Relativistic Particle-In-Cell Simulation Studies of Prompt and Early Afterglows from GRBs
从包含相对论喷流和激波的天体物理系统，如伽马射线暴（GRB）、活动星系核（AGN）和微类星体中观测到的非热辐射通常呈现幂律发射谱。最近的PIC模拟的相对论电子-离子（或电子-正电子）射流注入到一个固定的介质中显示，粒子加速发生在下游射流。在无碰撞的相对论激波中，粒子（电子、正电子和离子）的加速是由于在激波区域中产生的等离子体波及其相关的不稳定性（例如韦伯不稳定性）。模拟结果表明，韦伯不稳定性是造成和放大高度不均匀的小尺度磁场的原因。这些场有助于电子在喷射头后面的横向偏转。与假定有均匀磁场的同步辐射相比，偏转电子产生的"抖动“辐射具有不同的性质。抖动辐射对于理解伽马射线暴、相对论喷流和超新星遗迹中复杂的时间演化和/或光谱可能是重要的。
2008-02-18 astro-ph
New Relativistic Particle-In-Cell Simulation Studies of Prompt and Early Afterglows from GRBs
从包含相对论喷流和激波的天体物理系统观测到的非热辐射，例如，伽马射线暴（GRB）、活动星系核（AGN）和微类星体通常呈现幂律发射光谱。最近的PIC模拟的相对论电子-离子（或电子-正电子）射流注入到一个固定的介质中显示，粒子加速发生在下游射流。在无碰撞的相对论冲击中，粒子（电子、正电子和离子）加速是由于等离子体波及其相关的不稳定性（例如，在激波区域中产生的韦伯（Weibel）不稳定性）。模拟结果表明，韦伯不稳定性是负责产生和放大高度不均匀，小尺度磁场。这些场有助于电子在喷射头后面的横向偏转。由偏转的电子产生的“抖动”辐射与假定有均匀磁场的同步辐射相比具有不同的性质。抖动辐射对于理解伽马射线暴、相对论性喷流和超新星遗迹中复杂的时间演化和/或光谱可能是重要的。
2008-10-15 astro-ph
Quasi-Thermal Comptonization and GRBs
准热康普顿化是一个有吸引力的替代同步过程来解释伽玛暴的光谱，即使我们保持其他重要的性质的内部冲击的情况下，这意味着一个紧凑的发射区和均分磁场。光子-光子吸收和电子-正电子对可以起到至关重要的作用：这个过程可以将有效温度锁定在一个狭窄的范围内，这可能是暴谱具有接近电子静止质量-能量的高能量截止的原因。如果伽玛暴的祖先是超新星，则暴周围的物质主要是由超新星前恒星的风控制的。这种致密物质的存在对爆发辐射及其余辉的产生有很大的影响。
1999-06-08 astro-ph
Black hole physics and astrophysics: The GRB-Supernova connection and URCA-1 - URCA-2
我们概述了三个新的理论领域在我们的伽玛射线暴（GRBs）的建模的汇合：1）超相对论制度的冲击波阵面扩展与洛伦兹伽玛因子$\sim 300$ ; 2）量子真空极化过程导致电子-正电子等离子体起源的冲击波阵面;和3）广义相对论过程的能量提取从黑洞起源的真空极化过程。有两种不同类型的伽玛暴：长伽玛暴和短伽玛暴。我们在这里讨论长伽玛暴的问题。[...]我们特别感兴趣的是，在这份报告中，一个子类的长伽玛射线暴似乎伴随着超新星爆炸。我们正在考虑两个具体的例子：GRB 980425/SN 1998 bw和GRB 030329/SN 2003 dh [...]。
2005-03-22 astro-ph
Electron-positron outflow from black holes
伽马射线暴（GRB）是宇宙中最明亮的瞬态现象。伽玛暴中心引擎的性质是火球理论中缺少的一环。这里表明，旋转的黑洞在与强磁场接触时产生电子-正电子流出。流出是由黑洞的自旋与粒子轨道的耦合产生的。对于接近极端的克尔黑洞，从静电平衡的初始状态流出的粒子具有$\sim 5\times10^{48}(B/B_c)^2(M/7M_\odot)^2\sin^2θ$ erg/s的归一化各向同性发射，其中B是外部磁场强度，B_c=4.4 x 10^{13}G，M是黑洞的质量。该初始流出具有半开角$θ\ge\sqrt{B_c/3B}$。给出了$γ$射线暴中火球的一种联系。
1999-11-21 astro-ph hep-th
Unstable GRB photospheres and electron-positron annihilation lines
我们提出了一种瞬发伽马射线暴（GRB）的发射机制，它可以再现所观察到的非热谱，并具有高的辐射效率，> 50%。光球层下的内部耗散可以产生辐射主导的热火球。如果电子-正电子对的数量超过质子，电子对的辐射加速驱动电子对和质子之间的双流不稳定性，导致加速电子对框架中的“质子沉积”。质子团不断地对粒子对进行冲击加热，将热光子散射成打破幂律的形状，其中非热能与质子的动能相当，这与观测结果一致。如果参数满足观测到的光谱（Yonetoku）关系，则在发生强烈热化的祖星半径周围，成对光球变得不稳定。在连续谱上预言了对湮灭线，这可以用GLAST进行验证。
2007-08-09 astro-ph
electron-positron-photon plasma around a collapsing star
我们描述了电子-正电子对创建周围的带电恒星核心坍缩成电磁黑洞（EMBH），以及对湮灭成光子。我们使用的动力学弗拉索夫方程形式主义的对和光子，并表明，等离子体振荡的制度建立在核心周围。作为我们分析的副产品，我们可以提供热化时间尺度的估计。
