A Simple Two-Parameter Characterization of Gamma-Ray Burst Time Histories
一个简单的方案描绘长伽玛暴相似的时间历史使用的内光度函数幂律指数和光谱滞后。关于时间历史形态的几个概括是：1）长谱滞后的伽玛暴比短谱滞后的伽玛暴包含的脉冲更少，脉冲更宽; 2）ILF幂律指数小的短滞后伽玛暴有许多窄脉冲，变化很大;而ILF幂律指数小的长滞后伽玛暴的特征是脉冲宽，平滑，变化很小。伽玛射线暴的时间历史形态主要是根据伽玛射线光度、余辉光度和脉冲数的相关性来识别内在的而不是外在的特征。这些特征的结果，因为内部相对论效应由于体积洛伦兹因子大于宇宙学效应，因为脉冲的数量和形状表明不同的效率和形式的伽玛射线暴能量释放。单脉冲GRB的特征是大的ILF功率指数（指示喷流开度角和洛伦兹因子的范围，具有FRED脉冲形状），或者它们具有长滞后（大喷流开度角和低洛伦兹因子，具有FRED脉冲形状或无峰的平滑脉冲形状）。它们的余辉亮度也比多脉冲伽玛暴低。具有简单时间历史的伽玛暴通常与Ibc型超新星有关。这表明，一些单脉冲伽马射线暴包含单一的，波束冲击波，类似于许多超新星，并具有重叠的特征。这种联系可能不存在于多脉冲伽玛暴和超新星之间。
2006-04-06 astro-ph
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。
2002-06-17 astro-ph
Spectral Modeling of GRB Pulses
用同步辐射和多重自逆康普顿散射的方法模拟了伽玛暴脉冲的能谱，计算了伽玛暴脉冲在热和非热$e^-$粒子群中的散射。还考虑了湮灭对的贡献。高粒子密度（由粒子对增强）将增加吸收，但是，如果粒子对不被加速，吸收频率不能位于BATSE窗口中。对将有助于向上散射，并且将最有可能增加将向下散射硬光子的冷粒子的数量，从而抑制硬光子（例如，高于300keV）发射。
2001-01-24 astro-ph
Search for Relativistic Curvature Effects in Gamma-Ray Burst Pulses
我们分析的时间剖面的个人伽马射线暴（GRB）脉冲，这是长于2秒，建模与分析功能，是基于经验描述的GRB光谱演化。这些分析的配置文件是独立的发射机制，并可用于建模的上升和衰减配置文件使用这种方法，我们已经研究了一个样本的77个单独的伽玛射线暴脉冲，使我们能够检查的注量，脉冲宽度，不对称性，上升和衰减幂律分布。我们发现，上升阶段是最好的平均指数$r = 1.31 \pm 0.11$的幂律建模和平均衰减阶段的指数f $d = 2.39 \pm 0.12$。我们还发现，上升和衰减时间之间的比例（脉冲不对称性）所表现出的伽玛暴脉冲形状的平均值为0.47，从脉冲到脉冲变化不大，是独立的脉冲宽度或强度。我们将这些参数与预测发生的那些参数进行比较，如果单独的脉冲形状纯粹是由相对论曲率效应在火球模型的上下文中创建的，这个过程使得对GRB脉冲形状的具体预测。从我们的样品中获得的衰变指数分布表明，平均伽玛射线暴脉冲衰减速度比曲率效应预测的值，只有39%的样品是一致的曲率模型。我们讨论了相对论曲率的情况下，自然可以解释这些观察到的偏差的几个改进。
2003-05-23 astro-ph
Timing diagrams and correlations in gamma-ray bursts signal jets from accretion into black holes
本文分析了498个亮伽马射线暴（GRB）的时间特性。持续时间（T90）的大范围伴随着脉冲定时特性（包括上升时间、下降时间、FWHM和脉冲之间的间隔）的中值的类似大范围。四个时序图，这些脉冲特性T90的，并显示4个脉冲时序特性和T90的中值之间的幂律关系，而且幂律依赖于在一个一致的方式上的脉冲数每伽玛射线暴。时序图是由脉冲群中脉冲的相关特性引起的，并且可以通过包括多普勒增强因子γ、由射流和不同的祖先引起的观看效应的因素的组合来解释。具有类似T90值的伽玛暴在脉冲数上有很宽的范围。具有大量短脉冲和光谱硬脉冲的伽玛暴可能发生在具有较高平均伽玛值的均匀喷流中，也可能发生在靠近旋转轴的具有较高伽玛值的非均匀喷流的轴附近。具有较少脉冲的较不明亮的伽玛暴可能起源于更远离不均匀喷流的轴。伽玛暴中的脉冲具有六个独特的统计特性，包括时间间隔之间的相关性，脉冲幅度之间的相关性，脉冲幅度和时间间隔之间的相关性，以及与GRS 1915+105中的不稳定性的联系。时序图和相关脉冲表明，伽马射线暴是由吸积过程提供动力的，吸积过程发出了黑洞形成的信号。
2002-06-17 astro-ph
Temporal Evolution of the Pulse Width in GRBs
许多伽玛暴的宇宙学模型都设想能量来源是一个灾难性的恒星事件，导致一个相对论膨胀的火球。粒子被认为在冲击时被加速并产生非热辐射。在大多数伽玛暴中观察到的高度可变的时间结构具有显着的约束模型。通过在时域中使用不同的统计分析方法，我们表明，脉冲的宽度在整个经典的伽玛暴相位的时间历史保持显着不变。脉冲串结束时的峰值与脉冲串开始时的峰值具有相同的平均持续时间，误差在百分之几以内。对于位于相对论膨胀壳层上的发射点，由于减速，峰值的持续时间应该会增加。我们发现至少2/3的爆发持续时间内没有减速。对于在壳层上占据一系列角度的发射点，曲率应该会导致后面的峰值在持续时间上增长。由于我们没有看到这种增长，我们可以限制壳层的总角尺寸，使其基本上小于Γ^{-1}，其中Γ是体洛伦兹因子。这种脉冲宽度的时间演化的缺乏应该由任何火球冲击场景来解释。
1998-12-23 astro-ph
X-Ray Emission of Gamma-Ray Bursts
X射线发射是诊断伽马射线暴的重要手段。我们计算了与伽玛暴脉冲有关的脉冲加速事件的X射线和γ射线谱。我们使用同步辐射激波模型（SSM）作为我们的计算基础。我们表明，目前的数据上的软-硬的伽玛暴脉冲发射的发射比与SSM协议。特别是GINGA探测到的GRB脉冲发射与SSM低能谱一致。我们推断，GINGA检测到的大多数明亮的伽玛射线暴可检测的BATSE。这些结果表明，伽玛射线暴发射点周围的物理环境是光学薄的X射线光子能量。我们还计算了在爱因斯坦，ROSAT，SAX和HETE能带的发射比，并讨论如何在未来的信息同时软/硬伽玛射线暴发射可以有助于区分不同的发射模型。部分伽玛暴中可能同时存在两种不同的X射线辐射。其中一个成分与单个GRB脉冲明显相关，另一个成分可能与偶尔观察到的脉冲X射线谱上峰和/或前兆/尾部有关。我们还表明，一个有意义的搜索GRB驱动的X射线闪光在仙女座（M31）可以进行现有的ROSAT数据和未来的SAX宽视场相机观测。
1996-10-29 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
How to Construct a GRB Engine?
