GRB 060117: Reverse + forward shock solution
我们提出了一个非常明亮的即时光辐射的发现和观测的GRB 060117获得的宽视场相机顶部的机器人望远镜FRAM的皮埃尔俄歇天文台从2到10分钟后的GRB。我们发现快速的平均时间通量衰减α = -1.7 +/- 0.1和峰值亮度R = 10.1马格。我们解释的光变曲线的形状之间的过渡反向和正向冲击波发射。
2007-02-07 astro-ph
GRB 021004: Reverse Shock Emission
我们发现，在GRB 021004光学余辉光变曲线约0.1天的再增亮可以在标准火球模型的框架内解释。正向和反向冲击波的叠加导致了这种特殊的行为。利用在其他余辉观测中得到的参数标准值，我们可以构造一个例子，在这个例子中，理论估计合理地拟合宽带观测。因此，光变曲线的特殊性可能是早期伽马射线暴余辉的共同特征。
2002-12-03 astro-ph
External Shock Model for the Prompt Phase of Gamma Ray Bursts: Implications for GRB Source Models
本文对伽马射线暴的瞬发伽玛射线发光相的外激波模型进行了解析和数值处理。一个被广泛引用的推导，声称一个快速变化的伽玛暴的外部冲击模型必须是非常低效的角时标采用了一个不正确的表达式。数值计算结果表明，相对论火球的定向动能转化为γ射线的效率大于10%，可以形成可变的伽玛暴。总结了外激波模型的成功之处和内风/碰撞壳模型的困难。脉冲外部冲击模型与supranova模型是一致的。
2003-01-17 astro-ph
On the existence of a reverse shock in magnetized GRB ejecta
磁场在伽马射线暴（GRB）流中的作用仍有争议。早期余辉阶段的研究，特别是反向冲击动力学和相关的排放提供了一个有前途的探测喷出物的磁化。在本文中，我们推导出存在的条件，在任意磁化的喷出物，减速和相互作用的环暴介质的反向冲击。恒定和风一样的密度配置文件被认为是。我们表明，在以前的估计相比，喷出物的磁化大于团结没有交叉的一个大部分的参数空间相关的伽玛射线暴流的反向冲击。考虑到壳层的扩展，在σ_o < 0.3的喷出物中，总有相对论性或弱相对论性的反向激波形成.由此，我们得出结论，光学闪光的缺乏，被认为是一个独特的签名的反向冲击，可以解释的存在动态重要的磁场在喷出物。
2007-11-30 astro-ph
Early optical-IR emission from GRB 041219a: neutron-rich internal shocks and a mildly magnetized external reverse shock
伴随着长伽马射线暴（GRB）041219 a发现了非常早期的光学和近红外（IR）辐射。我们表明，在瞬发辐射过程中跟踪γ射线光变曲线的光学/红外闪光可以理解为富中子内激波的辐射，正如Fan & Wei所建议的那样。瞬发相后的K_s波段余辉光变曲线可以很好地模拟为反向激波和正向激波分量的叠加。无线电资料也支持反向冲击的解释。
2005-06-09 astro-ph
Hard Electron Energy Distribution in the Relativistic Shocks of GRB Afterglows
相对论冲击波中的粒子加速不是一个很好理解的课题。由于这一困难，相对论性冲击的辐射谱，如伽玛射线暴余辉的辐射谱，常常通过对潜在的电子分布作出假设来模拟。一个这样的假设是粒子能量的相对软的分布，这不需要总是正确的，从几个伽玛射线暴余辉的观察是显而易见的。在本文中，我们描述的余辉标准模型，以适应能量谱是“硬”的修改。我们计算了这种分布所产生的同步辐射和康普顿通量的整体演化。在此假设下，我们还模拟了两个余辉，GRB 010222和GRB 020813，并估计了物理参数。
2008-04-08 astro-ph
GRB Phenomenology, Shock Dynamo, and the First Magnetic Fields
一个相对论性的无碰撞冲击波传播到非磁化介质后会留下一个强大的大尺度磁场。这似乎遵循两个假设：（i）伽玛射线暴余辉是由相对论激波的同步辐射解释的，（ii）磁场不能只存在于微观尺度上，它会通过相空间混合衰减。假设（i）是普遍接受的，因为一个明显的成功的伽玛暴余辉的冲击同步加速器的唯象模型。假设（ii）在这项工作中证实了低维数值模拟。人们可以假设，相对论激波速度对于磁场的产生并不是必不可少的，并且所有传播到非磁化介质中的无碰撞激波都会产生强大的大尺度磁场。如果这个假设是正确的，那么第一个宇宙磁场可能是在第一个维里化物体的冲击中产生的。
2001-07-05 astro-ph
Electron acceleration in relativistic GRB shocks
伽马射线暴（GRB）的激波模型包含两个均分参数：电子的磁能密度和动能密度相对于激波总能量密度的比值，分别为“E_B”和“E_e”。这些是模型中的自由参数。而韦伯激波理论和数值模拟将“λ_B”固定在~几倍（10^{-3}... 10^{-4}），至今还没有对“_e”的理解。这里我们证明，从理论上必然得出“E_e”~（E_B）^（1/2）。伽玛暴尾流数据与理论预言完全一致。我们的结果解释了为什么伽玛暴中的电子接近均分。利用“E_e”-“E_B”关系可以减少余辉模型中自由参数的数目。
2006-09-13 astro-ph
Are GRB shocks mediated by the Weibel instability?
