Evidence for a long duration component in the prompt emission of short Gamma-Ray Bursts detected with BeppoSAX
本文对BeppoSAX卫星上的伽马射线暴监测仪（GRBM）探测到的所有短伽马射线暴的光变曲线进行了统计研究。在GRBM的两个1 s计数器（40-700 keV和>100 keV）中发现了与这些事件相关的一个非常弱的长持续时间分量的证据，它在爆发前几十秒开始，在爆发后持续约30 s。该组件的整体硬度与事件本身的硬度相当。在发病时间和类似的硬度之前的信号的检测是一致的解释的长持续时间的组件在与短伽玛暴相关的即时发射。
2005-04-08 astro-ph
Distributions of Peak Flux and Duration for Gamma-Ray Bursts
许多关于伽马射线暴的重要结论都是由峰值通量或持续时间等各种量的分布得出的。我们发现，对于天体物理瞬变，如爆发，多个选择阈值可能会导致各种形式的数据截断，这可能会强烈影响从数据中获得的分布，如果没有适当的考虑。因此，数据应被认为是一个多变量分布。我们还警告说，如果形成多变量分布的变量在统计上不是相互独立的，可能会导致进一步的偏差。描述了一个一般的方法来正确地考虑这些影响，并作为一个具体的例子，我们提取的流量和持续时间的分布从BATSE 3B伽马射线暴数据。结果表明，适当考虑上述偏见往往会增加斜率的$\log{N}$ - $\log{S}$关系在低值的$S$，并显着增加短持续时间的突发的数量。
1995-10-20 astro-ph
The hardness-duration correlation in the two classes of gamma-ray bursts
利用4 B星表数据研究了伽马射线暴的硬度-持续时间关系。我们发现，虽然硬度比和持续时间是明显相关的4 B目录的整个集合，它们是不相关的两个子集划分在2秒的持续时间。然而，对于具有可比大小的其他子集，这两个量显著相关。由此得出以下结论：（1）证实了两类伽玛暴的存在;（2）这两类伽玛暴的硬度比和持续时间完全不相关;（3）不同类型的伽玛暴具有不同的硬度比和持续时间的分布，正是这种差异导致了整组伽玛暴的硬度比和持续时间之间的相关性。
2000-05-29 astro-ph
Energy-Dependent Gamma-Ray Burst Peak Durations and Blast-Wave Deceleration
对伽马射线暴的瞬发伽玛射线光变曲线和X射线光变曲线的时间分析表明，暴脉冲时间尺度随能量的减小而增大。对于BATSE猝发的集合，Fenimore等人（1995）表明猝发峰值持续时间的能量依赖性可以用$Δt \propto E^{-γ}$表示，其中$γ\simeq 0.4$ = 0.45。这种幂律依赖性导致了这种效应是由于辐射过程的建议，最明显的是产生辐射的非热粒子的同步加速器冷却。在这里，我们表明，一个类似的幂律依赖发生，在某些假设下，在爆炸波模型的背景下，是一个后果的减速的爆炸波。这种效果将获得是否同步加速器冷却是重要的，但不同程度的冷却将导致峰值持续时间的能量依赖性的变化。
1998-05-22 astro-ph
A Search for Early Optical Emission from Short and Long Duration Gamma-ray Bursts
持续时间短的伽马射线暴可能隐藏着一系列产生暴的现象的重要线索。然而，最近的进展，从观察光学对应物并没有受益于研究的短暴。我们用ROTSE-1远摄阵列探测了六个伽马射线暴的早期光辐射。其中三个事件持续时间很短，包括GRB 980527，这是迄今为止观测到的最明亮的短爆发之一。这些数据包括响应通过GCN传送的BATSE触发而拍摄的未经过滤的CCD光学图像。这是第一次，我们已经分析了整个16度的16度领域涵盖了五个这样的爆发。此外，我们讨论了寻找光学对应的GRB 000201，一个良好的本地化长爆发。单图像灵敏度范围从13至14级约10秒后，最初的爆发检测，14 - 15.8一小时后。在这项分析中没有发现新的光学对应物，这表明短暴光学通量和伽马射线通量是不相关的。
2001-04-11 astro-ph
No supernovae detected in two long-duration Gamma-Ray Bursts
强有力的证据表明，长时间的伽马射线暴（GRB）是在大质量恒星坍缩过程中产生的。在标准版本的坍缩星模型中，一颗宽线且明亮的Ic型核心坍缩超新星（SN）伴随着GRB。这种关联已经在对附近几个伽玛暴的观测中得到证实。最近的观测表明，一些长持续时间的伽玛暴是不同的。没有SN辐射伴随着长持续时间的GRB 060505和060614下降到比任何已知的Ic型SN更暗的极限，比伴随GRB 980425的原型SN 1998 bw暗数百倍。早期余辉的多波段观测，以及宿主星系的光谱学，排除了明显的尘埃遮蔽的可能性。此外，爆发起源于恒星形成的星系，在GRB 060505的情况下，爆发局限于其宿主星系螺旋臂中的一个紧凑的恒星形成结。我们发现，宿主星系的属性，爆发的持续时间长，在GRB 060505的情况下，爆发的位置在其主机内，都意味着一个大规模的恒星起源。因此，在如此深的范围内没有SN表明了一种新的大质量恒星死亡现象。
2007-03-27 astro-ph
A Possible Intrinsic Fluence-Duration Power-Law Relation in Gamma-ray Bursts
