Gamma-Ray Burst Environments and Progenitors
伽玛射线暴（伽马射线暴）的可能起源是致密天体的合并或大质量恒星的爆炸。这两种情况下有不同的环境伽玛暴余辉：紧凑的物体爆炸发生在ISM（星际介质）和大质量的恒星爆炸发生在爆发前的恒星风。我们计算预期的余辉爆发沃尔夫-拉叶星风和比较结果的恒定，星际密度。风的情况下，光学余辉一般预计会下降更陡峭的比在恒定密度的情况下，但这种效果可能会被掩盖的电子光谱指数的变化，这两种情况下有相同的演变在冷却制度。同时观测射电和光学/X射线演化对区分这两种情况特别有用。GRB 990123的光学余辉和X射线余辉的不同衰减率表明这种情况下的恒定密度相互作用。我们已经发现了SN 1998 bw/GRB 980425中风相互作用的强有力证据，并在此提出了GRB 980519的风模型。因此，我们认为，既有风型伽玛暴余辉与大质量恒星的祖先和ISM型余辉与紧凑的双星的祖先。风型爆发很可能伴随着超新星，但不是ISM型。
1999-05-20 astro-ph
Wind Interaction Models for Gamma-Ray Burst Afterglows: The Case for Two Types of Progenitors
从$γ$射线暴GRB 970228和GRB 970508开始，一个解释GRB余辉的标准模型出现了，它涉及从一个恒定能量的爆炸波膨胀到一个恒定密度的“星际”介质中的同步辐射。然而，一个巨大的恒星起源的伽玛暴意味着恒星风环境，可能是沃尔夫-拉叶星，我们以前建议风的相互作用模型的余辉伽玛暴980326，980519，和980425/SN 1998 bw。在这里，我们扩展了风中余辉的理论，考虑强冷却阶段，过渡到非相对论运动，射流，并及时，反向冲击发射。我们发现，与星际的情况相比，在风的情况下，光学即时发射可能有一个相当的幅度，但会死得更快。我们研究的背景下，风的相互作用模型的其他观测到的伽玛暴的余辉，并发现伽玛暴970228和970508可能是风的相互作用。对GRB 970228的非热余辉辐射的修正是由对晚超新星辐射的认识引起的，这有利于风的相互作用。GRB 970508的射电演化为风的相互作用提供了特别有力的证据。对于GRB 970508，观测结果表明其密度与沃尔夫-拉叶星风中的预期相一致。最后，对GRB 990123和990510的余辉演化和GRB 990123的即时光发射的观测支持星际相互作用模型，这将表明这些物体的紧凑恒星合并祖先。
2000-01-26 astro-ph
The Environments around Long-Duration Gamma-Ray Burst Progenitors
伽马射线暴（GRB）余辉观测使我们能够显着约束发动机产生这些高能爆炸。这些余辉提供的红移和位置信息已经使我们能够将伽玛暴的祖先限制在少数几个模型中。余辉还可能提供另一种观测结果，可以进一步限制伽玛射线暴的起源：测量告诉我们伽玛射线暴周围的环境。目前对伽玛射线暴余辉的分析表明，大约一半的长持续时间伽马射线暴发生在密度分布均匀的环境中。我们研究了这一观测结果对经典的“氦星”大质量恒星祖先及其相对的“氦合并”祖先的约束。我们研究了风的质量损失的几个方面，发现我们的修改标准的沃尔夫-拉叶质量损失的范例是不足以产生恒定的密度分布。虽然这并不排除标准的“Bracksar”祖细胞，但它确实表明了这种模型的缺陷。然后，我们专注于他的合并模型，并发现这样的祖先可以很好地满足这个特定的约束。我们展示了如何详细的观测不仅可以确定正确的祖伽马射线暴，但也使我们能够研究二进制演化物理。
2006-04-20 astro-ph
Neutrino Afterglows and Progenitors of Gamma-Ray Bursts
目前流行的伽马射线暴（GRB）的起源模型是致密天体的合并和大质量恒星的爆炸。这两种情况下有不同的环境伽玛暴：紧凑的对象合并发生在星际介质（ISM）和爆炸的大质量恒星发生在爆发前的恒星风。在这里，我们讨论了中微子的余辉从反向冲击的结果，相互作用的相对论火球与周围的风物质。通过与Waxman & Bahcall（2000）在均匀ISM情形下的分析结果比较，我们发现风情形下能量从$\sim 3\times 10^{15}$到$\sim 3\times 10^{17}$ eV的中微子的微分谱比ISM情形下的弱一个能量幂。此外，在风的情况下，由地球表面探测器下方的中微子相互作用产生的向上移动的μ子的预期通量是每年每公里$^2$的$\sim 5$事件，这比ISM情况下大约大一个数量级。此外，这些属性是独立的火球是否是各向同性或光束。因此，中微子余辉，如果检测到，可以提供一种方法来区分伽玛暴的祖先模型的基础上微分光谱的中微子和他们的事件率在一个检测器。
2000-12-11 astro-ph
A simple, stringent test on the nature of GRBs' progenitors
我在这里表明，适当的伽马射线暴和余辉的开始之间的时间延迟是周围密度的敏感函数，从典型的磁盘密度的~ 10秒到IGM密度的几个小时。由于大量的洛伦兹因子，爆炸能量和环境密度可以同时确定从观测的时间延迟和余辉，余辉观测单独可以确定，如果有的话，所有的爆发驻留在星系内部，在他们的外晕，或直接在IGM介质，服从NS/NS合并假说进行一个明确的测试。如果爆发是由大质量恒星的坍缩引起的，那么无论爆发有多短，余辉的开始都应该是立即的。
2000-03-03 astro-ph
The Early Optical Afterglow of GRB 030418 and Progenitor Mass Loss
