“长”和“短”伽玛暴的理论解释

短硬伽玛暴的距离与SGR联系

The distances of short-hard GRBs and the SGR connection

我们提出了一个搜索附近（D<100 Mpc）星系的六个良好的本地化的短硬伽马射线暴（GRB）的错误框。六个错误框中没有一个显示出附近存在一个看似合理的宿主星系。这使我们能够对这些伽玛暴的距离和各向同性等效能量设定下限。我们的下限大约是$1 \times 10^{49}$ erg（在$2σ$置信水平上）;因此，我们研究的一些短硬伽玛暴可能已经被BATSE探测到，距离大于1 Gpc，因此构成了真正的宇宙学种群。我们的搜索部分是由2004年12月27日的超巨星耀斑SGR 1806-20，和有趣的可能性，短硬伽玛暴是一个类似的性质的河外事件的动机。用BATSE在50 Mpc的距离上可以探测到这些事件，它们的探测率应该与短硬伽玛暴的实际BATSE探测率相当。相比之下，我们搜索的失败表明，这种耀斑占短硬伽玛暴的不到15%（在95%的置信度下<40%）。我们讨论这种差异的可能解决方案。

短伽玛暴的余辉和宿主星系

The Afterglows and Host Galaxies of Short GRBs: An Overview

尽管观测性质有丰富的多样性，但伽马射线暴（GRB）可以根据其持续时间和光谱硬度分为两大类--长-软GRB和短-硬GRB。1997年长伽玛暴余辉的发现及其定位精度达到角秒，是一个分水岭。接下来的十年里，科学家们进行了大量的研究，最终认识到长时间的软伽玛暴位于恒星形成的星系中，产生约10^51尔格的准直相对论喷出物，伴随着超新星，是大质量恒星死亡的结果。虽然理论上的争论表明短伽玛暴有不同的物理起源，但由于缺乏可检测的余辉，无法得出明确的结论。2005年5月，雨燕和HETE-2发现了第一个短伽玛暴的余辉，情况发生了巨大的变化。在这里，我总结了这些余辉的发现和潜在的宿主星系，并得出初步的结论的性质的祖先和属性的爆发。

Konus短伽玛暴星表

Konus catalog of short GRBs

介绍了1994 - 2002年期间利用GGS-Wind Konus实验获得的短暴观测资料。该目录目前包括130个事件，详细说明了它们的出现率，时间历史和能量谱。早期的X射线和γ射线余辉的一些短伽玛暴的证据进行了讨论。该目录的电子版可在http://www.ioffe.ru/LEA/shortGRBs/Catalog/上获得

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。

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。

与短伽玛暴有关的星系团。II。场和团簇早型星系中短暴发生率的预测

Galaxy Clusters Associated with Short GRBs. II. Predictions for the Rate of Short GRBs in Field and Cluster Early-Type Galaxies

我们确定了星系团和场早型星系中短伽玛暴的相对发生率与其前身星系年龄概率分布P（τ）\propto τ^n的函数关系。这种分析利用了恒星质量的增长在集群和在外地，这是由星系恒星质量函数，早期型分数，以及恒星形成历史的质量和环境的依赖性的综合影响而产生的差异。这种方法补充了早型与晚型宿主星系比率的使用，其额外的好处是早型星系的恒星形成历史比晚型星系简单，并且早型和晚型星系中的祖先之间的任何系统差异都被删除。我们发现，R（团）/R（场）的比值从~ 0.5（n = -2）变化到~ 3（n = 2）。目前的观测表明，比率约为2，对应于n ~ 0 - 1。这与由早型和晚型宿主中短伽玛暴的比值推断出的值相似，但与银河系中NS双星的n ~ -1值不同。我们强调，这种一般的方法可以很容易地修改与改进知识的环境和质量的影响，对恒星质量的积累，以及球状星团的影响上的短伽玛暴率。它也可以用来评估Ia型超新星祖先的年龄分布。

GRB970228作为余辉短暴的原型

GRB970228 as a prototype for short GRBs with afterglow

GRB 970228作为一个原型进行分析，以了解短伽玛暴及其相关的余辉，最近观察到的雨燕和HETE-II的相对作用。详细的理论计算GRB 970228光变曲线在选定的能带，并与观测BeppoSAX数据进行了比较。

