Luminosity Function of GRBs
本文试图从观测到的数-通量关系和余辉红移数据来约束伽马射线暴（GRB）的光度函数。我们假设三类光度函数用于我们的分析：（a）对数正态分布，（b）Schechter分布，和（c）无标度分布。我们假设几个模型的伽玛暴人口的每个光度函数的演变。我们的分析表明：（a）对数正态是唯一的光度函数，是兼容的两个观测。这一结果与伽玛暴演化模型无关。（b）对于对数正态函数，与两个观测结果一致的平均光子光度$L_0$和光度函数宽度$σ$落在以下范围内：$10^{55} sec^{-1} \la L_0 \la 10^{56} sec^{-1}$和$2 \la σ\la 3$，（c）观测结果与其他光度函数的一致性要求伽玛暴的演化比恒星的演化更强烈--宇宙的形成速度。
2001-08-10 astro-ph
Application of the Variability -> Luminosity Indicator to X-Ray Flashes
我们已将拟议的可变性->光度指标应用于BeppoSAX号卫星上的宽视场照相机观测到的十次“X射线闪光”（XRF），BATSE调查数据已存在。我们的研究结果表明，变异性->光度指标可能适用于XRF。假设是这样的话，我们发现XRF的光度和红移分布与长持续时间的伽马射线暴（GRB）的一致，因此大多数XRF可能不是很高的红移GRB。XRFs和GRB具有相似的光度和红移分布，这一事实表明XRFs和长持续时间GRB是由相似的机制产生的。
2003-12-18 astro-ph
Constraints on the Spatial Distribution and Luminosity function of GRBs
伽马射线暴的距离尺度一直是科学界争论了近30年的话题。在发现余辉之前，只有间接的方法可以用来限制这个物体的距离尺度。我回顾了其中的一些结果，并显示了目前的限制的空间分布和亮度函数的伽玛暴。用不同方法得到的结果表明，伽马射线暴位于典型的红移值$z_{ave}$ 1 ~ 2之间，但可能存在一个向更高红移延伸的长尾分布。根据Beppo SAX爆的红移估计的GRB光度函数的宽度（最亮与最暗观测到的爆发的本征亮度之比）几乎是$10^3$。
1999-11-23 astro-ph
Low-Luminosity Gamma-Ray Bursts as a Distinct GRB Population:A Firmer Case from Multiple Criteria Constraints
Swift/BAT X射线闪光XRF 060218和BATSE-BeppoSAX伽马射线暴GRB 980425的有趣观测，与其他观测到的暴相比，它们的亮度和红移都要低得多，这自然会导致这些低亮度（LL）暴与高亮度（HL）暴如何相关的问题。在CGRO/BATSE和Swift/BAT观测到的限流样本和已知红移的GRB样本的约束条件下，我们通过模拟研究了LL-和HL-GRB的光度函数。我们的多个标准，包括来自通量限制的GRB样品的log N-log P分布，红移已知样品的红移和光度分布，以及使用Swift/BAT对HL-和LL-GRB的探测率，提供了一组严格的约束条件。假设伽玛暴速率遵循恒星形成速率，我们的模拟表明，一个简单的幂律或破坏幂律模型的光度函数无法重现的意见，和一个新的组件是必需的。这个分量可以用一个破断功率来建模，其特征是在L < 10^47 erg s^-1}附近爆发数急剧增加。在红移~0.3处没有探测到中等亮度的伽玛暴，表明这一特征不是由于观测偏差造成的。从我们的模型中推断出，在~ 10^47 erg s^-1时，LL-GRB的局部速率rho_0为~ 200 Gpc^-3 yr^-1，远大于HL-GRB。这些结果意味着LL-GRB可能是与HL-GRB不同的GRB种群。最近发现的本地X射线瞬态080109/SN 2008 D将加强我们的结论，如果所观察到的非热发射有一个类似…
2008-10-11 astro-ph
Correlation between the Peak Spectral Energy of Gamma-Ray Bursts and the Peak Luminosity of the Underlying Supernovae: Implication for the Nature of GRB-SN Connection
在本文中，我们提出的伽马射线暴（GRB）的峰值光谱能量和下面的超新星（SNe）的峰值辐射光度之间的相关性，基于一个样本的四对GRBs-SNe与光谱证实的连接。结合伽玛暴峰值光谱能量与各向同性等效能量之间的关系，我们得到了伽玛暴各向同性能量的上限，即\approx 10^{52} erg（L_{SN,peak} /10^{43} erg s^{-1}）^{10}，其中L_{SN,peak}是超新星的峰值辐射热光度。我们的研究结果表明，决定GRB-SN连接的关键参数是SNe的峰值光度，而不是通常假设的SN光谱和/或SN爆炸能量的特征。由于一般认为由放射性衰变提供能量的超新星的峰值亮度与超新星爆炸中产生的56 Ni的量有关，因此56 Ni的质量可能是理解伽玛暴性质及其与超新星联系的关键物理因素。我们的关系的应用与正常峰值亮度的Ibc型超新星表明，如果这些正常的超新星伴随着它们的伽玛暴，伽玛暴将是非常软的和亚高能的γ射线，因此更容易检测到X射线或紫外探测器比γ射线探测器。
2006-08-15 astro-ph
SN 2006aj and the nature of low-luminosity gamma-ray bursts
我们提出了SMARTS联盟的光学/红外光变曲线SN 2006 aj与GRB 060218。我们发现，这一事件是广泛类似的两个先前观察到的事件SN 1998 bw/GRB 980425和SN 2003 lw/GRB 031203。特别是，与典型的长持续时间伽马射线暴相比，所有这些事件在伽马射线中都大大发光不足。我们发现，即使是一个这样的事件斯威夫特的观察意味着一个足够大的真实事件率，以创建困难，在解释这些事件作为典型的伽玛暴观察离轴。因此，这些事件似乎与高亮度伽玛暴有本质的不同，而且比高亮度伽玛暴更常见，后者已经被大量观测到，红移至少为6.3。伽玛暴的内禀能量范围的存在可能会对使用伽玛暴作为标准烛光提出挑战。
