Multiwavelength Gamma-Ray Bursts Observations with ECLAIRs
ECLAIR是下一代空间仪器，将完全致力于伽马射线暴（GRB）的多波长研究。它由一个编码掩模望远镜组成，具有宽视场（~2 sr），由6400个CdTe像素（~1000 cm ^2）制成，将工作在4-300 keV能带。由于机载实时事件处理，预计每年将定位约80个GRB。伽玛暴（和其他瞬变）坐标将在爆发开始后的几秒钟内分布，典型的不确定性为~5-10弧分。探测系统还将包括一个软X射线照相机（1-10 keV），以便详细研究即时软X射线发射，并将ECLAIR观测到的大约一半伽马射线暴的误差框减少到约30角秒。ECLAIR预计将于2011年底发射，届时将成为唯一能够为伽马射线暴触发提供足够定位精度的仪器，以便利用届时可用的强大地面光谱望远镜进行伽马射线暴后续观测。我们将介绍ECLAIR项目的现状及其可能的发展。
2007-09-17 astro-ph
Multiwavelength observations of gamma-ray bursts: Towards the understanding of the mystery
自1973年发现以来，伽马射线暴（GRB）一直是高能天体物理学中最神秘的问题之一。关于伽玛暴性质的主要问题通常是缺乏对它们距离尺度的了解。BATSE每年在全天空中探测到大约300个伽玛暴，但只有少数伽玛暴可以精确定位到不到半度。多年来，其他卫星和地面望远镜进行了后续观测，但没有发现其他波长的对应物，这一突破发生在1997年，这要归功于BeppoSAX和RossiXTE观测到伽马射线暴事件结束后，能量较高的伽马射线光子发出的X射线辐射减弱。这种发射（余辉）在较长波长处延伸，BeppoSAX卫星在位置确定方面的良好准确性导致发现了第一批光学对应物--GRB 970228、GRB 970508和GRB 971214，大大提高了我们对这些令人困惑的源的理解。现在人们普遍认为，大多数伽玛暴起源于宇宙学距离，但伽玛暴问题的最终解决仍然很遥远。
1998-03-15 astro-ph
The prompt to late-time multiwavelength analysis of GRB 060210
我们提出了我们的分析的多波长光度和光谱观测的GRB 060210和讨论的结果在当前的GRB模型的整体背景下。所有可用的光学数据同时进行了时间拟合，而X射线和伽马射线观测进行了时间和光谱分析。结果进行了比较，彼此和可能的伽玛射线暴模型。X射线的余辉最好用一个平滑的破幂律来描述，在7.4小时处有一个突破。后期的光学余辉有一个很好的约束单一的幂律指数，其值介于两个X射线指数之间，尽管它确实与X射线的单一幂律拟合一致。的高能量发射的硬度的演变证明，我们意味着一个最小的主机消光从外推的X射线通量的光学测量的比较。我们发现，闪烁的γ射线和X射线发射可能是由于内部冲击，而平坦的光学光变曲线，在当时是由于外部冲击。后期余辉最好的解释是光学和X射线之间的冷却中断，以及持续的中央引擎活动直到中断的时间。所需的准直校正能量约为2x10^52 erg，虽然处于已知能量分布的高端，但并非前所未有。
2007-03-15 astro-ph
Multiwavelength study of the very long GRB 020410
GRB 020410是迄今为止从X射线到射电范围追踪到的最长的伽马射线暴（持续时间约为1600 s）。在X射线和光学波长下检测到余辉发射，而在比120微焦亮的8 GHz下没有检测到发射。将衰变的X射线余辉反推到爆发后11小时，其通量为7.9 10^-12 cgs（2-10 keV），是迄今为止探测到的最亮的。目前还没有直接的红移测定方法，但根据νF_ν谱峰值能量与各向同性能量输出之间的经验关系，z值被限制在0.9-1.5之间。重建的光学余辉光曲线意味着在简单的幂律衰减至少有两个突破。这可能与SN的出现有关，或者与星周介质变化引起的外部激波的恢复有关。通过比较2-10 keV余辉衰减的后向外推法，表明瞬发发射的长持续时间与余辉发射的早期开始无关，但必须与"中央发动机“的长期活动有关。
2004-03-24 astro-ph
The Near Infrared and Multiwavelength Afterglow of GRB 000301c
我们目前的近红外观测对应的GRB 000301 c。K'滤波器（2.1微米）光变曲线显示在爆发后t=3.5天时衰减斜率的良好取样的中断。早期斜率非常浅（~ -0.1），而晚期斜率很陡（-2.2）。与光学（R波段）光变曲线的比较显示出轻微的显着差异，特别是在早期的衰减斜率（在光学中更陡）和断裂时间（在光学中发生得更晚）。这与光变曲线中断应该是消色差的（例如，对于由于准直效应引起的中断），或者应当稍后在较长波长处发生（对于大多数其它中断）。观测到的颜色变化可能是余辉所固有的，或者可能表明所有通量的系统误差> 0.08量级。即使休息是消色差的，我们认为，它的锐度造成的困难，依赖于准直喷出物的解释。R光变曲线显示了K'光变曲线中不明显的相当快速的变化（隆起、陡降和平台）的进一步迹象。此外，通过结合红外-光学-紫外数据与毫米波和无线电通量，我们能够约束的自吸收中断和冷却中断的位置，并推断在t=3天的光谱峰的位置：f_nu = 3.4 mJy在nu= 1 e12 Hz。利用多波长谱能量分布，我们能够约束爆炸波能量，如果爆炸是各向同性的，则该能量为E > 3e 53 erg。这意味着GRB 000301 C的最大伽马射线产生效率约为0.15。
2000-10-04 astro-ph