位于赛丁泉天文台的ROTSE-IIIa望远镜和SSO-40英寸望远镜拍摄了GRB 030418的早期余辉。在这份报告中，我们提出了早期余辉的观测，首次发现的ROTSE-IIIa望远镜211秒后开始的爆发，只有76秒后的伽马射线活动结束。我们检测到的光发射上升约600秒，缓慢变化约1400秒左右R=17.3等，然后作为指数α =-1.36的幂律衰减。此外，位于麦克唐纳天文台的ROTSE-IIIb望远镜拍摄了GRB 030723的早期余辉。这个光变曲线的行为在性质上与GRB 030418相似，但要暗两个数量级。这两个余辉与其他余辉如GRB 990123和GRB 021211不同。我们研究了早期余辉是否可以归因于冷却同步辐射光谱中的同步辐射断裂，因为它通过光学带，但发现这个模型是无法准确地描述早期的光曲线。我们提出了一个简单的模型，伽马射线暴发射出现在风介质周围的一个巨大的祖星。这个模型提供了一个有效的描述的数据，并建议的余辉的上升可以归因于在当地环暴环境中的灭绝。在这种解释中，这些事件为伽马射线暴和大质量恒星坍缩之间的联系提供了进一步的证据。
2003-10-17 astro-ph
On the absence of Wind Signatures in GRB Afterglow Spectra: Constraints on the Wolf-Rayet Winds of GRB Progenitors
本文研究了余辉光谱中长持续时间伽马射线暴（GRB）前体周围星周介质（CSM）的有效约束。我们首先建立了一个统计样本的五个伽玛射线暴余辉光谱已收集和分析，没有先验知识的视线属性。然后采用该样本对Wolf-Rayet风特征进行统一搜索，这些风特征由距伽玛暴dv=-1000至-5000 km/s的CIV 1548、1550吸收双峰（以下称为CIV_{15}）表示。我们在GRB 050730的dv ~ -1500 km/s处探测到了一个CIV_{15}吸收体，而在其余的GRB中没有探测到.我们的搜索结果估计，在GRB宿主星系附近，静止坐标系吸收等效宽度EW（CIV 1548）>0.2 Ang的CIV_{15}吸收体的入射率为20%，这与类星体视线附近经典阻尼Lya吸收体的星系际CIV_{15}的入射率一致。包括先前已知的GRB 021004的两个CIV_{15}吸收体，我们进一步证明了H^0、C^+和Si^+的存在以及激发态C^+或Si^+的缺失与CSM起源相矛盾。零结果与余辉辐射场使环暴流介质完全电离的预期是一致的。我们研究了可能的情况下的C^{3+}离子的生存，包括cloudical风模型。我们发现，在r<10 pc的余辉中，云团风不能有效地屏蔽电离辐射，使C^{3+}存活。我们的结论是，缺乏CSM起源的CIV_{15}吸收体是一致的沃尔夫-拉叶风终止在< 30 pc从他们的祖星。
2007-04-10 astro-ph
Early GRB Afterglows Revisited
标准的余辉模型忽略了爆炸波前GRB瞬发辐射的存在。事实上，爆炸波受到伽马射线前沿的显著影响，伽马射线前沿使周围的介质预加速，并使其充满电子-正电子对。锋面以高的洛伦兹因子向外扫过介质，并产生了壮观的效果：伽玛射线暴喷出物在其自身辐射锋面后面的空腔中自由移动。当锋面充分膨胀并被稀释时，就会产生冲击波，它的作用与之前使用的标准模型不同。余辉最初应该表现为软辐射（从红外到软X射线）的急剧上升，其时间与即时GRB持续时间相当，然后发射应该迅速演变为正常的X射线余辉。这可以解释在GRB 990123中观察到的瞬发闪光，并允许人们推断出该爆发中的喷出物洛伦兹因子：r =200。如果伽玛射线暴有一个大规模的祖先和爆炸波传播的祖先风的余辉发射的伽玛射线锋的效果是特别明显的。我们强调的重要性，早期余辉观测软带，因为它们将允许一个测试不同的祖模型。
2002-06-24 astro-ph
GRB 060418 and 060607A: the medium surrounding the progenitor and the weak reverse shock emission
我们用伽马射线暴（GRB）极早期余辉光变曲线的上升行为来约束环暴介质剖面。利用这种方法，我们发现了一个恒定的和低密度的介质轮廓GRB 060607A，这是一致的推断从晚余辉数据。此外，我们表明，在这两个伽玛暴余辉的IR闪光的情况下是一致的标准的外部反向冲击模型，从而使模型，如高磁化伽玛暴外流是不必要的在一定程度上。
2007-04-11 astro-ph
X-ray afterglows and spectroscopy of Gamma-Ray Bursts
我将审查的约束设置的X射线测量余辉的几个问题的伽玛射线暴，特别是关于火球模型，环境，祖和黑暗的伽玛射线暴。
2004-02-26 astro-ph
Gamma-Ray Burst Afterglows with Energy Injection: Homogeneous Versus Wind External Media
假设伽马射线暴（GRB）火球与外界介质相互作用的绝热演化过程，计算了强磁毫秒脉冲星通过磁偶极辐射注入能量时火球的流体动力学，得到了火球在同步辐射下的光学余辉光变曲线。结果都给出了一个均匀的外部介质和伽玛射线暴祖喷出的风。我们的计算也可在超相对论和非相对论阶段。此外，我们的模型可以很好地拟合观测到的γ暴{000301 C}的R波段光变曲线，这可能为γ暴祖细胞的性质提供一个探针。
2001-06-12 astro-ph
Discovery of the Low-Redshift Optical Afterglow of GRB 011121 and Its Progenitor Supernova 2001ke
介绍了GRB 011121及其伴生超新星SN 2001 ke的余辉的发现和跟踪观测。从爆发后10.3小时开始，用OGLE 1.3米望远镜在BVRI通带获得图像。对我们早期数据的时间分析表明了一个陡峭的衰减，与波长无关，幂律指数α =-1.72+/-0.05。没有证据表明在爆发后2.5天内光变曲线会出现断裂。从早期的宽波段测光确定的光谱能量分布是一个指数β =-0.66+/-0.13的幂律校正后的一个大的红化。麦哲伦6.5米巴德望远镜所获得的光谱显示出来自宿主星系的窄发射线，它提供了伽马射线暴的红移z=0.362+/-0.001。我们还提出了晚R和J波段观测的余辉爆发后7-17天之间。后期测光显示出与初始下降的较大偏差，我们的数据与哈勃太空望远镜测光相结合，为超新星在GRB后约12个休息帧天达到峰值提供了强有力的证据。在宇宙学距离上获得的第一个伽玛射线暴超新星光谱显示出蓝色连续谱。SN 2001 ke在最大值附近比SN 1998 bw更蓝，褪色更快，这表明产生伽玛射线暴的超新星可能具有一系列特性。蓝色与超新星与星周气体的相互作用相一致，这种祖先风在光学余辉中也很明显。这是迄今为止经典的长伽马射线暴是由核心坍缩超新星产生的最好证据。