据估计，韦伯不稳定性通常不是产生超相对论天体物理冲击的有效机制。即使上游磁场与星际介质中一样低，激波也不是由韦伯不稳定性而是由背景磁场中质子的拉莫尔旋转介导的。未来的模拟应该能够验证或证伪我们的结论。
2005-12-22 astro-ph
Optical Flash of GRB 990123: constraints on the physical parameter of the reverse shock
伴随GRB 990123的闪光被认为是由薄壳的反向冲击提供动力。GRB 990123的最佳拟合物理参数（Panaitescu & Kumar 2001）和假设闪光和余辉中的参数相同，我们证明了：1）壳层是厚的而不是薄的，并给出了厚壳情况下的光变曲线，与观测相符;（2）理论上的闪光峰值光通量仅占观测值的3 \times 10^{-4}。为了补偿这种发散，电子能量比和磁比$ε_e$，$ε_B$的物理参数应分别为0.61，0.39，这与余辉后期的结果有很大的不同。
2003-06-02 astro-ph
Early Afterglow Emission from a Reverse Shock as a Diagnostic Tool for GRB Outflows
伽马射线暴（GRB）余辉跃迁是GRB中最有趣也是研究最少的相之一。在这个阶段，相对论性的喷出物开始与周围的物质相互作用。一个强大的短暂的反向冲击传播到喷出物（假设它是重子），而前向冲击开始塑造周围的物质到布兰德福德麦基轮廓。我们建议一个参数化的早期余辉光变曲线，我们计算（解析和数值）所观察到的参数，结果从一个反向冲击发射（在星际介质[ISM]环境）。我们提出了一个新的指纹的反向冲击辐射，添加到众所周知的$t^{-2}$光学衰减。对这个特征的观测表明，在早期余辉期间，反向激波支配着发射。反向激波的存在反过来意味着相对论性的喷出物含有重要的重子成分。这个特征也意味着周围的介质是ISM。我们进一步表明：（1）反向激波闪光强烈地依赖于相对论喷出物的初始条件。(ii)以前的计算通常高估了这种光学闪光的强度。(iii)如果反向冲击主导了光学闪光，那么对早期余辉光变曲线的详细观测可能使我们能够确定相对论喷出物内的初始物理条件，特别是估计其洛伦兹因子和宽度。
2004-06-14 astro-ph
The upstream magnetic field of GRB shocks
伽马射线暴（GRB）余辉发射被认为是由电子的同步辐射产生的，电子被相对论无碰撞激波加速到高能，传播到弱磁化等离子体中。余辉观测已被用来约束冲击后的磁场和结构，以及加速电子能量分布。在这里，我们表明，X射线余辉观测在一天的时间尺度上限制震前磁场满足B>0.2[n/（1/cc）]^{5/8} mG，其中n是震前密度。这表明，要么是激波传播到一个高度磁化的快速风中，速度约为10^3 km/s，要么是激波前的磁场被强烈放大，最有可能是由于高能激波加速粒子的流动。更严格的约束可以通过在晚的，> 1d的时间在高光子能量下的余辉观测来获得。
2006-07-02 astro-ph
GRB 060218/SN 2006aj: Prompt Emission from Inverse-Compton Scattering of Shock Breakout Thermal Photons
伽马射线暴（GRB）060218/SN 2006 aj是一个特殊的事件，具有次低红移、低光度、长持续时间、彩色光变曲线特征，特别是在X射线和紫外光谱中存在热成分。由于{ \em Swift}天文台详细的时间和光谱覆盖范围，丰富的数据使伽玛射线暴瞬发辐射首次得到了非常详细的模拟。快速紫外/光辐射的低通量不利于传统的内激波/同步辐射模型，该模型通常预测强紫外/光辐射。在这里，我们表明，GRB 060218的不寻常的即时发射可以产生的冲击加速相对论电子的逆康普顿散射检测到的热光子。当相对论外流与预先存在的较慢壳层相互作用时，会形成一对（正向加反向）激波。观测到的γ射线发射和X射线发射分别来自反向冲击区和正向冲击区。数据的拟合需要一个初始增加的外流光度，这与流行的Bracksar模型的预测是一致的。
2006-04-24 astro-ph
GRB 990123: Reverse and Internal Shock Flashes and Late Afterglow
GRB 990123的瞬发光变曲线和最初的9级光闪可以归因于一次反向外震，也可能是一次内震。我们讨论的时间衰减规律和光谱斜率预计在不同的动力学制度，并讨论的约束模型的意见，认为他们提供了强有力的证据，功能超出了简单的标准模型。较长期的余辉行为的背景下讨论的前向冲击波，有人认为，如果三天后的陡峭是由于射流的几何形状，这很可能是由于射流边缘的影响，而不是侧向膨胀。
1999-02-25 astro-ph
Light Curves of GRB Optical Flashes
伽玛射线暴余辉的标准模型假设相对论膨胀的物质由于与周围介质的相互作用而减速。余辉可以用前向激波的同步辐射很好地描述，而与GRB 990123相关的强闪光可以归因于反向激波的辐射。我们对反向激波发射作了详细的研究。计算了长、短伽玛暴情况下的全光变曲线。讨论了ROTSE对GRB 981121和GRB 981223的瞬时光学探测的不足。
2000-09-20 astro-ph
Physics of Collisionless GRB Shocks and Their Radiation Properties
基于相对论动力学双流不稳定性，我们提出了一个超相对论无碰撞激波理论。我们证明了冲击波阵面是不稳定的小尺度，随机纠缠的磁场的产生。这些场足够强，以在俯仰角上散射高能入射（在激波系中）质子和电子，因此，以非常高的效率将它们的体运动的动能转换成热。这验证了MHD近似的使用，特别是激波跳跃条件。有效的碰撞也是必要的扩散费米加速的电子操作和产生观察到的幂律。最后，这些强（次均分）磁场也是激波产生有效的同步辐射所必需的。预测的磁场对观察到的辐射的极化特性具有影响（例如，从喷流状喷出物的线性偏振和在无线电中的偏振对于球形喷出物）和其光谱。我们提出了一个分析理论的抖动辐射，这是发射时的磁场相关的尺度小于回旋（拉莫尔）半径的加速电子。GRB $γ$ -射线内震发射的复合抖动+同步辐射模型能够解决GRB谱的许多难题，如"死亡线“的破坏，尖锐的谱突变，以及在某些爆发中看到的多个谱分量（很好的例子是GRB 910503，GRB 910402等）。我们强调，同时检测两个光谱分量开辟了一条精确诊断伽玛射线暴冲击的条件。我们还讨论了我们的结果与其他系统的关系，如耀变体，射电瓣，超新星冲击的内部冲击。
2001-05-11 astro-ph
A Reverse-Shock Model for the Early Afterglow of GRB 050525A
{ \em Swift}对伽马射线暴（GRB）050525 A的迅速定位使得对余辉的快速跟踪成为可能。观测结果表明，光学余辉在$\sim 0.01$天开始并在$\sim 0.03$天结束时有一个主要的再增亮，随后是一个初始的幂律衰减。在这里，我们表明，这种早期的发射功能可以解释为反向激波发射叠加的前向激波发射在星际介质的环境。通过对观测数据的拟合，我们进一步约束了标准火球-激波模型的一些参数：喷出物$γ_0>120$的初始洛伦兹因子、磁能分数$ε_B>4\times10^{-6}$和介质密度$n<2 {\rm cm^{-3}}$。这些限制与迄今为止观察到的其他非常早期的光学余辉是一致的。原则上，GRB 050525 A的风环境是不利的。
2005-07-21 astro-ph
Late internal shock model for bright X-ray flares in Gamma-ray Burst afterglows and GRB 011121
我们探讨了两种可能的模型，这可能会导致明亮的X射线耀斑的伽玛暴余辉。一种是外部正向-反向冲击模型，其中正向和反向冲击的冲击参数取为完全不同。另一种是所谓的“晚期内激波模型”，它要求在瞬发$γ-$射线发射后产生更新的非定常相对论外流。在正反向激波模型中，在RS穿过喷出物的时间$t_\times$之后，通量的下降比$(t_\oplus/t_\times)^{-(2+β)}$慢，其中$t_\oplus$表示观测者的时间，$β$是X射线发射的光谱指数。在"晚期内激波模型”中，如果中央发动机在$t_{\rm e, \oplus}$之后关闭，并且观测到的X射线耀斑的变化时间尺度比$t_{\rm e, \oplus}$短得多，则衰减斜率可能比$(t_\oplus/t_{\rm e, \oplus})^{-(2+β)}$陡得多。在GRB 011121、XRF 050406、GRB 050502 b和GRB 050730中探测到的X射线耀斑的急剧衰减直接排除了外部正反向激波模型，而支持“晚期内激波模型”。因此，这些X射线耀斑可能暗示着中心发动机再次运转，并且在本征硬爆发后的几分钟内产生了新的不稳定相对论外流。
2005-09-01 astro-ph
Can the early X-ray afterglow of GRBs be explained by a contribution from the reverse shock?