The multiwavelength afterglow of GRB 050721: a puzzling rebrightening seen in the optical but not in the X-ray
上下文Swift检测到GRB 050721，并迅速随访，Swift自身在X射线中进行随访，VLT首次以快速响应模式在光学波段进行随访。为了研究其余辉行为，进行了多波长监测活动。目标。我们提出了分析的早期和晚期余辉发射的X射线和光学波段，观察雨燕，机器人望远镜，和VLT。我们比较早期的观测与晚余辉观测与雨燕和VLT在不同的波段，以限制介质中的火球膨胀的密度。方法.我们分析了两个不同时期的X射线和光学光变曲线，并比较了余辉的光谱能量分布。结果在爆发后约一天，我们观察到光学波段的强烈再亮，这在X射线波段是看不到的。这是第一次观测到伽玛射线暴余辉，在余辉中，在光学波段而不是在X射线波段观察到再增亮。在X射线中检测不到这种较低能量下的强再亮，这可以用可变的外部密度分布来描述。在这种情况下，结合X射线和光学观测，我们可以得到距离爆发10 ^15厘米处的物质密度。这比内部区域高约10倍。
2006-07-10 astro-ph
Unveiling the Progenitors of GRBs through Observations of their Host Galaxies
我讨论了流行的伽马射线暴模型之间的区别，通过使用多波长观测约束其宿主星系的特性，特别是年龄的恒星星族的可能性。
2002-02-04 astro-ph
Early afterglow detection in the Swift observations of GRB 050801
我们提出的雨燕光学，紫外和X射线观测的余辉GRB 050801的结果。该源在Swift UVOT和XRT仪器的整个光学、紫外和X射线能量范围内都是可见的，在γ射线事件发生后的最初几百秒内，光学和X射线光变曲线都呈现出一个宽的平台（Δt/t ~ 1）。我们调查的余辉的多波长光谱和定时特性，我们认为，在早期的行为是兼容的能量注入由一个新诞生的磁星与一个周期的零点几毫秒，这使得前向冲击刷新在这个短的间隔照射。未观察到反向激波发射。它的抑制可能是由于伽玛射线暴喷出物被高磁场渗透，如预期的流出由magnetar.Finally，多波长的研究允许的爆发红移的测定，z=1.56。
2007-03-16 astro-ph
Are some breaks in GRB afterglows caused by their spectra?
在几个伽玛暴的余辉光变曲线中观察到了尖锐的突变，这通常可以用喷流模型来解释。然而，由于射流侧向膨胀的流体动力学不清楚，关于这种解释仍然存在一些不确定性。在这里，我们提出了另一种解释，这些观察到的休息。如果我们假设伽玛暴余辉的多波长光谱不是由精确的幂律段组成的，而是由斜率平滑变化的部分组成，即$dβ/d logν<0$，其中$β$是光谱指数，我们发现这一事实可以很好地解释余辉光变曲线的突变。因此，我们认为余辉光变曲线中的某些突变可能是由它们的弯曲光谱引起的。这种解释的主要特点是，休息时间是依赖于所观察到的频率，而喷流模型产生消色差的光变曲线的休息。此外，知道特征频率$ν_{c}$在多波长光谱中的位置是非常重要的，因为它是我们的模型和喷流模型之间的进一步判别。我们发现，虽然我们提出的模型可以很好地拟合7个伽玛暴余辉的光学光变曲线，但事实上，只有其中一个（即GRB 000926）可以在这个框架中得到解释，因为对于其他的特征频率$ν_{c}$是高于光学后，或低于光学前破裂。
2001-11-09 astro-ph
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。
2008-12-22 astro-ph
The Remarkable Afterglow of GRB 061007: Implications for Optical Flashes and GRB Fireballs
我们对Swift GRB 061007进行了多波长分析。2米长的机器人南方福克斯望远镜（Faulkes Telescope South，FTS）在伽马射线发射开始后137秒开始观测，当时光学对应物已经从R 10.3等衰减，并在接下来的5.5小时内继续观测。这些观测开始于最后的伽玛射线耀斑，并继续穿过和超越一个长长的、柔软的伽玛射线辐射尾，其通量显示出一个基本的简单幂律衰减，与在光学和X射线波长处看到的相同，时间斜率为α 1.7。我们认为，余辉发射开始早在30-100秒，是同时期的正在进行的变量提示发射从中央发动机，但起源于一个物理上不同的地区占主导地位的前向冲击波。余辉持续不减，直到至少10^5 s，没有出现中断的迹象。观测到的GRB 061007的多波长演化可以用一个膨胀的火球来解释，火球的光学、X射线和晚期伽马射线发射主要是由前向激波的发射所控制的，前向激波的典型同步辐射频率nu_m早在t=137 s时就已经低于光学波段，冷却频率nu_c至少在t=10^5 s时高于X射线波段。相反，反向激波的典型频率在早期位于射电波段。我们认为，从大多数雨燕伽玛暴中意外缺乏明亮的光学闪光可以用小的微物理参数，nu_e和nu_B产生的低nu_m来解释。（节录）
2007-01-06 astro-ph
X-ray Emission of Supernova 1998bw in the Error Box of GRB980425
1998年4月25日发生的伽玛射线暴和超新星爆发（1998bw）在空间和时间上的巧合，使人们对这两种现象之间的物理联系，以及伽玛射线暴与超新星的关系，至少是与其中最强大的超新星（超超新星或超新星）的关系产生了怀疑。事实上，SN 1998bw的多波长观测揭示了不寻常的特征：在无线电和光学波长上具有极高的能量输出，以及传出冲击波的相对论膨胀。BeppoSAX号卫星在探测到伽马射线暴后约10小时开始监测SN 1998 bw的X射线发射，其发射非常迅速（在超新星爆炸后一天内），但其光谱和时间特性与X射线探测到的其他超新星相似。