2002-04-15 astro-ph
Gamma-Ray Burst Progenitors Confront Observations
在GRB 030329的余辉中发现了一颗超新星，这一发现显然解决了伽马射线暴起源的性质问题。我们现在知道，至少有一小部分宇宙学伽马射线暴与大质量恒星的死亡有关，而且这两次爆炸很可能是同时发生的。尽管这种关联已经被认为是针对GRB 980425的，但该爆发的特殊性不允许将这种关联扩展到所有GRB。现在的问题是了解GRB 030329是否是一个“标准爆发”。我将讨论GRB 030329的一些特点和它的余辉光曲线，显示它看起来更像是一个过渡对象，而不是一个经典的宇宙学GRB，连接像GRB 980425的弱事件到经典的长持续时间GRB。我还将讨论超新星方案所面临的问题，以解释在几个伽玛暴及其余辉中检测到的X射线特征。
2004-02-02 astro-ph
Interaction Models for GRB Afterglows
我们回顾了伽玛暴余辉的相互作用模型，着眼于限制其祖先的性质和爆炸的几何形状。证据是两种类型的祖细胞。GRB 980425/SN 1998 bw的射电余辉和GRB 970508的多频观测结果可以通过爆炸波扩展到风型介质中来拟合，指向一个大质量的恒星祖先。宽带余辉数据的伽玛暴990123和990510更好地模拟喷流膨胀到一个恒定密度的介质，这意味着一个紧凑的恒星合并的起源。在其他观测良好的伽玛暴中，喷流模型似乎比风模型适用范围更广，尽管有些情况是模糊的。模型拟合通常需要辐射电子的能量分布与通常假设的单一幂律形式的偏差，特别是对于具有快速下降和/或光学光变曲线明显陡峭的源。过渡到非相对论演化被认为是光变曲线变陡的另一种解释，尽管要产生几天或更少的变陡需要非常高的环境密度，这通常很难与射电观测相一致。主要的开放问题包括射流环境介质相互作用的流体力学，自洽的电子能量分布的测定，以及对生产的影响，预计将特别大的风相互作用模型的早期余辉。
2001-10-01 astro-ph
Models for the circumstellar medium of long gamma-ray burst progenitor candidates
提出了长伽马射线暴（GRB）先驱候选者星周介质（CSM）的流体动力学模型。这些大质量恒星在演化过程中以恒星风的形式失去了大量的质量。有两种可能的方法来探测长GRB祖细胞的CSM。首先，伽玛射线暴的余辉由同步辐射组成，是伽玛射线暴喷流扫过周围介质时发出的。因此，光变曲线与CSM的密度分布直接相关。密度可以随着半径的平方而减小（就像自由膨胀的恒星风那样），也可以保持不变（就像我们对激波或星际介质所期望的那样）。其次，伽玛暴和观测者之间的物质会吸收部分余辉辐射，在余辉光谱中产生吸收线。在某些情况下，这种吸收线相对于源发生蓝移，表明物质正在远离祖星。这可以用CSM中的风相互作用来解释。我们可以利用这些恒星的CSM来研究它们先前的进化阶段。
2006-11-27 astro-ph
What Gamma-Ray Bursts Explode Into
长伽马射线暴（GRB）与Ib/c型超新星的关联意味着它们爆炸成沃尔夫-拉叶星的祖先星的风。虽然一些伽玛射线暴余辉的演化与膨胀成自由风是一致的，但也有很好的证据表明膨胀成恒定密度介质。证据包括X射线余辉的演变（当X射线低于冷却频率时），喷流前破裂光学和X射线余辉的演变，以及观察到的一些余辉的急剧开启。最近的观测短爆发，预计将与一个恒定密度的介质，提供了一个检查标准的余辉模型。虽然射电观测在某些情况下不支持长爆发的常密度模型，但常密度相互作用的证据是强有力的。在大质量恒星周围产生这样一种介质的最合理的方法是冲击原始风。这需要比预期小的终止激波，可能是由于高压环境，高的原始速度，或导致GRB的特定演化。然而，在减速半径附近需要终止激波是不可能的，这可能表明某些长爆发具有致密的双星祖先，并直接爆炸到星际介质中。
2007-06-04 astro-ph
The circumstellar environment of Wolf-Rayet stars & Gamma-ray burst afterglows
我们研究大质量恒星的星周介质的演化。我们特别注意沃尔夫-拉叶星，它们被认为是某些长伽马射线暴的祖先。我们详细介绍了我们在恒星演化模型中使用的质量损失率，以及我们如何估计不同阶段的恒星风速。有了这些细节，我们模拟风和星际介质之间的相互作用，预测周围的恒星周围的环境在核心坍缩时。然后，我们调查的环境结构可能会影响伽玛射线暴余辉。我们发现，当余辉射流遇到的自由风失速风界面，再亮发生，并看到一个颠簸的余辉光变曲线。然而，我们预测的这个接口的位置太远，从伽玛射线暴的网站，而余辉仍然可以观察到的。从我们的恒星模型的终风密度，A_{*}的值是相似的，从观察到的余辉光变曲线和观察到的沃尔夫-拉叶星推断的值。然而，我们没有重现观察到的低于0.3的最低A_{*}值。对于这些情况下，我们认为，祖先可能是WO型沃尔夫-拉叶星，是在一个接近的双星或非常低的金属量的恒星。最后，我们把我们的注意力转向恒星风物质产生的余辉光谱中的吸收线的问题。讨论了两种沃尔夫-拉叶型恒星WC和WO的余辉光变曲线和光谱的观测特征。我们还指出，它可能是如何约束的初始质量和金属丰度的伽玛射线暴祖使用推断的风密度和风速。
2005-11-18 astro-ph
Towards a Model for the Progenitors of Gamma-Ray Bursts
我们考虑模型伽马射线暴中，准直喷流扩展到均匀介质或恒星风环境，并计算预期的余辉时间行为。我们表明：（i）在一个休息和更快的衰减，余辉应该表现出一个扁平化，这可能是在无线电和光学波段检测;（ii）只有在时间远短于一天的观测可以清楚地区分一个火球与均匀介质的相互作用和一个与恒星风的相互作用。使用我们的研究结果，我们表明，约束可以放在祖模型。特别是，现有的数据表明，虽然一些长持续时间的爆发可能是由大质量恒星的坍缩产生的，但几乎可以肯定的是，不是所有的长持续时间的爆发都是由这样的祖先产生的。