我们认为BATSE样品中伽马射线暴的本征能量密度和本征辐射持续时间的分布都符合对数正态分布，其中本征色散远大于宇宙学的时间延缓和红移效应.我们对BATSE短和长爆发样本进行单独的双变量对数正态分布拟合。双变量对数正态行为导致椭圆形分布，其长轴决定了注量和持续时间之间的总体统计关系。我们发现，这种配合提供了证据的能量密度和持续时间之间的幂律依赖性，具有统计学显着不同的指数为长和短组。我们讨论了可能影响这一结果的偏见，并认为这种影响可能是真实的。这可以为长和短突发的模型提供潜在有用的约束。
2001-03-20 astro-ph
The Power Spectra of Two Classes of Long-duration Gamma-ray Bursts
我们研究了Balastegui等人最近分类中的两类长持续时间伽马射线暴的平均功率密度谱。（2001）基于神经网络分析。这两个PDS遵循幂律在很宽的频率范围内具有近似相同的斜率，这表明一个过程具有自相似的时间属性可能是两者的发射机制的基础。对这两类爆发分别按其亮度和光谱硬度分组，计算各组的PDS，发现这两类爆发的PDS都随着爆发亮度和光谱硬度的增加而变平。
2003-01-28 astro-ph
Properties of the intermediate type of gamma-ray bursts
伽马射线暴按其持续时间可分为三类（“短”、“中”、“长”）。第三种类型的伽马射线暴--众所周知--具有中等的持续时间。我们发现，中间组是最软的。硬度和持续时间之间的关系被发现为这个子类的对比短和长组。
2007-01-16 astro-ph
GRB 060121: Implications of a Short/Intermediate Duration Gamma-Ray Burst at High Redshift
自从2005年发现第一个短硬伽马射线暴余辉以来，人们发现少数观测到的事件都嵌入在附近（z < 1）明亮的底层星系中。我们对短持续时间爆发GRB 060121进行了多波长观测，这是第一次观测到明显超过其宿主星系（因子>10^2）。这一事件的光度红移使其最可能的红移为z = 4.6，而不太可能的情况为z = 1.7。无论哪种情况，GRB 060121都可能是迄今为止探测到的最远的短持续时间GRB，这意味着伽马射线中的各向同性等效能量释放与长持续时间爆发中的能量释放相当。我们讨论了释放的能量对祖细胞性质的影响。这些结果表明，GRB 060121可能属于一个高能短持续时间事件家族，位于z > 1，其光学余辉将超过其宿主星系，不像2005年观察到的第一个短持续时间GRB。本文还讨论了GRB 060121是中等持续时间暴的可能性。
2006-05-19 astro-ph
Opaque or transparent? A link between neutrino optical depths and the characteristic duration of short gamma-ray bursts
宇宙学上的伽马射线暴（GRB）被认为是发生在剧烈的超临界吸积到恒星质量的黑洞上，或者是在大质量恒星的核心坍缩之后，或者是在紧凑的双星合并之后。这种二分法可以反映在具有不同持续时间的两类突发中。如果要建立特征的、相关的时间尺度，这些系统演化的动力学计算是必不可少的。我们在这里显示的第一次的动力学模拟的结果，持续约一秒，合并后的吸积盘周围的黑洞，使用一个现实的状态方程，并考虑中微子发射过程。我们发现，包括中微子光学深度效应产生重要的定性的时间和空间的演变和结构的磁盘，这可能直接反映在短伽玛暴的持续时间和可变性的转变。
2004-04-28 astro-ph
On burning regimes and long duration X-ray bursts
吸积在中子星上的氢和氦经历热核燃烧。爆炸燃烧被观察为I型X射线爆发。我们描述了不同的燃烧制度，并专注于一些目前的理论和观测之间的不一致。特别令人感兴趣的是罕见的X射线爆发，如碳燃料超级爆发和氦燃料中长X射线爆发。这些爆发被认为起源于中子星包层的更深处，因此它们是地壳热性质的探测器。我们研究了用宽场仪器INTEGRAL-ISGRI和Swift-BAT观测超暴的可能性。我们发现只有最亮的爆发才能被探测到。
2008-11-27 astro-ph
Afterglow upper limits for four short duration, hard spectrum gamma-ray bursts
我们提出了行星际网络定位，光谱和时间历史信息的四个短持续时间，硬谱伽马射线暴，GRB 000607，001025 B，001204和010119。所有这些事件都被灵敏的射电和光学观测所跟踪（这是迄今为止第一次也是唯一一次在射电中跟踪的爆发），但没有探测到，这表明短爆发没有异常强烈的余辉。我们讨论的上限，并表明，缺乏可观察到的对应物是一致的假设，即短脉冲的余辉行为是一样的，长时间的爆发，其中许多同样没有可检测的余辉，以及与假设，短脉冲没有可检测的余辉在所有。少量的统计数据不允许在这些替代方案之间做出明确的选择，但鉴于目前各种特派团的检测率，我们表明可以预期在不久的将来取得进展。
2001-11-02 astro-ph
Observational Prospects for Afterglows of Short Duration Gamma-ray Bursts
如果短持续时间伽马射线暴（GRB）和长持续时间GRB产生$\siml 2$-射线的效率相同，则短GRB的平均动能必须比长GRB的小$\sim 20$倍。进一步假设短、长持续时间暴的相对论性激波具有相似的参数，我们证明短持续时间暴的余辉平均比长持续时间暴的余辉暗10- 40倍。我们发现，一个典型的短伽玛射线暴的余辉将低于检测限（$\siml 10 \microJy$）的搜索在射频。余辉也很难在光学上观察到，我们预测$R \simg 23$在爆发后几个小时。如NS-NS和NS-BH合并模型所预期的那样，如果短伽玛暴发生在低密度介质中，则射电和光学余辉将更加微弱。探测短伽马射线暴余辉的最佳前景是早期（$\siml 1$日）的X射线观测。
