Theoretical interpretation of luminosity and spectral properties of GRB 031203
Carlo Luciano Bianco, Maria Grazia Bernardini, Pascal Chardonnet, Federico Fraschetti, Remo Ruffini, She-Sheng Xue
我们展示了如何在膨胀的火壳的同动坐标系中赋予瞬时热谱的发射可以再现时间积分的GRB观测到的非热谱。给出了GRB 031203的一个显式例子。
We show how an emission endowed with an instantaneous thermal spectrum in the co-moving frame of the expanding fireshell can reproduce the time-integrated GRB observed non-thermal spectrum. An explicit example in the case of GRB 031203 is presented.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
继续探索
Low Luminosity Gamma-Ray Bursts as a Unique Population: Luminosity Function, Local Rate, and Beaming Factor
Swift/BAT has detected ~ 200 long-duration GRBs, with redshift measurements for ~50 of them. We derive the luminosity function (Phi^{HL}) and the local event rate (rho_0^{HL}) of the conventional high luminosity (HL) GRBs by using the z-known Swift GRBs. Our results are generally consistent with that derived from the CGRO/BATSE data. However, the fact that Swift detected a low luminosity (LL) GRB, GRB 060218, at z=0.033 within ~ 2 year of operation, together with the previous detection of the nearby GRB 980425, suggests a much higher local rate for these LL-GRBs. We explore the possibility tha…
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$的光度范围。这种行为与以前的作品使用滞后-光度关系或变化-光度关系的结果是一致的。
An alternative interpretation of GRB 970228 data and nature
在火球和进动伽玛喷流模型的框架下分析了GRB 970228的时间演化和特征
Low-Luminosity Gamma-Ray Bursts as a Distinct GRB Population:A Firmer Case from Multiple Criteria Constraints
Swift/BAT X射线闪光XRF 060218和BATSE-BeppoSAX伽马射线暴GRB 980425的有趣观测，与其他观测到的暴相比，它们的亮度和红移都要低得多，这自然会导致这些低亮度（LL）暴与高亮度（HL）暴如何相关的问题。在CGRO/BATSE和Swift/BAT观测到的限流样本和已知红移的GRB样本的约束条件下，我们通过模拟研究了LL-和HL-GRB的光度函数。我们的多个标准，包括来自通量限制的GRB样品的log N-log P分布，红移已知样品的红移和光度分布，以及使用Swift/BAT对HL-和LL-GRB的探测率，提供了一组严格的约束条件。假设伽玛暴速率遵循恒星形成速率，我们的模拟表明，一个简单的幂律或破坏幂律模型的光度函数无法重现的意见，和一个新的组件是必需的。这个分量可以用一个破断功率来建模，其特征是在L < 10^47 erg s^-1}附近爆发数急剧增加。在红移~0.3处没有探测到中等亮度的伽玛暴，表明这一特征不是由于观测偏差造成的。从我们的模型中推断出，在~ 10^47 erg s^-1时，LL-GRB的局部速率rho_0为~ 200 Gpc^-3 yr^-1，远大于HL-GRB。这些结果意味着LL-GRB可能是与HL-GRB不同的GRB种群。最近发现的本地X射线瞬态080109/SN 2008 D将加强我们的结论，如果所观察到的非热发射有一个类似…
The GRB Variability/Peak Luminosity Correlation: new results
本文报道了伽马射线暴（GRB）的时间变率与峰值亮度之间的相关性的测试结果，使用了比Reichart等人（2001）所提供的更大的已知红移的GRB样本（32个），并使用了这些作者提出的变率测度。结果令人费解。假设一个各向同性等效的峰值光度，如Reichart等人（2001）所做的那样，仍然可以发现相关性，但它的相关性较低，并且与以前报道的幂律不一致。假设峰值亮度是对具有已知射束角的16个GRB的子集的GRB射束进行校正的，则相关性变得不那么显著。
Testing the GRB Variability/Peak Luminosity correlation using the pseudo-redshifts of a large sample of BATSE GRBs
我们检验了Reichart等人（2001）发现的伽马射线暴（GRB）的时间变异性和峰值亮度之间的相关性。最近Guidorzi等人（2005）发现，这仍然适用于32个具有光谱红移的伽玛暴样本，尽管散射比Reichart等人（2001）最初发现的散射更大。然而，Guidorzi等人（2005）也发现幂律并不能很好地描述这一点。我们报告了对551个BATSE伽玛暴样本进行的相同测试，假设Band等人（2004）（1186个伽玛暴）通过光谱滞后和峰值亮度之间的关系推导出伪红移，并对变异性进行了显著测量。我们仍然发现Reichart等人（2001）定义的可变性与峰值亮度之间的相关性具有更高的显著性。然而，BATSE伽玛暴的这个子样本在最佳拟合幂律附近的散射比Reichart等人（2001）在变率/峰值亮度空间中发现的散射更大。这与Guidorzi等人（2005）在32个测量到红移的伽玛暴样本上发现的结果一致。这些结果证实了幂律并不能对所有的伽玛暴提供令人满意的描述，这与Reichart等人（2001）的原始发现相反。
Luminosity Function of GRBs
本文试图从观测到的数-通量关系和余辉红移数据来约束伽马射线暴（GRB）的光度函数。我们假设三类光度函数用于我们的分析：（a）对数正态分布，（b）Schechter分布，和（c）无标度分布。我们假设几个模型的伽玛暴人口的每个光度函数的演变。我们的分析表明：（a）对数正态是唯一的光度函数，是兼容的两个观测。这一结果与伽玛暴演化模型无关。（b）对于对数正态函数，与两个观测结果一致的平均光子光度$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。
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。
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。
Does Amati Relation Depend on Luminosity of GRB's Host Galaxies?
