The Energy Distribution of Long Duration GRBS
伽马射线暴中的能量释放是关于其“内部引擎”性质的最有趣的线索之一。我们在这里表明，总能量释放的伽玛暴的变化小于一个数量级从一个突发到另一个，而发射的能量在$γ$射线光子的变化超过一个数量级。这一结果表明，长持续时间的伽玛暴的中央发动机有一个显着的恒定的能量输出，提供了非常重要的约束，这些神秘的爆炸的性质。观测到的$γ$ -射线通量的较宽分布（宽度约为三个数量级），部分归因于准直爆炸的张角的变化，部分归因于穿过射流的洛伦兹因子的变化以及将爆炸动能转换为$γ$ -射线的可变效率。
2001-09-20 astro-ph
No supernovae detected in two long-duration Gamma-Ray Bursts
强有力的证据表明，长时间的伽马射线暴（GRB）是在大质量恒星坍缩过程中产生的。在标准版本的坍缩星模型中，一颗宽线且明亮的Ic型核心坍缩超新星（SN）伴随着GRB。这种关联已经在对附近几个伽玛暴的观测中得到证实。最近的观测表明，一些长持续时间的伽玛暴是不同的。没有SN辐射伴随着长持续时间的GRB 060505和060614下降到比任何已知的Ic型SN更暗的极限，比伴随GRB 980425的原型SN 1998 bw暗数百倍。早期余辉的多波段观测，以及宿主星系的光谱学，排除了明显的尘埃遮蔽的可能性。此外，爆发起源于恒星形成的星系，在GRB 060505的情况下，爆发局限于其宿主星系螺旋臂中的一个紧凑的恒星形成结。我们发现，宿主星系的属性，爆发的持续时间长，在GRB 060505的情况下，爆发的位置在其主机内，都意味着一个大规模的恒星起源。因此，在如此深的范围内没有SN表明了一种新的大质量恒星死亡现象。
2007-03-27 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
Reclassification of gamma-ray bursts
我们已经应用了两种不同的自动分类算法的BATSE当前的伽玛暴目录数据，我们得到三个不同类别的伽玛暴。我们的研究结果证实存在的第三个，中间类的伽玛暴，平均持续时间\sim 25-50秒，从聚类分析和神经网络算法推导。我们的分析表明持续时间比Mukherjee等人（1998）和Horvath（1998）发现的更长，后者的中间类持续时间为\sim 2-10 s。从神经网络分析中没有发现两个最长类之间的硬度差异，从这两种方法中，我们发现，中等持续时间类构成的伽玛暴在其空间分布中最均匀的样本，而最长持续时间类构成的最不均匀的一个<V/V_max> \sim 0.1，因此是最深的伽玛暴与z_max \sim 10的人口。以前在长爆发中发现的空间不均匀性随着硬度的增加而增加的趋势，只适用于这个新的持续时间最长的类。
2001-08-16 astro-ph
No supernovae associated with two long-duration gamma ray bursts
现在人们普遍认为，长时间的伽马射线暴（GRB）是在大质量恒星坍缩过程中产生的。标准的“Gracsar”模型预测，每一个长持续时间的GRB都伴随着一颗宽线的发光的Ic型核心坍缩超新星（SN）。这种关联已经在对附近几个伽玛暴的观测中得到证实。在这里，我们提出了两个附近的长持续时间的伽玛射线暴，挑战这个简单的观点的观察。在GRB 060505和060614中，我们证明了没有SN辐射伴随着这些长持续时间的爆发，比伴随GRB 980425的原型SN 1998bw弱数百倍，比任何观测到的Ic型SN都要弱。对早期余辉的多波段观测，以及宿主星系的光谱学，排除了明显的尘埃遮蔽的可能性，并表明爆发起源于恒星形成区。没有SN到这样深的限制是定性不同的所有以前附近的长伽玛射线暴，并提出了一种新的现象学类型的大质量恒星死亡。补充材料：现在，我们已经在恒星形成区观察到了SN较少的GRB，这表明未检测到SN并不排除大规模的祖先。伽玛射线暴的位置，即在恒星形成区或在较老的组成部分，可能是区分合并的致密天体和作为祖先的大质量恒星的唯一方法。事实上，已经发现几个短伽马射线暴的宿主星系和一些长持续时间伽马射线暴的宿主星系一样活跃。伽玛射线暴的标签“长”和“短”已经成为“大质量恒星”和“其他祖先”的同义词。这些区别可能需要放宽。