1999-11-10 astro-ph
Probing a GRB progenitor at a redshift of z=2: a comprehensive observing campaign of the afterglow of GRB 030226
我们报告的结果，从一个全面的后续观测活动的余辉GRB 030226，包括VLT光谱，VLT偏振，和钱德拉X射线观测。此外，我们目前的BOOTES-1宽场观测的爆发发生的时间。在事件发生后0.2天，当GRB余辉在R~19的量级时，ESO开始进行首次观测，并持续到余辉消退到检测阈值以下（R>26）。光学光变曲线显示在爆发后0.8天左右出现一个转折，在观测误差范围内是消色差的，支持了这是由于喷射爆炸的观点。在接近截止时间时，余辉光的线偏振度小于1.1%，这有利于均匀射流模型而不是结构化模型。VLT光谱在红移z=1.962+/-0.001和z=1.986+/-0.001处显示出两个吸收线系统，使得伽玛暴的红移下限接近2。我们强调，负责这些线系统的吸收云的运动学和成分是非常相似的GRB 021004的余辉中观察到的。这证实了至少有一些伽玛暴与沃尔夫-拉叶星的爆炸有物理联系的观点。
2004-08-13 astro-ph
Optical/near-IR observations of Gamma-Ray Bursts in the Afterglow Era
综述了1997-2000年余辉期伽玛暴的光学和近红外观测。它们允许更好地理解伽马射线暴的物理基础，以及约束祖模型。
2001-10-01 astro-ph
The circumstellar environment of rotating Wolf-Rayet Stars and the implications for GRB afterglows
如果沃尔夫-拉叶星是伽马射线暴（GRB）的前身，它们必须快速旋转才能产生GRB。这种旋转可能会影响它们的星风泡，并可能解释为什么在恒定密度介质中会发生如此多的GRB余辉。
2006-10-13 astro-ph
Observations of the Optical Afterglow of GRB 050319 : Wind to ISM transition in view
大质量恒星的坍缩被认为是长伽马射线暴最有可能的起源。这样的恒星被认为会通过恒星风改变其环境。这样一个环星风介质的效果，预计将看到在伽玛暴余辉的演变，但迄今为止还没有最终found.We声称，风的签名，以恒定密度介质的环暴介质的过渡是可见的伽玛暴050319的余辉。结合对GRB 050319余辉的光学观测，我们提出了GRB 050319多带余辉的模型。我们发现，在光学光变曲线在$\sim$ 0.02天的突破，可以解释为由于风到恒定密度介质的环爆介质的过渡，在这种情况下，据我们所知，这可能是有史以来第一次检测到这样的过渡在任何给定的频带。这种转变的检测也可以作为一个确认的大质量恒星坍缩的情况下，伽玛射线暴的祖先，独立的超新星签名。
2007-09-22 astro-ph
What we learn from the afterglow of GRB 021211
伽马射线暴（GRB）的余辉（AG）行为在炮弹（CB）模型中直接提供了有关其祖星环境的信息。观测到的GRB 021211早期AG的时间衰减与预测的结果完全一致，即在恒星周围存在导致密度分布$\propto 1/r^2$的祖先“风”的情况下。随后的快速衰落--这使得GRB“准黑暗”--是一个预期的，如果更远的地方，星际密度大致恒定且相对较高。与AG相匹配的CB模型清楚地显示了一颗类似于SN 1998 bw的关联超新星的存在，甚至可以确定宿主星系的宽带光谱。对同样很早就测量到的GRB 990123和GRB 021004也进行了讨论。
2003-02-22 astro-ph
Progenitors of GRB originated in the dense star cluster
给出了伽玛暴前身星起源于致密星团中动力学相互作用的结果。通过这种方式，紧凑对象的紧密二进制文件可以形成，然后合并，通常在从父集群中弹出之后。伽玛暴可能触发气体部分球中的恒星形成，恒星形成区附近伽玛暴余辉的出现可能与同一母星团中连续的伽玛暴起源有关。观测到的伽玛射线暴余辉在Z轴和银河系中心的分布与（现今经典的）球状星团中许多伽玛射线暴的起源是一致的，这些球状星团在许多伽玛射线暴事件发生时年龄小于2 Gyr。
2001-02-09 astro-ph
The Molecular Hydrogen Deficit in Gamma-Ray Burst Afterglows
最近对五个伽马射线暴（GRB）余辉光谱的分析揭示了分子氢吸收线的缺失，这是一个令人惊讶的结果，因为它们的大中性氢柱密度和H $_2$的检测在类似的，更局部的恒星形成区域，如大麦云（LMC）中的剑鱼座30。观测证据进一步表明，在这些视线中，中性氢柱的大部分位于100 pc以外的祖星，并且H $_2$在爆发前不存在，这表明来自恒星的直接通量，FUV背景场或两者都抑制了它的形成。我们提出了伽玛射线暴宿主星系环境的一维辐射流体动力学模型，包括电离和莱曼-沃纳光子的自洽辐射转移，九种原始化学与尘埃形成的H $_2$，和尘埃消光的紫外光子。我们发现，一个单一的伽玛射线暴的祖先是足够的，使中性氢的距离为50 - 100秒差距，但银河系莱曼-沃纳背景是需要在周围的ISM离解的分子氢。要摧毁云中的H $_2$，强度必须达到银河平均值的0.1 - 100倍，这取决于它的密度和金属丰度。在余辉光谱中发现中性氢的最小半径对母体的质量或其团簇的初始质量函数（IMF）（如果存在的话）不敏感。
2008-04-15 astro-ph
Could the Unusual Optical Afterglow of GRB 000301c Arise from a Non-relativistic Shock with Energy Injection?