2003-04-16 astro-ph gr-qc hep-th
Mu and Tau Neutrino Thermalization and Production in Supernovae: Processes and Timescales
我们研究了在与核心坍缩超新星和质子中子星相关的温度和密度下，$ν_μ$和$ν_τ$中微子的产生率和热化率。包括电子散射、电子正电子湮没、核子-核子韧致辐射和核子散射的贡献。对于散射过程，为了包含任意简并度下的完整散射运动学，采用Reddy等人（1998）和Burrows和Sawyer（1998）开发的结构函数形式。此外，我们还导出了非对称物质中任意核子简并度的核子-核子韧致辐射的总速率和微分速率公式。我们发现，在低中微子能量（$ε_ν\lesssim 10$ MeV）的热化过程中，电子散射占主导地位的核子散射，但核子散射总是快于或相当于电子散射以上$ε_ν\simeq10$ MeV。此外，对于$ρ\gtrsim 10^{13}$ g cm $^{-3}$、$T\lesssim14$ MeV和中微子能量$\lesssim60$ MeV，作为$ν_μ$和$ν_τ$中微子的产生机制，核子-核子韧致辐射总是支配电子正电子湮没。
2000-03-04 astro-ph hep-ph nucl-th
Flash-Heating of Circumstellar Clouds by Gamma Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）的爆炸波模型已经受到质疑，因为观测到的GRB光谱比通过光学薄同步辐射产生的光谱更硬。如果伽玛暴起源于大质量恒星的坍缩，那么靠近爆发源的星周云将被强烈的伽玛辐射照亮，这些云中的电子将迅速散射到数百keV的能量。随后穿过热等离子体的低能光子将被散射到更高的能量，从而硬化了电子光谱。这个效应解决了对同步加速器激波模型的“死亡线”异议。伽马射线暴附近的发光云将形成包含大量电子-正电子对的相对论等离子体，这些电子-正电子对可以在爆炸后的1-2天内被检测到，然后膨胀和消散。银河系中对湮没辐射的局部区域将揭示过去的GRB爆炸。
2000-02-15 astro-ph
Prompt GeV-TeV Emission of Gamma-Ray Bursts Due to High-Energy Protons, Muons and Electron-Positron Pairs
在内部冲击情景的框架内，我们利用蒙特卡罗模拟，包括各种过程与电子和质子加速到高能量的宽带伽马射线暴（GRB）的快速发射的GeV-TeV带的重点。虽然来自初级电子的逆康普顿发射通常占主导地位，但不同的质子诱导机制也可以产生不同的高能成分，例如来自质子、μ子或通过光生子相互作用注入的次级电子/正电子的同步辐射。在某些情况下，它们会产生双重光谱断裂，可以作为超高能质子的独特特征。我们讨论了有利于这种发射的条件，以及它们与内激波中超高能宇宙射线和中微子的产生之间的关系。正在进行和即将进行的{ \it GLAST}、大气切伦科夫望远镜和其他设施的观测将检验这些预期，并提供有关伽马射线暴外流物理条件的重要信息。
2007-09-04 astro-ph
High Energy Cosmic Rays, Gamma Rays And Neutrinos From Jetted GRBs
最近的观测表明，伽马射线暴（GRB）及其余辉是由恰好指向我们方向的高度相对论喷流在遥远星系的恒星形成区产生的。相对论性射束将来自高度相对论性喷流的发射沿喷流方向准直成小立体角。这意味着我们只看到了一小部分产生伽马射线暴的事件。观测到的伽马射线暴率需要一个与中子星的诞生率（NS）相当的事件率。高度相对论性的喷流沿着它们的轨道扫起周围的物质，将其加速到宇宙射线（CR）能量，并将其分散在它们停在星系晕时形成的热点中。由于事件发生率与NS的出生率相当，我们银河系中的这类事件可能是所有能量的银河系宇宙射线的主要来源。这些喷流与高柱密度物质的内部相互作用和/或外部相互作用和/或在它们的产生地点或沿着它们的轨迹的辐射可以产生沿着喷流方向高度波束化的高能伽马射线和中微子。喷流伽玛暴，像耀变体一样，在高能伽马射线和中微子中可能比在MeV伽马射线中更流畅。但是，来自大宇宙学距离的TeV伽马射线是不可观测的，因为它们在星系际红外背景辐射上被电子-正电子对产生所衰减。然而，来自遥远伽马射线暴的高能中微子可以用正在建造的大型表面/体积望远镜观察到。TeV的伽马射线和高能中微子也可以从相对较近的伽玛暴中被现有的中等尺寸的探测器探测到，但速率要小得多。
1999-05-25 astro-ph
Gamma-Ray Bursts from quark stars
长伽马射线暴（GRB）被认为与Ic型超新星的爆炸有关，这些超新星已经被剥离了它们的氢和氦外壳。这些爆炸似乎有两种类型：一种是近似球形的（GRB 980425/1998 bw），与弱爆发有关，另一种是产生超相对论喷流的经典伽玛暴（GRB 030329/SN 2003 dh）。如果这种双峰性是真实的，斯威夫特将提供一个明确的证据。我们提出，经典的强大的伽玛暴，产生超相对论外流，是夸克星形成的结果。夸克星可以为超新星Ic的爆炸提供额外的能量，但更重要的是创造一个表面，它充当一个重子无法穿透的膜。夸克星的表面只允许超相对论物质逃逸：光子、中微子、电子-正电子对和磁场。夸克星的形成是在最初的核心坍缩之后几分钟内完成的。Lazzati（2005）分析了伽马射线暴的BATSE前兆，这可能是这种时间延迟的证据。