我们建议解释最近观测到的GRB早期X射线余辉与SWIFT的反向冲击穿过喷出物，因为它是由突发环境减速的能量耗散。我们计算的耗散功率的演变，并讨论的可能性，它的一小部分可以在X射线范围内辐射。我们表明，如果满足以下两个条件，这种反向激波的贡献行为的方式非常类似于观察到的X射线余辉：（i）在震源活动的后期阶段喷出的物质的洛伦兹因子减小到γ < 10的小值;（ii）大部分的激波耗散能量转移到小部分（zeta < 0.1）的电子布居。我们还讨论了如何我们的结果可能有助于解决一些令人困惑的问题所提出的多波长早期余辉观测，如存在色突变。
2007-01-08 astro-ph
Radiative cooling in relativistic collisionless shocks. Can simulations and experiments probe relevant GRB physics?
我们解决的问题是否数值粒子在细胞（PIC）模拟和实验室激光等离子体实验可以（或将能够，在不久的将来）模拟现实的伽马射线暴（GRB）冲击。为此，我们比较了相对论性电子在冲击磁场中的辐射冷却时间t_cool与无碰撞相对论性冲击的微观动力学时间--质子的等离子体频率倒数ω_pp^{-1}。我们得到，对于t_cool*omega_pp^{-1} \lesssim ~几百，电子在激波跳跃处或附近有效地冷却，并且能够发射出大部分的激波能量。这种冲击在现有的PIC模拟中得到了很好的解决，因此可以详细研究微观结构。由于这种激波中的大部分辐射来自激波附近，因此可以直接从有限长度的模拟中获得辐射的光谱功率，并与观测数据进行比较。这种辐射冲击对应于内部重子为主的伽玛暴冲击的常规范围内的喷出物参数。在这种冲击中，电子的费米加速受到电子冷却的限制，因此发射的光谱应该缺乏非热尾，而其峰值可能落在多MeV范围内。顺便说一句，内部冲击的条件几乎与激光产生的等离子体中的条件相同;因此，可以使用目前可用的拍瓦级激光设备在实验室实验中创建和研究这种GRB样等离子体。分析表明，只有高度相对论性的冲击，对应于极早的余辉阶段，可以有有效的电子冷却的冲击过渡。我们强调辐射PIC模拟的重要性，为进一步的研究。
2008-10-22 astro-ph
Shallow decay phase of GRB X-ray afterglows from relativistic wind bubbles
GRB的爆发后物体很可能是一个高度磁化的，快速旋转的致密物体（例如，毫秒磁星），它可以产生超相对论性的电子-正电子对风。这种风与爆炸期间喷出的向外膨胀的火球相互作用，导致相对论风泡（RWB）。我们数值计算了RWBs的动力学和辐射特性，并利用这个模型解释了Swift观测到的早期X射线余辉的浅衰变相。我们发现，RWB可以分为两种类型：正向冲击为主的泡沫和反向冲击为主的泡沫。它们在$\sim 10^{2}-10^{5}$秒期间的辐射分别由冲击介质和冲击风主导，基于冲击材料的不同磁能分数。对于这两种类型，产生的光变曲线总是有一个浅的衰减阶段。此外，我们提供了一个例子，适合的X射线余辉的GRB 060813和GRB 060814，并表明它们可以产生的前向冲击为主和反向冲击为主的气泡，分别。这意味着，对于一些早期的余辉（例如，GRB 060814），长时间的反向冲击辐射足以解释它们的浅衰变阶段。
2007-05-08 astro-ph
Early GRB afterglow from a reverse shock as a tracer of the prompt gamma-ray light curve
我们讨论了当重子喷出物与外部星际介质（ISM）相互作用时穿过重子喷出物的反向冲击的光学和无线电早期余辉发射。我们发现，闪光的峰值将反向激波的光变曲线分为两个不同的阶段。峰值后的发射弱地依赖于喷出物的初始条件，因此它可以被用作反向冲击发射的可识别的签名。另一方面，在光学峰之前的发射是高度敏感的初始条件，因此可以用来调查的初始流体动力学轮廓的喷出物。特别是，如果瞬发$γ$射线发射是由内部激波引起的，则早期反向激波发射应该类似于瞬发$γ$射线光变曲线的平滑版本。
2005-02-23 astro-ph
Predictions for The Very Early Afterglow and The Optical Flash