根据火球模型，伽玛暴是在相对论性流被激波消散时产生的。伽玛暴的“内部引擎”如何加速和准直相对论流的问题是目前关于伽玛暴最有趣（也是最困难）的公开问题。我们总结，在这里，已知的约束的“内部引擎”。这些约束主要来自于伽玛暴光变曲线的时间结构。我们讨论了著名的NO GO定理：爆炸源不能产生可变的GRB。我们发现，各种试图找到一种方法绕过这个定理被排除在新的观测数据：脉冲宽度和脉冲间隔之间的相似性和脉冲之间的相关性和前一个间隔。我们表明，一个简单的玩具模型解释了这些功能的内部冲击模型。我们讨论了这些发现的影响伽玛暴的内部引擎。
2002-02-24 astro-ph
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。
2008-12-19 astro-ph
Correlations Between Lag, Luminosity, and Duration in Gamma-ray Burst Pulses
本文导出了一个新的伽马射线暴（GRB）脉冲峰值滞后与峰值亮度的关系。我们最终证明，伽玛射线暴的光谱滞后脉冲，而不是突发属性，并显示如何从CCF测量的突发属性确定的滞后与光度的关系基本上只是一个粗略的衡量这个新衍生的关系为个人脉冲。我们进一步表明，大多数GRB脉冲都具有相关特性：短滞后脉冲的持续时间更短，更明亮，并且在爆发中比长滞后脉冲更硬。我们还发现了一个新的脉冲宽度与脉冲峰值亮度的关系，并指出，长滞后脉冲往往先于短滞后脉冲。虽然大多数脉冲行为是支持内部冲击（包括长滞后脉冲），我们确定了一些脉冲形状，可能会导致外部冲击。
2008-03-11 astro-ph
Temporal properties of gamma-ray bursts as signatures of jets from the central engine
本文对BATSE流表中T90>2s的319个最亮γ暴进行了全面的时间分析。测量了脉冲的上升时间、下降时间、半高宽、脉冲幅度和脉冲面积，给出了脉冲的频率分布。脉冲之间的时间间隔的分布不是随机的，而是与对数正态分布相容的，当允许64 ms的时间分辨率和通常被称为Pareto-Levy尾的长持续时间间隔的小过量（5%）时。一系列的脉冲和突发特性的相关性。脉冲的上升和下降时间、半高宽和面积彼此高度相关。脉冲之间的时间间隔和相邻脉冲的脉冲幅度彼此相关。研究还发现，伽玛暴中的脉冲数N与注量和持续时间密切相关，这可以解释众所周知的持续时间和注量之间的相关性。根据N的大小将伽玛暴分为3类，即3<=N<=12，13<=N<=24，N>=25。比较了三类爆发的最强脉冲前后的脉冲特性。分析表明，脉冲数多的伽玛暴比脉冲数少的伽玛暴具有更窄、更快的脉冲，更大的注量、更长的持续时间和更高的硬度比。
2001-12-21 astro-ph
Pulses, Spectral Lags, Durations, and Hardness Ratios in Long GRBs
我们分析了长伽马射线暴（T90 > 2.6 s）的BATSE 64-ms数据，探讨了光谱滞后、持续时间和每个暴的不同脉冲数Npulses之间的关系。我们使用亮度独立的技术来测量持续时间。在一个类似的亮度独立的框架内，我们使用“贝叶斯块”的方法来找到显着的谷和峰，从而确定不同的脉冲在突发。我们的研究结果表明，在大的动态范围内的峰值流量和Npulses测量，突发具有短滞后和窄脉冲，而长滞后的突发往往只有几个显着的，宽脉冲。有一种倾向，即更硬的爆发只有很少的脉冲，而这些最硬的爆发有很短的滞后。光谱滞后和持续时间似乎几乎是独立的-即使对于那些具有相对较长滞后的爆发：较宽的脉冲往往弥补较少脉冲的持续时间。我们的亮度独立的分析增加了一个脉冲宽度，光谱滞后和峰值光度之间的密切联系与已知红移的爆发的新生图片：我们推断，低光度的爆发应该有更少的有组织的发射事件-更宽的脉冲与更长的光谱滞后。
2001-05-03 astro-ph
Distribution of Spectral Lags in Gamma Ray Bursts
利用康普顿伽玛射线天文台（BATSE/CGRO）的暴源和瞬变源实验（BTL）在时间溢出（TTS）模式下采集的长伽马射线暴（GRB）数据，我们仔细测量了64个多峰GRB中单个脉冲的低（25-55 keV）和高（110-320 keV）能带之间的光谱时滞。我们发现，高能量伽马射线光子（即，正滞后）是这一选定的长伽玛暴样本集中的标准。虽然数量相对较少，但几个长伽玛暴的一些脉冲确实显示出负滞后。长伽玛暴的这种谱滞后分布与短伽玛暴的谱滞后分布相反。这种明显的差异对产生长和短伽玛暴的物理机制提出了挑战和限制。脉冲峰值计数率和光谱滞后之间的关系也检查。在观测上，似乎没有明确的证据表明，在一个给定的长伽玛暴脉冲系统的光谱滞后光度连接。
2004-10-16 astro-ph
Test for Time Dilation of Intervals Between Pulse Structures in GRBs
如果$γ$射线爆发在宇宙学距离上，那么不仅它们的组成脉冲，而且脉冲之间的间隔都应该是时间膨胀的。与脉冲发射的时间膨胀测量不同，间隔似乎需要对从较高能量到观测带的较窄时间结构的红移进行可忽略的校正。然而，脉冲间隔的拉伸本质上难以在不引起时间尺度依赖性偏差的情况下测量，因为随着时间分布被拉伸，更多的结构可以出现在分辨率的极限附近。这个问题在较暗的突发中变得复杂，因为重要结构的识别变得更成问题。我们试图通过均衡所有突发的信噪比（S/N）水平来最大限度地减少亮度偏差。我们分析小波去噪突发配置文件装箱到几个决议，确定脉冲结构和interjumping谷之间的显着波动。当突发按峰值流量排序时，间隔时间膨胀签名是明显的，但其幅度和意义取决于时间分辨率和信噪比水平。