2006-05-30 astro-ph
The Luminosity and Angular Distributions of Long GRBs
伽玛暴的总能量与其喷流破裂角相关的认识促使人们寻找峰值亮度$L$和喷流破裂角$L\proptoθ^{-2}$之间的类似关系。这种关系意味着伽玛暴光度函数决定角分布。我们使用BATSE峰值通量分布重新推导了GRB光度函数，并将预测的分布与观测到的红移分布进行了比较。光度函数可以近似为破幂律，其破峰光度为$4.4 \times 10^{51}$ erg/sec，典型喷流角为0.12 rad，局部伽玛暴速率为$0.44 h_{65}^{3}$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$。由$L\proptoθ^{-2}$表示的角分布与观察到的角分布很好地一致，并且表示由于$75\pm25$的波束而对局部速率的校正因子（而不是通常使用的500）。推断的总体局部GRB率为$33\pm11 h_{65}^{3}$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$。在通用结构喷流模型中获得的光度函数和角度分布，其中角度分布基本上是$\propto θ$，因此光度函数必须是$\propto L^{-2}$，在低峰值通量和相应地在大角度时偏离观测。通用结构射流的相应修正系数为$\sim 20 \pm 10$。
2004-06-24 astro-ph
Short GRBs: Rates and luminosity function implications
我们比较了由BATSE短硬爆（SHBs）峰值通量分布推断的光度函数和速率与Swift/HETE II观测到的SHBs的红移和光度分布。Swift/HETE II SHB样本与遵循恒星形成率的SHB种群不相容。然而，它与SFR之后的延迟时间分布兼容。如果SHB与双中子星（DNS）系统的合并有关，情况就是这样。DNS可能是“原生的”，也可以在核心坍缩期间通过球状星团中的二元交换相互作用动态形成。我们发现的隐含SHB率范围为\sim 8 ~ \sim 30 h_（70）^3 Gpc^（-3）yr^（-1）。这个速率比以前估计的要高得多，当考虑到光束时，它与根据双星统计估计的中子星合并速率相当。如果伽玛暴是在合并中产生的，那么隐含的比率实际上保证了LIGO II甚至可能被LIGO I检测到。
2006-10-13 astro-ph
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。
2003-07-04 astro-ph
Testing the gamma-ray burst variability/peak luminosity correlation on a Swift homogeneous sample
我们测试的时间变化和峰值亮度的$γ$ -射线轮廓上的36个雨燕/BAT的GRB与公司红移测定均匀样品的伽马射线暴之间的相关性。这是第一次，这种相关性可以测试一个同质的数据样本。只要忽略6个低亮度伽玛暴（在静止坐标系100-1000 keV能带中<5 × 10 ^{50} erg s^{-1}），相关性就得到了证实。我们确认，相当大的分散的相关性已经知道是不是由于不同的仪器与不同的能量带的数据的组合，但它是内在的相关性本身。由于Swift/BAT前所未有的灵敏度，在低光度GRB上测试了可变性/峰值光度相关性。我们的结果表明，这些伽玛暴是明确的离群值。
2007-04-19 astro-ph
Peak Luminosity-Spectral Lag Relation Caused by the Viewing Angle of the Collimated Gamma-Ray Bursts
我们计算了峰值亮度、脉冲宽度和峰值亮度的光谱滞后与喷流视角$θ_v$的运动学关系。对于适当的模型参数，我们得到的峰值亮度光谱滞后关系类似于观察到的一个包括GRB 980425。具有短（长）光谱滞后的亮（暗）峰对应于具有小（大）视角的喷流。这表明，喷流的视角可能导致伽玛暴的各种关系，如峰值亮度-变率关系和亮度-宽度关系。我们的模型还表明，富含X射线的伽玛暴（或X射线冲洗或快速X射线瞬变）是从大的$θ_v$中观察到的典型伽玛暴，具有大的光谱滞后和低的变异性。
2003-01-15 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
High-energy cosmic-ray nuclei from high- and low-luminosity gamma-ray bursts and implications for multi-messenger astronomy
伽马射线暴（GRB）是超高能（约10^18.5 eV）宇宙射线（UHECR）源的候选源之一。利用Geant 4研究了伽玛暴中包含重核的高能宇宙线加速，并讨论了它的各种意义，同时考虑了高光度（HL）和低光度（LL）伽玛暴.这是因为如果LL伽玛暴形成一个独特的种群，它们也可能对观测到的UHECR通量做出重大贡献。我们表明，不仅质子，而且更重的核可以加速到超高能量的内部，（外部）反向和正向冲击模型。我们还表明，超高能重核，如铁的生存条件几乎是相同的约TeV的伽马射线从源逃逸，并为高能量中微子不会产生太多。中微子和GeV-TeV伽马射线望远镜，如IceCube和KM 3 Net，GLAST和MAGIC的多信使天文学将是重要的，看看GRB是否可以成为超高能重核的加速器。我们还展示了高能中微子和伽马射线的预期光谱，并讨论了它们的可探测性。此外，我们还讨论了GRB-UHECR假说的含义。我们指出，由于HL-GRB和LL-GRB的数密度差别很大，因此用UHECR观测确定它们的数密度也是很重要的。