短伽玛暴和正则伽玛暴

Short and canonical GRBs

在伽马射线暴（GRB）的“火壳”模型中，我们定义了一个“正则GRB”光变曲线，其中包含两个截然不同的分量：当产生这种现象的电子-正电子等离子体的光学厚火壳达到透明时发出的P-GRB，以及由于剩余的光学薄火壳与环形暴介质（CBM）碰撞而发出的余辉。我们概述了我们的“典型的伽玛暴”的情况下，特别强调“真正的”和“假”短伽玛暴之间的歧视。

BeppoSAX能告诉我们什么关于短伽玛暴：来自亚秒GRB项目的更新

What can BeppoSAX tell us about short GRBs: An update from the Subsecond GRB Project

我们提出了一些统计上的考虑BeppoSAX狩猎亚秒伽玛暴在科学运行中心。对BATSE/SAX子样本的档案分析表明，GRB监测器对短（< 2秒）事件敏感，实际上约占总数的22%。相应的提示X射线对应的短暴在宽视场相机，在约3年的操作中，未检测到的讨论：与目前的数据没有影响的X-γ射线光谱的短与长GRB可能被推断。最后，在SOC的搜索程序的状态进行了审查。

短持续时间伽玛暴的形态特征

Morphological properties of Short Duration GRBs

本文研究了3B星表中的65个短持续爆发样本。我们用对数正态函数拟合了这些伽玛暴的时间分布，并研究了它们的各种时间特性。在大多数的多峰爆发，我们的分析导致的时间不对称性在个别脉冲的演变，即在一个伽玛射线暴的后续脉冲，平均而言，往往是更对称的统计证据。利用峰值不对称性演化参数，我们发现90%的具有3个或更多峰值的短持续时间伽玛暴分别表现出上述趋势。

与短伽玛暴有关的星系团。I.伽玛暴050709、050724、050911和051221 a的辐射场

Galaxy Clusters Associated with Short GRBs. I. The Fields of GRBs 050709, 050724, 050911 and 051221a

我们提出了一个搜索领域的星系团的三个真正的短伽玛暴（050709，050724和051221 a）和假定的短暴伽玛暴050911使用多缝光谱。这些观测是一个长期计划的一部分，该计划旨在根据星系团和早型星系中短伽玛暴的比例来限制祖先年龄分布。我们在前三次爆发的红移处没有发现星团关联的证据，但我们确认了星团EDCC 493在GRB 050911的误差圆内的存在，并确定了它的红移z=0.1646，速度色散约为660 km/s。此外，我们对这次爆发的Swift/XRT观测结果的分析表明，弥散X射线发射与光学星团的位置一致，光度为4.9e42 erg/s，温度为kT=0.9 keV。该星团的质量为2.5e13 Msun，偶然符合的概率约为0.1- 1%，表明在2.6-3.2 sigma置信水平下与GRB 050911相关。对与XRT和钱德拉观测到的其他15个短伽玛暴同时出现的弥散X射线辐射的研究表明，除了前面提到的可能与伽玛暴050509 b相关的星团ZwCl 1234.0+02916之外，没有明显的其他关联，其典型极限为3e-14 erg/s/cm^2，或M<5e 13 Msun（假设典型z=0.3）。由此得到的短伽玛暴在星系团中所占的比例约为20%，这与星系团中恒星质量的比例约为10- 20%大致一致。

伽玛暴中的相对时空变换

Relative space-time transformations in GRBs

利用BATSE实验、RXTE和Chandra卫星获得的GRB 991216及其相关数据，验证了伽马射线暴（GRB）起源与电磁结构黑洞（EMBH）形成阶段真空极化过程之间的联系.提出了相对时空变换范式（RSTT范式）。它将观测到的伽玛暴信号与其过去的光锥联系起来，定义了对数据解释至关重要的源世界线上的事件。由于伽玛暴目前制度与前所未有的大洛伦兹$γ$因素，也急剧随时间变化，特别注意的是给予本构方程有关的四个时间变量：共动时间，实验室的时间，到达探测器的时间，及时纠正宇宙学效应。这种范式是任何可能的解释伽玛暴数据的基础。

从黑洞中提取能量：“长”和“短”伽玛暴及其天体物理学背景

Extracting energy from black holes: "long" and "short" GRBs and their astrophysical settings