2007-01-22 astro-ph
The hardness-duration correlation in the two classes of gamma-ray bursts
利用4 B星表数据研究了伽马射线暴的硬度-持续时间关系。我们发现，虽然硬度比和持续时间是明显相关的4 B目录的整个集合，它们是不相关的两个子集划分在2秒的持续时间。然而，对于具有可比大小的其他子集，这两个量显著相关。由此得出以下结论：（1）证实了两类伽玛暴的存在;（2）这两类伽玛暴的硬度比和持续时间完全不相关;（3）不同类型的伽玛暴具有不同的硬度比和持续时间的分布，正是这种差异导致了整组伽玛暴的硬度比和持续时间之间的相关性。
2000-05-29 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
Superlong GRBs
我们在爆发和瞬变源实验（BATSE）的档案记录中寻找异常长的伽玛暴（GRB）。我们发现了10个明显的超长（>500 s）伽玛暴，它们几乎是连续发射的，其中9个是BATSE星表中已知的，但5个没有持续时间的估计，我们首次发现了一个爆发。我们还检测到发射事件由长时间的沉默（长达1000秒），总持续时间为1000- 2000秒。在后一种情况下，由于BATSE较差的角分辨率，我们无法得出关于发作的共同起源的明确结论。然而，对于大多数这样的伽玛暴对来说，独立伽玛暴重合的概率远低于1，所有这些都是重合的概率是10 E-8。所有的事件都有一个典型的伽玛暴的硬度比（不同能量通道的计数率之比），它们独特的持续时间不太可能与它们的高红移有关。超长暴在性质上与典型的长（> 2s）暴没有区别。我们估计，在BATSE样本中，流量高达0.1 ph cm^{-2} s^{-1}的长伽玛暴中，超长伽玛暴（>500 s）的比例在0.3%到0.5%之间，这高于基于BATSE目录的估计。
2005-10-07 astro-ph
Extracting energy from black holes: Short-GRBs, Long-GRBs and GRB afterglows
综述了作为伽马射线暴（GRB）现象起源的黑洞可提取能量。
2004-03-09 astro-ph
The Variability of Gamma-Ray Bursts that Create Afterglows
我们考虑的变化特性的伽马射线暴（GRB），产生明亮的光学和较长波长的瞬态余辉（A-GRB）是相同的一个更大的，包括样品的明亮，长时间的GRB，仅选择他们的伽玛射线发射。这个样本可能包括一个重要的人口的物理上不同的“黑暗”或“微弱的余辉”伽玛射线暴具有不同的变化特性，或可能由一个单一的人口，其中一些缺乏余辉只是因为观测选择效应。我们认为，结构函数是最合适的方法来测量突发的变化，因为它们的瞬态和非周期性。我们定义一个简单的统计：在观察者坐标系中测量的0.1至1 s与0.1至10 s的集成结构函数的比值。为了避免仪器的影响，我们限制我们的分析伽玛暴与BATSE数据。将10个A-GRB与大约500个爆发的“主要”样本进行比较，我们发现只有0.03个样本来自同一人群的概率，A-GRB在亚秒时间尺度上的功率相对较小。我们的结论是，这一结果是初步的证据的性质的变化，影响伽马射线和余辉性质的长持续时间的伽玛射线暴的伽玛射线暴的祖先。此外，我们的方法分析变异性确定了一个特征的时间尺度为1秒，低于该可变性被抑制，并发现在更高的伽马射线能量增加的短时间尺度的变化的趋势。我们认为具有最亚秒时间尺度变化的长持续时间伽玛暴可能是短持续时间伽玛暴的相对明亮的例子。
2005-02-12 astro-ph
Constraints on Type Ib/c and GRB Progenitors
虽然有强有力的支持，作为长期伽马射线暴（GRB）的动力源，我们仍然不知道这些爆炸的祖先。在这里，我们回顾了目前的一套祖方案的长持续时间的伽玛暴和这些方案的观测限制。研究这些，我们发现，单星模型不能是唯一的祖先长持续时间的伽玛暴。几个二元祖先可以匹配坚实的观测约束，也有可能匹配我们目前在观测中看到的趋势。Ib/c型超新星也可能主要产生于双星中，我们讨论了这些爆炸的祖先和那些长持续时间的GRB之间的关系。
2007-02-13 astro-ph
Physical Difference between the short and long GRBs