2005-08-27 astro-ph
Pair Creation by Very High Energy Photons in Gamma-Ray Bursts: A Unified Picture for Various Energetics of GRBs
伽马射线暴（GRB）990123的极端能量学研究表明，某些GRB会释放出相当大的能量，而且从GRB到另一个GRB的总能量释放似乎是E_{gamma, iso} \sim 10^{52-55}尔格的10^{2-3}倍，其中E_{gamma, iso}是辐射各向同性时观测到的GRB能量。如果所有的伽玛暴都是由类似的事件触发的，那么能量释放的如此广泛的分散似乎很奇怪。在这里，我们提出了一个统一的图片，为这些不同的能量的伽玛暴，其中所有的伽玛暴事件释放大致相同的能量E_{iso} \sim 10^{55-56}尔格作为相对论运动，重子负载的问题几乎解决。初始洛伦兹因子（Γ）的轻微分散导致E_{gamma, iso}的差异高达m_p/m_e \sim 10 ^3的因子。质子作为伽玛射线暴总能量的“隐藏能量载体”，而E_{gamma, iso}取决于内部激波中质子到电子（或正电子）的能量转移效率。我们证明了这种转移是通过质子-同步辐射的高能光子产生的e^{+-}对而发生的，并且这种效率非常敏感地依赖于Γ。我们还表明，尽管在E_{gamma, iso}的广泛的色散，这个模型预测大致恒定的光子能量范围的e^{+-}对同步辐射在\sim MeV，这是很好地符合伽玛暴观测。在我们的模型中，GRB 990123的闪光可以用内激波起源来解释。E_{gamma, iso}和观测到的余辉光度之间的明显不相关性…
1999-07-01 astro-ph
Creation of Electron--Positron Wind in Gamma-Ray Bursts and Its Effect on the Early Afterglow Emission
本文计算了在伽马射线暴（GRB）中由散射和向外运动的伽玛射线光子碰撞产生的电子-正电子对。电子对的数量超过了伽玛射线暴喷出物在距离爆炸中心约10^{16} cm处遇到的周围介质电子的数量。喷出物与成对风相互作用产生的激波可能会在最初的几分钟内使余辉同步辐射变亮。即使没有这种效应，光学余辉的峰值强度也随着周围介质的密度而增加。因此，观测早期的光通量限制了环暴流介质的密度。如果前向冲击波扫过对风和环爆介质后的电子和磁场能量与0.5-100天的宽带余辉发射相吻合，那么目前由ROTSE和LOTIS实验设定的光学对应发射上限表明，0.01 pc以内的环爆介质密度小于100 cm^{-3}，或者，如果有风，则对应于低于10^{-6} M_sun/yr/（1000 km/s）的原始质量损失与风速比。
2003-09-04 astro-ph
On Gamma-Ray Bursts
我们通过例子展示了如何解密伽马射线暴（GRB）提供了前所未有的可能性，以促进基础物理学和天体物理学的新知识。在回顾了Klein、Sauter、Heisenberg、Euler和Schwinger等人关于均匀电场中真空极化效应的经典工作之后，我们总结了在重离子和高能离子碰撞中观察这些效应的一些努力。然后，我们转向围绕克尔-纽曼黑洞的真空极化理论，导致黑洞能量的提取，对dyadosphere和dyadotorus的概念，并创建一个电子-正电子-光子等离子体。然后，我们提出了一个新的理论方法，包括物理学的中子星和重核。结果表明，在宏观尺度上，整体电中性的核物质组态可以存在，其表面附近的电场接近临界值。这些组态可能代表了引力坍缩过程的初始条件，导致电子-正电子-光子等离子体的产生：基本的自加速系统解释了在伽玛暴中观察到的能量学和高能洛伦兹因子。然后，我们回顾我们的伽玛暴模型的两个基本解释范式。[...]然后，我们转向重子加载的特殊作用，在区分“真正的”短和长或“假”短GRB [...]最后，我们转向GRB-超新星时间序列（GSTS）范式：诱导引力坍缩的概念。[...]然后，我们提出了一些一般性的结论。
2008-04-17 astro-ph
Compton Spectrum from Poynting Flux Accelerated e+e- Plasma
本文报道了用2-1/2维粒子模拟程序模拟的正负电子等离子体坡印亭流加速过程中的康普顿散射辐射。我们展示了坡印亭通量加速和康普顿光谱输出的这些和其他显着的性质，并讨论了与观测到的伽玛暴和XRF光谱的协议。
2006-04-18 astro-ph
Thermalization in Relativistic Outflows and the Correlation between Spectral Hardness and Apparent Luminosity in Gamma-ray Bursts
本文对Amati等人发现的长伽马射线暴的谱峰、各向同性亮度和持续时间之间的唯象关系进行了解释，Ghirlanda等人，Firmani等人，和Liang & Zhang。在我们提出的模型中，喷流经历内部耗散，这防止其体积洛伦兹因子超过1/theta（theta是喷流张开角），直到它从其祖先恒星的核心逃逸，在半径为1 e10 cm的数量级;耗散可能会继续在更大的半径。消散的辐射将被部分热化，我们用E_pk来识别其热峰（流出物增强的多普勒）。实际上，辐射来自喷流光球层内部。伽玛射线暴辐射的非热、高能量部分是由有效光球层外的相对论电子和正电子对辐射的康普顿化引起的。这个模型不仅可以自然地解释各种声称的相关性中令人惊讶的小分散，而且还可以解释归一化以及斜率。这一结果进一步揭示了喷流能量、极限喷流洛伦兹因子以及能量、张角和爆发持续时间与恒星母星质量和半径的关系。观察到的脉冲宽度和光子频率之间的关系可以通过距发动机约1 e14 cm处的逆康普顿发射来再现，但辐射粒子的能量分布和各向同性存在显着限制。