2001-08-08 astro-ph
GRB 000301C: a possible short/intermediate duration burst connected to a DLA system
我们讨论了GRB 000301 C余辉的两个主要方面（Fynbo等，2000，Jensen等，2000）;它的短持续时间和它与阻尼Ly-alpha吸收体（DLA）的可能联系。GRB 000301 C属于短暴类，尽管它与属于拟议的中间类或长持续时间GRB分布的极端短端是一致的。基于两个VLT光谱，我们估计HI柱密度为Log（N（HI））=21.2+/-0.5。这是第一次直接表明伽玛射线暴宿主星系和阻尼Ly-alpha吸收体之间的联系。
2001-09-03 astro-ph
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。
2008-03-17 astro-ph
Quiescent times in gamma-ray bursts: I. An observed correlation between the durations of subsequent emission episodes
虽然已经探测到了2000多个天文伽马射线暴（GRB），但造成这些事件的确切起源却不得而知。在伽玛暴中观察到的时间现象可以显著地约束不同的模型。在这里，我们分析的时间历史的一个样本的明亮，长的伽玛暴，寻找那些表现出相对较长的（超过5%的总爆发持续时间）的静止时间，定义为相邻的事件之间的间隔期间，伽玛射线计数率下降到背景水平的排放。我们发现一个定量关系的持续时间的排放插曲和静止时间过去了，因为前一集。我们在这里建议，负责提取和能量耗散的机制必须发生在一个亚稳定的配置，这样的积累时间越长，更高的是存储的能量可用于下一个发射情节。
2001-02-12 astro-ph
Hyper- and suspended-accretion states of rotating black holes and the durations of gamma-ray bursts
我们分析了大尺度磁矩作用下旋转黑洞吸积的时间演化。风力矩单独驱动盘在有限时间内趋向坍缩$\sim t_{ff} E_k/E_B$，其中$t_{ff}$是初始自由落体时间，而$E_k/E_B$是动向磁能与极向磁能之比。来自快速旋转的黑洞的额外自旋扭矩可以阻止磁盘的流入。我们将短/长伽马射线暴与缓慢/快速旋转的黑洞上的超吸积/悬浮吸积联系起来。该模型预测了短脉冲的余辉发射，并可通过HETE-II进行测试。
2001-03-27 astro-ph
GRBs 070429B and 070714B: The High End of the Short-Duration Gamma-Ray Burst Redshift Distribution
我们给出了短持续时间伽马射线暴GRB 070429 B和可能的短持续时间扩展发射GRB 070714 B的宿主星系的光谱。在这两种情况下，我们发现一个单一的发射线，我们确定为O II λ 3727在z ~ 0.9。这两个事件都比以往任何短持续时间的伽玛暴与安全的主机协会从光学余辉的亚弧秒位置更遥远。GRB 070429 B和070714 B提供了强有力的证据，支持我们先前在Berger等人中的主张，即很大一部分短持续时间宿主（> 33%）位于z > 0.7。我们讨论了短持续时间的伽玛暴的能量，以及祖模型的存在这个人口的影响。在退化的二元合并的情况下，这样的事件需要祖系统的寿命范围和不利于祖模型与长，窄的寿命分布。
2008-02-07 astro-ph
The Unusually Long Duration Gamma-ray Burst GRB 000911
GRB 000911是所有局部化良好的伽马射线暴中持续时间最长的（T_90 ~ 500 s），其能量密度在BATSE暴中排在前1%。在这里，我们报告了这一独特爆发的余辉的发现。为了同时符合我们的射电和光学观测，我们需要调用一个模型，涉及硬电子分布，p ~ 1.5和喷流破裂时间小于1.5天。在爆发后111天拍摄的宿主星系的光谱显示了一条单一的发射线，在红移z = 1.0585处被解释为[OII]，以及一个连续中断，我们将其解释为在这个红移处的巴耳末极限。尽管T_90很长，GRB 000911的余辉与迄今为止研究的余辉相比，在其他方面并不罕见。我们的结论是，伽玛暴的持续时间起着很小的作用，在确定余辉的物理。
2001-10-13 astro-ph
An exceptionally bright flare from SGR1806-20 and the origins of short-duration gamma-ray bursts
软伽马射线中继星（英语：Soft gamma ray repeater，SGR）是银河系中的X射线星，在零星的活动期间会发出大量短持续时间（约0.1秒）的硬X射线爆发。它们被认为是磁星：强烈磁化的中子星，其发射是由磁能的耗散提供动力的。在这里，我们报告了SGR 1806-20的长（380秒）巨型耀斑的探测，它比我们银河系中以前观测到的任何瞬态事件都要明亮得多。(In在最初的0.2秒，耀斑释放的能量相当于太阳在25万年内辐射的能量。）它的力量可以用一种灾难性的不稳定性来解释，这种不稳定性涉及全球地壳破裂和磁星上的磁重联，以及恒星外部磁场线可能发生的大规模解扭。从很远的距离看，这一事件似乎是一个持续时间短、光谱硬的宇宙伽马射线暴。因此，至少有相当一部分神秘的短时间伽马射线暴可能来自河外磁星。
2005-05-11 astro-ph
Does The Addition of a Duration Improve the L_iso - E_peak Relation For Gamma-Ray Bursts?