我们使用持续时间和注量为BATSE短爆发和长爆发样本提供了单独的双变量对数正态分布拟合。我们发现，这些拟合提出了一个证据的能量密度和持续时间之间的幂律依赖，具有统计学意义的不同指数的长和短组。我们认为，这种效应可能是真实的，这两个子群是不同的物理现象。这可以为长和短突发的模型提供潜在有用的约束。
2007-02-06 astro-ph
HETE-2 Localizations and Observations of Four Short Gamma-Ray Bursts: GRBs 010326B, 040802, 051211 and 060121
在这里，我们报告的本地化和属性的4个短持续时间的伽玛暴定位的高能瞬变资源管理器2号卫星（HETE-2）：伽玛暴010326 B，040802，051211和060121，所有这些都被发现的法国伽玛望远镜（Fregate）和本地化的宽场X射线监视器（WXM）和/或软X射线相机（SXC）仪器。我们讨论了八个可能的标准，以确定这些伽玛暴是“短人口爆发”（SPBs）或“长人口爆发”（LPB）。这些判据是：（1）持续时间，（2）脉冲宽度，（3）光谱硬度，（4）光谱滞后，（5）伽玛射线辐射的能量Egamma（或等价地，伽玛暴喷流的动能EKE），（6）爆发后是否存在一个长而软的隆起，（7）爆发在宿主星系中的位置，（8）宿主星系的类型。特别是，我们已经开发了一种可能性的方法来确定的概率，一个突发是SPB或LPB的基础上，其T90持续时间。所得到的概率分布的一个显著特征是，在T90持续时间处，突发具有是SPB或LPB的相等概率，该持续时间是T90 = 5s，而不是通常使用的T90 = 2s。本文详细讨论的所有四个短持续时间爆发在Fregate 30-400 keV能量带中的T90持续时间分别为1.90、2.31、4.25和1.97秒，产生概率P（S| T90）= 0.97、0.91、0.60和0.95，这些突发是仅基于它们的T90持续时间的SPB。所有四个爆发也都有与零一致的光谱滞后。这些结果提供了…
2006-06-03 astro-ph
Quiescent times in gamma-ray bursts: I. An observed correlation between the durations of subsequent emission episodes
虽然已经探测到了2000多个天文伽马射线暴（GRB），但造成这些事件的确切起源却不得而知。在伽玛暴中观察到的时间现象可以显著地约束不同的模型。在这里，我们分析的时间历史的一个样本的明亮，长的伽玛暴，寻找那些表现出相对较长的（超过5%的总爆发持续时间）的静止时间，定义为相邻的事件之间的间隔期间，伽玛射线计数率下降到背景水平的排放。我们发现一个定量关系的持续时间的排放插曲和静止时间过去了，因为前一集。我们在这里建议，负责提取和能量耗散的机制必须发生在一个亚稳定的配置，这样的积累时间越长，更高的是存储的能量可用于下一个发射情节。
2001-02-12 astro-ph
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
2005-02-11 astro-ph
On the origin of X-ray Flashes
利用伽马射线暴（GRB）及其余辉（AG）的炮弹（CB）模型，分析了X射线闪光（XRF）及其AG的观测资料。我们的观察结果支持CB模型的解释，XRFs，像GRB一样，是由类似于SN1998BW的核心坍缩超新星（SNe）爆炸产生的，由高度相对论性CB的喷流。XRFs和GRB本质上是相同的物体，但是XRFs的视角（相对于喷流方向）通常比“经典”的长持续时间GRB的典型视角大几倍。应该有XRFs，到目前为止还没有观察到，持续时间类似于短伽玛射线暴。
2004-02-24 astro-ph
The Host Galaxies of Short-Duration Gamma-Ray Bursts: Luminosities, Metallicities, and Star Formation Rates