最近对GRB 000301 c余辉的观测表明，在R波段光变曲线上出现了三个突变，特别是在后期的衰减斜率高达-3.0。这种不寻常的余辉显然与标准的余辉冲击模型不一致。在这里，我们提出了一个非标准模型的不寻常的R-波段余辉的GRB 000301 c。在这个模型中，稠密介质（“脏环境”）中的超相对论激波在最初的1天内迅速演化到非相对论相。在这个阶段，激波恰好被两个不同时间从中央发动机喷射出的高能炮弹追上，激波被刷新，导致光变曲线的两次弯曲。由光谱推导出受冲击介质的电子分布指数$p\approx 3.4$，则在冲击波与壳层相互作用后，余辉衰减为$\propto t^{-3.0}$。因此，该模型可以很好地解释GRB 000301 c光学余辉光变曲线的平坦化和陡峭化特征。我们进一步指出，稍后从中央发动机喷射的能量注入壳可以是材料壳（例如，在与黑洞相关的大质量恒星祖先模型中）或辐射壳（例如，在毫秒脉冲星祖先模型中）。
2000-05-20 astro-ph
Resolving The ISM Surrounding GRBs with Afterglow Spectroscopy
本文综述了目前有关伽马射线暴（GRB）余辉光谱学的研究，特别强调了这些高红移事件的星系的星际介质。这些研究揭示了恒星形成星系的物理条件，并为伽玛暴祖先的性质提供了线索。我们提供了一个教学的实验设计和审查目前的结果。大多数视线的特点是大HI柱密度，可忽略的分子分数，无处不在的检测紫外泵浦精细结构的转变，和金属丰度范围从1/100到接近太阳的丰度。
2008-05-20 astro-ph
The Detectability of Gamma-Ray Bursts and Their Afterglows at Very High Redshifts
越来越多的证据表明，伽马射线暴（GRB）与恒星形成星系有关，并且发生在这些星系的恒星形成区域附近或内部。这些关联提供了间接证据，证明BeppoSAX探测到的长伽玛暴至少是大质量恒星坍缩的结果。最近的证据表明，GRB 970228和GRB 980326的光变曲线和余辉光谱似乎包含超新星成分，除了相对论冲击波成分，提供了更直接的线索。在这里，我们确定，伽玛暴和它们的余辉都是可检测到的非常高的红移（z > 5）。
2000-02-01 astro-ph
The synchrotron-self-Compton radiation accompanying shallow decaying X-ray afterglow: the case of GRB 940217
伽马射线暴（GRB）的高能辐射（>数十MeV）为理解GRB的物理过程提供了重要线索，它可能与GRB的早期余辉有关。在大约一半的{ \it Swift}伽马射线暴X射线余辉中，我们很好地探测到了一个浅下降相。广泛考虑的解释涉及到一个显着的能量注入和可能的时间演变的冲击参数（S）。这项工作我们计算了这样一个外部前向激波的同步自康普顿（SSC）辐射，并表明它可以解释众所周知的长期高能量（即，GRB 940217的余辉。我们认为，Swift和GLAST的合作将有助于揭示伽玛暴的性质。
2007-02-05 astro-ph
X-Ray Afterglows of Gamma-Ray Bursts
余辉辐射自三年前被发现以来，已成为伽马射线暴研究的主流。随着距离尺度之谜的解决，对晚期伽玛暴辐射的研究现在是揭示这些爆炸的起源及其与宇宙早期宿主星系环境关系的最有前途的方法。在这篇文章中，我将回顾X射线观测及其对我们理解伽玛暴现象的影响。这些测量提供了一个直接探测到的性质的祖和测量的伽玛射线暴的光束特性，关键是建立总的能量输出。一些铁线的证据将GRB爆炸与大质量的祖先联系起来，从而与恒星形成区联系起来。此外，与时间演化的光谱特性的比较表明，火球膨胀不应该是-平均-高度准直，射流角$>10 °$。
2000-01-25 astro-ph
GRB 021004: A Possible Shell Nebula around a Wolf-Rayet Star Gamma-Ray Burst Progenitor
通过HETE-2卫星对GRB 021004的快速定位，可以几乎连续地监测其早期的光学余辉衰减，以及高质量的光谱，确定其宿主的红移z=2.328，这是一个活跃的星暴星系，具有强烈的莱曼α发射和几条吸收线。光谱观测表明，多个吸收器蓝移高达3,155公里/秒相对于主机星系莱曼α emission。我们认为，这些对应于一个破碎的壳星云，逐渐丰富的沃尔夫-拉叶风的生命周期中的一个巨大的祖泡。在这种情况下，吸收器可以解释为拱星物质已被辐射加速的伽玛射线暴排放。动力学和光电离模型被用来提供约束的早期余辉的辐射加速。
2003-12-05 astro-ph
Specifying the Environments around GRB, Explaining the Fe line in the X-Ray Afterglow of GRB000214
我们提出了一个模型来解释GRB 000214的余辉中的Fe K α线和连续谱。我们提出了寻找GRB 000214周围自然环境的重要性。为了再现观测结果，我们需要像SN 1987 A那样的围绕着前身星的环状残留物，这是由于前身星的质量损失和火球向各个方向扩散而产生的。GRB 000214的观察，其中连续幂律谱比线下降得更快，促使我们考虑两个独立的系统的线发射和连续谱。首先，由于相对论性聚束效应，GRB辐射和余辉辐射对观测者高度准直，因此可以用不与环碰撞的火球余辉辐射对观测者进行连续谱拟合。其次，用X射线余辉照射环中Fe原子的荧光谱线来拟合该谱线。本研究的意义在于，我们的模型可以对GRB模型进行强有力的约束。尽管Supranova模型假设了通常超新星爆炸产生的极端环状残留物，但这可能是不可能的。这是因为超新星遗迹被认为是贝壳状的。该模型还假设了两步爆炸，另一方面，我们只需要一个爆炸的祖。从这个意义上说，我们的场景更自然。此外，在Hypernova的数值模拟中，只产生了1度角的喷流。在我们的模型中，向各个方向扩散的火球与SN 1998bw观测中1%的偏振观测相一致，这表明爆炸可能不是如此准直。
2001-06-23 astro-ph
Theoretical Implications of the Gamma-Ray Burst - Supernova Connection
虽然超新星周围的星周激波相互作用的观测结果通常与围绕祖星的1/r**2密度剖面风相一致，但对于GRB（伽马射线暴）余辉，这是不正确的。然而，GRB 991208和GRB 000301 C可能是一致的风相互作用，如果注入粒子谱是一个破幂律。星周尘埃回波可以限制超新星和伽玛射线暴的前身，但只在SN 1987 A附近被清楚地观察到。在两次伽玛射线暴余辉中观测到的过量辐射更有可能来自超新星。星际尘埃的回波，导致光变曲线变平，是伽玛射线暴余辉的一种可能性，但不太可能被观测到。
2001-02-12 astro-ph