2008-05-27 astro-ph
The GRB Variability/Peak Luminosity Correlation: new results
本文报道了伽马射线暴（GRB）的时间变率与峰值亮度之间的相关性的测试结果，使用了比Reichart等人（2001）所提供的更大的已知红移的GRB样本（32个），并使用了这些作者提出的变率测度。结果令人费解。假设一个各向同性等效的峰值光度，如Reichart等人（2001）所做的那样，仍然可以发现相关性，但它的相关性较低，并且与以前报道的幂律不一致。假设峰值亮度是对具有已知射束角的16个GRB的子集的GRB射束进行校正的，则相关性变得不那么显著。
2005-07-25 astro-ph
The Decline of the Source Population of Gamma-Ray Bursts and Their Luminosity Function
源人口的伽马射线暴（伽玛暴）下降到目前的时代是一致的恒星形成率的测量下降。我们表明，使用3255长BATSE伽玛暴的亮度分布中发现的离线扫描的BATSE连续1.024秒计数率记录。这一结论的重要性得到了加强，因为在过去两年中探测到了三个红移大于10^{52} erg/s的伽玛暴。这是一个支持普遍认为的伽马射线暴与恒星产生密切相关的观点的论点，至少在宇宙学时间尺度上，并且支持长伽马射线暴与超大质量恒星坍缩的联系。然而，我们仍然不能排除中子星合并，如果双星系统演化的典型延迟时间是相对较短的。如果我们假设伽玛暴的粒子数在z>1.5时急剧下降，那么它们的光度函数就可以清楚地勾勒出来。对于至少1.7个数量级的低光度，光度函数接近幂律dN/dL ~ L^{-1.4}。然后，假设各向同性发射，在50-300 keV范围内，光度函数在L = 3*10^{51} erg/s附近出现更陡的斜率或指数下降。
2002-01-21 astro-ph
The Luminosity and Redshift Distributions of Short-Duration GRB
利用BATSE峰通量分布，我们重新推导了短暴的光度函数，并与观测到的长暴红移分布进行了比较。我们表明，这两种分布是兼容的假设，短以及长的爆发遵循恒星形成率。在这种情况下，观测到的两种分布之间的差异可以解释为主要是由于探测器对长爆发和短爆发的灵敏度不同，而短爆发的局部速率为0.1 h_70^3 Gpc^-3 yr^-1。我们还考虑了短伽玛暴可能与双星中子星合并有关的可能性，并估计了合并时间延迟对光度函数和红移分布的影响。我们发现，在这种情况下，短伽玛暴的局部速率约为0.8 h_70^3 Gpc^-3 yr^-1。假设所有的双星合并系统都产生短的伽玛暴，我们发现典型的喷注张开角为1.6
2005-02-11 astro-ph
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。
2007-01-11 astro-ph
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。
2007-02-13 astro-ph
The rate and luminosity function of Short GRBs
我们比较了由BATSE短硬爆（SHBs）峰值通量分布推断的光度函数和速率与Swift/HETE II观测到的SHBs的红移和光度分布。Swift/HETE II SHB样本与遵循恒星形成率的SHB种群不相容。然而，它与SFR之后的延迟时间分布兼容。如果SHB与双中子星合并有关，情况就是这样。我们发现的隐含SHB率范围为\sim 8至\sim 30 h_{70} ^3Gpc ^{-3} yr ^{-1}。这个速率比以前估计的要高得多，当考虑到光束时，它与根据双星统计估计的中子星合并速率相当。如果伽玛暴是在合并中产生的，那么隐含的比率实际上保证了LIGO II的检测，如果我们幸运的话，甚至可能被LIGO I检测到。我们的分析是基于观测到的短硬爆发，仅限于光度高于10 ^{49} erg/sec的爆发。较弱的爆发可能存在，但如果是这样的话，它们很难被BATSE或Swift探测到，因此它们的速率受当前观测的约束很弱。因此，导致探测到引力辐射信号的合并率可能会更高。
2006-02-15 astro-ph
Low-Luminosity GRB 060218: A Collapsar Jet from a Neutron Star, Leaving a Magnetar as a Remnant?
伽马射线暴（GRB）060218的亮度比典型的长GRB低10^5倍，与超新星（SN）有关。射电余辉显示没有喷流中断，因此这种爆发可能是由扫过恒星表面的SN激波产生的轻微相对论性球形外流引起的。由于这个模型在能量上是困难的，我们建议无线电余辉是由最初准直流出（喷流）的非相对论相位产生的。我们的喷流模型是由SN分量中的光学线性偏振检测支持的。我们还分析表明，喷流可以穿透祖星。我们分析了这次爆发的瞬发观测数据，得到了一条平滑的幂律光变曲线，其持续时间可能超过10^6秒。这种行为与典型伽玛暴X射线耀斑的长间歇活动形成对比，这意味着这种爆发的中心引擎不同于典型伽玛暴。这一论点与对这次爆发的SN分量的分析是一致的，这表明祖先星的质量较小，坍缩成中子星而不是黑洞。这种低光度伽玛暴的准直校正事件率估计比典型的长伽玛暴高10倍左右，它们可能形成不同的伽玛暴种群：低光度伽玛暴是由大质量恒星坍缩时来自中子星的轻度相对论喷流产生的，而典型的长伽玛暴是由来自黑洞的高度相对论喷流产生的。我们认为GRB 060218的中心发动机是一颗脉冲星（或磁星），其初始自转周期P0 ~ 10 ms，磁场磁场B ~ 10 ^16 G.将来可能会观测到磁星的巨大耀斑。
2007-01-08 astro-ph
Is the time lag-luminosity relation of GRBs a consequence of the Amati relation?