一些短持续时间的伽马射线暴（GRB）与椭圆星系的关联表明，它们的祖先与长GRB不同，属于古老的恒星星族。然而，大多数短伽玛暴似乎发生在恒星形成星系中，这增加了一些祖先与最近的恒星形成活动有关的可能性。在这里，我们提出了这些主机的光谱和测量它们的光度，恒星形成率和金属丰度。恒星形成率为0.2-6 Msun/yr，金属丰度为12+log（O/H）~8.5-8.9（Z~0.6-1.6 Zsun）。通过与长伽玛暴宿主的详细比较，发现长伽玛暴系统地具有较高的光度，较低的比恒星形成率（SFR/L_B）约为一个数量级，而金属丰度约为0.6 dex。短伽马射线暴和长伽马射线暴宿主来自同一个星系分布的K-S概率仅为10^-3。另一方面，在z~0.1-1范围内，短伽玛暴宿主与场星系的比恒星形成率和光度-金属丰度关系具有很好的一致性。因此，我们得出结论，短伽玛暴主机不像长伽玛暴主机年轻的恒星星族占主导地位。相反，短伽玛射线暴的宿主似乎是均匀地从底层星系分布，这表明祖先有一个广泛的年龄分布的几个陀螺仪。
2008-05-04 astro-ph
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。
2002-10-18 astro-ph
On the GRB progenitors: possible consequences for supernovae connection with gamma-ray bursts
使用6 m望远镜获得的GRB 970508光学瞬变（OT）的$BVRI$光变曲线的独特数据已在超新星（SNe）与长持续时间伽马射线暴（GRB）之间直接联系的概念框架内进行了解释。对于OT GRB 970228，在$I_{c}$波段的影响必须最大。对于GRB 970508的OT，建议SN的峰值绝对（$M_{B}$）星等必须在-19.5左右。因此，除了GRB 970228，GRB 980326，990712，991208的OT光变曲线上的特征“肩膀”之外，还发现了更多的证据表明GRB与Ib/c型SNe（或核心坍缩SNe）之间的联系，这可能是支持大质量恒星是长持续时间GRB祖先的观点的论据。如果所有或大部分长持续时间的伽玛暴都与超新星有关，那么伽玛暴的宿主星系（至少对于地面观测来说）必须比超新星的峰值亮度更暗。如果某种GRB/SN关系确实存在，并且如果所有或至少大部分长持续时间GRB都与SNe有关，那么作为结果，我们就有一个非常强的$γ$射线，其立体角高达$Ω_{beam} \sim (10^{-5} - 10^{-6})\cdot 4π$。此外，在伽玛暴（970508，970828，991216，000214）的X射线余辉谱中观测到铁的K $_α$线，以及与伽玛暴990705同时观测到中性铁（7.1keV）的红移吸收特征，也是支持伽玛暴起源于大质量恒星的证据。
2001-07-20 astro-ph
How common are long Gamma-Ray Bursts in the Local Universe?
到目前为止，探测到的两个最近的伽马射线暴（GRB 980425和060218）都是低亮度、光谱柔和、持续时间长的爆发，光变曲线平滑、单峰。只有大约100个伽玛暴被测量到红移，例如，仅在BATSE目录中就有2704个伽玛暴。因此，似乎有理由认为，其他附近的伽玛暴已经被观测到，但没有被确定为相对较近。在这里，我们寻找BATSE长持续时间伽玛暴和星系样品的后退速度v <= 11，000 km/s（z = 0.0367，~ 155 Mpc）从两个目录的附近星系之间的统计相关性。我们还研究了使用突发子样本的相关性，这些子样本的属性类似于两个已知的附近突发。我们的研究结果表明，整个长伽玛暴样本的相关性保持一致，零出最高半径考虑，而一个子样本选择低通量，光谱软，平滑的单峰光变曲线（177爆发）表明增加的相关性与星系内~ 155 Mpc。测量的相关性（样本的28% +/- 16%）表明BATSE每年观察到2到9个长持续时间的伽玛射线暴，类似于伽玛射线暴980425和060218，并且距离相似。这意味着在155 Mpc范围内观测到的局部速率密度为700 +/- 360 Gpc^{-3}yr^{-1}。
2007-08-16 astro-ph
Physical origin of X-ray flares following GRBs