为了检验Amati关系的系统性，我们将24个已确定$E_{γ,\mathrm{iso}}$和$E_{\mathrm p}$的长持续时间伽玛暴按其宿主星系的B带光度分为两个亚群。在不确定性范围内，两个子群的Amati关系是一致的。考虑到星系的光度-金属丰度关系已经建立得很好，本研究并不暗示伽玛暴的Amati关系与环境金属丰度之间存在强烈的演化关系。
Theoretical interpretation of GRB 011121
GRB 011121被分析为一个原型，以了解“耀斑”最近观察到的许多伽玛暴源的余辉。详细的理论计算GRB 011121光变曲线在选定的能带和比较和对比观测BeppoSAX数据。
High Energy Neutrinos and Cosmic-Rays from Low-Luminosity Gamma-Ray Bursts?
最近发现的伽马射线暴GRB 060218/SN 2006 aj是一个持续时间很长的X射线暴，可能是由一颗中子星驱动的。由于GRB 060218非常接近140 Mpc，非常暗淡，Swift一年的观测表明GRB 060218类事件的发生率可能非常高，因此这种低光度GRB（LL-GRB）可能形成与宇宙学高光度GRB（HL-GRB）不同的种群。我们发现LL-GRB和HL-GRB的高能中微子背景可以比较。如果每一次中微子事件都被冰立方探测到，那么之后的光学-红外后续观测，如斯巴鲁和哈勃望远镜，就有可能识别出与LL-GRB相关的Ibc型超新星，即使雨燕没有观测到伽马射线和X射线。从某种意义上说，这是中微子天文学的一个新窗口，它可能使我们能够确认LL-GRB的存在，并获得有关其速率和起源的信息。我们还讨论了LL-GRB作为高能γ射线源和宇宙射线源的可能性。
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$\sim 20 \pm 10$。
The interpretation of the Swift GRB X-ray afterglows
本文讨论了目前对{ \it Swift} GRB X射线余辉的解释，主要集中在瞬发尾辐射的急剧衰减和其后的浅衰变，然后是常规的前\emph{Swift}衰变行为，以及后两个阶段可能的X射线耀斑。我们强调中央引擎在解释伽玛暴余辉中的作用。
Theoretical interpretation of "long" and "short" GRBs
在“火壳”模型中，我们定义了一个“规范GRB”光变曲线，其中有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正确GRB（P-GRB），以及由于剩余的光学薄火壳和CircumBurst介质（CBM）之间的碰撞而发出的余辉。在这里，我们提出的后果，这样的情况下的理论解释的性质的“长”和“短”伽玛暴。
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。
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。
Generalized Tests for Eight GRB Luminosity Relations
长持续时间的伽马射线暴（GRB）有八种光度关系，其中可观测到的暴特性可以产生暴的光度和距离。这使得伽玛射线暴成为宇宙学的有用工具。最近，两个测试已经提出（由Nakar和Piran和李），其中一个八个关系声称有重大问题。在本文中，我们推广这些测试，并将其应用到所有八个伽玛暴光度关系。(a)在考虑了数据的不确定性和相关性的分散性后，所有八个关系都通过了Nakar & Piran检验。(b)当伽玛暴红移已知时，所有八个关系都是好的，例如用于校准关系和伽玛暴哈勃图的目的。(c)我们证实了以前的结果，即当所寻找的未知红移>1.4时，E_γ，等- E_peak Amati关系必然产生很大的误差条。(d)Ghirlanda等人的E_gamma - E_peak关系式，当所寻找的未知红移>3.4时，必然产生很大的误差条. (e)其他六个关系从李的歧义测试来看没有任何问题。
An Interpretation of the $hν_{peak}$ - $E_{iso}$ Correlation for GRB
Amati等（2002）和Lamb等（2003）最近报道的长伽玛暴的$hν_{peak}/100 KeV \sim [E_{iso}/10^{52} \rm{erg}]^{1/2}$相关性可以解释为视角效应，如果火球的发射区域是环形的。
Theoretical Interpretation of GRB 031203 and URCA-3
本文分析了与GRB 031203和SN 2003 lw有关的晚期X射线辐射（URCA-3）。
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。