介绍了伽马射线暴（GRB）的三种解释范式，以及对余辉中X射线和伽玛射线光度的最新认识，使我们能够对GRB的天体物理背景进行评估。特别是，我们的证据的不同的可能性，一些伽玛射线暴发生在一个二元系统。这类伽玛暴以“tryptich”的形式出现：一个成分是由大质量恒星坍缩成黑洞形成的，这是伽玛暴的起源;第二个成分是超新星，第三个成分是在超新星事件中诞生的年轻中子星。同样，对引力坍缩过程中量子相对论过程物理学的理解，使得对短伽玛暴结构的精确预测成为可能。

短暴和长暴的物理差异

Physical Difference between the short and long GRBs

我们使用持续时间和注量为BATSE短爆发和长爆发样本提供了单独的双变量对数正态分布拟合。我们发现，这些拟合提出了一个证据的能量密度和持续时间之间的幂律依赖，具有统计学意义的不同指数的长和短组。我们认为，这种效应可能是真实的，这两个子群是不同的物理现象。这可以为长和短突发的模型提供潜在有用的约束。

短伽玛暴后早期X射线耀斑的短寿命超大质量磁星模型

Short-living supermassive magnetar model for the early X-ray flares following short GRBs

我们提出了一个短寿命超大质量磁星模型来解释短$γ-$射线爆发后的X射线耀斑。在这个模型中，短$γ-$射线暴的中心引擎是一颗超大质量毫秒磁星。X射线耀斑由磁星的偶极辐射提供能量。当磁星失去了相当大一部分的角动量时，它就会坍缩成一个黑洞，X射线耀斑也会突然消失。该模型的两个重要预测是：（i）在未来数月和数年内，{ \it Swift}上的XRT可能会探测到比GRB 050724中探测到的能量高得多的X射线耀斑。(ii)具有X射线耀斑的短伽玛暴可能发生在其宿主星系之外。

短暴和长暴的一个普适中心引擎假说

A Universal Central Engine Hypothesis for Short and Long GRBs

值得注意的是，短而硬的$γ$ -射线爆发（SHB）的X射线尾（XRT）类似于X射线闪光（XRF）。我们提出了一个普遍的中央引擎假说，作为解释这种好奇心的一种方式，其中SHB与长$γ$ -射线暴（GRB）在瞬发中的不同是因为宿主恒星的差异和伴随的环境差异，它们呈现给紧凑的中央引擎（而不是中央引擎本身的差异）。观测的限制和影响进行了讨论，特别是确认合并紧凑的对象的引力波推定的检测。

短伽马射线暴是准直的吗？GRB050709，一个耀斑但没有中断

Are short gamma-ray bursts collimated? GRB050709, a flare but no break

从短持续时间伽马射线暴（GRB）的余辉光变曲线的小样本来看，衰变是迅速的，在时间上大致遵循幂律。它已被假定在短伽玛暴的余辉发射准直喷流在相同的方式在长伽玛暴。因此，短伽玛暴余辉光变曲线中的消色差突变将是支持短伽玛暴准直的有力证据。我们研究的余辉的短GRB 050709，唯一的短GRB的喷射中断已被要求从光学数据的光学光变曲线。结果表明：（1）在爆发后1.4 ~ 19天内，衰变遵循单一的幂律，衰变指数α = 1.73 - 0.04 ^{+0.11};（2）数据表明，在爆发后10天左右有一次光学耀斑，与X射线数据中的耀斑大致同时发生;（3）没有证据表明光变曲线有突变。这意味着到目前为止，还没有直接的证据表明短伽玛暴的外流中存在准直现象。短伽玛暴中准直角的现有限制现在强烈地表明，比长伽玛暴中发现的张角要大得多。

光学余辉能用来区分I型和II型伽玛暴吗？

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。

伽马射线暴和黑洞。观测数据的解释

Gamma-ray bursts and black holes. Interpretation of the observational data

本文依据Kuznetsov 2000的研究结果，发现星团中的宇宙伽马射线暴（GRB）相对于源的位置有明显的位移。因此，主要结论如下：只有集群的伽玛射线暴确保正确的定位的源，而确定一个单一的伽玛射线暴的到达方向实际上没有携带有关其源的位置的信息。在源的活动阶段产生重复的伽玛暴，这相当于3-4个月，重复活动的周期等于4年是星系团最普遍的性质。这些性质与X射线新星AE（BHXN）的活动性表现特征完全一致，从而指出所考虑的GRB团的源是XN中的一个黑洞（BH）。用BHXN GRO J 0422 +32直接识别伽玛暴源证实了这一点。伽玛暴团的性质研究最终解决了天体物理学的两个主要问题：寻找黑洞和宇宙伽玛暴的起源。