Firmani等人提出了一种新的伽马射线暴（GRB）亮度关系，该关系比L_iso-E_peak关系有显着改善。新提出的关系简单地通过将E_peak值乘以T_0.45的幂来修改E_peak值，其中T_0.45是GRB持续时间的特定度量。我们首先复制Firmani的19次爆发的结果。然后，我们测试Firmani关系相同的19个爆发，除了我们使用独立的测量值为L_iso，T_0.45，和E_peak，我们发现，关系大大恶化。我们进一步用60个测得光谱红移的伽玛暴来检验这个关系，并找到了一个与原来的L_iso-E_peak关系具有可比散射的关系。也就是说，一个更大的样本的突发不重现小的分散报告Firmani等人。最后，我们调查是否Firmani关系改善使用任何32措施的持续时间在T_0.45的地方。每个替代持续时间测量的质量是通过观察到的对数Liso值和拟合对数Liso值之间的离散度的均方根来评估的。虽然我们发现一些持续时间产生的结果略好于T_0.45，但持续时间度量之间的差异很小。我们发现，持续时间的增加并没有增加任何显着的改善L_iso-E_peak关系。本文还从L_iso-E_peak和Amati关系出发，给出了Firmani关系的一个简单而直接的推导。总之，我们得出的结论是，Firmani关系既不独立存在，也没有对以前已知的更简单的关系提供任何显着的改进。
2008-08-14 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
Likelihood Estimation of Gamma Ray Bursts Duration Distribution
到目前为止，已经确定了两类伽马射线暴，其特征是T90持续时间短于和长于约2秒。结果表明，BATSE 3B数据与log T90中的三个高斯分布拟合良好。在ApJ的同一卷中。另一篇文章则认为可能存在第三类伽玛暴。使用完整的BATSE目录在这里，我们提出了极大似然估计，这给我们0.5%的概率只有两个子类。MC模拟证实了这种可能性。
2005-06-15 astro-ph
Investigation on the Bimodal Distribution of the Duration of Gamma-ray Bursts from BATSE Light Curves
通过分析64 ms时间分辨率的光变曲线，研究了BATSE伽马射线暴（GRB）持续时间的双峰分布。我们从伽玛暴剖面的自关联函数定义了伽玛暴的平均脉宽。伽玛暴的平均脉宽分布呈双峰型，表明伽玛暴由长脉冲和短脉冲组成。长脉冲伽玛暴的平均脉冲宽度似乎与峰值通量相关，与伽玛暴宇宙学起源所预期的时间膨胀效应一致。而短脉冲伽玛暴的平均脉宽与峰值通量之间的相关性并没有表现出这种趋势，这需要进一步利用更高的时间分辨率资料进行研究。
1999-03-09 astro-ph
Search for Short Duration Bursts of TeV Gamma Rays with the Milagrito Telescope
米拉格里托水切伦科夫望远镜运行了一年多。最可能的伽马射线能量约为1 TeV，触发频率高达400 Hz。我们已经开发了一种有效的技术，用于搜索整个天空的TeV光子的短时间爆发。这样的爆发可能是由“传统的”伽马射线暴造成的，这些伽玛射线暴不在任何其他仪器的视野内，原始黑洞的蒸发，或者一些尚未发现的现象。我们已经开始搜索米拉格里托的数据集，寻找持续时间为10秒的爆发。在这里，我们将介绍该技术和预期的结果。最终结果将在会议上公布。
1999-06-24 astro-ph
On the nature of gamma-ray burst time dilations
最近的一项发现是，微弱的伽马射线暴相对于明亮的伽玛射线暴在时间上被拉长了，这一发现被解释为宇宙学距离的支持：微弱的伽玛射线暴相对于明亮的伽玛射线暴的持续时间有红移。然而，有人指出，相对时间拉伸也可以由附近有界分布的伽马射线暴的持续时间和亮度之间的内在相关性产生。虽然这两种模型都可以解释时间拉伸的平均量，但我们发现它们之间的一般差异在于微弱爆发的持续时间分布偏离明亮的持续时间分布。这使我们能够根据伽马射线暴的持续时间分布来区分这两大类模型，从而可能明确地确定伽马射线暴的距离尺度。我们将我们提出的测试应用于第二个BATSE目录，并得出结论，谨慎地说，这些数据有利于时间膨胀的宇宙学解释。
1994-06-02 astro-ph
Determining the GRB (Redshift, Luminosity)-Distribution Using Burst Variability
我们利用Reichart等人（2000）提出的长持续时间伽马射线暴（GRB）的类造父变星光度估算方法，估算了BATSE 4B星表中907个长持续时间GRB的内禀光度，从而估算了红移。我们描述了一种基于贝叶斯推断的方法，它使我们能够推断的内在伽玛暴爆发率的红移的函数与估计的内在亮度和红移的爆发。我们将这种方法应用于上述长持续时间的伽玛暴样本，并给出了一些初步的结果。
2002-10-18 astro-ph
On the nature of gamma-ray burst time dilations
最近的一项发现是，微弱的伽马射线暴相对于明亮的伽玛射线暴在时间上被拉长了，这一发现被解释为宇宙学距离的支持：微弱的伽玛射线暴相对于明亮的伽玛射线暴的持续时间有红移。然而，有人指出，相对时间拉伸也可以由附近有界分布的伽马射线暴的持续时间和亮度之间的内在相关性产生。虽然这两个模型可以解释的平均时间拉伸量，我们发现它们之间的差异的方式的持续时间分布的微弱的爆发偏离明亮的，假设伽马射线暴的光度函数是独立的距离。这使我们能够根据伽马射线暴的持续时间分布来区分这两大类模型，从而可能明确地确定伽马射线暴的距离尺度。我们将我们提出的测试应用于第二个BATSE目录，并得出结论，谨慎地说，这些数据有利于时间膨胀的宇宙学解释。
1994-08-02 astro-ph
Gamma-Ray Burst Peak Duration as a Function of Energy