滞后-光度关系（LLR）提供了一种通过测量不同能带之间的光谱滞后来估计伽玛暴光度的方法。我们想了解LLR的起源并测试其有效性。如果LLR被用作距离指示器，这显得特别重要。我们对两个光谱带之间的滞后进行线性分析。滞后作为两个频带中给定脉冲的最大值之间的时间间隔获得。我们得到了一个简单的表达式的滞后，这表明在一个非常简单的方式，它是如何通过峰值能量和光谱指数的变化与爆发的光谱演化。当这个表达式是耦合到阿马蒂关系，它会导致一个LLR，同意与观测结果，只有当突发的频谱演变是有限的，在脉冲衰减过程中的峰值能量的减少。然而，当还考虑频谱指数的变化时，预测的LLR不同于观察到的LLR。我们简要地讨论了解决这个问题的一些方法，如脉冲尖峰和爆发亮度之间可能存在的相关性。
2007-02-01 astro-ph
The BATSE-Swift luminosity and redshift distributions of short-duration GRBs
我们比较了由BATSE短硬爆（SHBs）峰值通量分布推断的光度函数和速率与Swift/HETE II观测到的SHBs的红移和光度分布。虽然雨燕/HETE II SHB样本与遵循恒星形成率的SHB人口不兼容，但它与反映SFR后延迟时间分布的SHB率兼容。如果SHB与双中子星合并有关，情况就是这样。然而，现有的数据允许有不同的解释。例如，一个速率与红移无关的总体非常适合数据。我们发现的隐含SHB率范围为$\sim 8$至$\sim 30h_{70}^3$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$。这比以前估计的比率高得多。然而，对最佳拟合模型的详细（二维）观察显示，四种Swift/HETE II SHB与基于BATSE SHB的模型之间存在一些差异。这可能是统计上的侥幸。它也可能产生于对触发标准的错误估计或选择效应。如果这是真的，则可能表明存在两个具有不同光度函数和红移分布的SHB种群。
2006-01-19 astro-ph
GRBs and SGRs as precessing gamma jets
GRB 980425-SN 1998bw协会提出了严重的压力和矛盾的最简单的"蜡烛"火球模型的伽玛暴。我们探索了这种关联在统计上是可靠的，宇宙暴和近地暴之间的能量、光度和概率之谜在进动伽玛喷流模型中找到了解决方案。GRB 980425的预期重复性可能已经在GRB 980712上观察到。
1998-08-03 astro-ph
Quantifying the Luminosity Evolution in Gamma-ray Bursts
利用Band，Norris，$&$ Bonnell（2004）的红移和光度数据，通过滞后-光度相关，估算了900多个伽玛暴的光度演化和形成速率。通过应用极大似然技术，我们能够推断的真实分布的父伽玛暴人口的光度函数和密度分布的方式，占探测器的选择效果。我们发现，占数据截断后，仍然存在着显着的平均光度和红移之间的相关性，表明遥远的伽玛暴平均比附近的同行更明亮。这与以前的研究表明强烈的源演化和最近的观测下发光附近的伽玛射线暴是一致的。我们发现没有证据表明，在目前的样本中的伽玛暴与已知的红移的光束角的演变，这表明这种亮度的增加不能是由于伽马射线发射的准直的演变。由此产生的光度函数是很好的拟合与一个单一的幂律指数$L'^{-1.5}$，这是由幂律和高斯结构射流模型预测的值之间的中间。我们还发现，GRB同动率密度在$1<z<2$之间有一个大的峰值，在$z> 3$以上有一个稳定的下降。这一速率密度与目前对宇宙恒星形成速率的估计在质量上相匹配，有利于一个短命的大质量恒星祖先模型，或者是一个在致密天体形成和最终合并之间有短暂延迟的双星模型。
2006-01-07 astro-ph
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。
2008-08-29 astro-ph
Neutrino Spectra from Low and High Luminosity Populations of Gamma Ray Bursts
{ \em Swift}在运行1.5年内探测到z=0.033的GRB 060218，BeppoSAX在$z=0.0085$探测到GRB 980425，表明这些低光度（LL）GRB比典型的高光度（HL）GRB具有更高的事件发生率，它们在GRB光度函数中形成了一个独特的新成分。我们探讨了这个以前被忽视的GRB人口的贡献，扩散中微子背景内的内部冲击模型，并将其与典型的HL人口。通过考虑两个群体的各种参数（如光度、光谱突变能、持续时间、变化时间、洛伦兹因子、红移）的分布范围，我们发现，虽然很难从单个LL伽玛暴中探测到中微子，但LL群体对弥散中微子背景的贡献大于HL群体，约为$10^{8}$ GeV。
2007-01-02 astro-ph
Can optical afterglows be used to discriminate between Type I and Type II GRBs?
近年来，短/硬（I型）伽马射线暴（GRB）的精确定位已经回答了许多问题，但提出了更多的问题。我提出了一些系统的研究结果的光学余辉的长/软（II型）和短/硬（I型）的伽玛暴，集中在光学光度作为另一块拼图的伽玛暴的分类。
2008-08-24 astro-ph
A Simple Two-Parameter Characterization of Gamma-Ray Burst Time Histories
一个简单的方案描绘长伽玛暴相似的时间历史使用的内光度函数幂律指数和光谱滞后。关于时间历史形态的几个概括是：1）长谱滞后的伽玛暴比短谱滞后的伽玛暴包含的脉冲更少，脉冲更宽; 2）ILF幂律指数小的短滞后伽玛暴有许多窄脉冲，变化很大;而ILF幂律指数小的长滞后伽玛暴的特征是脉冲宽，平滑，变化很小。伽玛射线暴的时间历史形态主要是根据伽玛射线光度、余辉光度和脉冲数的相关性来识别内在的而不是外在的特征。这些特征的结果，因为内部相对论效应由于体积洛伦兹因子大于宇宙学效应，因为脉冲的数量和形状表明不同的效率和形式的伽玛射线暴能量释放。单脉冲GRB的特征是大的ILF功率指数（指示喷流开度角和洛伦兹因子的范围，具有FRED脉冲形状），或者它们具有长滞后（大喷流开度角和低洛伦兹因子，具有FRED脉冲形状或无峰的平滑脉冲形状）。它们的余辉亮度也比多脉冲伽玛暴低。具有简单时间历史的伽玛暴通常与Ibc型超新星有关。这表明，一些单脉冲伽马射线暴包含单一的，波束冲击波，类似于许多超新星，并具有重叠的特征。这种联系可能不存在于多脉冲伽玛暴和超新星之间。
2006-04-06 astro-ph
SGRs in nearby galaxies: rate, luminosity function and fraction among short GRBs