Off-axis Emission from the Beamed Afterglow of Gamma Ray Bursts and a Possible Interpretation of Slowly Declining X-Ray Afterglow of GRB980425
本文导出了同步辐射模型中γ暴束余辉离轴辐射的计算公式。该公式适用于一个非均匀的拱星物质服从n正比于1/r**2建议为SN 1998 bw/GRB 980425。通过选择合适的参数，使GRB 980425与SN 1998 bw的关联性得到进一步加强，得到了与观测值相近的缓慢衰减速率和X射线通量。
Luminosity Function of Gamma-Ray Bursts Derived Without Benefit of Redshifts
我们发现，在1024毫秒的时间尺度上选择的伽马射线暴（GRB）的<V/Vmax>的欧几里德值与光谱硬度相关。<V/Vmax>的值的范围从软突发的0.42到最硬突发的0.26。假设在一个定义明确的样本中，宇宙学天体的欧几里德值<V/Vmax>是一个距离指标，那么硬爆发必须位于更大的红移，因此比软爆发更明亮。由于目前观测到的GRB红移数量很少，因此不能明确地显示出由此产生的亮度-硬度相关性。基于<V/Vmax>-硬度关联，我们在不考虑红移的情况下导出了伽玛暴的光度函数，但必须假设伽玛暴的共动率随红移的变化。我们提出的亮度函数的三个模型的伽玛暴率作为红移的函数，基于恒星形成率。峰值光度函数近似为破缺幂律，在50-300 keV范围内各向同性等效破缺光度约为10^51.5 erg·s^-1，总局域速率密度为0.5 Gpc^-3 y^-1。预测的伽玛暴计数作为流量和红移的函数。基于伽玛暴的光度函数，我们进行了模拟，产生亮度硬度相关，这表明，最硬的伽玛暴是约20倍的亮度比最软的。
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
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。
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。
Theoretical interpretation of luminosity and spectral properties of GRB 031203
用我们的理论模型解释了用INTEGRAL对源GRB 031203的X射线和γ射线观测。除了一个完整的时空参数化的伽玛暴，我们特别假设，余辉发射起源于热光谱的共同移动的框架中的膨胀重子物质壳。通过确定该模型的两个自由参数和估计ISM的密度和结构，我们再现了在20-200 keV能量带内观测到的光度。在以前的来源，即时辐射的余辉和亮度子结构的峰值一致，显示起源于ISM的附属结构。我们预测一个明确的硬到软的行为在瞬时光谱。INTEGRAL观测到的20秒以上的时间积分谱拟合良好。尽管这个源被认为是“不寻常的”，但在我们看来，它是一个正常的低能伽玛射线暴。
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。
The low-luminosity tail of the GRB distribution: the case of GRB 980425
GRB 980425与SN 1998 bw在z=0.0085处的关联意味着存在一个各向同性等效光度的GRB群体，其光度比标准宇宙学情况下的小10^4倍。我们调查两种情况来解释一个弱的伽玛暴：一个正常的（本质上明亮的）伽玛暴看到离轴或本质上弱伽玛暴看到轴上。对于这两种情况下，我们首先推导出的条件，产生一个GRB 980425类事件，然后我们讨论的事件率的后果。如果我们排除GRB 980425是在“余辉时代”的前八年偶然观察到的极其罕见的事件的可能性，第一种情况意味着：（i）标准明亮GRB的本地率比通常预期的要高得多;（ii）典型的开口角比从余辉光曲线的中断观测中得出的要窄得多。此外，我们表明，在这种情况下，GRB 980425的余辉应该是非常明亮的，很容易检测到。由于这些原因，第二种情况似乎更现实。我们表明，内部冲击模型的参数空间确实允许GRB 980425类事件，在流出的情况下，只有温和的相对论性和温和的能量。宇宙中这种微弱事件的发生率必须远远高于标准明亮GRB的发生率，才能在短短几年内发现GRB 980425。然而，它仍然与观测结果相一致，因为这些GRB 980425样爆发的内在弱点不允许在宇宙学红移处检测到。最后，我们简要地讨论了这样一个高的本地率的GRB 980425类事件的未来前景的探测非电磁辐射，特别是引力波的后果。
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。
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。
The luminosity of GRB afterglows as distance estimator