2007-04-26 astro-ph
Repeated Bifurcation of Relativistic Magnetic Pulse and Cosmic Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）多样而复杂的光变曲线一直是天体物理学的一个未解之谜。在这里，我们报告的结果2-1/2维粒子在细胞（PIC）模拟的磁化电子-正电子等离子体的相对论膨胀。当模拟进行到初始等离子体的>150个光交叉时间时，等离子体脉冲再现了许多GRB特征。值得注意的是，等离子体脉冲分叉反复，导致一个复杂的，多峰的结构在后期，类似于伽玛射线暴的配置文件。
2003-08-18 astro-ph
Gamma-ray Bursts Produced by Mirror Stars
我认为宇宙伽马射线暴（GRB）可能是由“镜像”物质组成的恒星坍缩或合并产生的。在这些事件中产生的镜像中微子（对我们的物质来说是不育的）可以振荡成普通中微子。后者的湮灭或衰变产生了电子-正电子等离子体和随后的相对论火球，其所需的重子负载非常低。镜像物质的概念能够解释现代天体物理学的几个关键问题：中微子异常、质量缺失、中微子微透镜事件和伽玛暴。因此，这一概念变得非常有吸引力，应该非常认真和仔细地加以考虑。
1999-02-21 astro-ph hep-ph
Contribution of GRB Emission to the GeV Extragalactic Diffuse Gamma-Ray Flux
伽玛暴发射的TeV伽马射线通过与河外红外辐射场的相互作用转化为电子-正电子对。反过来，产生的电子对，其轨迹被磁场随机化，将逆康普顿散射离开宇宙微波背景光子。因此，γ暴的TeV γ射线束通量被转换成GeV各向同性γ射线通量，这有助于总的河外γ射线背景辐射。假设一个模型的河外辐射场，GRB的红移分布和GRB光度函数，我们评估的GRB提示和散射辐射的测量河外伽玛射线通量的贡献。为了估计这种贡献，我们乐观地要求TeV能量的能通量比MeV能量的能通量强10倍。由此产生的伽马射线扩散背景只是观测到的一小部分，使得耀变体和其他来源做出了主要贡献。
2006-11-03 astro-ph
Pair loading in Gamma-Ray Burst Fireball And Prompt Emission From Pair-Rich Reverse Shock
伽马射线暴（GRB）被认为起源于超相对论风/火球，以避免“紧凑性问题”。然而，伽马射线暴中能量最高的光子仍然会受到$γ-γ$的吸收，导致在风/火球中产生电子/正电子对。我们在这里表明，在广泛的模型参数范围内，所产生的对可能会主导那些与重子相关的电子。之后，这些对将被带到一个反向冲击中，这样一个被冲击的对丰富的火球可能会在较低的频率下产生强烈的闪光，即在红外波段，与来自对贫乏的火球的光学/紫外辐射形成对比。由于强自吸收，IR发射将显示5/2光谱指数。在红外波段对伽玛射线暴触发的快速反应将检测到如此强烈的闪光。未来对许多红外闪光的探测将推断，即时光学/紫外辐射的罕见实际上是由于恒星形成区域的尘埃遮蔽。
2003-08-26 astro-ph
Early GeV afterglows from gamma-ray bursts in pulsar wind bubbles
脉冲星风泡（PWB）中可能会发生伽马射线暴，例如在类超新星模型中，脉冲星的前身在死亡前会产生一股强烈的风，冲击周围的介质，产生火球。在这里，我们研究的早期余辉辐射从伽玛暴扩展到这样的PWB环境。与通常的冷伽玛暴外部介质不同，PWB由热电子-正电子介质组成，具有典型的γ_w量级的“热”洛伦兹因子，即脉冲星粒子风的洛伦兹因子。伽玛射线暴冲击波冲击这些高温电子-正电子对后，它们将发射出峰值在GeV波段的同步辐射。结果表明，软光子辐射场对GeV光子的吸收可以忽略不计。因此，强烈的GeV的排放在早期余辉阶段的预期，提供了一个合理的解释，从GRB 940217的长时间GeV的排放EGRET检测。未来的GLAST可能有潜力测试这种GRB-PWB相互作用模型。
2002-08-24 astro-ph
The Blackholic energy: long and short Gamma-Ray Bursts (New perspectives in physics and astrophysics from the theoretical understanding of Gamma-Ray Bursts, II)
[...]然后，我们转向短伽玛暴的理论发展：我们首先报告了一些进展，在理解的动力学阶段的崩溃，质量-能量公式和提取的黑洞能量已被激发的短伽玛暴的分析。在这方面的进展也已经完成了建立一个绝对下限的不可约质量的黑洞，以及对一些关键的考虑关系的广义相对论和热力学第二定律。我们还记得，由于贝肯斯坦和霍金的工作，这最后一个问题在过去30年里是理论物理学中争论最多的问题之一。在这些概念进展的基础上，我们分析了超临界坍缩壳层周围的真空极化过程。我们证明了在引力坍缩过程中产生的正负电子等离子体动力学中存在分界线和双元层捕获面。然后，我们分析，使用最近的进展，在解决方案的Vlasov-Boltzmann-Maxwell系统，振荡制度在创建的电子-正电子等离子体和它们的快速收敛到热化光谱。最后，我们作出精确的预测的光谱，能量通量和特征的时间尺度的辐射短爆发。如果我们所预测的精确的光度变化和辐射光谱硬化将被短爆发的观测所证实，这些系统将在宇宙学中作为标准蜡烛发挥重要作用。当重子物质的贡献被考虑时，这些考虑也将与长暴的分析相关。