有人认为，某些短持续时间的伽马射线暴（GRB）是邻近星系中软伽玛射线重复源（SGR）的巨大耀斑。为了验证这一假设，我已经构建了一个样本的47个短伽玛暴，检测到的行星间网络（IPN），其位置是由至少一个环的天球。对于每一个爆发，我已经检查了它的IPN 3-sigma误差区域是否与在20 Mpc内发现的316个星系之一的视盘一致。我发现了一个与M74匹配的伽玛射线暴，然而，这可能是由于偶然的巧合。我估计的IPN效率作为通量的函数，并得出星系样本的完整性。我发现，假设观测到的SGR耀斑能量分布在<10^47 erg处有一个截止点，那么SGR在短伽玛暴中所占的比例<16%（95%置信度）。我估计了样本中每个星系中活跃SGR的数量，并将其与这些星系的距离、IPN效率和SGR耀斑能量分布相结合，得出能量超过4x10^46 erg的巨型耀斑的速率。我发现，这种巨大耀斑的发生率大约是（0.4-5）× 10 ^-4年^-1/SGR。这个速率与观测到的银河系速率略有一致。将银河速率与推断的河外速率进行比较，意味着耀斑能量分布在<3x10^46 erg（95%置信度）处变陡。使用银河SGR耀斑率，我将SGR耀斑在短伽玛暴中的比例设定为1%的下限。
2006-11-28 astro-ph
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。
2006-12-07 astro-ph
A Possible New Distance Indicator -Correlation between the duration and the X-ray luminosity of the shallow decay phase of Gamma Ray Bursts-
利用Swift X射线望远镜（XRT）研究了2005年1月至2006年12月期间观测到的伽玛暴早期X射线余辉的浅衰变相特征。我们发现，在X射线光变曲线Tbrk ^0中，从浅衰变到正常衰变跃迁的本征断裂时间与浅衰变阶段结束时的各向同性X射线亮度（LX，end）有适度的相关性，Tbrk ^0 =（9.39+/-0.64）*10^3s（LX，end/10^47 ergs/s）^（-0.71+/-0.03），而Tbrk^0与瞬发发射Egamma，iso的各向同性伽马射线能量相关性很弱。利用Tbrk^0 - LX，end关系，我们确定了33个伽玛暴的赝红移。我们比较了11个伽玛暴的赝红移与实测红移，发现均方根误差为0.17（log z）。根据这个伪红移，我们估计约15%的雨燕伽玛暴具有z > 5。这种距离指示器的优点在于：（1）它只需要X射线余辉数据，而其他方法如Amati和Yonetoku关联需要瞬时发射的峰值能量（Ep），（2）与Amati关联不同，红移是唯一确定的，没有红移简并，（3）在深空观测之前估计红移，以便选择可能的高红移伽玛暴进行详细观测。
2007-11-06 astro-ph
LMC X-3 May Be a Relic of a GRB Similar to Cosmological GRBs
目前高亮度长伽马射线暴的情况受到Fruchter等人（2006）论文的强烈影响。然而，本文的主要论点，这些伽玛暴发生在低金属含量的不规则星系是基于相当多的观测结果的收集，虽然主要的论文无疑是正确的，该文件没有解释的动力学，产生这样的伽玛暴和大部分的讨论没有直接涉及的主要论文是错误的。我们提出了一个动力学，并阐明如何Fruchter等人（2006）的结果可能会被测试，在我们附近的LMC，这表明LMC X-3是一个高光度爆炸的遗迹，可能伴随着伽玛暴和超新星爆炸。检验我们建议的方法是测量当前黑洞的系统速度。修正了Fruchter等人在恒星演化中的错误，使GRB的研究与之一致，证明了亚亮GRB 060218的中心引擎是一个低质量的黑洞。
2008-01-03 astro-ph
The Luminosity - E_p Relation within Gamma--Ray Bursts and Implications for Fireball Models
利用Preece等人提出的91个BATSE伽马射线暴（GRB）的2408个时间分辨谱样本，我们证明了在宇宙学静止坐标系中各向同性等效光度（L_iso）和光谱峰值能量（E_p）之间的关系，L_iso \propto E_p ^2，不仅在这些暴中成立，而且在这些暴之间也成立，假设暴速率作为红移的函数与恒星形成速率成正比。这种关系的辐射模型的伽玛暴的可能影响进行了讨论。我们认为动能主导的内激波模型和磁耗散主导的外激波模型都能很好地解释这种关系。我们对这两个模型的参数进行了约束，发现它们与余辉数据（删节）的拟合参数非常一致。
2004-03-17 astro-ph
A universal GRB photon energy-peak luminosity relation
伽玛暴的能量学和发射机制还不清楚。在这里，我们证明了瞬时峰值通量或等效各向同性峰值光度L_iso ergs ^-1，而不是积分通量或等效各向同性能量E_iso ergs，是已知高能相关性的基础。使用新的光谱/时间参数计算的101个突发的红移从BATSE，BeppoSAX，HETE-II和雨燕，我们描述了一个参数空间，其特征在于明显不同的性质的提示发射。我们证明，无论爆发的持续时间、光谱、亮度和探测仪器如何，都可以构造出一个特征光子能量/峰值亮度比K_z的源框架，它在2倍以内是常数。新的参数化体现了Amati关系，但表明Epeak和Eiso之间的某些相关性是从能带函数中直接推导出来的，Eiso到Liso的简单变换可以得到伽玛暴的普遍高能相关性。K_z的存在表明，所有γ暴的瞬发机制可能主要是热机制。
2007-10-19 astro-ph
Implications of Lag-Luminosity Relationship for Unified GRB Paradigms
推导出1437个长伽玛暴的光谱滞后，峰值通量延伸到BATSE触发阈值附近。对滞后进行建模以近似峰值通量滞后平面中的观测分布，实现无噪声表示。假设两个分支的滞后-光度关系，滞后是自洽校正宇宙学效应产生的光度分布，距离，和红移。结果有几个后果的GRB人口-包括一个可能的低光度，长滞后GRB附近的亚群-和统一的伽马射线/余辉的情况下，将占余辉的休息时间和伽马射线光谱演化的射流开口角，视角，或一个轮廓射流可变洛伦兹因子。
2002-01-30 astro-ph
Probing the dark ages with redshift distribution of GRBs
本文探讨了利用伽马射线暴（GRB）的性质来探测再电离前的物理条件的可能性。我们用Press-Schechter公式模拟了伽玛暴的红移分布，并假设它们遵循宇宙恒星形成的历史。我们再现了观测到的恒星形成率从星系的红移范围0 < z < 5，以及红移分布的伽玛暴的光度变化相关的爆发光变曲线推断。我们发现，在高红移的伽玛暴的份额，其馀辉不能在R和I波段观察到由于HI冈恩彼得森光学深度，可以在最多，占三分之一的暗伽玛暴。所观察到的红移分布的伽玛暴，少得多的散射比今天可用的，可以把严格的约束的时代的再电离和气体冷却的性质在时代之前再电离。
2002-08-19 astro-ph
Are There Any Redshift >8 Gamma-Ray Bursts in the BATSE Catalog?