1996-01-30 astro-ph
Temporal properties of the short gamma-ray bursts
对BATSE电流表中100个T90<2s的亮伽马射线暴样本进行了时间分析。伽玛射线暴使用中值滤波器去噪，并进行自动脉冲选择算法，作为一种客观的方式来消除相邻脉冲的影响。测量了上升时间、下降时间、半高宽、脉冲幅度和面积，并给出了频率分布。均符合对数正态分布。脉冲之间的时间间隔的分布不是随机的，而是符合对数正态分布。脉冲之间的时间间隔和脉冲幅度彼此高度相关。这些结果与类似的分析非常一致，该分析揭示了T90>2s的明亮伽玛暴中脉冲特性和脉冲之间相关时间间隔的对数正态分布。这两类伽玛暴似乎具有相同的发射机制，可能是由内部冲击引起的。由于火球模型的一般性质，它们可能没有相同的祖先。
2001-12-21 astro-ph
Calibration of Tests for Time Dilation in GRB Pulse Structures
在$γ$射线爆发中，宇宙学时间膨胀的两个测试--峰值对齐和自相关统计--涉及峰值强度时间附近的平均信息。这两个测试都需要宽度修正，假设爆发的宇宙起源，因为更窄的时间结构从更高的能量将被红移到观察带，因为脉冲结构之间的间隔包括在平均程序。我们分析了长（$>$ 2 s）BATSE爆发，并通过时间膨胀和红移亮爆发估计了试验时间膨胀因子（TDF = [1+ $z_{\rm dim}$ ]/[1+ $z_{\rm brt}$ ]）的总宽度修正。这两种试验都揭示了TDF随峰值通量降低而增加的显著趋势，但都没有提供足够的辨别能力来区分2- 3范围内的实际TDF。
1996-01-30 astro-ph
Time Scales in Long GRBs
我们分析了一个明亮的长爆发的样本，发现脉冲持续时间有一个对数正态分布，而脉冲之间的间隔有一个多余的长间隔（相对于对数正态分布）。这种过量可以通过静止时间的存在来解释，长时间没有高于背景的信号。间隔的对数正态分布（不包括静止时间）类似于脉冲宽度的分布。这一结果表明，静止时间是由一个不同的机制比其余的时间间隔。它还表明，间隔（不包括静止时间）和脉冲宽度连接到源的相同参数。我们发现，脉冲宽度与其前的间隔时间之间存在相关性，脉冲宽度与其后的间隔时间之间的相关性较弱，但仍然显著，当所考虑的间隔时间与脉冲不相邻时，相关性的显著性显著下降。
2001-11-18 astro-ph
On the Time Evolution of Gamma-Ray Burst Pulses: A Self-Consistent Description
第一次，结合两个行之有效的经验关系，描述不同方面的观测到的伽马射线暴（GRB）脉冲的光谱演化的后果进行了探讨。这些经验关系是：i）硬度-强度相关性，和ii）硬度-光子注量相关性。从这些，我们发现一个自洽的，定量的，紧凑的描述脉冲衰变阶段的时间演化内的伽玛射线暴光变曲线。特别地，我们证明了在两个经验关系都有效的情况下，瞬时光子通量（强度）必须表现为1/（1+ t/τ），其中τ是可以用两个经验关系的参数表示的时间常数。时间演化完全由两个初始常数和两个参数定义。我们研究了康普顿伽玛射线天文台观测到的83个明亮的伽玛暴脉冲的完整样本，并确定了一个主要的伽玛暴脉冲群（约45%），满足上述的光谱-时间行为。特别是，衰变阶段遵循时间倒数定律。目前还不清楚是什么物理原因导致了这样的衰变阶段。
1999-12-16 astro-ph
GRBs Light Curves - Another Clue on the Inner Engine
加速和准直伽玛暴核心相对论流的“内部引擎”的性质是目前关于伽玛暴最有趣的谜团。数值模拟表明，内激波的光变曲线反映了这台内部发动机的活动。利用一个简单的解析模型，我们阐明了观测到的$ γ$ -射线光变曲线与内发动机活动之间的关系以及光变曲线对内发动机参数的依赖性。这个简单的模型还解释了观察到的脉冲宽度分布和脉冲之间的间隔之间的相似性，以及脉冲宽度和前一间隔的长度之间的相关性。我们的分析表明，风的洛伦兹因子的变化是由于注入恒定能量流的质量的调制而产生的。
2002-02-24 astro-ph
The FWHM of local pulses and the corresponding power-law index of gamma-ray burst FRED pulses
伽马射线暴（GRB）脉冲的半高宽与能量之间存在幂律关系。我们想知道幂律指数$α$是否与相应的局部脉冲宽度$FWHM_0$有关。利用7个FRED（fast rise and exponential decay）脉冲γ暴研究了这一问题，其中6个是最近用相对论曲率效应（火球的多普勒效应）解释的，并对相应的局部脉冲进行了深入研究。回归分析显示$log α$和$log FWHM_0$之间的反相关性，斜率为$-0.37\pm0.13$。这表明，对于曲率效应的伽玛暴脉冲，局部脉冲宽度的不同可能导致幂律指数的变化，脉冲宽度越小，$α$值越大。由于本分析所用的源数量较少，我们的结果只是一个初步的结果，需要通过更大的样本来证实。
2005-08-05 astro-ph
Constraints on Association of Single-pulse Gamma-ray Bursts and Supernovae