雨燕的主要成就之一是发现了不稳定的X射线耀斑，其中包含近一半的伽马射线暴（GRB），包括长持续时间和短持续时间类别，以及传统的硬GRB和软X射线闪光（XRF）。在这里，我审查的论点，支持的建议，他们是由GRB的中央引擎的重新激活，和发射网站通常是“内部”，即在一个距离内的前冲击波阵面。在耀斑的衰落阶段，表征衰减光变曲线斜率的曲率效应提供了一个重要的线索。然后，我将讨论几个建议，重新启动伽玛射线暴中央引擎和评论如何未来的观测可能有助于揭开物理起源的X射线耀斑。
2006-02-25 astro-ph
The Host Galaxy of GRB 060505: Host ISM Properties
我们研究了GRB 060505的ISM环境。使用光学发射线诊断比，我们比较了ISM性质的GRB 060505主机区域与主机的明确的长，短持续时间的GRB。我们发现，金属丰度，电离状态，和恒星形成率的GRB 060505环境更符合短持续时间的GRB比长持续时间的GRB。我们比较了GRB 060505区域的金属丰度和恒星形成率与GRB 060505宿主星系内的其他四个恒星形成区域。我们发现GRB 060505区域和其他四个宿主区域之间的金属丰度或恒星形成率没有显着变化。我们的研究结果与GRB 060505的致密天体合并祖先一致。
2007-08-06 astro-ph
Temporal properties of short GRBs
我们分析了BATSE 4 B星表中的明亮短暴样本，发现许多短暴是高度可变的（$δt_{min}/T\ll 1$，其中$δt_{min}$是最短脉冲持续时间，T是短暴持续时间）。这表明，短期爆发不太可能由外部冲击产生。我们还分析了一些长爆发的可用（前1-2秒）高分辨率（TTE）数据。我们发现，在10毫秒的时间尺度上的变化是常见的长爆发。这一结果表明，一些长爆发甚至比以前认为的更易变（$δt_{min}/T\approx 10^{-4}-10^{-3}$）
2001-11-26 astro-ph
Is the Redshift Clustering of Long-Duration Gamma-Ray Bursts Significant?
这26个具有已知红移的长持续时间伽马射线暴（GRB）形成了一个独特的宇宙学集合，与其他宇宙学探测器（如类星体和星系）不同。由于祖先现在被认为与活跃的恒星形成有关，并且由于爆发辐射穿透尘埃，因此希望通过统一选择的样本，GRB的大尺度红移分布可以帮助限制宇宙的恒星形成历史。然而，我们发现，强烈的观测偏差，在地面红移的发现阻碍了一个干净的确定大规模的伽玛暴率，因此，连接的伽玛暴的恒星形成的历史。然后，我们专注于小规模（集群）分布的性质的GRB红移。当相对于当地哈勃流的日心运动进行校正时，观测到的红移似乎显示出聚集的倾向：26个GRB中有8个发生在另一个GRB的后退速度差为1000 km/s的范围内。也就是说，在宇宙时间的30 h_65^-1 Myr内发生了4对伽马射线暴，尽管它们在天空中是因果分离的。我们研究这种聚类的意义。比较从模拟中预期的接近红移对的数量与观察到的结果表明，在本样本中没有显著的小规模聚集过度;然而，四个接近的对只出现在大约20%的模拟数据集中（聚集的精确意义取决于建模的偏差）。最后，我们提出了一些推动力和建议，为未来精确的伽玛暴红移测量。
2004-03-18 astro-ph
Short-Hard Gamma-Ray Bursts
观测到两种类型的伽马射线暴：短持续时间硬谱伽玛暴和长持续时间软谱伽玛暴。长期以来，长伽玛暴一直是人们研究的热点，而短硬伽玛暴（SHB）观测资料的缺乏限制了对它的研究。2005年，在第一次探测到SHB余辉之后，出现了突破性进展，这是伽马射线爆发之后的更长波长的发射。类似于长伽玛暴，余辉探测导致SHB宿主星系的识别和测量其红移。这些观测结果表明，SHB是宇宙学上的相对论性源，与长伽玛暴不同，它并不起源于大质量恒星的坍缩，因此构成了一种独特的物理现象。一个可行的SHB起源模型是致密双星系统（双中子星或中子星和黑洞）的合并，在这种情况下，SHB是强引力波源的电磁对应物。本文综述了近年来SHB的理论和观测研究进展，并首次提出了新的理论结果。
2007-06-20 astro-ph
The BATSE-Swift luminosity and redshift distributions of short-duration GRBs