根据$γ$射线暴（GRB）的内外激波模型，GRB是由相对论流中的内激波产生的，而余辉是由ISM中的外激波产生的。我们探讨了早期余辉发射。对于短伽马射线暴，余辉的峰值通常会在爆发后延迟几十秒。对于长伽玛射线暴，早期余辉辐射将与伽玛射线暴信号重叠。我们计算了在光学、X射线和$γ$射线波段的早期余辉的预期光谱和光变曲线。这些特征提供了一种区分晚期内震发射（GRB的一部分）和早期余辉信号的方法。如果这种具有早期余辉特征的延迟发射被探测到，它既可以用来证明产生伽玛射线暴的内震情景，也可以用来测量相对论流的初始洛伦兹因子。反向冲击波在其峰值时包含的能量与伽玛射线暴本身相当，但温度比正向冲击波低得多，因此它以相当低的频率辐射。反向激波支配着早期的光学发射，并且一个比15星等更亮的光学闪光，预计与x射线或$γ$射线的正向激波峰值一起出现。如果没有观测到这种闪光，那么产生伽玛暴的相对论性壳层的重子含量就会受到很大的限制，从而导致磁主导的能量密度。
1999-01-25 astro-ph
Confronting Synchrotron Shock and Inverse Comptonization Models with GRB Spectral Evolution
伽马射线暴（GRB）的时间分辨谱与许多已提出的GRB模型存在矛盾。在证明了我们的样本中的大多数突发显示的证据频谱“形状转移”，我们讨论了什么限制，BATSE时间分辨突发光谱放置在当前的模型。我们发现，同步辐射激波模型不允许陡峭的低能量光谱斜率观察到的许多爆发，包括GRB 970111。我们还确定，饱和康普顿化与汤姆逊变薄无法解释所观察到的上升和下降的低能量谱斜率GRB 970111和其他爆发。这意味着饱和康普顿化模型必须包括一些机制，可以导致汤姆逊深度增加最初的脉冲。
1997-11-10 astro-ph
Reverse Shock Emission as a Probe of GRB Ejecta
为了利用早期观测数据确定伽玛暴的电子对含量，我们计算了电子-正电子对富集的伽马射线暴喷出物在光学和射电波段的反向激波（RS）同步辐射。我们考虑到大量的物理效应，影响辐射的反向冲击加热伽玛射线暴喷出物。我们发现，光学/红外通量依赖于喷出物中的对的数量非常弱，并且如果观测仅限于单个波长带，则喷出物对富集没有独特的签名。利用光学和无线电波段的观测，或许可以确定喷出物中每个质子的电子对数量是否大于100;在每个反向激波光变曲线的峰值处，光学和无线电波段的通量比取决于每个质子的电子对数量。我们还发现，在一个大的参数空间，RS发射预计是非常弱的，GRB 990123似乎是一个特殊的爆发，只有一个非常小的部分的参数空间产生的光学闪光，这个明亮的。而且，在减速时，前向激波的光通量往往比反向激波的光通量更亮。这可能是在990123和021211中观察到的早期快速光变曲线下降的快速光学闪光缺乏的另一个可能原因。其中一些结果是Nakar & Piran（2004）中报道的类似结果的推广。
2005-11-20 astro-ph
The Variable Light Curve of GRB 030329: The Case for Refreshed Shocks
GRB 030329在许多方面都是独一无二的。对于伽玛射线暴$z=0.1685$来说，它的红移非常低，因此非常明亮，易于监测，使其成为迄今为止研究得最好的余辉。它在光变曲线上显示了一个超新星隆起，光谱与SN 1998bw非常相似，因此更有信心地建立了伽玛暴和核心坍缩SNe之间的联系。除了极低的红移之外，还有两个重要的物理特征使这次爆发特别有趣。首先，与大多数GRB余辉不同，GRB 030329的光变曲线在爆发后几天显示出非常大的变化。这些波动显示出大致恒定的幅度和恒定的持续时间$Δt$，而$Δt/t$随着时间$t$而减小。第二，它的$γ$射线能量输出和X射线亮度在$10 $小时分别是$\sim 20$和$\sim 30$的一个因子，低于大多数伽玛暴狭窄聚集的平均值。我们考虑了几种解释的光变曲线的变化，在不同的物理机制的背景下，并发现，最有可能的原因是刷新的冲击，即慢壳从源喷射，并赶上余辉冲击在晚些时候。在GRB 030329中，这发生在喷流中断之后，这意味着隆起的持续时间$Δt$近似恒定，与观测结果一致。这种解释也解释了这一爆发的异常低的初始能量，因为余辉冲击的总能量由于更新的冲击而增加了$\sim 10$的因子，从而使总能量输出接近所有伽玛暴的平均值。
2003-05-04 astro-ph
Could the Unusual Optical Afterglow of GRB 000301c Arise from a Non-relativistic Shock with Energy Injection?