伽马射线暴的时间历程通常由许多峰值组成。这些峰在较高能量下趋于较窄。如果伽玛射线暴是宇宙学的，那么我们就必须了解伽马射线暴时间尺度的能量依赖性，以便修正宇宙膨胀引起的时间尺度依赖性。通过使用平均自相关函数和平均脉冲宽度，我们表明，窄与能量如下，很好，幂律。幂律指数约为-0.4。这是伽马射线暴的时间结构和光谱结构之间的第一个定量关系。目前还不清楚是什么物理原因导致了这种关系。平均自相关具有通用形状，使得一个能量范围随时间线性缩放到所有其他能量范围。这个形状近似于两个指数的和。
1995-04-21 astro-ph
Reclassification of gamma-ray bursts
我们已经应用了两种不同的自动分类算法的BATSE当前的伽玛暴目录数据，我们得到三个不同类别的伽玛暴。我们的研究结果证实存在的第三个，中间类的伽玛暴，平均持续时间\sim 25-50秒，从聚类分析和神经网络算法推导。我们的分析表明持续时间比Mukherjee等人（1998）和Horvath（1998）发现的更长，后者的中间类持续时间为\sim 2-10 s。从神经网络分析中没有发现两个最长类之间的硬度差异，从这两种方法中，我们发现，中等持续时间类构成的伽玛暴在其空间分布中最均匀的样本，而最长持续时间类构成的最不均匀的一个<V/V_max> \sim 0.1，因此是最深的伽玛暴与z_max \sim 10的人口。以前在长爆发中发现的空间不均匀性随着硬度的增加而增加的趋势，只适用于这个新的持续时间最长的类。
2001-08-16 astro-ph
Time Dilation of BATSE Gamma-ray Bursts
我们对BATSE 3B数据进行了几次非参数相关性检验，以寻找宇宙学时间膨胀的证据。这些测试占由于阈值效应在限制亮度和限制持续时间的数据截断的影响，使我们能够利用比以前的分析更大数量的爆发。我们几乎没有发现峰值强度和持续时间的各种措施之间的相关性的显着证据，但测试不能最终排除2或更少的时间膨胀因子没有更多的数据。有更强的证据表明能量密度和持续时间之间存在正相关，如果得到证实，将排除简单的无演化宇宙学模型，除非总辐射能量和爆发持续时间之间存在强烈的内在相关性。
1996-07-25 astro-ph
The Duration -- Photon Energy Relation of Gamma Ray Bursts and Its Interpretations
Fenimore等人（1995）最近提出了伽马射线暴（以下简称伽玛暴）的光谱结构和时间结构之间的密切关系。特别是，他们发现，组成伽马射线暴时间剖面的子脉冲的持续时间与观测到的光子能量$E$之间存在明确的幂律关系，指数为$\simeq 0.45$。在本说明中，我们提出了两个简单的模型，可以在一个简单的方式来解释所观察到的相关性。这些模型包括：（a）相对论电子群体的脉冲注入和随后的同步辐射冷却。(b)单能高能光子在汤普森深度$τ_T \sim 5$的介质中的脉冲注入及其随后由于电子散射而导致的能量降级。我们提出的参数区分这两种模式从现有的数据。
1997-09-18 astro-ph
A Comprehensive Study of the X-ray Bursts from the Magnetar Candidate 1E 2259+586
利用Rossi X射线定时探测器上的正比计数器阵列（PCA），对2002年6月18日异常X射线脉冲星（AXP）1 E 2259+586爆发的X射线爆发进行了统计分析。我们表明，这些突发的属性是类似的软伽玛重复（SGRs）。我们发现的相似之处是爆发持续时间遵循对数正态分布，峰值在99 ms，微分爆发注量分布由指数为-1.7的幂律很好地描述，爆发注量与爆发持续时间呈正相关，等待时间分布由平均47 s的对数正态分布很好地描述，并且脉冲串通常是不对称的，上升时间比下降时间快。然而，我们发现AXP和SGR爆发之间的一些定量差异。具体来说，我们观察到的AXP爆发表现出更宽的持续时间范围，爆发通量和持续时间之间的相关性比SGR更平坦，观察到的AXP爆发平均能量低于观察到的SGR爆发，并且能量更高的AXP爆发具有最硬的光谱-与SGR相反。我们的结论是，爆发是足够相似的，AXP和SGR可以被认为是统一的源类，但有一些有趣的差异，可能有助于确定物理上区分这两个密切相关的表现中子星。
2003-10-29 astro-ph
On the origin of bimodal duration distribution of Gamma Ray Bursts
研究了伽马射线暴的子弹模型的修正形式。源的中央发动机产生包含在锥体内的多个子射流。子喷流的源帧中的光子的发射要么参与无限薄的壳层，要么在其有限时间的膨胀期间。通过对BATSE观测到的伽玛暴剖面的分析，我们得出了后一种可能性更为有利的结论。我们还研究了伽玛暴的统计分布，在他们的双峰的持续时间的背景下，考虑到探测器的能力，观察信号高于一定的通量限制。在有限时间内发射炮弹的模型只能再现一类爆发，短或长，这取决于所采用的物理参数。因此，我们认为，伽玛暴双峰本质上是与两个独立的类源。
2006-01-10 astro-ph
Modeling Supernova-like Explosions Associated with Gamma-ray Bursts with Short Durations
现在有很好的证据将短硬伽玛暴与相对较低的红移（红移约为0.2）的椭圆星系和螺旋星系联系起来。这与长时间事件的平均红移约为2形成对比，长时间事件也只发生在恒星形成星系中。宿主的多样性让人想起Ia型超新星，人们广泛（但不是普遍）认为Ia型超新星起源于白矮星的合并。以此类推，人们假设短硬爆发起源于中子星合并。合并，以及恒星核心坍缩事件（II型SNe和长持续时间GRB）伴随着长寿命的亚相对论组件由爆炸中产生的不稳定元素的放射性衰变提供动力。因此，探索短持续时间事件是否也有由放射性提供动力的喷出物（即类似超新星）是有趣的。观测已经告诉我们，在最初几个经过充分研究的短硬爆发中，任何类似超新星的成分都必须比Ia型或核心坍缩超新星的典型成分要暗。我没有把较弱的超新星成分称为"迷你超新星"，这是一个词源学上站不住脚的术语，我使用术语{\it macronova}。我调查的macronovae由中子衰变和放射性镍供电的可观测性。另外，我注意到macronova将重新处理来自长寿命中心源的能量发射。我发现，令人惊讶的有趣的限制macronovae的基本参数，可以获得提供的意见，目前的10米级望远镜在一个小时到一天的范围内的爆发。