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。

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。

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。

短伽玛暴与致密天体的并合：观测约束

Short GRBs and Mergers of Compact Objects: Observational Constraints

多年积累的伽玛暴资料表明，伽玛暴的持续时间呈双峰分布。虽然有一些证据表明长爆发与恒星形成区有关，但对短爆发的类别一无所知。它们非常短的时间尺度很难用大质量恒星的坍缩来解释，但可能是由两个致密物体的合并自然产生的，比如两个中子星（NS），或者一个中子星和一个黑洞（BH）。对于长爆发，短爆发的余辉观测有助于揭示其起源。通过使用更新的人口合成代码计算，我们模拟合并NS-NS和NS-BH的宇宙学人口，并计算其银河系偏移的分布，其环境的密度分布，以及，如果确实与伽玛暴，其预期的余辉特性。

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

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。

短和长伽马射线暴的时间特性

Temporal properties of short and long gamma-ray bursts

对同一星表中100个T90 2 s的亮短伽玛暴样品进行了时间分析< 2s from the BATSE Current Catalog along with a similar analysis on 319 long bright GRBs with T90 >。采用中值滤波对短暴进行去噪，采用小波方法对长暴进行去噪。两个样品都经过自动脉冲选择算法，以客观地确定相邻脉冲的影响。测量了上升时间、下降时间、半高宽、脉冲幅度和面积，并给出了它们的频率分布。还测量了脉冲之间的时间间隔。脉冲特性的频率分布被发现是相似的，并符合对数正态分布的短和长的伽玛暴。脉冲之间的时间间隔和相邻脉冲的脉冲幅度被发现是相互关联的。相同的发射机制可以解释这两类伽玛暴。

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（$δt_{min}/T\approx 10^{-4}-10^{-3}$）

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。

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。

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。

来自球状星团中中子星合并的短伽马射线暴

Short gamma-ray bursts from binary neutron star mergers in globular clusters

短伽马射线暴（GRB）在椭圆星系中的首次定位表明，它们是由古老的恒星星族中的双中子星（DNS）双星合并产生的。在球状星团中，星团核心中非常古老的恒星的极端密度有效地产生和交换紧凑的双星，这是产生合并NS的自然环境。它们还允许一些短的伽玛暴从它们的宿主星系偏移，而不是由大质量双星形成的DNS系统，这些双星似乎留在星系盘中。从一个简单的缩放从第一个DNS观察到的一个星系球状，这将产生一个短的伽玛暴在~ 300 My，我们提出的数值模拟表明，~10-30%的短伽玛暴可能产生的球状星团与更多的DNS合并和短伽玛暴预测的星系盘。对速率的计算表明，盘状短伽玛暴的光束更多，这可能是由于DNS自旋轨道对准（球状星团中DNS系统的随机性）增加了合并角动量，以及次级NS上更大的磁场。

短伽玛暴的硬X射线余辉

Hard X-ray afterglows of short GRBs

我们报道了在一个短伽马射线暴样品的BATSE光变曲线中发现的瞬态和衰落的硬X射线发射。我们对76个短暴的四个通道的BAT SE光变曲线进行了求和，以揭示瞬发通量之后可能的瞬态信号的平均整体时间和光谱演变。我们发现了一个过量的发射峰值约30秒后的提示，可检测到约100秒。软幂律谱和时间演变的瞬态信号表明，它是由减速的相对论膨胀源，预测的余辉模型。

伽玛暴的辐射过程即时发射

Radiation Processes in GRBs. Prompt Emission

相当一部分的瞬发伽玛射线暴光谱具有超过同步加速器模型alpha_{max} =-2/3所允许的最大值的软光谱指数。有些谱在E_p处也出现了非常尖锐的突变，与光滑的同步辐射谱不一致.这些事实对即时发射的“光学薄同步加速器”解释提出了严重的问题。我们回顾了各种模型，以解决这个难题。