我们研究了在X射线和光学波长下观察到的余辉光变曲线的聚类。我们构造了一个已知距离和X射线余辉的61个爆发样本。伽玛暴源可分为三类，即光学和X射线亮余辉、光学和X射线暗余辉以及光学亮X射线暗余辉。我们认为这种聚集与火球的总能量、外部介质密度、火球能量在相对论电子和磁场中所占的比例有关。本文提出了一种根据暴后一天观测到的d射线通量和光学性质估算伽玛暴源红移的方法。我们用这种方法对最近探测到的三个已知红移的SWIFT伽玛暴进行了测试，发现它与光谱学报道的距离很好地吻合。
On the interpretation of the burst structure of GRBs
基于BATSE实验、RXTE和Chandra卫星的精确数据，我们以GRB 991216为原型，验证了将GRB能量起源与黑洞电磁能联系起来的EMBH理论。余辉的拟合固定了模型中仅有的两个自由参数，并导致了一个新的范式来解释爆发结构，IBS范式。通过定义这一复杂现象中的两个新阶段，它也导致重新考虑余辉和暴在伽玛暴中的相对作用：a）注入阶段，引起适当的伽玛暴（P-GRB），和b）束靶阶段，引起扩展余辉峰值发射（E-APE）和余辉。这种分化导致一个自然的可能解释的双峰分布的伽玛射线暴观察到的BATSE。从EMBH的地平线一直延伸到遥远的观测者的区域的观测数据的协议证实了该模型的独特性。
Theoretical interpretation of GRB060124: preliminary results
我们展示了我们的“火壳”模型GRB 060124的应用程序的初步结果。这个源是非常特殊的，因为它是第一个事件的即时和余辉发射同时观察到的三个斯威夫特仪器：BAT（15-350千电子伏），XRT（0.2-10千电子伏）和UVOT（170-650纳米），由于存在的前体约570秒前的主爆发。我们分析GRB 060124在我们的“规范”的伽玛射线暴的情况下，确定与P-GRB和余辉峰值发射的即时发射的前体。这样，我们就正确地再现了这两个分量的能量。我们还再现了观测到的前体（P-GRB）和主爆发之间的时间延迟。在我们的模型中，这样的时间延迟的影响将被讨论。
A Cosmology-Independent Calibration of Gamma-Ray Burst Luminosity Relations and the Hubble Diagram
伽马射线暴（GRB）在宇宙学应用中的一个重要问题是，由于缺乏足够的低红移GRB样品，GRB光度/能量关系的校准依赖于宇宙学模型。在本文中，我们提出了一种新的方法来校准伽玛暴关系在宇宙学无关的方式。由于相同红移的天体应该具有相同的光度距离，而且直接从观测中得到的Ia型超新星（SNe Ia）的距离模量完全与宇宙学无关，因此我们从Ia型超新星的哈勃图中插值得到了在给定红移下伽玛暴的距离模量。然后，我们校准七个伽玛暴关系，而不假设一个特定的宇宙学模型，并构建一个伽玛暴哈勃图约束宇宙学参数。从$1.4<z\le6.6$观测到的42个伽玛暴中，我们得到了$Ω_{\rm M}=0.25_{-0.05}^{+0.04}$，$Ω_Λ=0.75_{-0.04}^{+0.05}$，对于平坦的$Λ$ CDM模型和具有常数状态方程的暗能量模型$w_0=-1.05_{-0.40}^{+0.27}$，在1- $σ$的置信区间内与协合模型一致.
The nature of GRB980425 and the search for off-axis GRB signatures in nearby type Ib/c supernovae emission
将Ib/c型超新星鉴定为GRB祖先的动机是GRB 980425与SN 1998 bw和GRB 030329与SN 2003 dh的关联。虽然GRB 030329的伽玛射线光度是宇宙学伽玛暴的典型特征，但附近的GRB 980425（40 Mpc）的光度要低5个数量级。这种巨大的光度差异通常可以通过假设SNe Ib/c产生两种不同类型的伽玛暴来解释，或者GRB 980425是离轴观察的典型宇宙学伽玛暴喷流。在后一种情况下，强烈的无线电发射，~10^{30} erg/s Hz，预计在约1年的延迟，由于喷流减速到亚相对论速度，从GRB 970508观察。SN 1998 bw的射电光度比这个值低3个数量级。我们发现，如果围绕着前身的风的密度低于通常的预期，那么低射电通量可能与离轴喷流解释一致，\dot{m} =（\dot{M} /10^{-5} M_sun/yr）/（v/10^3 km/s）~0.1而不是\dot{m} >=1。较低的\dot{m}值与观测到的超新星冲击波进入风中的无线电发射一致。这种解释预言了在~10年的延迟下，在~1 mJy 10 GHz的通量和~23 mV的光通量下，在~10 mas的角源尺寸下，到亚相对论膨胀的转变。这也意味着，为了寻找与附近Ib/c超新星有关的离轴伽玛暴的特征，应该在多年的时间尺度上进行跟踪观测。
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。
A very low luminosity X-ray flash: XMM-Newton observations of GRB 031203