1999-10-13 astro-ph
Detection of the high z GRB 080913 and its implications on progenitors and energy extraction mechanisms
目的：我们目前的多波长观测到的最遥远的伽马射线暴之一，GRB 080913。基于这些观察结果，我们考虑它是否可以被归类为一个短持续时间的伽玛射线暴，并讨论了祖先的性质和能量提取机制的影响。方法：在事件发生后20.7小时至16.8天之间进行了多波长X射线、近红外和毫米观测。结果如下：虽然在3.5米CAHA望远镜的近红外观测中看到了非常微弱的余辉，但在Swift和XMM-牛顿观测中都清楚地检测到了X射线余辉。上限报告为mm范围。我们已经模拟了数据，假设一个准直的$θ_0$ $\gtrsim$ 3 $^\circ$冲击波与能量注入在0.5天携带$5\sim 10^{52}$尔格或约12倍的冲击波的初始能量。我们发现GRB 080913与最近爆发的GRB 090423共享许多伽马射线诊断，因为它们发生在低红移时被归类为短。如果祖先是一个紧凑的二元合并，它很可能是由NS和BH组成。Blandford-Znajek（BZ）机制是从中心最大旋转BH提取能量的优选机制。事件视界附近的磁场（B）和BH质量（$M_{bh}$）都被限制在一个相对较窄的范围内，因此$(B / 3\times 10^{16} \rm{G}) (M_{bh} / 7 M_\odot) \sim 1$。如果BZ机制适用于当前系统，则对中央BH的类似约束也适用于类BZ祖系统。
2009-12-17 astro-ph
An RMHD study of transition between prompt and afterglow GRB phases
我们通过相对论磁流体动力学模拟研究了伽玛暴的余辉相。传播到一个均匀的外部介质的相对论性壳的演变。我们专注于喷出物的磁化效果上的喷出物外部介质相互作用的初始阶段。特别是，我们正在研究的条件下存在的反向冲击到喷出物，时间尺度的能量从壳转移到冲击介质和由此产生的多波长光变曲线。为此，我们已经开发了一种新的计划，包括非热过程耦合到相对论磁流体动力学代码MRGENESIS，以计算非热同步辐射。
2008-01-09 astro-ph
Extinction properties of the X-ray bright/optically faint afterglow of GRB 020405
本文对GRB 020405的余辉进行了光-X射线光谱分析。未校正河外消光的光谱能量分布明显低于多波长研究提出的单幂律谱模型的X射线外推。我们调查是否相当大的消光可以解释所观察到的光谱“失配”通过测试几种类型的消光曲线。我们第一次测试消光曲线计算与时间相关的数值模拟的尘埃颗粒破坏的爆发辐射。我们发现，弱波长依赖的消光定律可以使未吸收的光学和X射线数据与预期的同步辐射光谱相一致。灰消光定律可以由偏向大颗粒的尘埃粒度分布提供。
2005-06-17 astro-ph
Multiwavelength Monitoring of the Unusual Ultraluminous Supernova SN 1978K in NGC 1313 and the Search for an Associated Gamma-Ray Burst
我们讨论了我们的无线电（澳大利亚望远镜紧凑阵列和澳大利亚长基线阵列）和X射线（XMM牛顿）监测观测的不寻常的超亮超新星SN 1978 K在NGC 1313爆炸后约25年。SN 1978 K是一个罕见的IIn型超新星，它仍然足够明亮，可以进行长期的X射线和射电观测。这些观测探测了祖先恒星在爆炸前喷出的稠密介质;这颗恒星可能是一颗亮蓝变星。无线电成像显示，源仍然是紧凑的，但它可能是边缘解决。无线电监测显示，从一个平滑的衰减表明，不均匀性存在于无线电发射区域的偏差。似乎在超新星事件发生前不久，祖星的质量损失率发生了重大变化。2000年至2006年的X射线辐射与两次冲击波的辐射一致。所有的X射线数据都可以用相同的模型拟合（没有系统的演化或短期的变化），但这有一个令人惊讶的要求：X射线发射区有非常丰富的氦。这与X射线发射激波位于由祖星喷出的富氦层中，或者富氦物质在超新星爆炸中喷出是一致的。这颗超新星的不寻常性质激发了人们寻找相关的伽马射线暴（GRB）。我们发现SN 1978 K在GRB 771029的~4 sigma误差范围内。如果这种关联是正确的，那么伽玛射线暴是异常暗的。然而，当时伽马射线暴位置的质量很差，这可能只是一个偶然的对齐。
2007-07-19 astro-ph
Correlation of Photon and Neutrino Fluxes in Blazars and Gamma Ray Bursts
相对论性黑洞喷流源是产生高能（>> TeV）中微子的主要候选者。定义的关系（a）有效的宇宙射线质子的目标光子和（b）伽马射线的伽马射线不透明度，通过相同的目标光子场的损失意味着明确的多波长预测时，在什么能量耀变体和伽玛暴应该是最中微子明亮和伽马射线暗淡。使用多波长观测测试这些源的标准相对论性喷流模型的说明。
2007-06-25 astro-ph
The Swift Gamma-Ray Burst Mission