我们探讨的假设，类似于最近提出的布卢姆和同事，一些附近的超新星与平滑，单脉冲伽马射线暴，可能没有超过300千电子伏的发射。我们研究BATSE突发的持续时间长于2秒，拟合那些可以直观地描述为单脉冲事件与对数正态脉冲模型。可以可靠地确定与样本GRB 980425（可能与SN 1998 bw相关）在时间和光谱上相似的事件比例为4/1573或0.25%。如果包括最暗的爆发，该分数可能高达8/1573（0.5%）。大约2%的爆发在形态上类似于GRB 980425，但发射能量超过300 keV。在BATSE的生命周期中，对包含630次探测的超新星目录的搜索显示，在3个月的时间窗口内，只有一次爆发（GRB 980425），并且在总的3-sigma BATSE误差半径内，可能与Ib/c型超新星有关。单脉冲伽玛暴的任何子集都没有落在超银道面附近的趋势，而Ib/c型超新星则有这种趋势。假设的经济性使我们得出结论，附近的超新星通常与平滑的单脉冲伽马射线暴无关。
1998-07-30 astro-ph
Realistic analytic model for the prompt and high latitude emission in GRBs
雨燕卫星观测到的大多数伽马射线暴（GRB）在其X射线光变曲线中显示出早期快速衰变相（RDP），这通常是瞬发伽玛射线发射的平滑延续，强烈暗示这是它的尾部。然而，其背后的机制尚不清楚。这种RDP最受欢迎的型号是高纬度发射（HLE）。虽然HLE在许多模型中是预期的即时伽玛射线暴的排放，如流行的内部冲击模型，也有一些模型，它是不预期的，如零星的磁重联事件。因此，检验RDP与HLE是否一致有助于区分不同的瞬发排放模型。我们解决这个问题，通过建模的即时发射的总和，其单独的脉冲与他们的HLE尾巴。对于幂律和带函数发射谱，得到了观测通量密度的解析表达式。对于内部冲击，观测到的瞬时频谱非常接近于发射的频谱，并且在RDP期间也应该由带函数很好地描述。我们的模型自然地产生，观测到的光谱软化和陡峭的通量衰减。RDP期间观测到的通量最初由最后一个脉冲的尾部主导，但是一个或多个较早脉冲的尾部可以在以后变得主导。此外，将多个重叠脉冲建模为单个较宽脉冲将过度预测发射尾部。因此，在检验HLE的预测时，我们应该非常小心，并对瞬发GRB发射和RDP进行时间和光谱的组合拟合。
2009-07-15 astro-ph
Collapsar Uncorking and Jet Eruption in GRB
我们表明，伽马射线暴的Eksar模型的结果在一系列连续的冲击波和稀疏波传播的“软木塞”的恒星物质被推到前面的喷流，因为它出现在大规模的恒星祖。这些冲击导致了一系列特征性的，越来越短和更硬的热X射线脉冲，以及非热伽马射线脉冲，这些脉冲先于通常的非热MeV伽马射线。我们认为喷流逃离紧凑（CO或He矮星）和蓝超巨星恒星的祖先。脉冲的周期、能量密度和硬度可以用来判断这颗恒星的外层的大小和密度。
2002-10-11 astro-ph
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。
1999-01-25 astro-ph
Pulse Width Evolution of Late Time X-rays Flares in GRBs: Evidence For Internal Shocks
研究了由{ \it Swift}航天器上的窄视场X射线望远镜（XRT）观测到的伽马射线暴（GRB）后的晚期X射线耀斑的持续时间和变率。这些耀斑被认为是由中央发动机的后期活动的指示，中央发动机为伽玛射线暴提供动力，并通过类似于产生即时发射的方式产生。我们使用一个非参数的程序来研究耀斑的整体时间特性和结构函数分析，以寻找一个基本的可变性的时间尺度之间的即时和晚的时间发射的演变。我们发现，在28个单独的X射线耀斑在18个单独的伽玛暴之间的耀斑持续时间和它们的峰值流量的时间，因为伽玛暴触发的强相关性。我们还发现了一个定性的变化减少的趋势，作为时间的函数，因为触发，与最小的变化时间尺度$Δt/t=0.1$为大多数耀斑的特征。我们解释这些结果作为证据的内部冲击的碰撞半径大于那些产生的即时发射。GLAST对高能辐射的同时探测可能是确定这些X射线耀斑是否真的起源于余辉后面的内部冲击的关键测试，因为任何起源于余辉后面的X射线辐射在穿过外部冲击时都将经历逆康普顿散射。
2007-07-30 astro-ph
GRB990123: Evidence that the Gamma Rays Come from a Central Engine
GRB 990123是一个长的复杂的伽马射线暴，在伽玛射线相的早期就开始了光学瞬变。早期光发射的峰值和幂律衰减强烈表明在该阶段存在减速的相对论壳层。在这次爆炸之前，我们并不知道外壳在爆炸过程中是否减速，因此伽马射线的外部冲击源仍然是可能的。如果伽马射线是在外部冲击中产生的，那么脉冲宽度应该反映出观察到的炮弹减速，并增加约2.3。我们分析了从BATSE的伽马射线数据中观察到的精细时间结构，并确定峰值的宽度不会像预期的那样增加减速壳;后期脉冲最多比早期脉冲长1.15倍。我们还分析了可变性，以确定壳的表面的哪一部分可能参与伽马射线的产生，即所谓的表面填充因子。对于GRB 990123，我们发现填充因子为0.008。缺乏脉冲宽度的演变消除了唯一剩下的运动学上可接受的外部冲击解释的伽马射线相，因此，伽马射线必须起源于一个中央引擎。
1999-02-02 astro-ph
The Width of the Gamma-ray Burst Luminosity Function
我们研究的伽马射线暴（GRB）亮度函数的宽度，通过分布的GRB峰值计数率，C $_{\rm{peak}}$，由BATSE（\cite{batse:93}）检测。在银河系日冕空间分布模型的背景下，我们试图把约束的特征宽度的光度函数比较所观察到的强度分布与密度和光度函数的范围所产生的。我们发现，亮度函数的固有宽度不能很好地限制。然而，{ \it检测到的爆发}的固有亮度的分布可能是有限的：我们发现，大多数观察到的爆发的亮度是在一个到二十年的范围内，但一个未检测到的发光较低的爆发的显着人口不能排除。这些发现表明，伽玛射线暴是标准烛光的假设足以解释观察到的强度分布，但不是必要的。我们发现，相对较差的约束的主要原因是，伽玛暴通量分布的亮端部分尚未采样的BATSE，更好的采样在未来可能会导致显着更强的约束的亮度函数的宽度。