2005-03-22 astro-ph
Jet Formation in Black Hole Accretion Systems I: Theoretical Unification Model
在吸积黑洞附近形成了两种相对论性喷流：一种可能是超相对论性的坡印廷主导喷流和一种坡印廷重子喷流。喷流物质的一个来源是电子-正电子对的产生，这是由伽玛暴中的中微子湮灭和活动星系核和x射线双星中的光子湮灭驱动的。伽玛暴坡印廷主导的喷流也加载了电子质子对的碰撞级联的菲克扩散的自由中子。我们发现，对于Bracksar模型，中微子驱动的焓通量（经典火球模型）可能是占主导地位的Blandford-Znajek能量通量，它预测喷流洛伦兹因子$Γ\sim 100-1000$。我们发现，辐射效率低的活动星系核，如M87，同步加速器冷却限于$Γ\sim 2-10$。辐射效率高的X射线双星，如GRS 1915 +105，康普顿阻力限制在$Γ\lesssim 2$，但喷流可能会被康普顿阻力破坏。然而，坡印廷重子喷流是一个与$Γ\sim 1-3$准直流出。来自高辐射效率系统的喷流，例如微类星体GRS 1915 +105，可能是一种坡印廷重子喷流，只有在盘的几何厚度较大时才具有相对论性。在配套文件中，广义相对论流体磁模拟黑洞吸积与对创建被用来模拟喷流形成的伽玛暴，活动星系核，和x射线双星。
2005-06-16 astro-ph
On Plasma Oscillations in Strong Electric Fields
我们描述了强电场中电子-正电子对的产生和演化以及湮灭为光子的过程。形式主义是基于广义Vlasov方程，这是数值积分。我们恢复了以前关于电荷振荡的结果，讨论了电场屏蔽和系统向热平衡组态的弛豫。热化的时间尺度估计为$\sim 10^{3}-10^{4} \hbar /m_{e}c^{2}$。
2003-03-03 astro-ph hep-th
The Blackholic energy and the canonical Gamma-Ray Burst
我们概述了我们的GRB模型的主要结果，我们在2001年7月提出的三种解释范式的基础上，比较和对比它们与目前的文献。由于斯威夫特和VLT的观测，这一分析指出了一个“典型的伽玛射线暴”起源于明显不同的天体物理场景。它们的共同之处在于，它们都是在一个角动量很小或为零的黑洞形成时发射出来的。下面的序列似乎是规范的：真空极化过程产生一个光学厚的自加速电子-正电子等离子体;在等离子体膨胀过程中的重子质量的吞没;绝热膨胀的光学厚的“火壳”的透明度;剩余的加速重子与星际介质（ISM）的相互作用。这导致了典型的伽玛暴由一个适当的伽玛暴（P-GRB），在透明的时刻发射，随后是一个延长的余辉。这些参数是等离子体总能量、火壳重子负载和源周围的ISM动量分布。在没有重子负载的极限下，P-GRB辐射出总能量。在这个极限下，正则伽玛暴也解释了短伽玛暴。
2007-06-18 astro-ph
Time-dependent modeling of radiative processes in hot magnetized plasmas
对诸如黑洞周围的热吸积盘、活动星系中的相对论喷流和伽马射线暴等磁化致密源中的辐射过程进行数值模拟是复杂的，因为粒子和光子的分布跨越能量的许多数量级，它们之间也有很强的相互依赖性，辐射过程的表现取决于能量状态，最后是由于这些过程的时间尺度的巨大差异。我们已经开发了一种新的计算机代码的时间依赖性模拟，克服了这些问题。考虑的过程是康普顿散射，电子-正电子对的产生和湮灭，库仑散射以及同步辐射和吸收。没有对相应的比率进行近似计算。第一次，我们解决了耦合的积分微分动力学方程的光子和电子/正电子没有任何限制的光子和轻子的能量。本文提出了一种在电子和光子方程中处理同步辐射过程时保证能量守恒的数值格式。我们应用该程序模拟了黑体辐射场中的非热对级联，研究了同步自吸收作为粒子热化机制，并模拟了可能导致伽马射线暴瞬发的随机加热对和相应的同步自康普顿光子谱的时间演化。与以前的工作很好的协议被发现在参数制度比较是可行的，与差异归因于我们的微物理的改进治疗。
2009-03-03 astro-ph
Effects of Cosmic Infrared Background on High Energy Delayed Gamma-Rays from Gamma-Ray Bursts
详细研究了伽马射线暴（GRB）的再生高能辐射。如果本征主光谱扩展到TeV范围，这些非常高能量的光子会被宇宙红外背景（CIB）吸收。产生的高能电子-正电子对主要向上散射宇宙微波背景（CMB）光子，并产生GeV-TeV范围内的次级光子。这些二次延迟光子可能在不久的将来被观测到，这对于本征一次光谱的一致性检查是有用的。在本文中，我们专注于CIB延迟二次排放的影响。特别是，我们表明，不仅向上散射CMB光子，但也向上散射CIB的是重要的，特别是对于低红移爆发。它们还为我们提供了关于CIB的额外信息，到目前为止，CIB的光子密度还没有确定。
2007-08-30 astro-ph
The elementary spike produced by a pure $e^+e^-$ pair-electromagnetic pulse from a Black Hole: The PEM Pulse