Swift飞行任务定于2004年初发射，是一个伽马射线暴天文学多波长观测站。它是第一颗用于瞬变天文学的自主快速回转卫星，并为未来的快速反应和多波长任务开辟了道路。它将比以前的任何GRB任务都要强大得多，每年观测100多次爆发，并在爆发后1分钟到几天的时间范围内进行详细的X射线和紫外/光学余辉观测。目标是确定伽玛暴的起源;对伽玛暴进行分类并寻找新的类型;研究伽玛暴的超相对论流出与周围介质的相互作用;以及使用伽玛暴研究z>10的早期宇宙。该任务由NASA领导的国际合作开发。它将携带三种仪器：新一代宽视场伽马射线（15-150千电子伏）探测器;窄视场X射线望远镜;和窄视场紫外/光学望远镜。对大多数爆发都将进行红移测定。除了主要的伽马射线暴科学外，该任务还将进行硬X射线测量，灵敏度为~1 mCrab（15-150 keV波段~ 2x 10 ^{-11} erg cm^{-2} s^{-1}），比HEAO A-4好一个数量级以上。一个灵活的数据和操作系统将允许对所有类型的高能瞬变进行快速跟踪观测，并通过美国航天局的TDRSS系统提供快速的数据下行链路和上行链路。目前，该任务的运行资金为2年，航天器的轨道衰变寿命约为8年。[删节]
2004-05-12 astro-ph
BeppoSAX follow-up search for the X-ray afterglow of GRB970111
BeppoSAX卫星最近为解决长期存在的伽马射线暴之谜开辟了一条新的途径，在事件发生后几小时提供了准确的坐标，从而能够进行多波长的后续观测活动。BeppoSAX窄场仪器在爆发后16小时观测到含有GRB 970111的天空区域。与BeppoSAX号卫星观测到的其他伽马射线暴相比，没有明确观测到明亮的余辉。在与BeppoSAX宽视场照相机位置一致但与IPN环带不一致的位置上探测到一个微弱的源（1SAXJ1528.1+1937）。无论1SAXJ 1528.1 +1937是否与GRB 970111有关，余辉的X射线强度都明显低于基于BeppoSAX GRB其他余辉的性质所预期的。由于GRB 970111是观测到的最亮的伽玛暴之一，这意味着伽玛暴的γ射线峰值通量和X射线余辉强度之间没有明显的关系。
1998-03-03 astro-ph
Swift panchromatic observations of the bright gamma-ray burst GRB050525a
斯威夫特天文台已经探测到了明亮的伽马射线暴GRB 050525 a，从爆发的最早阶段开始提供了独特的多波长覆盖。X射线和光学/紫外余辉衰减光曲线都表现出一个陡峭的斜率约0.15天后爆发，表明喷流中断。这个喷流中断时间与爆发的总伽马射线能量相结合，将喷流的张开角限制为3.2度。我们从BAT数据中得出经验的“时滞”红移z_hat = 0.69 +/- 0.02，与光谱红移0.61吻合得很好。在射流破裂之前，X射线数据可以通过指数α =-1.2的简单幂律来建模。然而，在300 s之后，与幂律拟合相比，X射线通量变亮约30%。光学/紫外数据有一个更复杂的衰减，有证据表明，在第一分钟左右，一个快速下降的反向激波分量占主导地位，在稍后的时间让位于一个平坦的前向激波分量。余辉的多波长X-射线/UV/光谱显示了电子冷却频率在25000 s内通过光学范围迁移的证据。测量的时间衰减和光谱指数在X射线和光学/紫外线制度相比，有利的标准火球模型的伽马射线暴假设膨胀到一个恒定的密度星际介质。
2005-10-26 astro-ph
GRB 050509b: the elusive optical/nIR/mm afterglow of a short-duration GRB
我们提出了多波长（光学/近红外/毫米）观测的短持续时间伽马射线暴发现雨燕（GRB 050509 b）0秒和18.8天后的事件。没有光学，近红外或毫米发射已被检测到，尽管以及本地化的X射线余辉，确认难以捉摸的短持续时间的事件。我们还讨论了爆发位于星系团在z= 0.225或更高的可能性。在前一种情况下，邻近的潜在宿主星系的光谱能量分布，有利于一个系统窝藏一个演变的主导恒星星族（年龄~ 3.6亿年），不像大多数长持续时间的伽玛射线暴宿主星系观察到的，即，从而支持一个紧凑的双星合并的起源。任何可能与这一特殊事件相关的超新星都应该比Ib/c SN 1998 bw暗至少3等，比典型的Ia型SN暗2.3等。
2005-06-29 astro-ph
A study of the prompt and afterglow emission of the Short GRB 061201
到目前为止，我们对短持续时间伽马射线暴的固有性质的认识，仅仅依赖于少数几个已经获得了距离估计和余辉的扩展的多波长监测的例子。我们对短伽玛暴061201进行了多波长观测，目的是估计它的距离并研究它的性质。我们进行了光谱和时序分析的提示和余辉发射，并讨论了标准火球模型的背景下的结果。在爆发触发后约40分钟，在X射线光变曲线中观察到明显的时间中断。我们发现，X射线余辉的光谱和定时行为与所观察到的破裂的射流起源是一致的，尽管光学数据不能明确证实这一点，其他情况也是可能的。在光学余辉消失后，没有发现低至R~26等的下伏宿主星系。因此，对于这个爆发，没有安全的红移可以测量。最近的星系位于z=0.111，显示出恒星形成活动的证据。我们讨论了GRB 061201与该星系以及与ACO S 995星系团的成协关系，GRB 061201的源分别位于角距离17“和8.5”处。我们还测试了一个可能的未被发现的，位置一致的星系在z~1的协会。在所有这些情况下，在射流解释中，我们发现射流张开角为1-2度。
2007-08-27 astro-ph
Can the early X-ray afterglow of GRBs be explained by a contribution from the reverse shock?