Gamma Ray Burst progenitors - a case for helium star mergers
近年来，伽马射线暴（GRB）的研究主要集中在揭示爆发机制的本质和寻找GRB的起源。提出了几种类型的伽玛暴的祖细胞。最有希望的天体是双星、致密双星、氦星合并和最近讨论的超新星。本文考虑了四种可能的伽玛暴的双星祖先：双中子星（NS-NS）、黑洞中子星（BH-NS）、黑洞白矮星（BH-WD）合并和氦星合并（He-BH）。氦星合并是一个紧凑的物体进入一个有氦核的巨星的包层的共同包层演化的可能结果。使用人口合成，我们计算的双祖星的数量，并表明BH-WD和氦星合并占主导地位的建议的双祖星的人口。通过比较不同双星并合星系在其诞生星系周围的分布，以及它们的宿主星系中GRB余辉的局部化，发现只有氦并合可能是产生GRB余辉的原因，而NS-NS、BH-NS和BH-WD系统则不可能是GRB的祖先。假设所有的伽玛暴都来自氦星并合，并将氦星并合的数目与观测到的BATSE伽玛暴率进行比较，我们可以得出伽玛暴准直度的上限为4度。
2000-11-08 astro-ph
Early Re-brightenings in GRB Afterglows as Signatures of Low-to-High Density Boundary
长伽马射线暴（GRB）与恒星形成区的联系以及大质量恒星是GRB祖先的观点已被广泛接受。由于它们的寿命很短，大质量恒星在产生伽玛暴时很可能仍然嵌入在密集的分子云中。来自GRB前身的恒星风可以产生低密度气泡，其大小和密度强烈依赖于初始环境密度。气泡与稠密分子云之间必然存在边界，边界处的密度从气泡处的密度向外层云的密度递增。我们计算了这种环境中的余辉光变曲线，分三个区域：星风区、边界区和分子云。我们表明，圆柱形喷流和密度边界之间的相互作用，可以导致重新增亮的余辉发生早在~1天后的伽玛暴。我们将我们的模型与GRB 970508、GRB 000301 C和GRB 030226的光学余辉进行了比较。我们发现，我们的模型参数，包括风泡的半径，在气泡和在外部分子云的密度的值是在典型的范围内。
2005-04-01 astro-ph
Constraints on gamma-ray burst and supernova progenitors through circumstellar absorption lines
长伽马射线暴被认为是由沃尔夫-拉叶星的一部分爆炸引起的。我们认为，在早期超新星和伽马射线暴余辉谱的星周吸收线可以让我们确定的沃尔夫-拉叶星的祖先，可以产生这两个事件的主要性质。为了证明这一点，我们首先模拟的流体动力学演化的拱星介质周围的40 Msun恒星的超新星爆炸的时间。关于星周物质的密度、温度和径向速度作为空间和时间的函数的知识使我们能够计算出星云中心视线中的柱密度，作为径向速度、角度和时间的函数。我们的柱密度剖面指出了超新星和伽马射线暴余辉谱中吸收线分量的可能数目、强度、宽度和速度。我们的例子计算显示，在沃尔夫-拉叶阶段，在大约0，50，150-700和2200公里/秒，只有那些最低和最高的速度在所有时间存在四个不同的线功能。150-700 km/s的特征在Wolf-Rayet阶段开始后作为时间的函数迅速衰减。它由不同数量的组件组成，特别是在其发展阶段，强烈依赖于特定的视线。与在GRB 021004余辉中检测到的吸收线的比较表明，GRB 021004中的高速吸收分量可能归因于自由流动的Wolf-Rayet风，这与余辉光变曲线所指示的陡峭的密度下降是一致的。中等速度分量的存在意味着GRB 021004的前身的Wolf-Rayet相的持续时间远小于平均Wolf-Rayet寿命。
2005-08-08 astro-ph
Optical/Multiwavelength Observations of GRB Afterglows
我回顾自1997年以来的伽马射线暴光学/多波长余辉观测，当第一个对应的伽玛暴被发现。我讨论了我们所学到的关于“标准”火球加相对论爆炸波模型的伽玛射线暴余辉的多波长观测。一阶的“标准”模型描述的余辉观测，但丰富的信息可以收集从这个“标准”模型的伽玛暴余辉观测的偏差。这些偏差提供了关于前体的性质和伽玛射线暴产生的物理学的信息。特别是我专注于伽玛暴超新星的可能连接，喷气机和拱星风模型，在早期的余辉，并从反向冲击的排放。
2000-01-26 astro-ph
A Study of Compact Object Mergers as Short Gamma-ray Burst Progenitors
本文从理论上研究了双致密天体作为潜在的短/硬伽马射线暴（GRB）的起源。用改进的粒子数合成程序StarTrack计算了双中子星和黑洞中子星双星的性质。我们得到它们的形成率，估计合并时间，并最终预测它们最可能的合并位置和余辉性质的不同类型的宿主星系。我们的研究结果与最近HETE-II和SWIFT观测到的几个短爆发进行了直接比较，其中检测到了余辉和宿主星系。我们还讨论了可能的限制，这些意见把双紧凑物体形成的进化模型。我们强调，我们的双紧凑物体模型可以成功地在两个年轻的恒星形成星系（例如，GRB 050709和GRB 051221 A），以及旧的椭圆形主机（例如，GRB 050724和可能的GRB 050509 B）
2006-05-27 astro-ph
The Signature of Supernova Ejecta Measured in the X-ray Afterglow of Gamma-Ray Burst 011211
由于伽马射线暴（GRB）与宇宙学距离一致，它被认为是宇宙中能量最高的现象，各向同性的暴能量高达10^54尔格。然而，负责爆发的祖先仍然难以捉摸，从中子星双星合并到大质量恒星的坍缩，都是受欢迎的模型。对于我们理解伽玛暴的起源至关重要的是余辉发射的研究，其中光谱学可以揭示爆发环境的细节。在这里，我们报告的XMM-牛顿观测的X射线余辉的GRB 011211。X射线光谱揭示了镁、硅、硫、氩、钙和可能的镍的发射线的证据，这些发射线产生于流出速度为0.1 c的富集材料中。这是第一次直接测量伽马射线暴中流出的物质。观测结果强烈支持这样的模型，即来自大质量恒星祖先的超新星爆炸发生在爆发事件之前，并负责流出物质。
2002-04-04 astro-ph
The Observed Offset Distribution of Gamma-Ray Bursts from Their Host Galaxies: A Robust Clue to the Nature of the Progenitors