通过XMM-Newton对GRB 031203进行了两次观察，第一次是在爆发后6小时开始观察，第二次是在3天后。第一次和第二次观测的余辉平均通量为0.2-10.0keV，分别为4.2+/-0.1x10 ^-13和1.8+/-0.1x10 ^-13 erg/cm^2/s，衰减非常缓慢，符合指数为-0.55+/-0.05的幂律。从对瞬发发射的尘埃回波的检测推断出的瞬发软X射线通量强烈地暗示了该爆发非常软，并且应该被归类为X射线闪光（XRF），并且进一步地暗示了在瞬发和余辉阶段之间或在早期余辉中的陡峭的时间斜率（<~-1.7），与后期余辉衰减斜率非常不同。一个幂律（伽马=1.90+/-0.05）的吸收水平与银河前景吸收一致，很好地拟合了余辉光谱。一个明亮的低红移（z=0.105）星系位于X射线位置的0.5角秒之内，很可能是伽玛射线暴的宿主。在这个红移，GRB 031203是继GRB 980425之后已知的最接近的GRB或XRF。它在爆发中有非常低的等效各向同性伽马射线能量（~3x10^49 erg）和余辉中的X射线光度（10小时时为9x10^42 erg/s），比典型的爆发低3-4个数量级，但高于微弱的XRF 020903或GRB 980425。X射线余辉的快速初始衰减和随后非常缓慢的衰减也与GRB 980425中观察到的相似，表明GRB 031203可能代表低光度爆发。
Calibration of Gamma-Ray Burst Luminosity Indicators
几种伽马射线暴（GRB）光度指示器（LI）已被提出。与Ia超新星不同，用低红移的样品校准伽玛暴激光器是困难的。基于贝叶斯理论，本文提出了一种不引入低红移伽玛暴样品的激光干涉仪标定方法。我们的方法的要点包括：（1）用窄红移范围（Δ z）内的伽玛暴样品校准激光干涉仪中的幂律指数;（2）在合理的宇宙学参数范围内边缘化激光干涉仪的系数。我们以我们新发现的多变量GRB LI为例，通过模拟测试我们的方法的有效性。我们发现，虽然系数强烈依赖于宇宙学参数，幂律指数不，只要Δ z是足够小的。对于特定的伽玛暴样品，δ z的选择可以根据样品的大小和观测不确定度来判断。没有更好的红移来执行指数的校准，而较低的红移对于系数的边缘化是优选的。最好的策略是在基准中间红移（例如z~1或z~2）周围的窄红移区间内收集GRB，因为发现观测到的GRB红移分布在z=（1 - 2.5）附近达到峰值。我们的模拟结果表明，以目前测量GRB各向同性能量、光谱突变能量和光学时间突变时间的观测精度，在Δ z ~ 0.30的红移仓内的25个GRB将对我们的光度指标（删节）进行精细的校准。
INTEGRAL and XMM-Newton observations of the low-luminosity and X-ray rich burst GRB 040223
GRB 040223由INTEGRAL和XMM-牛顿观测。GRB 040223的峰值通量为（1.6+/-0.13）x10^-8 ergs cm^-2 s^-1，注量为（4.4+/-0.4 x10 ^-7 ergs cm^-2，陡光子幂律指数为-2.3+/-0.2，能量范围为20-200 keV。陡峭的谱线表明它是一个富X射线的伽玛暴，辐射能量高达200 keV，E_peak < 20 keV.如果E_peak < 10 keV，则其将有资格作为具有高能量发射的X射线闪光。X射线数据的光谱指数β_x = -1.7+/-0.2，时间衰减为t^（-0.75+/-0.25），柱密度很大，为（1.8 x 10^22）cm^-2。利用亮度-滞后关系得到红移（z = 0.1+0.04-0.02）。10小时后，伽马射线辐射的各向同性能量和X射线亮度分别比经典伽玛暴小1000和100倍。GRB 040223与将Amati关系外推到包括XRF 030723和XRF 020903的区域一致。
Theoretical interpretation of the X-ray properties of GRB960720
BeppoSAX号卫星对GRB 960720单脉冲群的观测使人们得以对其X射线特性进行详细研究：不同能带的脉冲宽度，从2到700 keV的光谱演化，结果表明，早期（0-5s）的X射线发射和γ射线发射可以用相对论风中的内震来解释，而晚期（5- 20 s）的X射线发射和γ射线发射可以用相对论风中的内震来解释。射线发射可能来自风与外部介质相互作用时产生的反向冲击。均匀密度介质的结果进行了比较的意见。
Gamma-ray bursts: towards a standard candle luminosity
在伽马射线暴（GRB）的研究中，通常假设亮度级反映距离级，比较亮和暗GRB的平均性质。当亮度是用来反映到光源的距离时，使用一个具有小的本征色散的量仍然很重要。我们在这里提出了一种方法来比较的固有色散的各种措施的伽玛暴亮度。这种方法假设附近的爆发是均匀分布在一个欧氏空间，没有密度或光度的演变。然后我们用它来比较BATSE目录中的5个GRB亮度测量值。我们的分析表明，更好的（即分散）的亮度措施，在低能量和伽玛射线暴更接近标准烛光低于100千电子伏以上。我们认为，超过100千电子伏的发射光束可以解释这种行为。