我们建议解释最近观测到的GRB早期X射线余辉与SWIFT的反向冲击穿过喷出物，因为它是由突发环境减速的能量耗散。我们计算的耗散功率的演变，并讨论的可能性，它的一小部分可以在X射线范围内辐射。我们表明，如果满足以下两个条件，这种反向激波的贡献行为的方式非常类似于观察到的X射线余辉：（i）在震源活动的后期阶段喷出的物质的洛伦兹因子减小到γ < 10的小值;（ii）大部分的激波耗散能量转移到小部分（zeta < 0.1）的电子布居。我们还讨论了如何我们的结果可能有助于解决一些令人困惑的问题所提出的多波长早期余辉观测，如存在色突变。
2007-01-08 astro-ph
Multiwavelength Examination of the COS-B Field 2CG 075+00 Yields a Blazar Identification for 3EG J2016+3657
我们提出了一个高能量的研究有趣的COS-B伽马射线场，2CG 075+00，为了寻找可能的对应物。新的EGRET数据显示，COS-B发射可能对应于两个局部伽马射线源，3EG J2016+3657和3EG J2021+3716。假设幂律模型，对这些EGRET源进行光谱拟合，每个物体的光子指数为~ 2。我们检查了ROSAT和ASCA存档的X射线数据，这些数据与EGRET误差框重叠，并在该区域发现了几个点源，其通量极限约为6.5 x 10^{-13} erg cm^{-2} s^{-1}。我们的结论是，3EG J2016+3657最可能的候选者是紧凑，可变，平谱射电和毫米波源B2013+370（G74.87+1.22），具有耀变体性质。另一个来源，3EG J2021+3716，仍然不明。
2000-05-24 astro-ph
SN1999E: Another piece in the SN-GRB connection puzzle
对SN 1999 E的详细光学和近红外观测证实了早期的建议，即这颗超新星确实是奇特的II型SN 1997 cy的孪生：它异常明亮，演化缓慢，线条轮廓有窄峰和宽翼，表明与星周物质的相互作用。然而，最有趣的特征是，与SN 1997cy类似，它在时间和位置上与BATSE事件（GRB 980910）一致的位置爆炸。只有两个具有这种光学外观的超新星与两个不同的BATSE GRB相关联的“后验”概率仅为0.2%。这就提出了一些伽玛暴与富氢SNe有关的可能性。
2002-11-19 astro-ph
On the constraining observations of the dark GRB 001109 and the properties of a z = 0.398 radio selected starburst galaxy contained in its error box
我们目前的光学和近红外（近红外）跟踪观测的伽玛暴001109爆发后1至300天。在这个伽玛射线暴（伽马射线暴）半径为50”的BeppoSAX误差框内，在这些波长处没有发现瞬态发射。强极限（3 σ）设定为：R >~ 21，GRB后10.2小时; I >~ 23，GRB后11.4小时; H >~ 20.7，GRB后9.9小时; Ks >~ 20，GRB后9.6小时。我们讨论了伽玛射线暴的误差框（泰勒等，2000年）中发现的射电源是否可能与余辉有关。我们还提出了一个多波长的研究变红的星暴星系，发现符合潜在的无线电和X射线余辉。我们表明，我们的强I带上限使得GRB 001109最黑暗的BeppoSAX的NFI（窄场仪器）本地化，它是迄今为止最具约束力的上限GRB余辉之一。此外，这些意见的背景下，暗伽玛暴的影响被认为是。
2004-06-18 astro-ph
PROMPT Observations of the Early-Time Optical Afterglow of GRB 060607A
PROMPT（全色机器人光学监测和偏振望远镜）观察了GRB 060607A的早期光学余辉，并获得了一个密集采样的多波长光曲线，该曲线仅在GRB之后几十秒开始。PROMPT位于智利托洛洛山美洲天文台，其目的是利用多台自动化0.4米望远镜观测伽马射线暴的余辉，当余辉明亮且可能变化很大时，这些望远镜在许多滤光片中同时成像。数据的时间间隔从伽玛射线暴触发后的44秒到Bgri滤波器中的3.3小时。我们观察到光变曲线在大约3分钟时出现初始峰值，随后在40分钟左右出现再亮峰值，并在66分钟再次出现。虽然我们的数据与早期的雨燕伽马射线和X射线光变曲线重叠，但我们没有看到光学和高能耀斑之间的相关性。在整个观测过程中，我们没有发现光谱演化的证据。我们模拟的光变曲线的变化，并发现，最有可能的原因是一个刷新的前向冲击之前，迅速衰落的反向冲击分量，虽然其他解释是合理的。
2008-10-24 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
Multiwavelength spectral and high time resolution observations of SWIFT J1753.5-0127: new activity?
在2005年的明亮爆发事件之后，我们在2007年6月对SWIFT J1753.5-0127进行了广泛的观测活动。我们已经进行了多波段光度学，光谱学，X射线光谱学和定时和ULTRACAM光度学同时在三个波段。光谱和X射线光谱以及宽波段光度测定中亮度的增强都表明最近活动增加。我们分析了不同的光谱区域，发现一个平滑的光学连续谱，明显缺乏线条和一个非常蓝色的组件调制周期为3.2小时和硬幂律X射线光谱。X射线和光学功率谱在低频率下直到0.1 Hz（10 s）范围内都是平坦的，然后大致按照与闪烁一致的幂律下降。此外，光学数据显示在0.08 Hz（13 s）附近的准周期振荡（QPO）。结合光变曲线的动力学和自相关分析，我们试图构建一个完整的物理图像，这个有趣的系统。
2008-10-07 astro-ph
Gamma-ray bursts in normal and extreme star-forming galaxies
我们讨论了如何伽马射线暴（GRB）的光学余辉和多波长观测其宿主星系可以用来获得有关恒星形成的相对数量发生在光学和亚毫米星系的信息。这样的分析将是可能的，因为目前流行的想法是伽马射线暴与大质量恒星的形成密切相关。研究伽玛射线暴宿主星系提供了一种寻找低光度亚毫米星系的方法，这些星系在光学Lyman break巡天中无法识别，因为它们的大部分恒星形成都被尘埃掩盖了，或者在亚毫米巡天中无法识别，因为它们的亚毫米通量接近或低于混淆极限。宇宙中的大部分恒星形成都可能发生在这样的物体中，因此寻找它们是一项重要的工作。从目前的观测结果来看，GRB的宿主星系既不是像SMM J02399 $-$ 0136或SMM J14011+0252那样的光学发光的二级SCUBA星系，也不是像本地超亮红外星系（ULIGs）那样含有致密分子核的星系，而是某种中间类型的星系。GRB 980703的宿主星系是这类星系的原型。
2002-04-19 astro-ph
GRB 051028: an intrinsically faint GRB at high redshift?