2005-10-10 astro-ph
Long-lag, Wide-Pulse Gamma-Ray Bursts
目前，对伽马射线暴（GRB）早期喷流属性的最佳探测方法是瞬发伽玛射线辐射，其中若干内、外变量决定了GRB脉冲演化。明亮的，通常复杂的爆发有许多窄脉冲，由于重叠而难以建模。然而，相对简单、长光谱滞后、宽脉冲的爆发可能具有更简单的物理特性，并且更容易建模。在这项工作中，我们分析的时间和光谱行为的宽脉冲在24长滞后爆发，使用脉冲模型与两个形状参数-宽度和不对称性-和带谱模型与三个形状参数。我们发现长滞后爆发中的脉冲在时间和光谱上都与亮爆发中的脉冲不同：长光谱滞后爆发中的脉冲数量很少，宽约100倍（10秒），系统地具有较低的nu*F（nu）峰值，较硬的低能谱和较软的高能谱。我们发现，这五个脉冲描述符基本上是不相关的，我们的长滞后样本，这表明至少需要五个参数来模拟突发的时间和频谱行为。然而，脉冲宽度与光谱滞后强烈相关;因此这两个参数可以被视为相互替代。我们推断，准确的配方估计伽玛射线暴的光度和总能量将取决于几个伽玛射线属性，至少对于长滞后爆发。BATSE触发阈值附近的长滞后爆发的普遍性，它们主要的低nF（n）谱峰，以及相对陡峭的幂律谱指数，表明雨燕将检测到许多这样的爆发。
2005-03-17 astro-ph
Neutron star binaries and long duration gamma-ray bursts
宇宙学上的长持续时间伽马射线暴（LGRB）被认为起源于剥离的大质量恒星的核心坍缩成黑洞。那些有足够旋转的形成一个离心支撑的环面，其坍缩为伽玛射线暴提供动力。我们调查的作用，潮汐锁定在一个紧密的二元作为一个源的必要角动量。我们发现，双星轨道必须不宽于几个太阳半径的环面形成核心崩溃。将这个标准与观测到的包含两个紧凑物体的双星群体进行比较，表明旋转可能在多达50%的观测系统的形成中起着重要作用。由于这些系统产生的是一颗中子星而不是一个黑洞，因此它们大概不会产生高亮度的伽马射线暴。相反，我们认为它们在相对局部的宇宙中产生了亮度低得多的伽玛暴子集。
2006-08-15 astro-ph
Explaining the Gamma Ray Burst Lag/Luminosity and Variability/Luminosity Relations
最近提出了两种不同的亮度指标用于伽马射线暴，它们使用硬光子和软光子的光曲线峰值之间的滞后以及暴光曲线的可变性（“尖峰”）。Schaefer、Deng和Band通过找到112个BATSE爆发的滞后/变化关系证明了这两个光度指标都是有效的。在这里，我对这两个指标进行简单和一般性的解释。当辐射冷却占主导地位时，滞后/光度关系是能量能量守恒的结果。高光度爆发冷却迅速，因此硬光子和软光子峰值之间的滞后很短，而低光度爆发冷却缓慢，因此滞后很长。内激波模型中出现了变率/光度关系，因为光度和变率都是喷流伽玛的相对论运动的强函数。在光度大致与伽玛^[5]成正比，变率标度为伽玛^[2]的情况下，我们得到的光度与变率的相关性与观测到的幂律一致。
2001-01-25 astro-ph
The X-ray Bursts from the Magnetar Candidate 1E 2259+586
利用Rossi X射线定时探测器上的正比计数器阵列，对2002年6月18日异常X射线脉冲星（AXP）1 E 2259+586爆发中观测到的X射线爆发进行了统计分析。我们表明，这些突发的属性是类似的软伽玛重复（SGRs）。我们发现的相似之处是：脉冲串持续时间遵循对数正态分布，峰值在99 ms，差分脉冲串注量分布由指数为-1.7的幂律很好地描述，脉冲串注量与脉冲串持续时间正相关，等待时间的分布由平均值为47 s的对数正态分布很好地描述，并且脉冲串通常是不对称的，上升时间比下降时间快。然而，我们发现AXP和SGR爆发之间的一些定量差异。具体来说，爆发相位与脉冲强度存在相关性，我们观察到的AXP爆发表现出更宽的持续时间范围，爆发通量与持续时间之间的相关性比SGR更平坦，观察到的AXP爆发的平均能量低于观察到的SGR爆发，并且能量更高的AXP爆发具有最硬的光谱-与SGR所看到的相反。我们的结论是，爆发是足够相似的，AXP和SGR可以被认为是统一的源类，但有一些有趣的差异，可能有助于确定物理上区分这两个密切相关的表现中子星。
2004-02-16 astro-ph
The Fluence Duration Bias
注量持续时间偏差导致微弱的伽马射线暴的注量和持续时间相对于它们的峰值通量被系统地低估。使用Monte Carlo分析，我们演示了这种效果如何解释的结构特征的通量与1024毫秒的峰值通量图。BATSE注量持续时间数据库中存在这种偏倚的证据，并为爆发类属性的存在提供了部分解释。
2000-01-19 astro-ph
Revisiting the characteristics of the spectral lags in short gamma-ray bursts
本文利用一个包括65个单脉冲暴的BATSE时间标记事件（TTE）样本，重新研究了短亮伽马射线暴（T90 < 2.6s）的光谱滞后特征。我们还研究了脉冲的光谱滞后与脉冲半高全宽（$FWHM$）之比的特性，称为相对光谱滞后。结果表明：1）短暴的谱滞后服从正态分布，且集中在0.014附近，其中40%的谱滞后为负滞后。通过K-S检验，我们发现滞后分布与白噪声引起的正态分布一致，这表明绝大多数短爆发的滞后都很小，可以忽略不计。
2006-10-27 astro-ph
HETE-2 Localizations and Observations of Four Short Gamma-Ray Bursts: GRBs 010326B, 040802, 051211 and 060121