我们比较了由BATSE短硬爆（SHBs）峰值通量分布推断的光度函数和速率与Swift/HETE II观测到的SHBs的红移和光度分布。虽然雨燕/HETE II SHB样本与遵循恒星形成率的SHB人口不兼容，但它与反映SFR后延迟时间分布的SHB率兼容。如果SHB与双中子星合并有关，情况就是这样。然而，现有的数据允许有不同的解释。例如，一个速率与红移无关的总体非常适合数据。我们发现的隐含SHB率范围为$\sim 8$至$\sim 30h_{70}^3$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$。这比以前估计的比率高得多。然而，对最佳拟合模型的详细（二维）观察显示，四种Swift/HETE II SHB与基于BATSE SHB的模型之间存在一些差异。这可能是统计上的侥幸。它也可能产生于对触发标准的错误估计或选择效应。如果这是真的，则可能表明存在两个具有不同光度函数和红移分布的SHB种群。
2006-01-19 astro-ph
Milagro Constraints on Very High Energy Emission from Short Duration Gamma-Ray Bursts
最近，雨燕和HETE卫星对短而硬的伽马射线暴（GRB）的快速定位，导致了对第一次余辉的观测和对这种类型暴的第一次红移的测量。探测到大于100 GeV的对应物将对GRB机制产生强大的限制。2000年1月至2006年12月期间，在米拉格罗伽马射线观测站的视野内发生了17次由卫星探测到的短持续时间（< 5 s）伽马射线暴。我们已经搜索了Milagro的数据，以寻找这些GRB的>100 GeV对应物，并没有发现与这些爆发相关的显着发射。由于高能伽马射线被河外背景光（EBL）吸收，因此只能在红移小于~0.5时探测到。虽然大多数长持续时间的伽玛暴发生在红移高于0.5，相反的是被认为是正确的短伽玛暴。因此，检测到的VHE信号的缺乏允许设置有意义的注量限制。样本中的一个伽玛暴（050509 b）可能与一个红移为0.225的星系有关，而另一个（051103）则暂时与附近的星系M81有关。对于EBL吸收，可以使用已知的测量红移，或者计算红移为0.1和0.5以及z=0的情况下的相应吸收来校正通量限制。
2007-05-10 astro-ph
Superlong Gamma-Ray Bursts
在BATSE/GRO发射之前，伽玛暴似乎是一种持续时间长达约100秒的统一现象。BATSE已经检测到许多超过100 s的事件，还有一些超过500 s。我们对1024 ms连续BATSE记录进行了离线扫描，发现了几个BATSE GRB触发事件的非触发事件，这些事件确信属于相同的GRB。也有几对爆发是单个超长（“超长”）伽玛暴的候选者，持续时间可达2000秒。它们在500- 2000 s的发射是瞬发而不是余辉。这些超长伽玛暴可能属于“长"伽玛暴，构成其持续时间分布的尾部。这类事件的存在可以限制某些模型，在硬X射线余辉的研究中应予以考虑。
2003-05-27 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
The host galaxies of long-duration GRBs in a cosmological hierarchical scenario
我们开发了一个Monte Carlo程序，在宇宙学流体动力学模拟中产生与和谐模型一致的长持续时间伽马射线暴（LGRB）事件。随着结构的组装，LGRB在形成今天星系的子结构中产生。我们采用的是双星系统模型，因此LGRB是由单个大质量恒星在其演化的最后阶段产生的。我们发现，所观察到的性质的LGRB宿主星系（HGs）的再现，如果LGRB也需要产生的低金属丰度的恒星。低金属丰度条件下的LGRB的祖星选择了一个样本的平均气体丰度为12 + logO/H8.6的HG。对于z<1的低金属丰度LGRB祖先的模拟HG往往是微弱的，缓慢的旋转与高恒星形成效率，与一般的星系人口相比，与观测一致。在更高的红移，我们的研究结果表明，较大的系统与高恒星形成活动也可能有助于从低金属丰度的祖先LGRB的产生，因为分数的低金属丰度气体可用于恒星形成增加所有系统的回望时间。在我们的LGRB模型的假设下，我们的结果支持LGRB可能是高红移恒星形成的无偏示踪剂的说法。
2007-02-05 astro-ph
What made GRBs 060505 and 060614?