我们提出了多波长观测的伽马射线暴GRB 051028探测HETE-2，以获得其余辉发射参数，并确定其光学模糊的原因相比，其他事件。在事件发生后的2.7小时到10天之间，用光学望远镜（2.0米喜马拉雅山钱德拉望远镜，1.34米陶滕堡望远镜，4.2米威廉赫歇尔望远镜）和X射线望远镜（雨燕/XRT）进行了观测。这些数据可以通过喷流中的准直发射来解释，喷流的典型值为$p$ = 2.4，喷流在均匀的星际介质中移动，并且在爆发开始后0.5天，冷却频率nu_{c}仍然高于X射线。GRB 051028可以被归类为“灰色”或“潜在的黑暗”GRB。结合光学和Swift/XRT数据，我们得出结论，光学昏暗的原因不是宿主星系的额外吸收，而是发生在高红移的GRB，我们还注意到与GRB 050730的光学光变曲线非常惊人的相似，GRB 051028的光谱红移为3.967，虽然大约3等。我们认为，碰撞可以解释为多个能量注入事件和爆发本质上是微弱的平均余辉相比，自1997年以来检测。在R = 25.1以下没有发现宿主星系也与在高红移时产生的爆发相一致，与已发表的3.7 +/- 1.8的伪z相一致。
2006-09-24 astro-ph
BeppoSAX confirmation of beamed afterglow emission from GRB990510
我们比较了BeppoSAX宽视场相机（WFC）在爆发期间测量的GRB 990510的即时X射线（2-10 keV）发射与BeppoSAX窄视场仪器检测到的X射线余辉。排除了余辉的单一幂律模型f（t）~ t^{-1.42}。假设余辉的初始时间与X射线瞬发事件中的最后一个短脉冲一致（即，γ射线暴触发时间后72秒），γ射线暴触发后80 ~ 10^5秒的X射线发射可以很好地描述为减速喷流中的外部激波膨胀，其中发生同步辐射。这个模型在伽玛暴后约0.5天喷流准直中断时间前后分别由指数α_1 ~ 1和α_2 ~ 2的双幂律表示，与WFC测量的第二和第三个上限相一致，但与第一个不一致。这可能与环爆介质中的不均匀性有关。我们的研究结果表明，GRB 990510 X射线余辉的时间行为是类似的光学波长，从而加强了解释的多波长余辉同步辐射的射流与减少洛伦兹因子。因此，GRB 990510是唯一一个在X射线中发现喷流扩散证据的爆发。
2001-03-30 astro-ph
A gamma-ray burst remnant in our Galaxy: HESS J1303-631
我们提出了我们的调查结果的多波长数据HESS J1303-631，一个身份不明的TeV源偶然发现在银河系平面的HESS合作。这些结果有力地表明，这个特殊的源是伽马射线暴（GRB）的残留物，它发生在几万年前的银河系中，距离我们大约10千秒差距。通过对相对论粒子在星际介质中的扩散、相互作用和辐射过程的详细计算，我们证明了伽玛暴残余物（GRBR）可能是一个没有同步辐射的强TeV辐射源。我们预测的光谱和空间特征将明确区分GRBRs和普通超新星遗迹，包括：（1）从它们的TeV辐射推断出的大能量收支，但同时，（2）通过GeV波段的射电通量被抑制;（3）扩展的中心填充辐射与能量相关的空间轮廓;以及（4）在过去的一对伽玛射线暴喷流方向上的可能伸长。虽然GRBRs最好由地面伽马射线探测器探测，但未来的GLAST任务将在确认预测的低水平GeV辐射方面发挥关键作用。
2006-04-24 astro-ph
The Gamma Ray Burst section of the White Paper on the Status and Future of Very High Energy Gamma Ray Astronomy: A Brief Preliminary Report
这是一份关于伽马射线暴（GRB）工作组的初步研究结果的简短报告，该工作组为甚高能（VHE; >50 GeV）伽玛射线天文学的现状和未来撰写了白皮书。白皮书讨论了过去和当前在GeV-TeV能量下观测GRB的尝试，包括一些低意义的可能探测。该白皮书集中在未来的地面伽玛射线实验的潜力，以观察有史以来最高的能量发射记录的伽玛射线暴，特别是对于那些附近，并具有高洛伦兹因子的伽玛射线暴喷流。很明显，VHE发射的检测将对伽玛暴模型以及宇宙线起源产生强烈的影响。特别是，附近长伽玛暴的延长发射阶段（包括余辉发射和可能的耀斑）可以提供最好的探测可能性。在附近的长伽玛暴和短伽玛暴的瞬发阶段很难获得观测结果，这也可能对加速点周围的不透明度和体积洛伦兹因子提供特别强的限制。当然，与即将建立的和现有的观测站的协同作用对于伽马射线暴的识别和多波长/多信使研究都至关重要。
2008-04-15 astro-ph
Flares in GRB afterglows from delayed magnetic dissipation
斯威夫特卫星最有趣的发现之一是大约一半的余辉光变曲线中的耀斑活动。耀斑已经在长持续时间和短持续时间的GRB上被观测到，并且在时间尺度上从瞬间发射后的几分钟到大约1天。一些耀斑的快速演变导致了这样的建议，即它们是由后期的中央发动机活动引起的。在这里，我提出了一个替代的解释，不需要恢复中央引擎。耀斑可以由强磁化（即初始坡印廷与动力学通量比$\simmore 1$）喷出物在与外部介质相互作用而减速期间的延迟磁耗散提供动力。仔细观察耗散区的长度尺度表明，磁耗散可以引起快速演化和高能耀斑。在该模型的背景下，预计也会出现多个耀斑。
2006-06-19 astro-ph
BeppoSAX and multiwavelength observations of BL Lacertae in 2000
我们提出了两个BeppoSAX观测BL Lac（2200+420）的一部分，在2000年进行的多波长活动。该源处于不同的活动状态：在6月，X射线光谱微弱而坚硬（α sim 0.8），对低能量有正残差。在10月，我们检测到有史以来最高的[2-10] keV通量测量的来源。在此观察期间，光谱是软的（α sim 1.56）高达10千电子伏，而在此能量以上的硬组件占主导地位。BeppoSAX号卫星的数据得到了RXTE卫星同时进行的短期观测的证实。在第一次观测期间，软X射线通量在几个小时的时间尺度上变化，而硬X射线通量几乎是恒定的。相反，在第二次观察期间，软光谱显示出不稳定的行为，在小于2小时的时间尺度上具有较大的变化（高达3-4倍）。对10月的多波长SED的分析证明了一个有趣的功能：SED的光学和X射线部分是不对齐的，而在流行的标准图片中，它们都被认为是通过同步辐射产生的。我们提出了四种方案来解释这种差异：一个高于银河尘埃气体比对源，第一次检测到大量康普顿发射的X射线波段，存在两个同步辐射发射区域位于不同的距离从核，检测克莱因西科效应的同步辐射光谱。我们证明了每种情况的有利点和关键点，但目前我们无法区分它们。