在这里，我们报告的本地化和属性的4个短持续时间的伽玛暴定位的高能瞬变资源管理器2号卫星（HETE-2）：伽玛暴010326 B，040802，051211和060121，所有这些都被发现的法国伽玛望远镜（Fregate）和本地化的宽场X射线监视器（WXM）和/或软X射线相机（SXC）仪器。我们讨论了八个可能的标准，以确定这些伽玛暴是“短人口爆发”（SPBs）或“长人口爆发”（LPB）。这些判据是：（1）持续时间，（2）脉冲宽度，（3）光谱硬度，（4）光谱滞后，（5）伽玛射线辐射的能量Egamma（或等价地，伽玛暴喷流的动能EKE），（6）爆发后是否存在一个长而软的隆起，（7）爆发在宿主星系中的位置，（8）宿主星系的类型。特别是，我们已经开发了一种可能性的方法来确定的概率，一个突发是SPB或LPB的基础上，其T90持续时间。所得到的概率分布的一个显著特征是，在T90持续时间处，突发具有是SPB或LPB的相等概率，该持续时间是T90 = 5s，而不是通常使用的T90 = 2s。本文详细讨论的所有四个短持续时间爆发在Fregate 30-400 keV能量带中的T90持续时间分别为1.90、2.31、4.25和1.97秒，产生概率P（S| T90）= 0.97、0.91、0.60和0.95，这些突发是仅基于它们的T90持续时间的SPB。所有四个爆发也都有与零一致的光谱滞后。这些结果提供了…
2006-06-03 astro-ph
Constraints on the Redshift and Luminosity Distributions of Gamma Ray Bursts in an Einstein-de Sitter Universe
伽马射线暴总体的两个模型，一个具有标准烛光光度，另一个具有幂律光度分布，用卡方拟合两个数据集的并集：BATSE的长持续时间突发的微分数与峰值通量分布，以及脉冲持续时间时间膨胀因子、脉冲间持续时间膨胀因子的时间膨胀和能量移位与峰值通量信息，和峰值能量转移因子。在低峰值通量和短爆发持续时间的阈值效应的差分峰值通量分布进行校正，和脉冲持续时间的时间膨胀因子的能量拉伸和类似的效果也进行校正。在爱因斯坦-德西特宇宙学中，我们对爆发的演化给出了强的边界，这些边界与均匀的种群是不相容的，假设幂律谱和没有光度演化。此外，在适度演化的隐含条件下，观测到的光度分布的90%宽度显示为< 10^2，这比其他人所证明的假设没有演化的限制要少。最后，对红移的考虑表明，如果BATSE最微弱爆发的红移要与目前已知的星系的红移相一致，标准烛光光度是不可接受的，而在幂律光度分布的情况下，平均光度< 10^57 ph s^-1是可取的。
1997-02-19 astro-ph
The Spectral Lag of GRB060505: A Likely Member of the Long Duration Class
两个长伽马射线暴，GRB 060505和GRB 060614，发生在附近的星系，红移分别为0.089和0.125。由于它们的接近性和持续时间，开始了深入的后续活动来寻找超新星（SNe）。然而，在这两种情况下都没有发现比原型GRB相关SN 1998 bw暗两个数量级以上的限制。有人建议，爆发，尽管他们的持续时间（4和102秒），属于人口的短伽玛暴已被证明是无关的SNe。在GRB 060614的情况下，这一论点是基于一些指标，包括可忽略的光谱滞后，这与短爆发是一致的。GRB 060505的持续时间较短，但没有测量到光谱滞后。利用Suzakus广域监视器和Swift Burst Alert望远镜对GRB 060505的光谱滞后进行了测量。我们发现，滞后是0.36+/- 0.05秒，不一致的短爆发和长爆发和SN-GRB的属性一致的滞后。这些结果支持了GRB 060505与其他低光度GRB的关联，这些低光度GRB也在恒星形成星系中发现，并表明至少有一些大质量恒星可能在没有明亮SNe的情况下死亡。
2008-03-13 astro-ph
The Expected Duration of Gamma-Ray Bursts in the Impulsive Hydrodynamic Models
根据各种模型和假设，现有的关于伽马射线暴（GRB）的文献提到，在流体动力学模型中，暴持续时间的总理论值为τ ~r^2/（eta^2 c），其中r是与火球（FB）相关的爆炸波变得具有辐射性并足够强的半径。这里eta = E/Mc^2，c是光速，E是FB的初始实验室坐标系能量，M是FB的重子质量（里斯和梅扎罗斯，1992）。然而，在相同的基本框架内，一些作者（如Katz和Piran）给出了τ ~ r^2 /（eta c）。我们打算在比迄今为止所考虑的更深的层次上考虑这个问题，以消除这种混乱。我们的分析表明，前面引用的表达式都不是完全正确的，如果FB是脉冲产生的，并且产生伽玛暴的辐射过程足够快，那么它的预期持续时间将是τ ~ar^2/（eta^2 c），其中a~O（10^1）。我们进一步讨论了可能的变化，如果有的话，这个表达式，在情况下的FB传播的各向异性的方式。我们还讨论了一些相关的点的背景下，Meszaros和里斯的情况。
1997-10-07 astro-ph
Burst Statistics Using the Lag-Luminosity Relationship
利用滞后光度关系和各种BATSE目录，我们创建了一个大的爆发红移，峰值亮度和发射能量的目录。这些星表使我们能够评估滞后光度关系，并研究爆发的能量分布。我们发现，这种分布可以被描述为一个指数为α =1.76 +/- 0.05（95%置信度）的幂律，接近原始准通用射流模型预测的α =2。
2003-12-12 astro-ph
Interpretations of gamma-ray burst spectroscopy. II. Bright BATSE bursts