从BATSE光变曲线研究伽马射线暴时间的双峰分布

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。

短伽玛暴的多样性

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。

短硬伽马射线暴观测的一些理论意义

Some Theoretical Implications of Short-Hard Gamma-Ray Burst observations

短硬和长软伽马射线暴（GRB）是两种截然不同的现象，但它们的瞬发和余辉发射有许多相似之处。这表明，两个不同的祖系统导致类似的物理过程，并使用长伽玛暴模型的短硬伽玛暴（SHBs）的即时和余辉观测可以检查。在这里，我讨论了从SHB观察中可以得出的三个结论。我表明，上的洛伦兹因子的SHB的下限通常是“只有”10-50，显着低于长伽玛暴。SHBs与观察到的X射线余辉后1天被发现是大致一样有效的长GRBs在转换成提示伽马射线的流出能量。最后，我研究了具有X射线暗余辉的SHB的起源，发现最合理的解释是这些SHB在极低密度环境（$n \lesssim 10^{-5} cm^{-3}$）中爆炸

短伽马射线暴050724的X射线余辉

The X-ray afterglow of the short gamma ray burst 050724

短持续时间（<2 s）的伽马射线暴（GRB）自发现以来一直是一个谜。直到2005年5月，人们对短伽玛射线暴知之甚少，但在过去的几个月里，这种情况迅速改变，因为斯威夫特和HETE-2卫星使人们有可能发现这些源的X射线和光学对应物。位置协联表明短伽玛暴产生于附近的星系（z<0.7）。本文对GRB 050724短X射线余辉进行了详细的研究。这个爆发在X射线波段表现出强烈的耀斑变化。它清楚地证实了早期的建议，X射线活动在50-100秒的时间间隔后，伽玛射线暴发作与BATSE看到。还观察到晚期耀斑活动。这些观测结果支持了耀斑与短暴和长暴的内部引擎有关的观点。

邻近星系中的SGRs：速率、光度函数和短GRB的分数

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。

短持续时间GRB的亮度和红移分布

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

从雨燕数据导出的GRB辐射效应：GRB与XRF，长与短

GRB Radiative Efficiencies Derived from the Swift Data: GRBs vs. XRFs, Long vs. Short

系统分析了2005年9月前由{ \em Swift}探测到的31个伽玛暴样品的瞬发和早余辉数据，并估算了伽玛暴的辐射效率。BAT的窄带抑制了精确测定的伽玛暴光谱参数，我们已经开发了一种方法来估计这些参数的硬度比信息。在早期X射线余辉中普遍存在的浅衰变成分，如果解释为外部冲击中的连续能量注入，则表明以前从晚期X射线数据导出的GRB效率是不可靠的。我们计算了两个余辉动能E_K分别在假定的减速时间（t_{dec}）和在中断时间（t_b）时，能量注入阶段结束时，得出。在t_b，XRF的效率似乎低于正常伽玛暴。然而，当我们分析t_{dec}的数据时，发现XRFs与GRB一样有效。短伽玛暴和长伽玛暴的辐射效率相似，尽管它们的祖先不同。样品中的22个爆发被确定为具有低于X射线波段的余辉冷却频率。当ε_e = 0.1时，我们发现η_γ（t_b）通常<10%，而η_γ（t_{dec}）从几个常数到> 90%不等。样品中有9个暴的余辉冷却频率长时间高于X射线波段。这表明ε_B很小和/或环境密度n很低。

短硬伽马射线暴的大尺度环境与星系演化

The Galaxy Hosts and Large-Scale Environments of Short-Hard Gamma-Ray Bursts

短持续时间的硬谱伽玛暴的发现，导致了前所未有的深入了解爆炸的能量和性质的祖先。然而，在没有发现确凿证据的情况下，比如引力辐射的同步爆发或Li-Paczynski迷你超新星，不太可能对祖先做出明确的声明。然而，与长持续时间软谱伽玛暴的情况一样，人们期望对短伽玛暴的宿主和位置进行系统的研究，可以开始产生有关其性质的基本线索。本文首次对短持续时间硬谱伽玛暴的宿主星系进行了聚集研究。特别是，我们提出了双子座-北和凯克发现光谱的星系，托管三个短伽玛暴和中等分辨率（R~6000）光谱的第四主机。我们发现，这些短-硬伽玛暴起源于各种低红移（z<1）的环境中，大大不同于那些长-软伽玛暴，无论是在个别星系尺度和星系团尺度。具体来说，其中三个爆发被发现与没有电流（< 0.1 Msol/hr）或最近恒星形成的老星系和大质量星系有关。其中两个星系位于星系团环境中。这些观测结果支持了致密恒星残余物合并的起源，例如中子星-黑洞双星的双中子星。相反，第四个事件发生在一个恒星形成率超过0.5 Msol/yr的矮星系内。因此，似乎像Ia型超新星一样，在所有星系类型中都会产生短硬爆发的祖先，这表明相应的类别在形成和爆炸之间具有广泛的延迟时间分布。