2003-07-01 astro-ph
On the Kinetic Energy and Radiative Efficiency of Gamma-Ray Bursts
利用17个伽马射线暴余辉期的X射线光度测量值，考虑辐射损失，计算了这些暴的动能，并研究了它与伽玛暴其它性质的关系。然后，我们使用观测到的辐射能量在提示阶段，以确定这些爆发的辐射效率，并探讨如何效率与其他GRB观测。我们发现余辉阶段的动能与辐射能、总能量以及可能的喷流张角和谱峰能量直接相关。更重要的是，我们发现了一个有趣的事实，即效率与辐射能量，并温和地与总能量，射流张开角和光谱峰值能量。XRF020903似乎也遵循我们在GRB样本中发现的趋势。我们讨论了伽玛射线暴辐射和喷流模型的影响，这些结果。
2004-06-03 astro-ph
Optical observations of the bright long duration peculiar GRB 021004 afterglow
对2002年10月4日至16日GRB 021004的长余辉进行了测量，测量了Johnson $B,V$和DINGS $R$和$I$测光通带中的CCD星等，测量的余辉是从$γ-$射线暴后3小时的$\sim$开始的。将这些测量结果与其他已发表的数据相结合，得到了在$B$、$V$、$R$和$I$通带中的余辉发光的光变曲线。最早的光辐射似乎起源于一个反激。余辉的通量衰减显示出一个非常不寻常的变化相对于其他观测良好的伽玛暴。快速的光变化，特别是在早期（$Δt < 2$天）叠加在一个基本的破碎的幂律衰减典型的喷射余辉。由最小二乘法拟合光变曲线得到的早期和晚期的通量衰减常数分别为$0.99\pm0.05$和$2.0\pm0.2$，喷流在7天左右中断。与标准火球模型的比较表明，在爆发方向上$E(B-V)=0.20$等的总消光。我们的低分辨率光谱校正这种消光提供了一个光谱斜率$β= 0.6\pm0.02$。该值和通量衰减常数与模型中使用的电子能量指数$p\sim 2.27$吻合得很好。导出的喷流张开角约为$7^{\circ}$，这意味着在宇宙学距离约为20 Gpc时，发射的伽马射线总能量为$E_γ = 3.5\times10^{50}$ erg。多波长的观测表明，该伽玛暴与恒星形成区的关联，支持了长持续时间伽玛暴的恒星起源的情况。
2003-10-17 astro-ph
Late time observations of GRB080319B: jet break, host galaxy and accompanying supernova
雨燕号发现GRB 080319 B是迄今为止在肉眼亮度下观测到的最远的源，在红移z=0.937时达到5.3的峰值视星等。我们提出了我们的后期光学（HST，双子座和VLT）和X射线（钱德拉）的观测，证实了消色差的中断发生在幂律余辉光曲线在~11天后爆发。这很可能表明伽马射线暴（GRB）流出是准直的，对于均匀喷流，这意味着喷流中的总能量为E_{jet} \gsim 10^{52}尔格。我们的观测还显示了后期的红光过剩，这是很好的解释，如果伽玛射线暴伴随着超新星（SN），类似于在其他一些长持续时间的伽玛射线暴中看到的。最新的观测结果表明，伽玛暴发生在一个暗矮星系（r（AB）\approx 27.0，静止坐标系M_B \approx -17.2）中。即使以其他伽玛暴宿主的标准来看，这个星系也是很小的，这暗示了它的金属丰度很低。有趣的是，这个极端事件的性质-一个小的主机和明亮的超新星-完全是典型的非常低光度的爆发，如GRB 980425和GRB 060218。
2010-11-29 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
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。
2005-08-02 astro-ph
Jet breaks at the end of the slow decline phase of Swift GRB lightcurves
雨燕任务发现了伽马射线暴（GRB）余辉的一个有趣特征，这是X射线和光学光变曲线中通量的浅下降阶段。这种行为通常归因于能量注入爆发喷出物。在某个时刻，这个阶段结束，导致光变曲线的中断，这通常被解释为能量注入的停止。然而，在少数情况下，虽然观察到X射线光变曲线的中断，但光发射继续其缓慢的通量下降。这种行为表明了一种更复杂的情况。在本文中，我们提出了一个模型，调用一个双组分流出，其中窄准直喷出物负责的X射线发射，而广泛的流出是负责的光发射。窄的分量可以在相对较早的时间在X射线光变曲线中产生射流中断，而光发射由于其较低的准直度而不会中断。在我们的模型中，两个组件都受到能量注入的整个持续时间的后续观察。我们将此模型应用于色突变的伽玛暴，我们展示了它可能如何改变伽玛暴典型光变曲线的解释。我们还从理论的角度研究了我们的模型，调查可能的配置的频率和值的伽玛暴物理参数允许在我们的模型。
2008-09-26 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
Long-term Neutrino Afterglows from Gamma-Ray Bursts
人们普遍认为，伽马射线暴（GRB）的多波长余辉起源于相对论爆炸波。在这里，我们表明，在这样的冲击波，冲击加速质子的能量的显着部分将失去由于π介子生产与余辉光子的相互作用。这可能导致长期产生$10^{16}$ - $10^{18}$ eV的中微子和亚TeV的$γ$ -射线，并伴随着通常的余辉，前提是质子在冲击波中被加速到$10^{19}$ eV。
2002-08-23 astro-ph
Optical and near-infrared observations of the GRB020405 afterglow