对于伽马射线暴（GRB），已经发现了几种亮度指标，其中可测量的光变曲线和光谱特性与峰值亮度有很好的相关性。有几篇论文分别应用了不同的光度关系来寻找BATSE伽玛暴的红移，并声称可以识别z>8的特定爆发。这种高红移事件的存在并不令人惊讶，因为BATSE有足够的灵敏度看到它们，并且伽马射线暴预计会在第一颗恒星形成时发生红移。为了改善结果，我们使用了五个亮度关系与更新的校准，以确定红移与误差条。结合这些关系，我们计算了36个z>8的BATSE伽玛暴的红移。我们的结果包括了13个最佳红移z_best>8的爆发，这在一开始看起来是有希望的。但在这些选定的情况下，计算的红移不确定性显着大。除了一个例外，我们所有的爆发都有z_1siglow<9。一个例外（BATSE触发器2035）可能是在z>~4处的短持续时间突发。对于非常高的红移事件，我们最好的情况是BATSE触发器3142，z_best>20，z_1siglow=8.9，但是我们只能说z>4.1在2 σ置信水平。总之，我们不能肯定地指出任何一个BATSE爆发具有z>8。其中一个含义是大大削弱了先前的说法，即伽玛暴有一个急剧上升的速率密度高红移。
2007-08-09 astro-ph
The faint-galaxy hosts of gamma-ray bursts
将观测到的伽马射线暴（GRB）宿主星系的红移和星等与三个基本GRB模型的预言进行了比较，其中GRB的同动率密度是（1）正比于宇宙星形成率密度，（2）正比于总积分恒星密度，（3）常数。这三个模型都假设在每一个时期，星系中发生伽马射线暴的概率与该星系的宽带光度成正比。没有假设伽玛暴是标准烛光，甚至它们的光度函数是窄的。这三个速率密度模型都与迄今为止观测到的伽玛暴宿主星系相一致，尽管模型（2）相对于其他模型稍不受欢迎。模型（1）和（3）对宿主星系的星等和红移分布做出了非常相似的预测;如果没有对宿主星系恒星形成速率的测量，这些模型可能无法区分。比28等暗的宿主星系的比例可能会限制星系光度函数在高红移时的暗端，或者，如果观察到的比例很低，可能表明爆发星系是从低光度宿主中驱逐出来的。在所有的模型中，在11个样本中找到z<0.008的伽玛暴的概率小于10^（-4），这强烈表明伽玛暴980425如果与超新星1998 bw有关，则代表了一个独特的伽玛暴类别。
1999-02-22 astro-ph
On the diversity of short GRBs
利用流体动力学模拟研究了双中子星系统最后的螺旋上升阶段和最后的合并过程，研究了中微子驱动风的功率、由$ν\barν$湮灭产生的火球的能量和动量以及它们之间相互作用的强度和性质。有人认为，来自碎片的外流将有足够的压力来准直它周围的相对论火球。低光度的相对论性喷流对光束内的观察者来说会显得更亮，尽管事件的大部分能量都在看不见的、准直度较低且速度较慢的风中。这个模型导致一个简单的物理解释的各向同性光度暗示短伽玛射线暴在宇宙学距离。各种各样的爆发现象可以归因于中微子光度对双NS双星初始质量的依赖性。
2003-06-09 astro-ph
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。
2004-06-24 astro-ph
Simulating a faint gamma-ray burst population
现在已经有三个与超新星有关的伽马射线暴（GRB），红移z < 0.17，即980425，030329和031203，但附近的和不发光的GRB 980425和031203明显不同于“经典”或标准GRB。有人认为它们可能是远离喷流轴观测到的经典伽玛暴，或者它们可能属于低能伽玛暴。最近对GRB 980425余辉的无线电观测表明，不同的发动机可能是观测到的宇宙爆炸多样性的原因。鉴于这一假设，一个粗略的约束的亮度函数的平均亮度类似的GRB 980425和980425型事件的速率密度的上限，微弱的GRB，我们模拟的红移分布下发光的GRB假设BATSE和雨燕灵敏度。当地的率密度约为0.6%的当地超新星Ib/c型率产生模拟的概率下发光事件发生的速率可比的BATSE伽玛暴低红移分布。在这种情况下，BATSE/HETE在4.5年内探测到至少一个z<0.05的伽玛暴的概率为0.78，这一结果与观测结果相当。雨燕有可能在一年的观测中探测到1- 5个欠亮伽玛暴。
2005-04-22 astro-ph
Effects of Luminosity Functions Induced by Relativistic Beaming on Statistics of Cosmological Gamma-Ray Bursts
在宇宙学假设下，我们研究了γ暴观测到的辐射亮度函数对γ暴统计的影响。我们选择BATSE 4B数据并将其分为588个长脉冲串（T $_{90}>2.5$ sec）和149个短脉冲串（T $_{90}<2.5$ sec），并比较每个子组中计算的统计量。长突发的$<V/V_{\rm max}>$是$ 0.2901\pm 0.0113$，短突发的$<V/V_{\rm max}>$是$0.4178\pm 0.0239$，其是欧几里德值。对于光度函数模型，我们考虑圆柱光束和圆锥光束。我们还考虑了伽玛暴源的空间分布。一个广泛的光度函数是自然产生的，当一个伽玛暴的光束。我们计算了伽玛暴的最大可探测红移$z_{\rm max}$。圆柱形光束情况下的估计$z_{\rm max}$与长脉冲串的$\sim 14$和短脉冲串的$\sim 3$一样高。短脉冲群的大PDMATHAMR值是相当令人惊讶的，因为该子组的$<V/V_{\rm max}>$接近所谓的欧几里德值0.5。我们计算了红移大于一定红移$z'$的爆发的分数，即$f_{\rm > z'}$。当我们取$z'=3.42$并应用为圆柱光束导出的光度函数时，预期的$f_{\rm > z'}$是长爆发的$\sim 75 %$。当我们将锥形光束的开度角增大到$Δθ=3^\circ.0$时，$f_{\rm > z'}$在$ {\rm z'=3.42}$处减小到$…