在以具有电磁结构的黑洞（EMBH）为能量源的模型框架下，我们研究了基本尖峰如何出现在探测器上。我们考虑最简单的情况下产生的脉冲由一个纯$e^+e^-$对电磁等离子体，PEM脉冲，在没有任何重子物质。得到的时间曲线显示{ \em Fast-Rise-Exponential-Decay}形状，随后是幂律尾部。这是在没有任何特殊的拟合程序的情况下获得的，而只是通过固定在选定质量的给定EMBH中发生的过程的能量，在从10到$10^3$ $M_\odot$的范围内变化，并考虑在逐渐达到透明的电子-正电子等离子体中预期的相对论效应。特别注意的是，从所有制度的贡献与洛伦兹$γ$因子不同，从$γ=1$到$γ=10^4$在几百个PEM脉冲旅行时间。虽然本文的主要目标是获得的基本尖峰强度的函数的到达时间，其观察到的持续时间，一些定性的考虑也提出了关于预期的频谱和其偏离的热。本文的结果将是可比的，当数据将成为可用的，特别是短的伽玛射线暴没有遵循任何余辉的一个亚科。它们也可用于研究目前在伽玛暴中观测到的重子物质存在下的更长时间的爆发。
2001-02-03 astro-ph
Asymmetric core combustion in neutron stars and a potential mechanism for gamma ray bursts
研究了中子星内部核物质向奇异夸克物质的跃迁。结果表明，预期将存在于NS内部的磁场的影响有一个显着的效果上的传播的层流爆燃（广泛研究到目前为止），产生强烈的加速火焰在极方向。这导致热SQM的刚形成的芯的几何形状的强不对称性，其类似于在NS的磁极的方向上取向的圆柱体。这种几何不对称性导致SQM形成过程中产生的热中微子-反中微子对的双极发射。中微子-反中微子对在NS极冠上方湮灭成电子-正电子对，产生相对论火球，从而提供了一种合适的能量传输形式，并转换为伽马辐射，这可能与短伽马射线暴（GRB）有关。
2002-12-12 astro-ph
Gamma-Ray Burst Afterglows in Pulsar-Wind Bubbles
我们建议，以确定脉冲星风泡（PWB）的环境中，至少有一些伽马射线暴（GRB）的余辉发射起源。这种气泡自然可以解释相对论电子/正电子（$ε_e$）中的高部分内能和高磁能-内能比（$ε_B$），这在许多来源中已经推断出来。伽玛射线暴可能发生在PWB在一些情况下：特别是，在伽玛射线暴形成的supranova模型的一个长期（数月至数年）的强烈的脉冲星型风从伽玛射线暴的祖先之前爆发。针对这种情况，我们构建了一个简单的模型的早期结构的一个plerionic超新星遗迹。该模型是基于一个“均分”的假设上界的电磁-热-压力比的气泡，并考虑到同步辐射冷却。本文导出了脉冲星激波风的有效氢数密度$n_{H,equiv}$的一个表达式。我们表明，对于合理的参数值，$n_{H,equiv}$跨越的范围推断，从光谱拟合到伽玛射线暴余辉和它的径向轮廓内的气泡变化，可能类似于一个统一的星际介质或恒星风。我们考虑如何修改的标准表达式的特征同步辐射光谱时，余辉发射的冲击波内PWB传播，并证明预测的经验推断值的$ε_e$和$ε_B$是兼容的意见。最后，我们概述了一个自洽的解释的X射线发射功能检测源，如GRB 991216的背景下，supranova/PWB图片。
2002-04-05 astro-ph
Pair Production and Radiation Effects in Clouds Illuminated by Gamma Ray Sources
许多种类的伽玛射线源，如伽马射线暴、耀变体、塞弗特星系和银河系黑洞源都被大量的气体和尘埃所包围。穿过这种材料的X射线和伽马射线将被康普顿散射和光电吸收衰减。介入散射云的一个特征是由入射辐射散射和加热的电子造成的辐射硬化，如蒙特卡罗计算所示。康普顿散射提供反向散射光子，其将通过γγ对产生过程衰减随后的γ射线。本文计算了伽马射线暴辐射照射下云团的电子对效率。本文给出了X射线和γ射线汤姆逊散射云通量的解析计算。伽马射线暴附近的发光云将形成包含大量电子-正电子对的相对论等离子体，这些电子-正电子对可以在爆炸后的1-2天内被检测到，然后膨胀和消散。银河系中局部的对湮灭辐射区域可以揭示嵌入密集云层中的伽马射线源，或者过去GRB爆炸的地点。
2001-07-12 astro-ph
A Model for Short Gamma-Ray Bursts: Heated Neutron Stars in Close Binary Systems
本文提出了一个伽马射线暴（GRB）短（<秒）粒子数模型。在这个模型中，在接近最后一个稳定轨道的密近双星系统中，受热的中子星会以很大的光度（~ 10^53尔格/秒）发射中微子。这些中微子中的一小部分会湮灭，形成一个电子-正电子对等离子体风，而等离子体风又会膨胀并重新组合成光子，从而产生伽马射线暴。我们研究了中微子湮灭，发现相当大一部分（~ 50%）的能量来自星间中微子，其中中微子对的每个成员都来自每个中子星。因此，除了从单个恒星吹出的中微子的湮灭之外，我们还有一个新的重子自由能的来源，它沉积在恒星之间。为了模拟恒星间的等离子体对风，我们进行了三维相对论数值流体动力学计算。初步结果也提出了新的，完全广义相对论计算引力吸引恒星从无穷大下降，没有角动量。这些模拟表现出压缩效应。
2002-03-20 astro-ph
UV/Optical Emission Accompanying Gamma-ray Burst