我们报告了GRB 020405的光学和近红外余辉的观测结果。地面光学观测在GRB发生后约1天开始，持续约10天;存档的HST数据将覆盖范围扩大到GRB发生后70天。我们报告的余辉在近红外波段的第一次检测。光谱中的发射线的检测表明伽玛暴位于z = 0.691处。还在z = 0.691和z = 0.472处检测到吸收。后一个系统可能是由位于GRB宿主西南2角秒的星系中的云引起的。因此，第一次，负责干预吸收系统的伽玛射线暴余辉光谱的星系被确定。光学和近红外测光表明，在所有波段的衰减遵循指数α = 1.54的单一幂律。晚历元的VLT和HST点位于该幂律外推的上方，因此在GRB后10-20天的VRIJ光变曲线中出现明显的平台。光变曲线在伽马射线暴后20天以后的时间段符合幂律衰减，指数为λ aprime = 1.85。我们认为，这种偏差可以模拟SN具有相同的时间轮廓SN 2002 ap，但1.3马格明亮的峰值，并位于伽玛射线暴红移。另外，一个冲击反射可能是导致再亮的原因。偏振R波段测量表明余辉是偏振的，P = 1.5%，θ = 172度。光学-近红外光谱通量分布显示了J带的斜率变化，我们解释为由于nu_c的存在。对火球模型中多波长光谱的分析表明，相对论性电子通过同步加速器在爆炸性膨胀的冲击波中产生光学近红外辐射，并通过IC产生X射线。
2003-04-01 astro-ph
Optical afterglow luminosities in the Swift epoch: confirming clustering and bimodality
我们发现，伽马射线暴（GRBs）的已知红移和休息帧光学消光雨燕卫星检测充分证实了较早的结果有关的光学余辉光度分布在12小时后触发（休息帧时间）。这种分布是双峰的，相对较窄，特别是对于高光度分支。这很有趣，因为雨燕伽玛暴的平均红移比雨燕之前的伽玛暴大，这在解释伽玛暴余辉的常见情况下是出乎意料的。我们调查，如果观察到的分布可以选择影响的单峰母光度分布的影响的结果，并发现，无论是分布本质上是双峰，或大多数（60%）的爆发被吸收了大量的灰色尘埃。在这两种情况下，我们认为，大多数暗爆发应属于下发光光学家族。
2008-02-29 astro-ph
The dark nature of GRB 051022 and its host galaxy
我们目前的多波长（X射线/光学/近红外/毫米）GRB 051022的观测2.5小时和~1.15年后的事件。它是HETE-2探测到的最强烈的伽马射线暴（~ 10^-4 erg cm^-2），附近的GRB 030329除外。光学和近红外观测没有发现余辉，尽管在X射线波长下有很强的余辉。在Plateau de Bure（PdB）的毫米波观测发现了一个源和一个耀斑，证实了这一事件与一个中等亮度（R = 21.5）星系的关联。这个星系的光谱观测显示出强烈的[O II]，Hbeta和[O III]发射线，红移为0.809。该星系的光谱能量分布意味着Av（静止坐标系）= 1.0和一个发生在约2500万年前的恒星爆发，在此期间恒星形成速率达到>= 25 Msun/yr。结合空间范围（~ 1“），它表明一个非常明亮（Mv =-21.8）的蓝色紧凑星系，我们也发现了Z Zsun。X射线光谱显示，含有NH的中性气体有相当大的吸收，X射线= 3.47（+0.48/-0.47）x 10^22 cm^-2（静止坐标系）。在z = 0.809的宿主星系中，尘埃的吸收当然不能解释没有检测到光学余辉的原因，除非尘埃与气体的比例与我们星系中看到的有很大的不同（即大的尘埃颗粒）。黑暗GRB 051022的余辉很可能沿着视线被母星系内分子云中一个模糊、致密的恒星形成区所熄灭。这个星系与大多数GRB宿主不同，它比L* 亮3…
2007-08-22 astro-ph
A comprehensive study of GRB 070125, a most energetic gamma ray burst
我们提出了一个全面的多波长分析明亮的，长持续时间的伽玛射线暴GRB 070125，包括在$γ$-射线，X射线，光学，毫米和厘米波段的观测。同时拟合的光学和X射线光变曲线有利于突破日3.78，我们解释为射流中断从准直流出。对光学和X射线波段的独立拟合在光学波段中给出了类似的结果，但在X射线光变曲线中将喷流中断转移到第10天左右。我们发现，对于GRB 070125的物理参数，逆康普顿散射效应在整个余辉演化过程中是重要的。虽然逆康普顿散射不影响无线电和光学波段，但它可能是延迟X射线波段喷流破裂的有希望的候选者。射电光变曲线显示快速的通量变化，这被解释为由于星际闪烁，并用于推导出$2.4 \times 10^{17}$厘米的火球在横向扩张阶段的射流半径的上限。射电光变曲线和光谱表明，高同步自吸收频率的余辉冲击波在致密介质中移动的指示。我们的宽带模型有利于一个恒定的密度轮廓的环爆介质风状的轮廓（$R^{-2}$）。然而，考虑到参数的不确定性，很难明确区分两种密度分布。我们的宽带拟合表明，\event是一个爆发与高辐射效率（$> 60 %$）。
2008-09-16 astro-ph
Jets, Structured Outflows, and Energy Injection in GRB Afterglows: Numerical Modelling
我们数值研究的能力，三个模型（射流，结构外流，能量注入），以适应在10个伽玛暴余辉中观察到的光学光变曲线突变（980519，990123，990510，991216，000301 c，000926，010222，011211，020813和030226），以及这些余辉的无线电，光学和X射线发射的相对强度。我们发现，射流和结构外流模型的票价远远优于能量注入模型在容纳多波长的数据，上述10个余辉。对于前两个模型，一个均匀的环暴流介质提供了一个更好的拟合光学光变曲线突破比风状介质与r^{-2}分层。然而，在能量注入模型可能起作用的仅有两种情况下，风介质是有利的（在第三种情况下，能量注入也是可能的，余辉970508，其光发射表现出急剧上升，但不是陡峭的衰减）。用射流模型得到的最佳拟合参数表明，出流能量为2-6 E50尔格，射流开度为2-3度。具有准均匀核心的结构化流出物具有0.7-1.0度的核心角尺寸和0.5-3 E53 erg/sr的每立体角能量，被包络包围，在包络处能量随着与流出轴的角度而大致以θ ^{-2}下降，因此需要与射流相同的能量预算。环爆密度被发现通常是在0.1-1每立方厘米的范围内，对于任何一个模型。我们还发现，反向冲击波发射所造成的喷射物注入到减速冲击波在约1天后爆发可以解释缓慢衰减的无线电光曲线观察到的余辉990123，991216，和010222。
2005-08-19 astro-ph