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。
Global characteristics of GRBs observed with INTEGRAL and the inferred large population of low-luminosity GRBs
INTEGRAL拥有两台灵敏的伽马射线仪器，截至2007年7月已探测到46次伽马射线暴。我们提出的光谱，空间和时间的属性的爆发的INTEGRAL伽玛射线暴目录使用的数据从成像仪，IBIS，光谱仪，SPI。用幂律、能带模型和准热模型计算了伽玛暴的光谱特性。光谱滞后，即低能量伽马射线相对于高能量伽马射线到达的时间延迟，测量了31个伽玛暴。用幂律分布拟合的光子指数分布与Swift得到的结果一致。峰值通量分布表明，INTEGRAL比Swift探测到更多的弱伽玛暴，因为它在较小的视场内具有更高的灵敏度。在IBIS的完全编码视场中，大于~0.15 ph cm^-2 s^-1的伽玛暴的全天速率约为1400 yr^-1。在光谱滞后分布中识别出两组，一组具有短滞后<0.75 s（在25-50 keV和50-300 keV之间），另一组具有长滞后>0.75 s。大多数的长滞后伽玛暴被推断有低的红移，因为它们的长光谱滞后，它们的倾向有低的峰值能量和微弱的光学和X射线余辉。它们主要是在超银道面方向观测到的，四极矩Q=-0.225+/-0.090，因此反映了宇宙的局部大尺度结构。低光度的长滞后伽玛暴在Ib/c型超新星中的比例约为25%。其中一些爆发可能是由没有超新星的大质量恒星的坍缩产生的，或者是由不同的祖先产生的，比如两颗白矮星的合并，或者一颗白矮星与一颗中子星或黑洞的合并，可能是在没有宿主星系的星团环境…
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。
Are all Gamma Ray Bursts like GRB 980425, GRB 030329 and GRB 031203?
我们研究了在z=0.17范围内发现三个GRB（980425，030329，031203）的概率，给出了与经典宇宙学爆发的log N-log S关系一致的光度函数（即，观察到的）。我们表明，为了使这三个低z事件的概率是不可忽略的（从而使其更有可能属于同一类的经典宇宙学爆发），爆发的光度函数必须是一个破碎的幂律。通过类比推理与光束AGN，我们表明，观察是一致的预期，如果GRB 980425和GRB 031203确实是正常的爆发看到侧面。在这个模型中，在未来的\sim 20年内，用HETE类仪器将不会观测到z=0.17的亮爆发。
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。
Redshifts For 220 BATSE Gamma-Ray Bursts Determined by Variability and the Cosmological Consequences
我们发现，伽马射线暴（GRB）的时间变化似乎与绝对亮度的爆发：平滑的爆发本质上是不那么明亮。这种类似造父变星的关系可以用来从仅在伽马射线能量下测量的参数确定伽马射线暴的红移。这种关系目前仅基于7个事件，需要用更多事件进一步证实。本文详细介绍了从暴和瞬变源实验（BATSE）中获得的220个明亮的长伽玛暴的亮度和红移的转换过程，并探讨了宇宙学后果。特别是，我们推导出的伽玛暴率作为$z$的函数，而不假设光度函数或伽玛暴率遵循恒星形成率（SFR）。我们发现伽玛暴的形成速率为（1+z）^{3.3 \pm 0.3}。当z > 2时，用于推导SFR的观测结果会受到尘埃的强烈影响，而GRB观测结果则不会。如果伽马射线暴跟踪恒星形成，那么我们的结果表明，SFR并没有在z \sim 2处达到峰值，而是继续增加，直到z \sim 10。我们已经使用爆发形成率来校正观测到的GRB光度函数的不完整性，由于检测阈值，导致光度函数的幂律指数为\sim -2.3，在低光度下略有翻转。我们的变化-光度关系的现实需要确认，但如果有效，将提供一个强大的工具，研究伽玛射线暴和早期宇宙。
Cosmological Aspects of Gamma-Ray Bursts: Luminosity Evolution and an Estimate of the Star Formation Rate at High Redshifts
利用Fenimore & Ramirez-Ruiz（2000）的光度-变率关系，计算了220个伽马射线暴（GRB）的红移和光度，结果表明GRB的光度与红移之间存在着显著的相关性。特别地，我们发现平均光度的演化可以用L ~（1+z）^（1.4 +-0.5）表示，其中z是爆发红移。我们讨论了这种演变背后的可能原因，并将其与其他已知的表现出类似行为的来源进行了比较。此外，我们使用非参数统计技术来独立地估计爆发的光度和红移的分布，占的演变（与以前的研究相比，假设光度函数是独立的红移）。我们提出这些分布，并讨论其影响。最重要的是，我们发现了一个伽玛暴的共动率密度继续增加到（1+z）~ 10。从这个估计的伽玛暴率密度，我们然后使用的人口合成代码的Fryer等。（1999）估计的恒星形成率在高红移，基于不同的祖先模型的伽玛暴。我们发现，无论是祖先或人口合成模型，恒星形成率增加或保持不变，非常高的红移（z ~ 10）。