伽玛暴时间结构的新结果

New results on the temporal structure of GRBs

我们分析了长（（T_{90} >2sec））和短（（T_{90} <2sec））BATSE突发的时间结构。我们发现：（1）在许多短脉冲中（δ t_{min} /T \ll 1）（其中（δ t_{min}）是最短脉冲）。这表明，短脉冲和长脉冲一样，也是在内部冲击中产生的。(ii)在长脉冲群中，脉冲之间的间隔过长（相对于对数正态分布）。这种过量可以通过\emph{quiescent times}的存在来解释，\emph{quiescent times}是长时间没有高于背景的信号，最有可能是由于没有源活动的时间。间隔的对数正态分布（不包括\emph{quiescent times}）与脉冲宽度的分布相似并相关，与内部冲击模型的预测一致。

短伽玛暴：速率和光度函数的含义

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。

短持续时间伽马射线暴的主星系：光度、金属丰度和恒星形成率

The Host Galaxies of Short-Duration Gamma-Ray Bursts: Luminosities, Metallicities, and Star Formation Rates

一些短持续时间的伽马射线暴（GRB）与椭圆星系的关联表明，它们的祖先与长GRB不同，属于古老的恒星星族。然而，大多数短伽玛暴似乎发生在恒星形成星系中，这增加了一些祖先与最近的恒星形成活动有关的可能性。在这里，我们提出了这些主机的光谱和测量它们的光度，恒星形成率和金属丰度。恒星形成率为0.2-6 Msun/yr，金属丰度为12+log（O/H）~8.5-8.9（Z~0.6-1.6 Zsun）。通过与长伽玛暴宿主的详细比较，发现长伽玛暴系统地具有较高的光度，较低的比恒星形成率（SFR/L_B）约为一个数量级，而金属丰度约为0.6 dex。短伽马射线暴和长伽马射线暴宿主来自同一个星系分布的K-S概率仅为10^-3。另一方面，在z~0.1-1范围内，短伽玛暴宿主与场星系的比恒星形成率和光度-金属丰度关系具有很好的一致性。因此，我们得出结论，短伽玛暴主机不像长伽玛暴主机年轻的恒星星族占主导地位。相反，短伽玛射线暴的宿主似乎是均匀地从底层星系分布，这表明祖先有一个广泛的年龄分布的几个陀螺仪。

短伽马射线暴的延发

Extended Emission of Short Gamma-Ray Bursts

本文给出了用Swift/BAT观测到的短/中持续时间伽玛暴延发的初步分析结果。利用贝叶斯分块算法分析了不同波段的光变曲线的时间结构和爆发持续时间。我们在这里显示的结果，三个爆发（伽玛暴050724，061006和070714 B），有一个突出的软扩展发射分量在我们的样本。这些爆发的扩展发射是一个连续的，闪烁的成分，持续$\sim 100$秒后的伽玛射线暴触发在15-25千电子伏的频带。如果不考虑这个分量，这三个暴被归类为短暴，具有$T_{90}=2\sim 3$秒。GRB 060614有一个类似于扩展发射的发射分量，但这个分量具有脉冲状结构，可能表明这个发射分量与GRB 050724、061006和070714 B中观察到的不同。扩展发射成分的光谱演化行为的进一步分析正在进行中。