2001-01-02 astro-ph
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。
2007-03-29 astro-ph
Absolute Rate, Evolving Luminosity function, and Evolving Jet Opening Angle Distribution for Long Gamma-Ray Bursts
利用由谱峰能量-光度关系推导出的光度函数和表观伽玛暴率，研究了伽玛暴的绝对形成率，同时考虑了喷注光度演化和喷注张角演化的影响。在不存在喷流张角演化的情况下，高红移暴的喷流校正光度远大于低z（z> 1）暴的典型值。另一方面，如果喷流光度不随时间演化，高z暴的喷流张开角应远小于低z暴的喷流张开角。因此，最好考虑两种演变效应。我们还估计了星系中的局部伽玛暴事件率为~10^{-7}-10 ^{-5}/yr。
2005-12-06 astro-ph
GRB060614 is at High Redshift, So No New Class of Gamma-Ray Bursts is Required
长时间的伽马射线暴（GRB）与核心坍缩超新星密切相关，所以当最近发现GRB 060614（据报道红移为0.125）没有可见的超新星时，这是令人惊讶的。三个独立的研究小组得出了相同的结论，即这一事件迫使存在一种新的以前未被怀疑的伽马射线暴。这个结论的问题是红移并不可靠，因为测量的星系发射线只是将视线附近最亮星系的红移给出给了伽玛射线暴余辉。幸运的是，已知有八种不同的光度指标可以给出伽玛暴本身的光度（以及红移）。结合起来，这些光度指标已经被证明可以给出红移，平均一西格玛误差为26%，基于69个具有光谱红移的伽玛暴。对于GRB 060614，光度指示器都一致地给出了爆发的高光度，这意味着高红移。这可以通过尖峰多峰光变曲线、高E_{peak}值、接近于零的光谱滞后和喷射中断的时间来看出。量化，我们从八个光度指标中得出1.97的红移（1.44<z<2.81一西格玛）。所有雨燕UVOT波段的余辉探测得到的额外信息进一步将红移限制在<1.71，因此最终允许的红移范围是1.44<z<1.71，这很容易解释为什么没有超新星可见。因此，GRB 060614的红移很高，肯定不是一类新的伽玛暴的证据。
2006-08-23 astro-ph
Mass Fall-back and Accretion in the Central Engine of Gamma-Ray Bursts
我们计算了在快速旋转的大质量恒星坍缩过程中，恒星物质在吸积盘上的进入速率，并估算了吸积到中心黑洞上的相对论性喷流的光度。我们发现，喷流亮度保持高约100秒，在一个水平上的伽马射线暴（GRB）中观察到的典型光度相媲美。然后，光度会随着时间的推移迅速下降，持续约10^3秒，大致为~ t^-3;持续时间取决于恒星核心的大小和旋转速度。喷流功率的快速下降解释了在大多数长持续时间伽玛暴结束时观测到的X射线通量急剧下降。X射线平台也是由物质的持续回落产生的--无论是来自扩展的恒星包层，还是来自未能随超新星喷出物逃逸的物质。在少数伽玛暴中，我们观察到X射线光变曲线在平台期结束时突然下降，而在其他伽玛暴中，下降幅度为~ t^-1 - t ^-2。这些特征自然出现在吸积模型中，取决于恒星包层的半径和平均比角动量。因此，吸积模型提供了一个连贯的解释不同的和令人费解的功能，在早期的X射线光变曲线的伽玛射线暴。（节录）
2008-07-02 astro-ph
Luminosities, Space Densities and Redshift Distributions of Gamma-Ray Bursts
我们使用基于5.9年BATSE DISCLA数据的伽马射线暴（GRB）的BD 2样本，采用各种光度函数模型，推导出GRB的特征光度、空间密度和红移分布。以前发表的开放宇宙和适度密度演化的伽玛暴的结果表明，在50-300 keV波段，如果发射是各向同性的，特征峰值亮度约为5 × 10 **51 erg/s，局部空间密度约为0.2 Gpc**-3 yr**-1。在本文中，我们举例说明了几种光度函数模型的峰值通量，光度和红移的预测分布。我们也使用光度函数模型来解决超新星和伽玛暴之间的联系。如果所有的Ib/c型超新星都有一个伽玛暴，那么聚束率应该是10**-5-10 **-3.5。我们发现，GRB 980425，如果正确地确定与SN 1998 bw，必须是一个人口的一部分，不同于大部分的GRB。
2000-01-07 astro-ph
Observations of GRBs at High Redshift
伽马射线暴（GRB）及其余辉的极端亮度意味着，原则上，它们可以在非常高的红移下被探测到。虽然由于目前样本的不完整性，很难确定伽玛暴的红移分布，但我们认为，对于雨燕探测到的爆发，红移的中位数在2.5到3之间，在z > 6时可能有百分之几。因此，伽玛暴是探测再电离时代和再电离源的潜在有力工具，而且，它们似乎还可以提供宇宙恒星形成历史的约束，并有助于确定宇宙学参数。
2007-01-26 astro-ph
Gravitational lensing effects on the gamma-ray burst Hubble diagram