最近对GRB 000301 c余辉的观测表明，在R波段光变曲线上出现了三个突变，特别是在后期的衰减斜率高达-3.0。这种不寻常的余辉显然与标准的余辉冲击模型不一致。在这里，我们提出了一个非标准模型的不寻常的R-波段余辉的GRB 000301 c。在这个模型中，稠密介质（“脏环境”）中的超相对论激波在最初的1天内迅速演化到非相对论相。在这个阶段，激波恰好被两个不同时间从中央发动机喷射出的高能炮弹追上，激波被刷新，导致光变曲线的两次弯曲。由光谱推导出受冲击介质的电子分布指数$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
Analysis of Two Scenarios for the Early Optical Emission of the GRB Afterglows 990123 and 021211
伽玛暴馀辉990123和021211的光学光变曲线在爆发后100- 600秒呈现出急剧的衰减，约10分钟后衰减变慢。我们调查两种情况下的快速衰减早期光辐射的这些伽玛射线暴余辉。在反向-正向激波的情况下，这种发射出现在反向激波穿过GRB喷出物时，当正向激波发射超过反向激波发射时，光变曲线衰减发生缓解。均质和风一样的环爆介质被认为是。在风-气泡模型中，前向激波与1/r^2气泡的相互作用产生了急剧衰减的早期光辐射，反向激波的贡献可以忽略不计，当爆炸波到达气泡终止激波并进入环爆介质的均匀区域时，开始出现较慢的衰减。我们确定的冲击微物理参数，喷出物的动能，和环爆密度容纳的伽玛射线暴余辉990123和021211的无线电和光学测量。我们发现，对于一个均匀的介质，无线电和光学发射的余辉990123可以容纳的反向-正向冲击的情况下，如果两个冲击背后的微物理参数有很大的不同。类似风的环爆介质也允许反向-正向冲击场景来解释余辉990123和021211的无线电和光学特性，但所需的风密度至少比银河系沃尔夫-拉叶星的风密度小10倍。当余辉火球到达风终止激波时，风泡方案需要微物理参数的变化，这似乎是一个人为的功能。
2004-06-01 astro-ph
GeV photons from up-scattering of supernova shock breakout X-rays by an outside GRB jet
首次报道了与伽马射线暴有关的超新星GRB 060218/SN 2006 aj的X射线爆发。伽马射线发射和幂律衰减的X射线余辉被归因于一个高度相对论性喷流，而热软X射线被认为是当辐射为主的冲击从光学厚的恒星风破裂时产生的。我们研究了反向康普顿发射的突破热软X射线散射的相对论电子在喷流向前冲击，预计将在更大的半径比突破冲击。这种IC发射产生亚GeV到GeV的光子，这些光子可以被GLAST检测到。在超新星激波爆发的同时探测到这样的GeV光子，将为在激波爆发时在激波之前存在GRB喷流提供证据。X射线和相对论电子之间的各向异性散射可能导致喷流开口角之外的大角度发射。这对探测来自无爆发的Ib/c型超新星激波爆发的GeV光子具有意义，由于其更各向同性的发射，可以用LOBSTER等宽场X射线相机观察到。
2006-04-14 astro-ph
Electron-Positron Pair Loading and the Origin of the Upstream Magnetic Field in GRB Shocks
在这里，我们调查的影响等离子体不稳定性驱动的快速电子/正电子对级联，这是由于原始光谱的种子分数的背散射的结果出现在GRB源的环境中。电子/正电子对的注入在周围介质中引起强烈的流运动。因此，我们可以预期，在前向激波之前的电子对富集介质在与辐射锋厚度相当的长度尺度上会受到强烈的剪切。使用三维粒子模拟，我们表明，这些流动的电子/正电子对驱动的等离子体不稳定性负责近均分，湍流磁场的激发。我们的研究结果揭示了在确保电子/正电子对和离子之间的有效耦合的电磁双折射不稳定性的重要性，并可能有助于解释在伽玛暴冲击的大上游领域的起源。
2007-07-30 astro-ph
X-ray flares: late internal and late external shocks
我们分析了几个最近检测到的伽马射线暴（GRB）与晚X射线耀斑的背景下，晚内部冲击和晚外部冲击模型。我们发现GRB 050421和GRB 050502 B的X射线耀斑起源于晚期内震，而GRB 050406和GRB 050607的主X射线耀斑则可能起源于晚期外震。在中心引擎有两个活动周期的假设下，我们得到了四种基本类型的X射线光变曲线。这些类型的分类取决于哪一个活动时期产生了瞬发伽马射线发射（类型1和类型2：早期;类型3和类型4：晚期），以及晚期喷出物赶上早期喷出物的发生是否早于早期喷出物的减速（类型1和类型3）（类型2和类型4）。我们发现由晚期外激波引起的X射线耀斑是第一类耀斑的一个特例。我们的分析表明，GRB 050406，050421和050607的X射线光变曲线可以归类为1型，而GRB 050502 B的X射线光变曲线可以归类为2型。然而，GRB 050406的X射线光变曲线也很可能是2型。我们还预测了一个长滞后短寿命的X射线耀斑所造成的内部外部冲击，这形成时，一个低重子负载长滞后后期喷出物减速的非相对论尾部的外部外部冲击驱动的早期喷出物。
2005-12-22 astro-ph
Early photon-shock interaction in stellar wind: sub-GeV photon flash and high energy neutrino emission from long GRBs
对于产生于星风中的伽马射线暴（GRB），当逆激波穿过喷出物时，通常激波区仍由MeV的瞬发γ射线辐射沉淀。由于MeV光子流与冲击区紧密重叠，冲击中产生的GeV光子的光学深度非常大。这些高能光子被MeV光子流吸收并产生相对论性的e^ \pm对。这些对重新散射来自前向冲击的软X射线光子以及瞬发γ射线光子和功率可检测的高能量发射，其中大部分在亚GeV能量范围内。由于包含在前向冲击区和反向冲击区的总能量是可比的，预测的sub-GeV的排放是独立的伽玛射线暴喷出物是否被磁化（在这种情况下，反向冲击IC和同步自康普顿发射被抑制）。因此，亚GeV的闪光是GRB风模型的一般特征，并且它通常应该被未来的{ \em伽马射线大面积望远镜}（GLAST）探测到。重叠也影响中微子发射。在正激波区和反向激波区，除了由激波加速质子与同步辐射光子相互作用提供能量的10^{15} \sim 10^{17} eV中微子发射外，还有另一个由质子与MeV光子流相互作用提供能量的$10^{14}$ eV中微子发射分量。这最后一个分量具有与内部冲击阶段中产生的分量相似的频谱，但是典型能量略低。
2005-06-09 astro-ph