对伽马射线暴970417 a发射TeV证据的解释

An Interpretation of the Evidence for TeV Emission from Gamma-Ray Burst 970417a

米拉格里托合作最近报告了BATSE GRB 970417 a发射TeV范围内非常高能量伽马射线的证据。在这里，我讨论了这个结果的可能解释。考虑到宇宙红外背景对TeV伽马射线的星系际吸收，我发现，探测率（米拉格里托观测到的每54个伽玛暴中有一个）和能量注量可以用z \sim为0.7的伽玛暴的红移和TeV范围内的各向同性总能量（E_{TeV, iso} >~ 10^{54} erg）来一致地解释。这个能量尺度并不是不合理的大，但有趣的是，它与迄今为止观测到的最大总GRB能量相似，在GRB 990123的亚MeV范围内。另一方面，对于GRB 970417 a，在普通亚MeV范围内发射的能量变为E_{MeV, iso} \sim 10^{51} erg，这比TeV范围内的总能量小约10^3倍。我表明，质子同步辐射模型的伽玛暴提供了一个可能的解释这些观测结果。我还讨论了一些观测签名，预计在未来的实验中，从这个模型。

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…

短伽马射线暴GRB 050709的光学余辉

The optical afterglow of the short gamma-ray burst GRB 050709

长期以来，人们都知道有两类伽马射线暴（GRB），主要区别在于它们的持续时间。我们对长持续时间伽马射线暴（持续时间超过2秒）的理解的突破，最终将它们与高能Ic型超新星联系起来，来自于它们长寿命X射线和光学余辉的发现，最终可以获得精确和快速的源定位。X射线定位最近已经成为短（持续时间<2秒）伽马射线暴，这已经逃避了30多年的光学检测。在这里，我们报告的第一个发现的瞬态光发射（R波段的幅度~23）与短爆发; GRB 050709。光学余辉的定位精度为亚弧秒，位于蓝矮星星系的外围。的光学和X射线余辉性质34小时后的GRB让人想起的余辉长GRB，这是由于同步辐射从超相对论喷出物。然而，我们没有探测到超新星，就像在大多数附近的长伽玛射线暴余辉中发现的那样，这表明短伽玛射线暴的起源不同。

短伽马射线暴的光谱特性

Spectral Properties of Short Gamma-Ray Bursts

伽玛暴持续时间的分布是双峰的，但很少有额外的证据来支持伽玛暴分为短和长类。基于简单的硬度比，一些研究表明，较长的伽玛暴具有较软的能谱的趋势。利用一个符合BATSE伽玛暴的标准模型数据库，我们比较了短暴和长暴的谱参数分布。我们的初步研究结果表明，平均光谱突变能量不同不连续之间的短和长的突发类，但在每个类只显示出一个弱的依赖于突发持续时间。

BATSE短GRB目录中的PDKEEPAAA巨耀斑：来自光谱学的约束

SGR giant flares in the BATSE short GRB catalogue: constraints from spectroscopy

2004年12月27日观测到的SGR 1806-20的巨大耀斑使人们重新认识到一小部分短（<2 s）伽马射线暴（GRB）是由位于附近星系的软伽玛射线中继站的巨大耀斑引起的。这些事件的显着特征之一是热（黑体）光谱，温度范围从~50到~180 keV，最高温度为2004年12月27日事件的初始0.2 s尖峰。我们分析了BATSE探测到的峰值通量大于4光子s^（-1）cm^（-2）的短伽玛暴的完整样品的光谱。在这样选出的115个短伽玛暴中，只有76个具有足够的信噪比，可以进行光谱分析。我们只发现了3个短的伽玛暴，其光谱与黑体很好地拟合，60<kT<90 keV，尽管与2004年12月27日的事件相比，持续时间长得多（即>1秒），光变曲线也更复杂。这意味着对光谱性质类似于12月27日耀斑的河外SGR巨型耀斑的速率有严格的限制。我们的结论是，高达4%的短伽玛暴可能与巨大的耀斑（2西格玛置信度）。这意味着要么与SGR 1806-20的距离小于15 kpc，要么银河巨耀斑的发生率低于估计的每年0.033次。