伽马射线暴（GRB）提供了一种潜在的方法，可以将哈勃图扩展到非常高的红移，并以与遥远的Ia型超新星互补的方式限制暗能量的性质。然而，引力透镜除了增加距离测量的色散外，还通过放大偏差系统地使遥远的伽玛暴变亮。我们调查如何放大偏差限制宇宙学使用的伽玛暴。我们对雨燕伽玛暴进行了蒙特卡罗模拟，假设宇宙是宇宙学常数主导的，然后忽略引力透镜效应约束暗能量状态方程。最初假设的模型恢复与68%的置信限，即使当推断的光度的色散是可比的Ia型超新星。这意味着，对于雨燕伽玛暴，这种偏差并没有那么剧烈，以至于改变了对暗能量及其演化的约束。然而，宇宙学参数测定的偏差的精确程度强烈依赖于伽玛暴的光度函数的形状。因此，为了消除引力透镜的影响，获得无偏的哈勃图，需要精确地确定光度函数的形状。
2006-06-14 astro-ph
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。
2008-04-12 astro-ph
GRB Formation Rates inferred from the Spectral Peak Energy - Luminosity Relation
根据谱峰能量（$E_{p}$）与各向同性光度之间的关系，研究了伽玛暴的形成率。$E_{p}$ -光度关系涵盖50 - 2000 keV的能量范围和$10^{50}$ -$10^{54} erg/s, respectively. We find that the relation is considerably tighter than similar relations suggested previously. Using $ E_{p} $--luminosity relation, we estimate the luminosity and the redshift of 684 GRBs with the unknown distances and derive the GRB formation rate as a function of the redshift. For $ 0 \le z \le 2 $, the GRB formation rate is well correlated with the star formation rate while it increases monotonously from $ z \sim 2 $ out to $ z \sim 12$的光度范围。这种行为与以前的作品使用滞后-光度关系或变化-光度关系的结果是一致的。
2003-09-08 astro-ph
A time - luminosity correlation for Gamma Ray Bursts in the X - rays
伽马射线暴（GRB）作为一种将哈勃图扩展到极高红移的可能途径，近来引起了人们的广泛关注。然而，它们的内在性质的大的分散性阻止了直接使用它们作为距离指示器，因此寻找涉及可观测性质的关系以标准化伽马射线暴是开放的，就像菲利普斯定律使得可以使用Ia型超新星（SNeIa）作为可测量的蜡烛一样。我们在这里使用的数据X射线衰变曲线和光谱指数的样本伽玛暴观测与雨燕卫星。这些数据被用作贝叶斯统计分析的输入，以寻找余辉曲线的X射线光度L_X（T_a）和时间常数T_a之间的相关性。我们发现\log{[L_X(T_a)]}和\log{[T_a/(1+z)]}之间的线性关系与内在的散射sigma_{int} = 0.33以前报道的关系。值得注意的是，无论是斜率和内在的散射几乎是独立的物质密度Omega_M和常数状态方程的暗能量分量，从而表明圆形问题是缓解了$L_X - T_a$关系。
2008-09-08 astro-ph
Time Dilation in the Peak-to-Peak Time Scale of GRBs
我们提出了BATSE伽马射线暴（GRBs）光变曲线中峰-峰时间尺度的时间拉伸的有力证据。广泛的测试进行人工扩张的突发，以验证提取的峰-峰时间尺度的程序正确恢复的拉伸的突发。然后将得到的鲁棒算法应用于4 B GRB数据库。我们推导出一个拉伸因子$1.92 \pm 0.13$之间的最亮的突发组（$P > 7.7 photon \cdot cm^{-2} \cdot s^{-1}$）和最暗的突发组（$P = 1.0 \sim 1.4 photon \cdot cm^{-2} \cdot s^{-1}$）与几个独立的峰到峰的时间尺度的定义，他们同意在不确定性。这种一致性强烈支持了对观测到的时间拉伸的解释，即时间膨胀是由宇宙膨胀引起的，而不是物理选择效应。我们用$Λ= 0$、$Ω_{0}$在0.2 ~ 1.0范围内对结果进行了宇宙学模型拟合，并将标准烛光光度限定为$L_{0}= 7.0 \pm 2.0 \pm 2.7 \times 10^{56} photons \cdot s^{-1}$。我们的光度值与结合PVO和BATSE的LogN-LogP曲线的值完全一致，BATSE明亮的爆发在低红移的$z_{bright} = 0.11 \pm 0.02 \pm 0.025$。这种光度拟合与将爆发密度与恒星形成率联系起来所暗示的更大的距离尺度肯定不一致。
1998-05-31 astro-ph
Cosmography by GRBs
联系伽马射线暴量的关系可以用来约束中高红移下哈勃定律的宇宙学参数。我们考虑一个27个伽马射线暴的样本，建立了光度距离与红移的关系，并导出了参数$q_0$、$j_0$和$s_0$的值。与文献中的其他方法的分析进行了比较。伽马同性恋爆发，如果用SNeIa校准，似乎是可靠的距离指标，并给出符合$Λ$ CDM模型的宇宙学参数。
2008-08-30 astro-ph