本文讨论了伴随伽马射线暴（GRB）的可能的同时紫外/光辐射。结果表明，只要伽玛暴的本征能谱能达到$\sim$ 10 GeV或更高，无论火球是否具有高磁化强度，都存在大量的相对论性$e^\pm$对，它们是由于高能光子与软$γ-$射线的湮灭而产生的，并在与火球相关的电子/正电子中占主导地位（对于高度磁化的火球，磁场是有序的，预期多波长发射的高线性偏振）。我们发现，这些$e^\pm$对可以功率的紫外闪光与$m\simeq 12-13{\rm th}$的幅度，和相应的光发射可以高达$m_{\rm R}\simeq15-16{\rm th}$的幅度。计划于2004年初发射的雨燕卫星可以探测到这种明亮的紫外线辐射。光-紫外光谱（$F_ν\propto ν^{5/2}$）的行为与反向冲击辐射（$F_ν\propto ν^{-β/2}$，$β\simeq 2.2$）的行为有很大不同，后者是伴随GRB的辐射的特征。如果对伽玛暴警报的反应足够快，ROTSE-IIIa望远镜系统可以探测到温和的光辐射。
2004-08-26 astro-ph
Efficiency and spectrum of internal gamma-ray burst shocks
我们提出了一个分析的内部冲击模型的伽玛射线暴，伽玛射线产生的内部冲击内的相对论风。我们发现，观测到的伽玛暴特性施加严格的约束风和源参数。我们发现，如果风中的洛伦兹因子的分布有很大的变化，并且最小的洛伦兹因子大于10^（2.5）L_（52）^（2/9），则风动能中有20%数量级的能量可以转化为辐射，其中L=10^（52）L_（52）erg/s是风的光度。对于一个高的，> 10%，效率风，光谱能量突破在0.1至1兆电子伏的范围内获得的源与动力学时间R/c < 1毫秒，这表明一个可能的解释所观察到的集群的光谱突破能量在这个范围内。风洛伦兹因子的下限和观测到的破缺能量的上限（R/10^7 cm）^（-5/6）MeV左右）由汤姆逊光学深度确定，汤姆逊光学深度是由同步加速器光子产生的电子正电子对决定的。该模型的自然后果是没有爆发的峰值发射能量显着超过1兆电子伏，并存在低光度爆发低，1千电子伏至10千电子伏，突破能量。
2001-04-02 astro-ph
Relativistic Magnetohydrodynamics with Application to Gamma-Ray Burst Outflows: I. Theory and Semianalytic Trans-Alfvenic Solutions
我们提出了一个特殊的相对论磁流体力学的一般配方，并推导出精确的径向自相似的解决方案，从强磁化，旋转紧凑的物体轴对称流出。我们概括了以前的工作，包括热效应和详细分析的各种力量，引导，加速和准直的流量。我们证明，在准稳态极向磁场和高度相对论极向速度的假设下，方程变得有效地与时间无关，运动可以被描述为冻结脉冲。我们专注于trans-Alfvenic解决方案，并考虑在整个配套文件中的超Alfvenic流出。我们的结果适用于相对论喷流在伽马射线暴（GRB）源，活动星系核和微类星体，但我们的讨论集中在GRB。我们设想在这种情况下的外流最初由重子，电子-正电子对和光子的热的和光学厚的混合物组成。我们表明，流是在第一次热加速，但大部分的加速是磁性的，与渐近洛伦兹因子对应的坡印亭和动能通量之间的粗略均分（即，注入总能量的1~50%转化为重子动能）。电磁力还强烈地准直流动，从而产生渐进圆柱形结构。
2003-03-21 astro-ph
A jet-disk symbiosis model for Gamma Ray Bursts: SS 433 the next?
我们考虑一个喷流-圆盘共生模型来解释伽马射线暴及其余辉。有人建议，伽玛暴发展在一个预先存在的喷流。我们考虑一个由中子星和O/B/WR伴星组成的双星系统，其中伽玛暴的能量是由于中子星吸积引起的坍缩成一个黑洞。活动星系核喷流中的高速能量流通常被认为是由与黑洞的吸积盘耦合的强磁场引发的。我们在这里使用相同的机制。我们假设，在这个过渡大量的能量是各向异性释放坡印廷通量沿极轴。人们可能会认为这一过程是一个剧烈而迅速的转折。这种能量释放自然地在预先存在的喷流中引发超相对论冲击波。发射的微观物理性质与火球模型相同。我们的模型总体上只有两个参数，沿着喷流的冲击波的能量，以及这种能量在高能电子和正电子中的比例。在我们的模型中，SS433系统似乎具有GRB前体所需的性质。我们表明，我们的模型可以解释最初的伽马射线暴的能量，余辉的光谱和时间行为，低重子负载，并做到这一切与适度的能量预算。
1999-03-08 astro-ph
Neutrinos and Nucleosynthesis in Gamma-Ray Burst Accretion Disks
我们计算了恒星质量黑洞周围的吸积盘中物质的核组成，这些黑洞被认为伴随着伽马射线暴（GRB）。我们遵循质量元素的吸积盘开始在点的核离解和计算的电子分数的演变，由于电子，正电子，电子中微子和电子反中微子捕获。我们发现，在吸积率为1 M_solar/s或更高的盘的内部区域，电子俘获引起的盘材料的中子化可以被中微子相互作用逆转.在这些情况下，内部盘区域对中微子来说是光学厚的，因此为了估计发射的中微子通量，我们找到了每个光学厚盘模型的中微子最后散射表面（相当于原中子星中微子层）。我们还估计了中微子相互作用对从GRB吸积盘流出的中子-质子比的影响，并发现即使当盘对中微子来说是光学薄的时候，它也是显著的。
2003-11-24 astro-ph nucl-th
Gamma Ray Bursts via emission of axion-like particles