1994-08-02 astro-ph
Nanolensing of gamma-ray bursts
所有类星体的光通量都在以年为单位的时间尺度上发生变化，有人提出这些变化主要是由于宇宙学上分布的行星质量天体群体的引力透镜。这种解释对伽马射线暴（GRB）的可观测特性有影响--随着源在纳弧秒焦散网络中扩展，预计会发生变化--GRB的数据可用于测试所提出的类星体变化模型。在这里，我们采用超相对论爆炸波模型的源，没有内在的变化，研究纳米透镜对伽玛暴的影响。孤立地看，焦散交叉的光变曲线是可预测的，我们发现，预测的光变曲线的一个子集（图像湮灭折叠交叉）类似于在长伽玛暴中常见的“脉冲”。此外，对于高红移的源，焦散交叉之间的预期时间是秒级，与观测到的脉冲之间的时间相当。这些点表明，它可能是有可能的模型的一些观察到的变化的伽玛射线暴的纳米透镜;然而，我们的模拟光变曲线表现出一个小的调制深度相比，观察到的。这意味着GRB数据并没有显著地约束类星体纳米透镜模型;这也意味着最简单的纳米透镜模型不能解释观测到的GRB“脉冲”。可行的脉冲纳米透镜模型可能需要一个大的外部光束剪切。如果能够建立一个可行的模型，它将大大简化源模型，具有讽刺意味的是，它将解释为什么迄今为止还没有发现宏观透镜伽玛暴。（节录）
2003-02-10 astro-ph
VLT spectroscopy of GRB 990510 and GRB 990712; probing the faint and bright end of the GRB host galaxy population
本文介绍了伽马射线暴GRB 990510和GRB 990712余辉的时间分辨光谱学。通过对GRB 990510第一历元光谱中几条吸收线的识别，我们确定了该爆发的红移，其位置为z ≥ 1.619。未检测到清晰的发射谱线。MgI特征的强度表明了一个致密的环境，最有可能是GRB 990510的宿主星系。虽然宿主非常微弱（V >~ 28），但伽玛射线暴的余辉使我们能够探测它的星际介质，原则上还可以测量它的金属丰度。GRB 990712的光谱（其宿主星系是宇宙学红移下已知GRB宿主中最亮的）在发射和吸收方面都显示出清晰的特征，红移z = 0.4331 +/- 0.0004。根据几个线发射诊断图，我们认为GRB 990712的宿主星系很可能是一个HII星系。我们得出一个未红化的[OII]恒星形成率为2.7 +/- 0.8 Msun/yr。修正了宿主星系固有的消光测量值（A（V）= \gpm{3.4}{2.4}{1.7}），这个值增加到\gpm{35}{178}{25} Msun/yr。与z <= 1的场星系相比，[OII]等效宽度也表明GRB 990712的宿主正在积极地形成恒星。我们利用氧和β射线的发射线强度来估算GRB 990712宿主的全球氧丰度：log（O/H）= -3.7 +-0.4，这略低于在附近螺旋星系中发现的最低金属丰度。对于这两个伽玛暴，我们研究的时间演化的吸收线，其等效宽度…
2000-09-01 astro-ph
The Cannonball Model of Gamma Ray Bursts: Spectral and Temporal Properties of the Gamma Rays
最近的观测表明，伽马射线暴（GRB）及其馀辉是由超新星爆炸中释放的高度相对论喷流产生的。我们已经提出，这一事件的结果不仅仅是一个紧凑的物体加上喷出物：在几天之内，母星的一部分回落，产生一个厚的吸积盘。随后的吸积产生喷流并构成GRB的“引擎”，就像在微类星体和活动星系核中观察到的等离子体的相对论性“炮弹”喷射一样。在这里，我们调查的生产伽玛射线暴的喷射炮弹退出超新星壳与它的碰撞重新加热，发射高度向前准直辐射。每个炮弹对应于伽玛射线暴中的一个单独脉冲。我们无法预测这些脉冲的时序，但炮弹模型在描述单个脉冲的总能量、能谱和时间依赖性方面表现得非常好。
2000-12-11 astro-ph
On the structure of the burst and afterglow of Gamma-Ray Bursts I: the radial approximation
本文提出了伽马射线暴的三种理论解释范式。(1)相对时空变换（RSTT）范式强调了如何从引力坍缩时刻开始的整个源世界线的知识是解释GRB数据的必要条件。(2)突发结构（IBS）范例的解释区分在注入器阶段和束靶阶段之间的所有伽玛暴。(3)GRB-超新星时间序列（GSTS）范式在超新星-GRB星协中引入了诱发超新星爆炸的概念。这三个范例说明使用我们的理论的基础上发生在电磁黑洞周围的真空极化过程（EMBH理论），并使用GRB 991216作为原型。我们说明了EMBH理论的五个基本时代：自加速的$e^+e^-$对电磁等离子体（PEM脉冲），它与重子残余的祖星（PEMB脉冲）的相互作用。然后，我们研究的PEMB脉冲的透明度，适当的伽玛暴（P-GRB）的发射及其与“短GRB”的关系。最后，在全辐射近似和径向近似下描述了余辉的三个不同的制度。理论的最佳拟合导致了"长GRB“作为余辉峰（E-APE）处发生的扩展发射的明确识别。P-GRB和E-APE的相对强度、时间间隔和硬度比被用来作为EMBH理论的独特观测检验，我们的理论预测和观测之间的良好一致性被记录下来。将EMBH理论中的余辉指数与文献中的余辉指数进行了比较，发现GRB 991216没有聚束过程。
2003-02-07 astro-ph