我们提出了一个全面的研究，以测量相对于其宿主星系的伽马射线暴（GRB）的位置。总的来说，我们找到了20个长持续时间的伽玛暴从他们的明显的宿主星系中心利用地面图像从帕洛玛和凯克和空间为基础的图像从哈勃太空望远镜（HST）的偏移。中位投影角（物理）偏移量为0.17弧秒（1.3千秒差距）。由单个主机半光半径归一化的中位偏移量为0.98，表明GRB位置与其主机的UV光有很强的联系。这为伽玛暴与恒星形成的联系提供了强有力的观测证据。我们比较观察到的偏移分布与指数盘，一个模型的位置的Escherosar。统计比较显示出良好的一致性，与Kolmogorov-Smirnov概率，所观察到的偏移来自模型分布P_KS = 0.45。我们还比较了观测到的伽玛暴偏移与延迟合并残余祖先（黑洞-中子星和中子星-中子星双星）的预期偏移分布。我们发现，延迟合并的残余祖细胞，只要从人口合成研究预测的偏移分布是有代表性的，可以排除在2 × 10 ^{-3}水平。这可以说是最强的观测约束，但对延迟合并残留物的祖先长持续时间的伽玛射线暴。在这项研究的过程中，我们还发现了GRB 990510和GRB 990308的档案HST数据推定的宿主星系。（摘要删节）
2001-11-29 astro-ph
Soft X-ray emission lines in the early afterglow of gamma-ray bursts
本文计算了伽马射线暴早期余辉软X射线谱中天体物理丰量元素产生的K_α发射线的光度。我们发现，这些线的检测可以是一个诊断的几何设置的后处理材料。特别是，我们可以区分"几何主导“模型和”发动机主导“模型，在”几何主导“模型中，线发射来自一个扩展的区域，其持续时间来自光旅行时间效应，而在”发动机主导“模型中，线发射气体位于一个较小的区域，照射时间较长。因此，这些谱线为导致伽马射线暴的爆炸的动力学和时间尺度提供了线索。
2002-04-29 astro-ph
Optical Observations of Afterglows
光学，红外和紫外观测的伽玛射线暴领域允许检测的同行和宿主星系的高能量瞬变，从而至关重要的贡献，我们目前的知识的伽玛射线暴现象。余辉变发射、偏振光、红移吸收谱和发射谱以及宿主星系亮度和颜色的测量，澄清了与伽玛暴辐射机制和环境有关的许多基本问题，为揭示其前身的性质奠定了基础。
2002-07-28 astro-ph
Iron line afterglows: general constraints
在伽马射线暴的X射线余辉光谱中发现一个强有力的和短暂的铁谱线特征，这将是理解其祖先性质的一个重大突破，强烈表明在爆炸事件附近存在一个大的、富含铁的物质。模型无关的限制的大小和质量的铁线发射区推导和讨论。我们还讨论了如何使用这些结果来限制光束或各向异性的突发发射量。
1999-06-14 astro-ph
Constraints on gamma-ray burst and supernova progenitors through circumstellar absorption lines. (II): Post-LBV Wolf-Rayet stars
Van Marle等人（2005）指出，早期Ib/c型超新星和伽马射线暴余辉光谱中的星周吸收线可能揭示了爆炸沃尔夫-拉叶星的祖先演化。虽然引用的论文涉及沃尔夫-拉叶星通过红超巨星阶段演化，但我们在这里研究了最初更大质量的沃尔夫-拉叶星，它们被认为是通过亮蓝变星（LBV）阶段演化的。我们进行流体动力学模拟60 Msol恒星周围的星周介质的演化，从主序列通过LBV和沃尔夫-拉叶阶段，核心崩溃。然后，我们计算柱密度的拱星物质作为径向速度，时间和角度的函数。这使得比较的数量和蓝移，吸收成分的光谱中的LBV，沃尔夫-拉叶星，Ib/c型超新星和伽马射线暴余辉。我们对LBV后阶段的模拟显示了各种吸收成分的形成，然而，这些成分的寿命相当短;它们在短于50，000年的时间尺度上消散。由于LBV阶段被认为发生在核心氦燃烧的开始，剩余的沃尔夫-拉叶寿命预计将大一个数量级。当解释GRB-021004的余辉光谱中的吸收成分为拱星时，可以得出结论，这个源的祖先很可能没有经过LBV阶段。然而，一个具有晚期共包络相的近距离双星（案例C）可能会产生一种与LBV到沃尔夫-拉叶演化非常相似的星周介质，但沃尔夫-拉叶周期要短得多。
2007-04-16 astro-ph
Winds from massive stars: implications for the afterglows of gamma-ray bursts
最近的观测表明，长持续时间的伽马射线暴（GRB）及其余辉是由内核坍缩爆炸中释放的高度相对论喷流产生的。爆炸前的环境介质提供了一个自然的测试最有可能的伽玛暴的祖先。那些最容易脱落外壳的恒星具有较短的喷流穿越时间，更有可能产生伽马射线暴。我们构建了一个简单的计算方案，探索预期的贡献的超新星前喷出物的单个沃尔夫-拉叶星（WR）的星周环境。使用详细的恒星轨道的大质量恒星的演化，我们讨论的影响，初始主序星质量，金属丰度，旋转和成员在一个双星系统上的环境介质。我们扩展了风中伽玛暴余辉的理论，考虑了相对论火球通过WR喷出物传播的影响。我们对相对论性冲击波与密度颠簸的相互作用进行了具体的预测，这些密度颠簸是当祖星迅速失去其初始质量的一大部分时，或者当喷出的风与外部介质相互作用并减速时产生的。一个重新增亮的余辉光谱红比典型的同步辐射光谱（如GRB 970508，GRB 980326和GRB 000911）的预测。我们还计算了反射回波的光度时，拱星材料康普顿散射的即时辐射和检查预期的伽玛射线暴余辉与喷出的介质的相互作用的光谱特征。
2001-09-18 astro-ph
Variability of GRB Afterglows Due to Interstellar Turbulence
伽马射线暴（GRB）余辉通常被解释为在周围介质（可能是星系的星际介质）中发生点爆炸产生的相对论性冲击波的同步辐射。我们计算了由于周围介质的不均匀性，余辉光变曲线中通量波动的幅度。这种不均匀性是星际湍流不可避免的结果，但也可能是由伽玛射线暴前身风的可变性和各向异性产生的。探测它们的性质可以为伽玛暴源的环境提供重要线索。我们将我们的计算应用于GRB 990510，在余辉的第一天，在0.1- 2小时的时间尺度上观察到2%的光通量波动的均方根散射，这与它完全是由于光度噪声（Stanek等人，1999）。GRB 990510源周围20-200 AU尺度上的密度波动上限低于银河系星际介质中类似尺度上的推断波动幅度。因此，对未来光学余辉的每小时监测可能会揭示出百分之几水平的分数通量波动。
1999-10-26 astro-ph
Dissecting the Circumstellar Environment of Gamma-Ray Burst Progenitors