赝戈德斯通玻色子（PGB）辐射是解释宇宙伽马射线暴（GRB）的有效机制。PGB可以在两个紧凑的物体（如两颗中子星或中子星-黑洞）合并时产生，然后在距离约100-1000 km处衰变为电子-正电子对和光子。通过这种方式，巨大的能量（高达10^{54}尔格以上）可以以超相对论e^+e^-等离子体的形式沉积到重子密度较低的太空，即所谓的火球，它是观测到的伽马射线暴的起源。PGB参数所需的范围是：MeV量级的质量，与核子的耦合为g_{aN} ~几个x 10^{-6}，与电子的耦合为g_{ae} ~几个x 10^{-9}。有趣的是，耦合常数的范围与不可见轴子的范围相对应，其佩切-奎因对称性破缺标度为V ~几× 10^5 GeV，但PGB的质量比这种标度对轴子的要求大许多个数量级。无论是现有的实验数据还是天体物理学和宇宙学的论据都不能排除这种超大质量轴子，但是相关参数的窗口在未来的实验范围内。另一个令人兴奋的点是，我们的机制可以解释一些伽玛暴与Ib/c型超新星的关联，只要它们的祖星半径约为10^4 km。最后，它还可以帮助超新星II型爆炸：从坍缩恒星的核心发射并在外壳中衰变的PGB将沉积10^{51}尔格量级的动能。这样，这种类轴子粒子的发射可以为理解伽马射线暴和超新星爆炸提供一个独特的理论基础。
1999-11-15 astro-ph hep-ph
Constraints on the energetics and plasma composition of relativistic jets in FR II sources
我们探索FR II源的能量和等离子体成分使用一种新的简单的方法相结合的冲击动力学和辐射光谱。热斑与喷流的反向激波区一致。在考虑热ICM有限压力的一维激波跳跃条件下，我们估计了热点中热粒子和非热粒子之和的静止质量和能量密度。在同步自康普顿（SSC）模型的基础上，利用热斑的多频辐射谱估算了{ \it非热}电子的数目和能量密度。我们施加的条件，得到的静止质量，内能，和非热电子的数密度应低于由冲击动力学确定的总粒子。我们将此方法应用于天鹅座A。我们研究了纯电子-正电子对等离子体（情况I），纯电子-质子等离子体与单独热化（情况II），和纯电子-质子等离子体在热平衡（情况III）的三个极端情况。通过对天鹅座A和3C 123的SSC分析，我们发现非热电子的能量密度大约是磁场的10倍。我们发现，情况III是不可接受的，因为预测的光子光谱不给一个很好的配合观察到的。我们发现，情况II也可以被排除，因为非热电子的数密度超过了总数密度。因此，我们发现在这三种情况中，只有纯$e^{\pm}$血浆（情况I）是可接受的。喷流的总动能和电子加速效率也受到非热粒子和总粒子内能密度的制约。
2003-12-19 astro-ph
Gamma-ray bursts from synchrotron self-Compton emission
伽马射线暴（GRB）的发射机制至今仍有争议。冷却电子F_E ~ E^{-1/2}的标准同步辐射能谱太软，不能解释观测到的大部分谱斜率。另一种在高紧凑性源中的准热康普顿化形式的替代方案难以再现所观察到的光子分布的峰值低于几百keV。在这里，我们表明，在20-1000 keV的BATSE能量范围内的伽玛射线暴喷出物中的典型参数所观察到的光谱可以产生的逆康普顿散射的同步辐射在部分自吸收制度。如果粒子在源的寿命期间被连续加速/加热，而不是被立即注入，则在它们的分布中在洛伦兹因子γ ~ 30-100处形成显著的峰值，其中同步加速器和逆康普顿损耗通过由于同步加速器自吸收引起的加速和加热来平衡。在10-100 eV处应观察到同步辐射峰，而F_E ~ E^2的自吸收低能尾可产生瞬发光辐射（如GRB 990123的情况）。这样，由近似单能电子产生的第一次康普顿散射辐射的硬度就可以达到F_E ~ E^1，这再现了大多数观测到的伽玛射线暴光谱的硬度。第二个康普顿峰应该是在高能伽马射线带中观察到的，可能是EGRET在GRB 941017中检测到的发射的原因。一个显著的电子-正电子对的产生减少了每个粒子的可用能量，随着爆发的进行，将光谱峰值移动到较低的能量。该制度是非常强大的，在一个广泛的参数空间，可以解释大多数观测到的伽玛射线暴光谱和它们的时间演化。
2004-06-30 astro-ph
A Model for Most Luminous and Long Duration Cosmic Gamma Ray Bursts
我们利用广义相对论预言当物态方程具有最严格的一般约束条件即声速cs < = 0.57 c时，存在表面引力红移z_s < =z_c=0.615的致密天体这一事实。如果一颗中子星的质量约为2 M（太阳），半径约为8 Km，则可能出现这种z_c，这是大多数现有的EOS所允许的。因此，大质量的球形恒星确实可以坍缩成这样的（更紧凑的）NS。结果表明，中微子-反中微子爆发湮灭产生正负电子对的效率随z_c值的增加而急剧增加，并可达到40%。这可以解释能量高达~5的伽马射线暴。10**53尔格。通过使用已经存在的详细（牛顿）计算，可以得出中微子加热驱动的质量损失应该可以忽略不计，初始火球的体积洛伦兹因子可能是~1000。现有的大多数超新星计算也表明，直接中微子驱动的质量损失是极其困难的，并且，如果引力场变得更强，冲击波不会发射。由于更紧凑的NS的引力势阱非常深，我们不期望额外的重子质量喷射。因此，在不引用任何奇特的物理学（如奇异星）或过度延伸任何理论的情况下，我们可以用这个简单的模型解释大多数发光的伽马射线暴。
1999-03-10 astro-ph gr-qc nucl-th