The rapid decline of the prompt emission in Gamma-Ray Bursts
雨燕卫星上的爆发警报望远镜和X射线望远镜观测到了许多伽马射线暴。这些伽玛暴的连续“脉冲”以快速衰减和快速光谱软化结束，直到它们被另一个脉冲所取代，或者最后一个脉冲的衰减被变化不那么快的“余辉”所取代。快速下降阶段已被归因于，在目前探索的标准火球模型的伽玛暴，从两个锥形壳碰撞的“高纬度”同步辐射。这种高纬度的辐射不能解释观测到的光谱软化现象。与此相反，时间行为和光谱演化的快速下降阶段同意的伽玛暴炮弹模型的预测。
2008-01-26 astro-ph
External Shocks, UHECRs, and the Early Afterglow of GRBs
在假设GRB爆轰波壳层不扩散的情况下，GRB光变曲线中高度可变的伽马射线脉冲和X射线耀斑可能来自外部冲击，而不是中心发动机活动。宇宙射线加速到10^{20} eV的能量可以发生在伽玛暴的外部冲击中。强子能量以UHECR的形式逃逸导致了快速减速的GRB冲击波，这可能是在Swift GRB中观察到的X射线快速下降的原因。
2006-11-06 astro-ph
Relationship between the rise width and the full width of gamma-ray burst pulses and its implications in terms of the fireball model
Kocevski等人（2003）根据经验函数发现，BATSE仪器探测到的伽马射线暴脉冲的上升宽度和全宽之间存在线性关系。受此启发，我们基于Qin et al.（2004）模型研究了这种关系。理论分析表明，观测脉冲的上升宽度和全宽都与$Γ^{-2}Δτ_{θ,\rm FWHM}\frac{R_c}{c}$成正比，其中$Γ$是体运动的洛伦兹因子，$Δτ_{θ,\rm FWHM}$是局部脉冲的宽度，$R_{c}$是火球的半径，c是光速.我们利用四个样品的观测脉冲研究了这一关系，发现：（1）仅曲率效应就可以产生与Qin等（2004）模型相同斜率的上升宽度与全宽面板的关系。(2)伽马射线暴脉冲，长脉冲或短脉冲（从短和长伽玛暴中选择），在上升宽度与全宽面板中遵循相同的序列，较短的脉冲在该序列的末尾。(3)所有的伽玛暴本质上都可能是局部高斯脉冲的结果。这些特征限制了产生长和短伽玛暴的物理机制。
2005-10-11 astro-ph
Dispersion of the Break Energy in the GRB Internal Shock Model
为了研究伽马射线暴中谱折能的色散，我们模拟了内激波，包括壳层碰撞后的壳层分裂效应和同步辐射光子产生的电子-正电子对引起的汤姆逊光学深度。我们产生了伪观测数据，并估计了破裂能。如果壳层的初始洛伦兹因子的分布只有一个峰值，那么应该检测到许多具有远低于典型观测值的断裂能量的脉冲，而汤姆逊光学厚度的影响减少了具有$>1$ MeV的断裂能量的脉冲。如果洛伦兹因子分布有多个峰，则破缺能的分布可以与观测一致。
2003-04-11 astro-ph
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。
2007-02-01 astro-ph
The prompt emission of GRB990712 with BeppoSAX: evidence of a transient X-ray emission feature
本文报道了利用BeppoSAX伽马射线暴监测仪和2号宽视场照相机对GRB 990712进行的瞬发X射线和伽玛射线观测。由于Sun的限制，我们无法使用BeppoSAX窄场仪器进行后续观察。瞬发辐射的光变曲线显示了两个脉冲，在X射线中的总持续时间约为40秒。在伽马射线中，事件甚至更短。随时间的2-700 keV光谱发射示出了EF（E）光谱的峰值能量Ep的不连续性：Ep在第一脉冲期间高于我们的能量通带，并且在第二脉冲期间下降到~10 keV。另一个特点是注意到在这一事件中的第一次：在第一个脉冲的尾部的2s持续时间的发射功能的可能证据。该特征与质心能量为4.5 keV的高斯分布或kTbb ~1.3 keV的黑体光谱一致。我们讨论了特征的可能起源。最有吸引力的可能性是，我们正在观察一个重子加载的膨胀火球的热发射，当它变得光学薄。
2001-03-19 astro-ph
The Most Probable Cause for the High Gamma-Ray Polarization in GRB 021206
在GRB 021206的瞬发γ射线发射中，令人兴奋地检测到非常高程度的线偏振$P=(80\pm 20)%$，这支持同步辐射是主要的辐射机制。也有人声称，这意味着在喷出物中有一个大规模有序的磁场，因此必须在源头产生，这反过来又被用作支持磁场在伽玛射线暴喷流的产生中发挥积极作用的论点。然而，有人提出了另一种解释，这种解释也适用于内部激波产生的磁场，而不是起源于源：一个非常窄的喷流，开度角为$θ_j\sim 1/γ$，其中$γ\gtrsim 100$是伽马射线暴期间的洛伦兹因子，在$θ_j<θ_{obs}\lesssimθ_j+1/γ$观察。我们计算了这两种情况下的$P$，发现它是显着更容易产生$P\gtrsim 50%$与有序字段。更具体地说，我们获得$P\sim(43-61)%$为一个有序的横向磁场，$B_{ord}$，而一个随机场内的平面的冲击，$B_\perp$，产生$P\lesssim(38-54)%$为一个单一的脉冲在伽玛射线暴光变曲线，但在许多脉冲的综合发射（如测量GRB 021206）是一个因素的$\sim 2$较低。垂直于冲击波阵面的磁场$B_\parallel$产生$P\sim(35-62)%$，用于在许多脉冲上积分的发射。然而，从伽玛射线暴余辉的偏振测量表明，一个更各向同性的冲击产生的字段配置，将减少$P$的一个因素$\sim 2-3$。因此，起源于源的有序磁场$B…