Cosmological GRBs: Internal vs. External Shocks
相对论膨胀壳层中的内（IS）或外（ES）冲击是目前最为人所知的产生伽玛暴的机制。我们计算的流体动力学条件和冷却过程中的内部冲击，发生时，一个层超过另一个。我们比较这些条件与外部冲击时发生的外壳遇到ISM的条件。我们发现，在伽玛暴中观察到的复杂的时间结构可以很容易地解释在IS方案。与ES不同，观察到的时间结构只是反映了产生shell的内部引擎的时间行为。我们还发现，不透明度，特别是对生产的不透明度对参数空间构成了很强的约束，因此爆发非常窄的峰值预计是光学厚，不会包含GeV的光子。最后我们发现，在ES中同步辐射是最有可能的辐射过程。
1996-08-25 astro-ph
Intrinsic Parameters of GRB990123 from Its Prompt Optical Flash and Afterglow
利用余辉信息（前向激波模型）和闪光信息（反向激波模型）对GRB 990123的磁能密度分数（$ε_{B}$）、电子能量密度分数（$ε_e$）、初始洛仑兹因子（$Γ_0$）和反向外激波洛仑兹因子（$Γ_{rs}$）等内禀参数进行了约束。我们的结果表明：1）与GRB 970508的推断值相比，$ε_e$和$ε_B$的推断值与它们可能是普适参数的建议是一致的; 2）反向外部冲击可能在穿过喷出物壳层之前已经变成相对论性的。本文还测定和讨论了GRB 990123的其它内禀参数，如前向激波$E$所含能量和环境密度$n$。
2000-08-11 astro-ph
Swift GRB Afterglows and the Forward-Shock Model
雨燕观测到的伽玛射线暴余辉的X射线光变曲线显示出一至四个幂律衰减阶段。按时间顺序，它们是：爆发尾，“驼峰”，标准衰变，和后喷气休息衰变。大角度辐射在爆发期间产生，但到达观测者较晚，与GRB尾部衰变一致的爆发不到一半。来自非常窄的喷流（半角小于1度）的前向激波同步辐射与75%的GRB尾部衰变一致。从一个不侧向扩展的窄喷流中产生的前向激波逆康普顿辐射，也容纳了80%的伽玛暴尾部的衰变。X射线光变曲线的驼峰可以归因于观察者所能看到的前激波区每一立体角的动能增加。这种增加可能是由于从其开口外部的位置看到的流出物的排放的出现。然而，驼峰的时间，流量和衰减指数之间的相关性，预计在这个模型中没有得到证实的观测。因此，前向激波动能的增加更有可能是由一些在余辉阶段到达激波的入射喷出物引起的。对爆发尾流的射流解释和驼峰的能量注入方案导致了一个双射流外流结构，该结构由一个狭窄的GRB射流组成，该射流先于一个较宽的余辉外流，每立体角的动能较低，但总能量较高。（X射线光变曲线显示为GRB 050416 A、050525 A、050717、050721、050724、050730、050802、051109 A、060124、060206、060526）。
2007-05-08 astro-ph
The Ultraviolet flash accompanying GRBs from neutron-rich internal shocks
在γ射线暴（GRB）的富中子内冲击模型中，离子壳层的洛伦兹因子（LFs）是可变的，伴随的中子壳层的LFs也是可变的。对于具有典型LF十倍的慢中子壳层，典型β衰变半径读作R_{β,s}几个10^{14} cm，这比典型内激波半径10^{13} cm大得多，因此它们对内激波的影响可能不重要。然而，当伽玛暴持续足够长的时间（T_{90} >20（1+z）s）时，一个较早但较慢的喷射中子壳层将被10^{13}-10 ^{15} cm范围内较晚喷射的离子壳层连续扫过，在此范围内慢中子已经显著衰变。我们在这项工作中表明，与慢中子壳的β衰变产物相互作用的离子壳可以在瞬发伽马射线发射阶段或稍微延迟期间为紫外线（UV）闪光提供明亮到12级的动力，这可以在不久的将来被即将到来的卫星SWIFT检测到。
2004-10-12 astro-ph
Inverse Compton X-ray Flare from GRB Reverse Shock
本文研究了反向冲击火球的同步辐射自逆康普顿辐射。如果逆康普顿过程主导了冲击电子的冷却，则由一级康普顿散射产生的X射线耀斑将在非常早的余辉阶段出现，其中大部分冲击能量在10-100 MeV的二级散射分量中辐射。逆康普顿冷却的优势导致缺乏即时的光学闪光。我们表明，对于合理的参数，这个散射过程可以产生一个X射线耀斑的相对振幅变化的几个因素。振幅较大的耀斑和一次事件中的多个X射线耀斑很可能是由另一种机制（例如内部冲击）产生的。
2006-10-16 astro-ph
Environment and Energy Injection Effects in GRB Afterglows
在最近的一篇论文（Dai & Lu 1999）中，我们提出了一个简单的模型，其中伽马射线暴（GRB）990123的R波段余辉的光变曲线变陡是由致密介质中从超相对论相演化到非相对论相的绝热激波引起的。我们发现当介质密度约为$3\times 10^6 {\rm cm}^{-3}$时，这种模型与观测结果是相当一致的。在这里，我们将更详细地讨论这个模型。特别地，我们研究了同步辐射自吸收和能量注入的影响。稠密介质中的激波在经过一个短暂的相对论性阶段后，迅速变为非相对论性的。在非相对论阶段，激波的余辉比在相对论阶段衰减得更快。由于一些伽玛暴能源的模型预测，一个强磁毫秒脉冲星可能会在伽玛暴的形成过程中诞生，我们讨论了这样的脉冲星的影响，通过磁偶极子辐射的非相对论冲击的演变。我们发现，当冲击波从脉冲星获得的能量远远超过冲击波的初始能量后，余辉衰减会显著地变平。当脉冲星能量输入效应消失时，衰变将再次变陡。这些特征与GRB 980519，GRB 990510和GRB 980326的余辉非常一致。此外，我们的模型非常适合所有的观测数据的GRB 980519，包括最后两个检测。
2000-02-21 astro-ph
Long-time evolution of magnetic fields in relativistic GRB shocks
我们研究了在超和亚相对论天体物理无碰撞激波中由双流不稳定性产生的磁场的长期演化。基于三维PIC模拟结果，我们介绍了一个相互作用的电流细丝的二维玩具模型。在这个模型的框架内，我们证明了在远下游的区域的场相关尺度的冲击增长几乎作为光的交叉时间，λ（t）~ ct，从而使扩散场耗散效率低下。使用数值PIC模拟得到的理论尺度进行了测试。这一结果扩展了我们对伽马射线暴和其他天体中无碰撞激波结构的理解。
2004-09-15 astro-ph
Pulse Width Evolution in GRBs: Evidence for Internal Shocks