Time-evolution of Peak Energy and Luminosity Relation within Pulses for GRB 061007: Probing Fireball Dynamics
利用Suzaku/WAM和Swift/BAT对GRB 061007的亮长伽马射线暴进行了时间分辨光谱分析。由于WAM的大有效面积，我们可以研究光谱峰值能量Et_peak和1秒时间分辨率的亮度Lt_iso的时间演化，我们发现1秒时间分辨率的亮度Lt_iso，我们发现时间分辨脉冲也满足Epeak-Liso关系，这是其他爆发的时间平均光谱所发现的，说明每次脉搏的物理条件都是一样的此外，每个脉冲的初始上升相位可以是该关系的异常值，其中Et_peak值高约2倍。这种差异可能表明，火球半径扩大了2-4倍和/或大部分洛伦兹因子的火球是减速的4倍，在初始阶段，提供了一个新的探测火球动态实时。
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。
High-Redshift Starbursting Dwarf Galaxies Revealed by GRB Afterglows
本文研究了15个z>2的长持续时间伽马射线暴（GRB）宿主星系。为了比较星际介质（ISM）吸收线特性与宿主星系的恒星特性，我们选择了具有早期余辉光谱的伽玛暴。除了五个以前研究的主机，我们认为新的检测GRB 050820和GRB 060206的主机星系和地方2西格玛上限的亮度剩余的身份不明的主机。研究发现：（1）GRB宿主星系的紫外光度分布与平均光度<L（UV）>= 0.1L * 的紫外光度加权随机星系群的期望值一致;（2）紫外发光度与Si Ⅱ 1526吸收宽度之间存在中等程度的相关性，这与观测到的W（1526）>1.5 Ang的大线宽一起表明宿主星系中存在星系外流驱动的速度场;（3）在z=2-4的恒星形成星系中，ISM金属丰度随星系光度的降低而降低;（4）发现GRB宿主中的星际紫外辐射场比银河系平均值高约35-350倍;（5）在所有已知存在强MgII吸收体的区域中，在距离GRB宿主< 2”处发现了额外的星系，但在没有强MgII吸收体的区域中，在距离GRB宿主< 2”处没有发现额外的昏暗星系。我们的研究证实了伽玛暴宿主星系（具有已知的光学余辉）是z>2时未被遮蔽的恒星形成星系的代表，并表明高空间分辨率图像对于精确识别存在强干涉吸收体的伽玛暴宿主星系是必要的。
The Connection Between Spectral Evolution and GRB Lag
Norris等人已经证明，在伽马射线暴（GRB）中观测到的高能光子和低能光子之间的到达时间延迟与GRB的绝对光度有关。尽管这种光谱滞后的重要性显而易见，但对其起源还没有一个完整的解释。我们提出这种滞后是由伽玛暴谱的演化直接引起的。特别是，当伽玛射线暴的$νF_ν$谱达到最大值（$E_{pk}$）的能量通过四个BATSE通道衰减时，每个通道中的光子通量峰值将不可避免地被抵消，产生我们测量的滞后。我们通过测量具有测量滞后的干净单峰爆发的样本的$E_{pk}$衰减率（$Φ_{o}$）来测试该假设。我们发现衰变时间尺度和光谱滞后之间存在直接的相关性，从而证明了低能光子的时间延迟和$E_{pk}$的衰变之间的关系。这意味着伽玛暴的亮度与爆发的光谱演化速率直接相关，我们相信这开始揭示滞后-亮度相关性背后的潜在物理学。我们讨论了几种可能的机制，可能会导致观察到的演变和它的连接到亮度的爆发。
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。
GRB 050826: A Subluminous Event at z = 0.296 Finds its Place in the Luminosity Distribution of Gamma-Ray Burst Afterglows
我们提出了在红移z = 0.296 +/- 0.001的GRB 050826的宿主星系的光学识别和光谱。在连续三个晚上获得的观测结果之间的图像相减，揭示了爆发后5小时的褪色物体，确认其识别为该事件的光学余辉。深度成像显示，光学余辉从其不规则宿主星系中心偏移了0.4角秒（~1.76千秒差距），这是长时间伽马射线暴的典型特征。将这些结果与Swift XRT仪器获得的X射线测量结果相结合，我们发现GRB 050826完全落在低红移（z < 0.3）的亚发光、亚高能长伽马射线暴群中。结果进行了讨论的背景下，可能占这种趋势，包括中央引擎的性质，祖属性的红移函数的演变，并在当前的伽马射线暴样本的不完整性的模型。