我们分析了CGRO BATSE观测到的一个明亮的伽马射线暴脉冲样本的光谱滞后，并将其与高分辨率光谱研究的结果进行了比较。我们发现，硬光谱的脉冲有最大的滞后，有一个类似的，但较弱的硬度强度相关指数，η和滞后之间的相关性。我们还发现，滞后显着不同的脉冲在一个突发。此外，峰值能量主要随着滞后的增加而减小。假设如诺里斯等人所建议的滞后-光度关系，因此将存在正的光度-峰值-能量相关性。我们还发现，硬度比，在两个通道中的总流量，只有弱相关的光谱演化参数。这些结果与文献I中的解析和数值分析结果一致。最后，我们发现，对于这些爆发，由一个单一的脉冲为主，有一个相关性之间的观测到的能量通量，F，和滞后的倒数，t_lag：F propto t_lag^{-1}。我们解释这个流量滞后关系发现的滞后光度关系的结果，这些爆发必须是相对狭窄的分布在z。然而，它们仍然必须主要位于z ~ 0.01之外，因为它们与本地超星系团不一致。我们讨论了观测到的相关性内的Bracksar模型，其中准直的流出变化。无论是热光球发射，以及非热，光学薄同步辐射应该是重要的。
2004-11-09 astro-ph
A new definition of the intermediate group of gamma-ray bursts
伽马射线暴按其持续时间可分为三类（“短”、“中”、“长”）。这种分类有点不精确，因为中等持续时间的亚组混合了短爆发和长爆发。本文提出了一个物理上更为合理的中间群的定义，并利用了爆发的硬度。再次证明了这三个群的存在是真实的，不需要进一步的群。中间群体是最柔软的群体。根据这个新定义，所有爆发的11%属于这一组。硬度和持续时间之间的关系被发现为这个子类的对比短和长组。尽管存在这种差异，但尚不清楚这一群体是否代表了一种不同的生理现象。
2005-10-24 astro-ph
Classification of Swift's gamma-ray bursts
在BATSE星表中已经识别出两类伽马射线暴，其特征是持续时间短于和长于约2秒。然而，有一些迹象表明存在第三类。雨燕卫星探测器对伽马射线暴的光谱灵敏度与雨燕之前的探测器不同。因此，有必要重新分析久期及其分布。我们分析，极大似然估计，突发持续时间分布，发表在第一BAT目录，无论它包含两个，三个或更多的群体。对于持续时间分布，三个对数正态拟合显著（99.54%概率）优于两个。蒙特卡罗模拟也证实了这一概率（99.2%）。同样，在以前的结果中，我们发现第四个组件是不需要的。各组的相对分布频率为短型7%、中型35%、长型58%。虽然各组的相对频率与BATSE GRB样本不同，但仪器光谱灵敏度的差异可以自然地解释这种偏差。这意味着可能需要理论模型来解释三种不同类型的伽马射线暴。
2008-08-12 astro-ph
GRB 060505: A possible short-duration gamma-ray burst in a star forming region at redshift of 0.09
在2006年5月5日，观测到一个持续时间为4秒、低能量、约10^49尔格的伽马射线暴（GRB），它在空间上与一个z=0.0894的星系相关联。在这里，我们报告的发现伽玛射线暴的光学余辉和它的环境观测使用双子座南，哈勃太空望远镜（HST），钱德拉，雨燕和甚大阵列。这个伽玛暴的光学余辉在空间上与Sc型星系2dFGRS S173 Z112中的一个突出的恒星形成区有关。它靠近恒星形成区，这表明从诞生到爆炸的祖先延迟时间小于约1000万年。我们的HST深度成像排除了在爆发后两周左右存在绝对星等超过-11（或在"最大“灭绝的情况下为-12.6）的超新星，并将放射性镍56的喷射质量限制在约2x 10 ^-4太阳质量以下（假设没有灭绝）。虽然有人认为GRB 060505可能属于一类新的长持续时间的GRB，没有超新星，我们认为，最简单的解释是，负责这种爆发的物理机制是相同的短持续时间的GRB。
2007-03-08 astro-ph
On the Kinematic Origin of the Luminosity-Pulse Lag Relationship in Gamma-ray Bursts
本文从伽马射线暴源运动学的角度解释了Norris等人发现的峰值亮度与能量相关脉冲滞后之间的关系。我认为，相关性应该是“数”光度和脉冲滞后之间。这种解释将已知爆发的相关性的最小二乘拟合提高了25%或更多。它还提出了一个距离估计方案。我建议，这种关系是由于突发之间的视线速度的变化。这种解释允许人们推测伽马射线暴膨胀速度的范围或其喷流张开角的大小。
2000-09-23 astro-ph
United classification of cosmic gamma-ray bursts and their counterparts
根据测量的光子能量E和辐射持续时间T，建立了伽马射线暴及其对应物的统一分类。上述事件特征之间的相互关系是，随着能量的增加，持续时间缩短（反之亦然）。给定的相互关系反映了现象的本质，并形成了E-T图，它代表了能量范围从10 E-9到10 E-6 eV以及相应的持续时间间隔从大约10 E-2到10 E-8 s的所有观察到的事件的自然分类。建议的分类结果的后果，这是原则的理论和实践研究的现象。
2008-08-25 astro-ph
The Environments around Long-Duration Gamma-Ray Burst Progenitors
伽马射线暴（GRB）余辉观测使我们能够显着约束发动机产生这些高能爆炸。这些余辉提供的红移和位置信息已经使我们能够将伽玛暴的祖先限制在少数几个模型中。余辉还可能提供另一种观测结果，可以进一步限制伽玛射线暴的起源：测量告诉我们伽玛射线暴周围的环境。目前对伽玛射线暴余辉的分析表明，大约一半的长持续时间伽马射线暴发生在密度分布均匀的环境中。我们研究了这一观测结果对经典的“氦星”大质量恒星祖先及其相对的“氦合并”祖先的约束。我们研究了风的质量损失的几个方面，发现我们的修改标准的沃尔夫-拉叶质量损失的范例是不足以产生恒定的密度分布。虽然这并不排除标准的“Bracksar”祖细胞，但它确实表明了这种模型的缺陷。然后，我们专注于他的合并模型，并发现这样的祖先可以很好地满足这个特定的约束。我们展示了如何详细的观测不仅可以确定正确的祖伽马射线暴，但也使我们能够研究二进制演化物理。
2006-04-20 astro-ph