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。通过不同的时域统计分析方法，我们发现在经典的伽玛暴相位中，伽玛暴时间历程中的大幅度脉冲宽度保持显著的恒定。对于小幅度脉冲也是如此。然而，小脉冲和大脉冲在单个时间历史内不具有相同的脉冲宽度。我们发现脉冲幅度和脉冲宽度之间存在定量关系：较小的幅度峰往往更宽，幅度遵循指数约为-2.8的幂律。随机选取洛伦兹因子和每层能量模拟的内冲击符合幂律关系。这是强有力的定量证据，证明伽玛暴确实是由内部冲击引起的。宽度与宽度的依赖关系最大洛伦兹因子上的强度关系提供了一种估计该难以捉摸的参数的方法。我们观察到的幂律指数表明，Γ_{max}小于或等于10^3。我们还解释了窄的脉冲宽度分布，表明发射，发生时，一个壳超过采取另一个，产生在一个小范围的距离从中心站点。
2000-08-17 astro-ph
Bulk Compton Emission in the GRB Internal Shock Model
我们研究了体康普顿散射过程在内激波模型中的作用。我们的数值计算表明，由内部冲击产生的辐射场不影响在冲击的能量转换的效率，即使火球流出具有高度不均匀的速度分布。然而，体康普顿散射产生额外的高能量分量，特别是当流出的可变性由于注入恒定能量流的质量的调制而出现时。我们表明，各向同性能量的$10^{50-51}$尔格可以通过散射过程辐射在100 MeV-GeV的范围内，提供壳的洛伦兹因子在10和$10^4$之间变化。
2005-02-11 astro-ph
The expected photospheric emission of GRBs in the internal shock model
伽马射线暴（以下简称GRB）的迅速发射可能来自于高度相对论性的风，风通过在风本身内部形成激波将其动能转化为辐射。如果风的洛伦兹因子γ分布高度不均匀，则会发生这种"内部冲击"。考虑到这样一个变量分布的伽玛，我们估计预期的热辐射的相对论风时，它变得透明。我们比较这种发射（时间剖面+频谱）的发射产生的内部冲击。在大多数情况下，我们预测一个相当明亮的热发射，可以很容易地检测到。这有利于风的加速机制，其中主要的能量储存是在磁性而不是热形式下。这种情况可以产生与GINGA和WATCH/GRANAT观测到的类似的热X射线前兆。
2003-03-13 astro-ph
The variable X-ray light curve of GRB 050713A: the case of refreshed shocks
本文对GRB 050713 a的X射线和光辐射的光谱和时间特性进行了详细的研究。X射线光变曲线表现出很大的振幅变化，在雨燕伽玛暴中常见的三段幂律破缺基础上叠加了几个再增亮。我们的时间分辨光谱分析支持一个长寿命的中央引擎的解释，与rebrightenings一致的能量注入在刷新的冲击，在中央引擎的提示阶段产生的较慢的炮弹赶上余辉冲击在以后的时间。我们稀疏采样的光学余辉的光变曲线可以用一个单一的幂律拟合，没有大的耀斑。光学衰减指数比X射线衰减指数更平坦，尤其是在后期。
2006-07-17 astro-ph
Refreshed Shocks and Afterglow Longevity in GRB
我们考虑火球模型中的喷出物有一系列的体积洛伦兹因子，使内部（较低的$Γ$）的部分可能携带大部分的质量，甚至大部分的能量。当火球扫过外部物质时，外部激波和接触间断会减速。这种减速使得速度较慢的喷出物能够赶上，补充和重新激活反向冲击波，并增强冲击波的动量。因此，可用于为余辉提供动力的能量可能大大超过爆发本身的能量。这样的模型允许广泛的可能性的余辉演变，即使在球对称膨胀的情况下。
1997-12-18 astro-ph
The shock break-out of GRB 060218/SN 2006aj
虽然长伽马射线暴（GRB）和超新星（SNe）之间的联系已经建立，但迄今为止还没有观测到超新星爆炸的开始及其与GRB的密切联系。特别是，我们不知道伽玛射线暴喷流是如何从恒星表面出现的，也不知道伽玛射线暴的前身是如何爆炸的。在这里，我们报告了密切GRB 060218的观测结果及其与SN 2006 aj的联系。除了经典的非热发射外，GRB 060218在其X射线光谱中还显示出热成分，随着时间的推移，它会冷却并转移到光学/紫外波段。我们解释这些功能所产生的爆发冲击驱动的温和的相对论性壳到周围的祖先密集的风。我们的观测使我们第一次能够捕捉到超新星爆炸的行为，直接观察到激波爆发，并提供了强有力的证据，证明GRB的祖先是沃尔夫-拉叶星。
2006-05-26 astro-ph
Coherent Radiation in Gamma-Ray Bursts and Relativistic Collisionless Shocks
我们认为相干辐射可能发生在相对论性无碰撞激波通过双流韦伯不稳定性。相干性将辐射功率放大了许多数量级[伽马射线暴（GRB）中的$\sim 10^{12}$]，粒子在随机化之前冷却得非常快。我们认为：（1）伽玛暴伴随着强烈的红外辐射，（2）质子有效地将能量传递给电子，（3）瞬发伽玛暴可能是上散射相干辐射。
2005-10-27 astro-ph
When Do Internal Shocks End and External Shocks Begin? Early-Time Broadband Modelling of GRB 051111
即使雨燕卫星促进了伽马射线暴（GRB）研究的复兴，也很少有爆发既有长波长的同期观测，又有电磁波谱后期的精确观测。在这里，我们提出了同时期的成像KAIT机器人光学望远镜，密集的光学采样与Lulin，并补充了红外数据从PAIRITEL和无线电伽马射线数据的文献。这是第一次，我们可以测试内部-外部冲击范例中的微物理参数的恒定性，并仔细跟踪从伽玛射线暴到周围介质的能量流动。在GRB 051111开始后不到1分钟的时间里，KAIT数据与瞬发辐射的衰落伽马射线尾部一致，表明能量平稳地重新注入到激波中。在GRB后1.5分钟开始的观测中，颜色没有明显的变化，并持续到爆发后的第一个小时。最佳拟合模型在后期（t~10^4 s）存在消色差的通量调制，这可能是由于外部密度的变化。我们发现，主星系的灭绝是很好的拟合的曲线类似的小麦哲伦云。低可见消光（A_V约为0.2等），结合X射线和光学光谱测定的高柱密度（N_H> 10^21 cm^-2），表明尘埃与金属的比例较低，轻金属可能过量。总消光与选择性消光之比（R_V~2）很小，这与γ射线暴对尘埃的破坏作用相矛盾. IR/光学/UV光谱能量分布和软X射线吸收的时间恒定性表明，吸收材料不是本地的伽玛射线暴。
2006-11-03 astro-ph
Is GRB 050904 a super-long burst?