Constraints on Jets and Luminosity Function of Gamma-ray Bursts Associated with Supernovae
如果伽马射线暴（GRB）通常与1998 bw这样的超新星有关，则意味着一个相对较宽的内禀光度函数，这表明存在大量未被探测到的暗暴，而且事件率比通常假设的要高得多。如果假设伽玛暴的本征光度函数是一个幂律函数：${ϕ(L)} \propto {L^{-β}}$（$β> 0$，$L_{min} \leq L \leq L_{max}$），那么BATSE 4 B星表的数据可以用来约束斜率指数$β$和动态范围宽度Log ${L_{max}\over L_{min}}$。通过与观测的Log $N$ - Log $P$的K-S检验比较，我们发现了对伽玛暴火球模型、伽玛暴喷流以及伽玛暴对宇宙γ射线背景可能贡献的限制。我们发现了$10^2<L_{max}/L_{min} < 10^7$的可接受的动态范围，结果表明喷流模型比火球模型更可能与高能爆炸有关，我们的研究还表明喷流的纯狭义相对论效应所提供的光度函数超出了K-S检验的可接受范围。然而，如果内禀聚束将喷流限制在$θ_{max} < 1/γ$，相对论聚束的影响就不会占主导地位。
Neutrino-cooled accretion and GRB variability
对于吸积率Mdot~0.1 Msun/s到几个太阳质量的黑洞，预计盘的内部将从平流主导过渡到中微子冷却。这种转变的特点是急剧变化的磁盘属性。我认为，在这个过渡期间，适度增加的吸积率导致强大的增强坡印亭亮度的伽玛暴流和减少其重子负载。这些变化的特点的伽玛暴流转化为变化的伽玛射线光谱从光球的流动。光球解释的伽玛射线暴发射解释了观测到的伽玛射线暴脉冲随光子能量的增加而变窄，以及爆发内和爆发之间的亮度-光谱峰值关系。
The cepheid-like relationship between variability and luminosity explained within the ``cannonball model'' of Gamma-Ray bursts
我展示了如何将Fenimore和Ramirez-Ruiz首次提出的瞬发伽马射线暴的经验变率-光度关系理解为达尔和德鲁尤拉的"炮弹模型“中的特殊相对论光束效应。在这种情况下，可变性是对传播方向和炮弹的洛伦兹因子的度量，而瞬发伽玛射线暴的视亮度又敏感地依赖于这两个因子。观测到的宇宙学时间膨胀的情况下，在“对齐峰值测试”-当使用红移与此关系得出-也得到了解释。支持炮弹模型的最直接的证据是它正确地描述了一个给定的伽玛暴内窄峰宽度和振幅之间的关系。在伽马射线暴的总持续时间中似乎存在宇宙学时间膨胀的迹象，正如炮弹模型所预期的那样。给出了伽玛暴的光度函数和“光谱滞后光度关系”的定量预测。
Evidence for Luminosity Evolution of Long Gamma-ray Bursts in Swift Data
通过拟合BATSE实验观测到的差分峰值通量分布，计算了两种不同情况下长伽马射线暴（GRB）的亮度函数（LF）和形成率：i）GRB亮度随红移而变化; ii）GRB优先形成于低金属丰度环境。在这两种情况下，模型预测与Swift数计数以及z>2.5和z>3.5时的检测数一致。为了区分这两种演化情景，我们将模型结果与雨燕在其任务的前三年中探测到的发光爆发（即各向同性峰值亮度超过10^53 erg s^-1）的数量进行了比较。我们的样本保守地只包含具有良好红移测定和测量峰值能量的爆发。我们发现，纯光度演化模型可以解释确定的身份的数量。在纯密度演化场景的情况下，Z_th>0.3 Zsun的模型以高置信度被排除。对于较低的金属丰度阈值，模型结果在统计学上仍然与可用的下限一致。然而，许多因素会增加模型结果和数据之间的差异，这表明对于如此低的Z_th值，可能也需要GRB LF中的一些光度演化。最后，使用这些新的约束条件，我们得出了强大的上限上的GRB LF的亮端，这不能比~2.6陡。
GRB Variability-Luminosity Correlation Confirmed
最近，Guidorzi等人（2005年）将伽马射线暴的样本规模从11个扩大到32个，测量了伽马射线暴的变化和峰值亮度。他们证实了相关性的存在，但发现L和V之间的关系与最初发现的有很大不同，我们发现这是统计方法不当的结果。当我们用一个模型来拟合数据，（二维）和样本方差，我们发现L ~ V^3.4（+0.9，-0.6），样本方差为sigma_logV = 0.20（+0.04，-0.04），这与Reichart等人（2001）的原始发现一致-- L ~ V ^[3.3（+1.1，-0.9），样本方差sigma_logV = 0.18（+0.07，-0.05）--与Guidorzi et al.（2005）的发现不一致：L ~ V^1.3（+0.8，-0.4），样本方差假设为零。
扫码添加微信好友，提出您的宝贵建议 👇
💡 备注请填写：网站反馈
发表机构由 AI 从论文文本抽取，如发现错误，欢迎反馈修正建议。