一个新的高红移短时伽马射线暴

A New Population of High Redshift Short-Duration Gamma-Ray Bursts

短持续时间伽玛暴的红移分布是一个关键的，但目前零碎的，线索的性质，他们的祖先。在这里，我们提出了9个短伽玛射线暴的光学观测与双子座，麦哲伦和哈勃太空望远镜。我们探测到两个短爆发的余辉和宿主星系，以及两个已知光学余辉位置的额外爆发的宿主星系，以及五个X射线位置（<6“半径）的宿主星系。在这9个例子中，我们发现有8个最可能的宿主星系是暗淡的，R~23-26.5等，因此与前几个R~17-22等，z<0.5的短伽玛暴宿主星系截然不同。事实上，我们测量的光谱红移z~0.4-1.1的四个最明亮的主机。与大视场星系样本以及长伽玛暴和以前短伽玛暴的宿主的比较表明，较暗的宿主可能位于z>1。我们最保守的限制是，五个没有已知红移的宿主中至少有一半位于z>0.7（97%置信水平），这表明大约1/3-2/3的短伽玛暴起源于比以前确定的更高的红移。这有两个重要的含义：（i）我们将可接受的年龄分布限制为宽对数正态分布（sigma>1），τ ~4-8 Gyr，或幂律分布，P（τ）~ τ ^n，-1<n<0;（ii）对于低红移短暴，推断的各向同性能量E_{gamma,iso} ~10^50-10^52 erg明显大于~10^48-10^49 erg，这表明能量释放或射流张开角的大范围。最后，我们重申了短伽玛暴作为潜在引力波源的重要性，并发现保守的Advanced LIGO探测率约为2-6年^-1。

局部宇宙中某些短伽马射线暴的起源

An origin in the local Universe for some short gamma-ray bursts

伽马射线暴（GRB）分为两类：“长”，通常具有T90>2s的初始持续时间，和“短”，具有T90<2s的持续时间（其中T90是检测到观测到的通量的90%的时间）。长时间的爆发，平均来说具有较软的伽马射线光谱，已知与恒星核心坍塌事件有关-在某些情况下同时产生强大的Ic型超新星。相比之下，短暴的起源直到最近仍然是个谜。银河系软伽马射线中继站SGR 1806-20在一次巨大的耀斑中产生了一个亚秒级的强烈伽马射线“尖峰”，重新开启了一个古老的争论，即一些短伽马射线暴是否可以在大约70 Mpc（红移z=0.016）的星系中看到类似的事件。在那之后不久，几个短伽玛暴的局部化（在两个案例中检测到光学余辉）显示出与各种中等红移的宿主星系的明显关联。在这里，我们报告了先前观测到的短暴的位置与星系在本地宇宙中的位置之间的相关性，表明10%到25%的短伽玛暴起源于低红移（z<0.025）。

短伽马射线暴后的线偏振X射线耀斑

Linearly polarized X-ray flares following short gamma-ray bursts

在GRB 050724的短持续时间伽马射线暴之后，探测到了软X射线耀斑。耀斑的时间特性表明，它们可能是由于中央引擎的后期活动。我们认为，如果短伽玛暴是通过紧凑的恒星合并产生的，最近的观测结果支持，喷流供电后期X射线耀斑必须通过磁过程，而不是通过中微子-反中微子湮灭发射。因此，短伽玛暴之后的X射线耀斑可能是线偏振的。这一论点也适用于长伽玛暴后的X射线耀斑。未来的观测与即将到来的X射线偏振仪将测试这一预测。

伽马射线暴双峰分布的可能起源

A Possible Origin of Bimodal Distribution of Gamma-Ray Bursts

在Yamazaki、Ioka和Nakamura最近提出的短、长伽玛暴统一模型中，我们研究了伽马射线暴（GRB）持续时间的分布。蒙特卡罗模拟显示出明显的双峰分布，对数正态样的形状为短和长的伽玛暴，在幂律以及高斯角分布的subjets。我们发现，双峰性来自于伽玛暴喷流中离散发射区（次喷流或斑片壳层）的存在。为了解释短暴和长暴的其他时间特性，子喷流参数应该依赖于整个喷流中的角度。

短伽马射线暴的光谱和距离尺度

On the spectra and distance scale of short Gamma Ray--Bursts

本文讨论了BATSE探测到的短伽玛暴的光谱特性，并与长伽玛暴进行了比较。短伽玛暴光谱的详细模拟表明，它们（平均而言）比长事件更硬（因为通过比较它们的硬度比已经发现）确实是由于短伽玛暴中更硬的低能光谱分量（即带的幂律或截止幂律模型），而不是具有类似于长事件的峰值能量。另一个悬而未决的问题是短伽玛暴的距离尺度。虽然少数红移测量表明它们的z<1，但统计研究（对本地星系或X射线选择性星系团）表明它们应该更本地化。