我们调查的星际介质（ISM）的性质在星系托管长时间的伽马射线暴（GRB）的原子物种（镁，铁）和激发精细结构水平的离子（如硅）的分析。我们的分析主要是由GRB 050730和GRB 051111的阶梯观测指导的。这些视线表现出精细结构的过渡OI，硅，铁气体尚未被检测到在干预类星体吸收线系统。我们的结果表明，具有大的MgI等效宽度的气体（如GRB 051111）必须出现在距离GRB余辉>~ 50 pc处，以避免光电离。我们研究了精细结构激发的机制，发现有两个过程可能起作用：（1）伽马射线暴余辉的间接紫外泵浦提供了远紫外强度超过银河辐射场的10^6倍;（2）电子密度n_e>10^4 cm^-3的气体中的碰撞激发。观察到的激发离子丰度很好地解释了紫外泵浦气体在大约几百pc的余辉GRB 051111和r<100 pc的GRB 050730，没有调用极端的气体密度和温度在ISM。我们表明，紫外泵浦单独提供了一个简单的解释，所有报告的探测到的激发离子在伽玛射线暴余辉光谱。因此，强精细结构转变的存在可能对气体密度或温度提供很少的约束。我们讨论了紫外泵浦的其他影响，包括其对化学丰度测量的影响，观测线强度变化的新前景，以及研究气体密度和温度的未来前景。最后，我们列出了一系列的标准，可以区分紫外泵浦和碰撞激发的机制。
2006-05-09 astro-ph
High energy neutrino early afterglows from gamma-ray bursts revisited
伽马射线暴（GRB）中的高能中微子辐射在各种情况下都是人们所期待的。本文研究了伽玛暴早期余辉中的中微子发射，特别是在反向-正向激波模型和晚期瞬发发射模型下。在前一个模型中，早期的余辉发射是由于外激波与环爆介质（CBM）的耗散而产生的。在后一种模式中，内部耗散（如内震）在早期余辉中产生浅衰变发射。我们还详细讨论了最近的中微子信号斯威夫特观测的影响。未来的中微子探测器如IceCube可能会探测到早期余辉中的中微子信号，特别是在后期瞬发模型下，而在反向-正向激波模型下的探测将是困难的。早期余辉发射对中微子本底的贡献可能至多与瞬发发射相当，除非使早期余辉发射的流出物负载更多的非热质子，并且在非常高的能量中可能是重要的。中微子的探测是很有吸引力的，因为它们不仅可以为我们提供关于重子加速的信息，而且也是早期余辉模型的线索之一。最后，我们比较了各种预测的中微子背景的伽玛暴，这是检验未来的中微子观测。
2007-10-01 astro-ph
Gamma-Ray Burst afterglow scaling coefficients for general density profile
伽马射线暴（GRB）的余辉是由相对论性爆炸波与GRB母体周围介质相互作用产生的同步辐射很好地描述的。我们介绍了一个代码来重建光谱和光变曲线从任意流体配置，使其特别适合于研究流体流动的影响超出那些可以用解析近似描述。作为我们的代码的检查和第一个应用程序，我们使用它来拟合余辉光谱的理论模型的标度系数。我们推广其他作者的早期结果一般环爆流密度剖面。我们重新推导了GRB 970508的物理参数，并与其他作者的结果进行了比较
2008-12-18 astro-ph
GRB and Environment Interaction
本文从三个方面讨论了伽玛暴与周围环境的相互作用。照射的祖残体和/或周围的X射线余辉连续体可以产生大量的Fe K-α线和边缘发射，与祖模型的影响。大尘埃柱密度的存在，能够模糊伽玛射线暴的光学余辉，将导致特征延迟X射线和远红外光变曲线签名。由附近环境中的初始伽马射线引起的对产生将修改初始光谱和余辉光曲线，并且这些变化的幅度提供了外部密度的诊断。
2001-03-14 astro-ph
Study of Gamma Ray Burst Binary Progenitors
近年来，对伽马射线暴的研究主要集中在揭示爆发机制和余辉的研究上。这些问题也一直密切关注的寻求确定伽玛射线暴的祖先。本文研究了伽玛暴的起源双星：白矮星中子星双星、白矮星黑洞双星、氦核中子星并合、氦核黑洞并合、双中子星和中子星黑洞双星。使用人口合成的方法，我们计算合并率的这些二元祖细胞，我们比较它们所观察到的BATSE伽玛暴率。我们还计算了合并网站周围的主机星系的分布，并将它们与观测到的伽玛射线暴余辉相对于其主机的位置进行比较。我们发现，在我们的标准模型中的伽玛暴祖先的比率低于所观察到的伽玛暴率，如果伽玛暴是高度准直的。然而，人口合成结果的不确定性太大，无法得出肯定的结论。虽然一些观测信号似乎指向长伽玛暴的祖先，我们发现合并的WD-NS，He-NS，He-BH和NS-NS系统也跟踪其宿主星系的恒星形成区，因为它是观察到长伽玛暴。我们还推测可能的祖先短持续时间的伽玛暴。对于这些，最有可能的候选者仍然是紧凑对象的合并。我们发现，NS-NS和NS-BH合并相对于其主机的位置是显着不同的。一旦当前和不久的将来的任务，如HETE-II或SWIFT，测量短伽马射线暴的位置，这可能允许区分这两个祖先模型。
2001-12-05 astro-ph
Binary star progenitors of long gamma-ray bursts
我们提出了一个双通道的长伽马射线暴的祖先。我们测试的想法，生产快速旋转的沃尔夫-拉叶星在大规模的近距离双星通过质量吸积和连续的准化学均匀的演变。这里提出的双星通道可以为大质量恒星提供一种获得所需高自转速率的方法。此外，这表明很大一部分长伽马射线暴可能发生在逃逸恒星中。这对伽玛暴的位置和它们的余辉性质都有重要的观测结果。
2007-02-20 astro-ph
GRB 011121: A Massive Star Progenitor
在宇宙学的伽马射线暴中，GRB 011121的红移最低，z=0.36。更重要的是，在哈勃太空望远镜（HST）的光变曲线中检测到的余辉中的多色过剩是一个潜在的超新星的令人信服的观测证据。在这里，我们提出了近红外和无线电观测的余辉。我们对这些观测结果和文献中的报道进行了全面的建模，并找到了支持风喂环暴流介质的良好证据。详细地说，我们推断原始恒星的质量损失率为Mdot ~ 10^-7 / v_w3 Mo/yr，其中v_w3是原始恒星的风速，单位为10^3 km/s。这一质量损失率类似于与GRB 980425有关的SN 1998 bw的前身。我们的数据与Bloom等人（2002）的HST结果相结合，提供了一个一致的图像：长持续时间的GRB 011121有一个大质量的恒星祖先，它在GRB事件发生的同时爆炸为超新星。
2002-03-26 astro-ph
Discovery of two magnetic massive stars in the Orion Nebula Cluster: a clue to the origin of neutron star magnetic fields?
中子星中磁场的起源，以及磁星和强磁化射电星之间的物理差异，仍处于激烈的争论之中。有人认为，中子星的祖先（大质量OB星）的性质，如旋转，磁场和质量，可能在导致II型SNe的核心坍缩的结果中起着重要的作用。因此，了解OB星祖先的磁性，对于限制导致中子星诞生的恒星演化模型，将是一个重要的资产。在这里，我们提出了一个广泛的研究的开始，其目标是表征主序星的磁性大质量OB星。我们报告了在猎户座星云星团中发现的两颗新的大质量磁星：Par 1772（HD 36982）和NU Ori（HD 37061），估计的偶极极强度（1 σ误差棒）分别为1150（+320，-200）G和650（+220，-170）G。
2008-03-18 astro-ph