2003-09-05 astro-ph
Long-lag, Wide-Pulse Gamma-Ray Bursts
目前，对伽马射线暴（GRB）早期喷流属性的最佳探测方法是瞬发伽玛射线辐射，其中若干内、外变量决定了GRB脉冲演化。明亮的，通常复杂的爆发有许多窄脉冲，由于重叠而难以建模。然而，相对简单、长光谱滞后、宽脉冲的爆发可能具有更简单的物理特性，并且更容易建模。在这项工作中，我们分析的时间和光谱行为的宽脉冲在24长滞后爆发，使用脉冲模型与两个形状参数-宽度和不对称性-和带谱模型与三个形状参数。我们发现长滞后爆发中的脉冲在时间和光谱上都与亮爆发中的脉冲不同：长光谱滞后爆发中的脉冲数量很少，宽约100倍（10秒），系统地具有较低的nu*F（nu）峰值，较硬的低能谱和较软的高能谱。我们发现，这五个脉冲描述符基本上是不相关的，我们的长滞后样本，这表明至少需要五个参数来模拟突发的时间和频谱行为。然而，脉冲宽度与光谱滞后强烈相关;因此这两个参数可以被视为相互替代。我们推断，准确的配方估计伽玛射线暴的光度和总能量将取决于几个伽玛射线属性，至少对于长滞后爆发。BATSE触发阈值附近的长滞后爆发的普遍性，它们主要的低nF（n）谱峰，以及相对陡峭的幂律谱指数，表明雨燕将检测到许多这样的爆发。
2005-03-17 astro-ph
Stochastic wake field particle acceleration in Gamma-Ray Bursts
在特定条件下，伽马射线暴（GRB）的瞬发辐射可以是如此强大和短脉冲，从而强烈地影响周围的任何等离子体。在本文中，我们简要地讨论了可能性，一个非常强烈的初始暴的辐射产生的伽玛暴满足的强度和时间条件，导致随机尾场粒子加速周围的中等密度的等离子体。最近的实验室实验清楚地表明，几十飞秒持续时间的强大激光束脉冲击中靶等离子体引起有效的粒子加速和电子感应加速器辐射高达几十兆电子伏。我们考虑一个简单但现实的GRB模型，粒子尾场加速可以首先被激发一个非常强的低能量的前体，然后有效地产生所观察到的即时X射线和γ射线GRB发射。我们还简要地讨论了这种新的伽玛射线暴发射机制的一些后果。
2006-04-11 astro-ph
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。
2006-01-30 astro-ph
Kinematics of Gamma-Ray Bursts and their Relationship to Afterglows
对于已知红移、光度、脉冲滞后和余辉射流破裂时间的一组（7个）伽玛射线暴，报告了伽马射线暴（GRB）脉冲滞后和余辉射流破裂时间之间的强相关性。这可能是理解这些事件的爆发和余辉阶段之间联系的有价值的线索。该关系大致是线性的（即，脉冲滞后加倍反过来射流中断时间加倍），因此意味着这些量之间的简单关系。我们认为，这种相关性是由于发射多普勒因子的爆发之间的变化。具体地说，相对于观测到的位置线，爆发喷出物的速度增加或速度角减小将导致伽玛暴中感知到的脉冲滞后更短，以及余辉的外部冲击到射流变得明显的时间（即射流中断时间）的更快演化。因此，这种观察到的伽玛暴之间的变化可能是由于不同的观察者角度的伽玛暴形态均匀的人口的透视效果。此外，还推测峰值亮度不仅与爆发时间成反比，而且与光谱突变能量成正比。如果是真的，这可能为解释这种断裂的来源提供重要信息。
2002-06-27 astro-ph
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。
2003-01-15 astro-ph
Hardness ratio evolutionary curves of gamma-ray bursts expected by the curvature effect
我们已经研究了假设来自相对论膨胀火球的伽马射线暴脉冲。我们发现，由于曲率效应，原始硬度比的演化曲线（当包括背景计数时）变化显着，这取决于爆裂的硬度。对于软爆破，其原始硬度比曲线（HRC）将被观察到倒置脉冲;对于硬爆破，其原始HRC在其衰减阶段显示出具有下沉的脉冲状轮廓;对于非常硬的爆破，原始HRC在其衰减阶段具有没有下沉的脉冲状轮廓。对于硬爆发和非常硬爆发的脉冲状原始HRC，其峰值将出现在相应光变曲线的峰值之前。本文详细研究了GRB 920216、GRB 920830和GRB 990816的HRC。在这些爆发中观察到硬爆炸中预期的原始HRC的特征。对这三个爆发的拟合表明，曲率效应本身确实可以解释HRC的预测特征。此外，我们发现，所观察到的硬度比往往是更硬的开始时的脉冲比曲率效应可以预测和更软的脉冲的后期时间。我们认为这是一个证据，表明存在固有的硬到软辐射。
2007-01-04 astro-ph
HETE Observations of the Gamma-Ray Burst GRB030329: Evidence for an Underlying Soft X-ray Component
2003年3月29日世界时11时37分14秒，高能瞬变探测卫星（HETE）上的仪器探测到并定位了一个异常强烈的伽马射线暴GRB 030329。该爆发由两个亮度大致相等的10 s脉冲和一个持续时间> 100 s的X射线尾组成。在30-400 keV能带的能量通量为1.08e-4 erg/cm 2，使GRB 030329成为有史以来探测到的最亮的伽玛暴之一。在爆发后73分钟，一个2弧分的误差框的通信允许在光学、X射线、无线电中快速检测对应物，并随后发现了一颗具有最不寻常特征的超新星。对爆发光变曲线的分析揭示了存在一个明显的、明亮的、软的X射线成分，它位于主要的GRB之下：该成分的2-10 keV能量密度为~ 7 e-6 erg/cm 2。GRB 030329的主脉冲之前有两个柔软的，微弱的，非热的碰撞。我们详细介绍了GRB 030329的HETE观测结果。
