验对四个明亮的短伽马射线暴（GRB）的瞬发辐射进行了联合分析。这种联合分析使我们能够在更宽的能带上以更高的精度研究短持续时间爆发的光谱特性。我们发现，这些爆发有一个高的E $_{\rm peak}$，约1兆电子伏，并有一个更难的幂律组成部分比长伽玛暴。然而，我们不能确定这些光谱是否遵循截止幂律模型或带模型。我们还研究了光谱滞后，硬度比，推断各向同性辐射能量和存在的软发射驼峰，为了将它们分为短或长的伽玛暴使用几个标准，除了爆发持续时间。我们发现，所有的标准，除了软驼峰的存在，支持的事实，我们的四个伽玛暴样品被正确地归类为属于短类。此外，我们的宽带分析表明，没有证据表明伽玛暴具有非常大的硬度比，如在BATSE短伽玛暴样品中所看到的，并且我们的四个短伽玛暴的光谱滞后与零一致，即使在MeV的能带中，与长伽玛暴不同。虽然我们的短伽玛暴样品仍然有限，这些结果表明，短伽玛暴的光谱硬度可能没有显着不同的长伽玛暴，也在高能量的光谱滞后可能是一个强有力的标准爆发分类。

关于伽马射线暴宇宙学的未来

On the future of Gamma-Ray Burst Cosmology

随着对神秘的伽马射线暴（GRB）是光束爆炸的理解，以及最近发现的“吉兰达关系”，使用GRB作为宇宙学尺度的梦想可能已经接近现实了几步。假设Ghirlanda关系是真实的，我们已经研究了可能的宇宙学参数的限制，使用一个模拟的未来样本的大量GRB的灵感来自正在进行的SWIFT任务。与未来Ia型超新星样本的约束条件相比，我们发现伽玛暴在约束暗能量或其状态方程方面并不有效。这主要是因为在低红移时几乎没有爆发。

稠密星域中的火球对伽马射线暴的解释

Fireballs in Dense Stellar Regions as an explanation of Gamma Ray Bursts

我们研究了相对论流与密集辐射场相互作用的伽马射线暴的宇宙学方案。结果表明，这种情况是可信的，在非常密集的恒星区域，这是已知存在于坍缩的核心球状星团或致密的星系核。它产生了一个正确的定量描述的伽玛暴的时间行为。伽玛暴的其他几个性质很容易解释。