在考虑同步辐射过程的内激波模型下，假设所有内激波能量几乎相等，分析了不同观测时刻下不同半径的伽马射线暴（GRB）辐射。我们将该模型应用于GRB 050904，发现我们的分析结果可以为GRB 050904的多波段观测提供一个自然的解释。这表明，X射线耀斑发射和这次爆发的光学发射可能源于内部冲击，这是由于从中央发动机喷射出的能量几乎相等的炮弹之间的碰撞。因此GRB 050904看起来是一个具有超长中央引擎活动的爆发。
2007-03-07 astro-ph
Gamma-ray burst internal shocks with magnetization
（请注意，摘要已显着缩短）我们研究伽马射线暴（GRB）的内部冲击与中等磁化，磁化参数$σ$范围从0.001到10。通过引入一个参数$k$（$0<k\leq 1$），即上游和下游的电场强度之比，考虑了剥离磁化壳层中可能存在的磁耗散.通过求解一般的MHD跳跃条件，我们证明了具有磁耗散的激波的动力学演化不同于我们所熟悉的理想MHD极限下的动力学演化。考虑到GRB 021206可能具有高度的线偏振，以及GRB 990123和GRB 021211中可能存在高度磁化流，我们认为具有中等磁耗散的轻度磁化内激波模型（$0.01<σ<1$）是解释GRB瞬发数据的一个很好的候选模型。
2004-08-26 astro-ph
The optical flare and afterglow light curve of GRB 050904 at redshift z=6.29
GRB 050904非常有趣，因为它是迄今为止已知的最遥远的GRB事件（$z=6.29$）。据报道，在瞬发高能发射阶段，探测到一个非常明亮的光学耀斑，它与X射线耀斑在时间上是一致的。本文用两种模型来解释耀斑，一种是“晚期内激波模型”，其中耀斑是由晚期内激波加速的电子的同步辐射产生的，而X射线耀斑是由同步辐射自康普顿机制产生的。另一种是外部正-反激波模型，其中光学耀斑来自反激波发射，X射线耀斑归因于中心发动机活动。我们发现，在适当的参数，一个明亮的光学耀斑可以出现在这两个模型。我们认为“晚期内激波模型”更受青睐，因为在该模型中，闪光和X射线耀斑具有相同的起源，这为它们的时间重合提供了一个自然的解释。在前向-反向激波的情况下，对光学耀斑和后期余辉的拟合表明，反向激波的物理参数与前向激波的物理参数有很大的不同，正如先前在GRB 990123的光学闪光的模拟中所发现的那样。
2005-12-07 astro-ph
GRB060218: A Relativistic Supernova Shock Breakout
我们表明，GRB 060218的即时和余辉X射线发射，以及其早期（t<=1 d）光学紫外发射，可以用辐射介导的冲击传播通过致密祖星进入致密风的模型来解释。在这个模型中，当v/c=0.85的相对论性较弱的激波（携带几个10^49尔格的能量）到达风光球层（汤姆逊光球层）时，产生了瞬发热X射线辐射，在那里激波后的热辐射被释放，激波变得没有碰撞。采用这种解释的热X射线发射，随后的X射线余辉的预测，由于同步辐射和逆康普顿散射SN紫外光子的电子加速在碰撞冲击。早期的光紫外辐射也被预测，这是由于在激波通过时被加热到高温的恒星外δM ~10^{-3} M_sun包层的冷却。观测到的X射线余辉和早期光紫外发射都与该模型中预期的一致。对早期光紫外辐射的详细分析可以提供恒星表面附近密度分布的详细约束。
2007-06-03 astro-ph
Shock break-out: how a GRB revealed the beginnings of a supernova
2006年2月，斯威夫特捕捉到了一个正在转变成超新星的伽玛暴，并首次直接观测到了超新星冲击波的爆发和早期膨胀。GRB 060218开始于一个异常长的非热伽马射线爆发，持续超过2000 s，因为一个喷流爆发通过恒星表面。在这个过程中，超新星爆炸的冲击波产生的光学厚度的热分量变得突出，我们能够跟踪这个壳的温和相对论膨胀，因为黑体峰从X射线移动到紫外线和光学波段。冲击波的初始半径表明它是一颗爆炸的蓝超巨星，但超新星光谱中缺乏氢发射线表明它是一颗更紧凑的恒星。最有可能的情况是，冲击波冲入沃尔夫-拉叶祖先的大规模恒星风中，冲击波爆发，一旦到达风变得光学稀薄的半径，我们就可以看到。我将介绍斯威夫特对这一具有里程碑意义的事件的观察，并讨论它留给我们的新问题和答案。
2007-01-29 astro-ph
GRB blastwaves through wind-shaped circumburst media
背景：长伽马射线暴（GRB）的祖先中有很大一部分被认为是大质量恒星。因此，长伽玛暴的研究需要模拟超相对论性爆炸波通过环绕大质量恒星的环暴介质的传播。我们模拟了一个各向同性的，绝热的相对论性火球膨胀到风形介质周围的一个大规模的伽玛射线暴祖。环暴流介质是由一个实际分层的恒星风区，其终端冲击，其次是一个区域的冲击风的特点是一个恒定的密度。目的：我们跟踪了爆炸波的所有阶段的演化，包括极快的加速到洛伦兹因子75的流动，与恒星风相互作用的减速，风终止激波的通道，直到它通过激波的传播。方法：我们使用自适应网格细化通用平流代码来跟踪火球的演变。结果如下：我们表明，从纯热超相对论动力学制度的加速是突然的，并产生内部结构的冲击波。由于自适应网格，我们在所有阶段都解决了这个超相对论壳的结构。我们评论的动力学作用所发挥的前向和反向冲击对在与自由恒星风的相互作用的阶段，并清楚地识别复杂的冲击为主的结构时，壳穿过终端冲击。结论：我们表明，在我们的模型中，终端冲击是采取相对接近的大质量的恒星，自相似的阶段的Blandford-McKee型减速只能产生在恒定密度，冲击风区。
2007-04-19 astro-ph
Analysis of X-ray flares in GRBs
本文详细研究了几个伽玛暴的X射线耀斑辐射的光谱和时间特性。我们选择了一个伽玛暴的样品，它的X射线光变曲线具有很大的振幅变化，在雨燕伽玛暴中经常看到的三段幂律破坏的基础上叠加了几个重亮。我们试图了解这些波动的起源，给出一些诊断，以区分刷新冲击和后期内部冲击。对于一些突发，我们的时间分辨光谱分析支持解释一个长寿命的中央发动机，与rebrightenings一致的能量注入在刷新的冲击较慢的壳在中央发动机的提示阶段赶上余辉冲击在以后的时间。
2006-10-17 astro-ph