2004-12-08 astro-ph
Possible Origin of Lognormal Distributions in Gamma-Ray Bursts
我们证明，如果伽马射线暴（GRB）的内禀破裂能由三个以上的随机变量的乘积决定，则由于中心极限定理，观测到的破裂能分布在包含红移效应的情况下几乎为对数正态分布。在低破缺能量处偏离对数正态分布的现象可能是由于高红移的伽玛暴。同样的论点也可能适用于脉冲持续时间、脉冲之间的间隔等。
2002-03-22 astro-ph
GRB 070311: a direct link between the prompt emission and the afterglow
本文对INTEGRAL发现的GRB 070311进行了瞬发γ射线、早期近红外/光学、晚期光学和X射线观测，以获得有关GRB 070311瞬发γ射线脉冲以及早期和晚期多波段余辉机制的线索。我们用经验函数拟合了伽马射线和光学光变曲线，并将结果缩放到晚期X射线。REM拍摄的H波段光变曲线显示了两个脉冲，峰值分别在伽马射线暴峰值之后的80和140秒，可能伴随着微弱的伽玛射线尾。值得注意的是，在爆发后的3 × 10 ^4 ~ 2 × 10 ^5 s之间，后期的光学余辉和X射线余辉经历了一次主要的再增亮，其X射线通量与在同一波段外推的瞬发辐射相当。值得注意的是，后期再亮的时间分布可以被描述为即时伽马射线脉冲的时间重新缩放版本和潜在的幂律的组合。这一结果支持一个共同的起源，即时和晚X射线/光学余辉再亮的GRB 070311内的外部冲击的情况。主火球将负责迅速发射，而第二个炮弹将在刷新冲击波中撞击领先的冲击波时产生重新亮化（删节）。
2007-08-10 astro-ph
Power Density Spectra of Gamma-Ray Burst Light Curves: Implications on Theory and Observation
研究了观测到的伽马射线暴（GRB）的人工光变曲线的功率密度谱（PDS）。我们通过将观测到的GRB的PDS中报告的特征与我们模型中的特征进行比较来研究GRB光变曲线的统计特性，并讨论对PDS分析结果解释的影响。观测到的伽玛暴的PDS分析结果表明，伽玛暴的平均PDS在20年的频率范围内服从幂律，幂律指数为-5/3，单个伽玛暴的幂次分布服从指数分布。虽然试图确定最敏感的物理参数的基础上的内部冲击模型，我们表明，这种方法的结论应得到应有的照顾。这表明从斜坡中提取的物理信息可能会产生误导。我们表明，报告的斜率和分布可以通过调整采样间隔在时域中的一个特定形式的伽玛射线暴光变曲线的特定的衰减时间尺度的单个脉冲。特别地，假定时间特征由双侧指数函数建模，当单个脉冲的衰减时间尺度为$\sim 1$秒时，假设脉冲急剧上升，则在64 ms触发时间尺度处恢复了指数为-5/3的幂律行为和所观察到的PDS的指数分布。使用PDS分析的另一种方法是将相同的方法应用于单个长爆发，以检查单个爆发中衰减时间尺度的可能演变。
2001-01-02 astro-ph
An analysis of the durations of Swift Gamma-Ray Bursts
本文对雨燕伽马射线暴（GRB）的持续时间进行了系统的分析，并与雨燕前的观测结果进行了比较。对于95个已知红移的伽玛暴，我们证明了观测到的持续时间有两个对数正态分布，在$T_{90}\simeq2$ s处明显分开。这与之前的BATSE结果一致。内禀持续时间也呈现双峰分布，但系统地向较小的值移动，并且与观察到的分布相比，该分布具有较窄的宽度。我们发现雨燕和雨燕前长伽玛暴的内禀分布有显著的不同，特别是在宽度和中值上。此外，Swift数据表现出更宽的动态持续时间范围。我们的研究不仅证实了在观测者坐标系中短暴的谱一般比长暴的谱硬，而且还表明这种趋势在源坐标系中变弱。
2008-03-17 astro-ph
Towards a complete theory of Gamma Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）因其多样性而臭名昭著。然而，它们有一系列共同的特点。它们的$γ$射线的典型能量是MeV的几分之一。能量分布可以用“带谱”很好地描述，“峰值能量”的范围非常窄。伽玛暴的时间结构是由脉冲组成的，脉冲叠加或不叠加，快速上升和下降。脉冲中的光子数、脉冲宽度和它们的总能量在很宽但给定的范围内变化。在脉冲内，能谱随着时间的增加而软化。脉冲的持续时间在较高的能量下减小，并且其峰值强度向较早的时间移动。伽马射线暴观测量对之间的许多其他相关性已经被确定。最后一个（基于一个测量事件！）$γ$射线偏振非常大。一个令人满意的伽玛暴理论应该能自然地、非常简单地解释所有这些事实。我们证明了“炮弹”（cannonball，CB）模型可以解释这一现象，CB模型中导致核塌缩超新星（SN）爆炸中高相对论性抛射CB的过程类似于类星体和微类星体中观测到的过程。即时的$γ$射线发射-伽玛射线暴-是非常好的解释逆康普顿光的散射在附近的环境中的SN的电子在CB的等离子体。我们以前已经表明，CB模型的描述GRB余辉作为同步辐射从环境电子-扫在CB内加速-也是简单的，普遍的和非常成功的。从完整的伽玛暴理论中分离出CB模型的唯一障碍是对SN爆炸中CB弹射机制的理论理解。
2003-09-02 astro-ph hep-ph