最近观测到的两个附近的SN-少长持续时间的伽马射线暴（GRB），这两个暴在其瞬发发射中没有明显的特征，这表明了一种新的大质量恒星死亡的现象学类型。在这里，我们简要地回顾了这些爆发的观测特性和他们提出的主机，并讨论是否需要一个新的伽玛暴分类方案。
2007-04-11 astro-ph
A Possible New Distance Indicator -Correlation between the duration and the X-ray luminosity of the shallow decay phase of Gamma Ray Bursts-
利用Swift X射线望远镜（XRT）研究了2005年1月至2006年12月期间观测到的伽玛暴早期X射线余辉的浅衰变相特征。我们发现，在X射线光变曲线Tbrk ^0中，从浅衰变到正常衰变跃迁的本征断裂时间与浅衰变阶段结束时的各向同性X射线亮度（LX，end）有适度的相关性，Tbrk ^0 =（9.39+/-0.64）*10^3s（LX，end/10^47 ergs/s）^（-0.71+/-0.03），而Tbrk^0与瞬发发射Egamma，iso的各向同性伽马射线能量相关性很弱。利用Tbrk^0 - LX，end关系，我们确定了33个伽玛暴的赝红移。我们比较了11个伽玛暴的赝红移与实测红移，发现均方根误差为0.17（log z）。根据这个伪红移，我们估计约15%的雨燕伽玛暴具有z > 5。这种距离指示器的优点在于：（1）它只需要X射线余辉数据，而其他方法如Amati和Yonetoku关联需要瞬时发射的峰值能量（Ep），（2）与Amati关联不同，红移是唯一确定的，没有红移简并，（3）在深空观测之前估计红移，以便选择可能的高红移伽玛暴进行详细观测。
2007-11-06 astro-ph
A New Population of High Redshift Short-Duration Gamma-Ray Bursts
短持续时间伽玛暴的红移分布是一个关键的，但目前零碎的，线索的性质，他们的祖先。在这里，我们提出了9个短伽玛射线暴的光学观测与双子座，麦哲伦和哈勃太空望远镜。我们探测到两个短爆发的余辉和宿主星系，以及两个已知光学余辉位置的额外爆发的宿主星系，以及五个X射线位置（<6“半径）的宿主星系。在这9个例子中，我们发现有8个最可能的宿主星系是暗淡的，R~23-26.5等，因此与前几个R~17-22等，z<0.5的短伽玛暴宿主星系截然不同。事实上，我们测量的光谱红移z~0.4-1.1的四个最明亮的主机。与大视场星系样本以及长伽玛暴和以前短伽玛暴的宿主的比较表明，较暗的宿主可能位于z>1。我们最保守的限制是，五个没有已知红移的宿主中至少有一半位于z>0.7（97%置信水平），这表明大约1/3-2/3的短伽玛暴起源于比以前确定的更高的红移。这有两个重要的含义：（i）我们将可接受的年龄分布限制为宽对数正态分布（sigma>1），τ ~4-8 Gyr，或幂律分布，P（τ）~ τ ^n，-1<n<0;（ii）对于低红移短暴，推断的各向同性能量E_{gamma,iso} ~10^50-10^52 erg明显大于~10^48-10^49 erg，这表明能量释放或射流张开角的大范围。最后，我们重申了短伽玛暴作为潜在引力波源的重要性，并发现保守的Advanced LIGO探测率约为2-6年^-1。
2007-03-23 astro-ph
The optical afterglow of the short gamma-ray burst GRB 050709
长期以来，人们都知道有两类伽马射线暴（GRB），主要区别在于它们的持续时间。我们对长持续时间伽马射线暴（持续时间超过2秒）的理解的突破，最终将它们与高能Ic型超新星联系起来，来自于它们长寿命X射线和光学余辉的发现，最终可以获得精确和快速的源定位。X射线定位最近已经成为短（持续时间<2秒）伽马射线暴，这已经逃避了30多年的光学检测。在这里，我们报告的第一个发现的瞬态光发射（R波段的幅度~23）与短爆发; GRB 050709。光学余辉的定位精度为亚弧秒，位于蓝矮星星系的外围。的光学和X射线余辉性质34小时后的GRB让人想起的余辉长GRB，这是由于同步辐射从超相对论喷出物。然而，我们没有探测到超新星，就像在大多数附近的长伽玛射线暴余辉中发现的那样，这表明短伽玛射线暴的起源不同。
2005-10-04 astro-ph
Opaque or transparent? A link between neutrino optical depths and the characteristic duration of short gamma-ray bursts
宇宙学上的伽马射线暴（GRB）被认为是发生在剧烈的超临界吸积到恒星质量的黑洞上，或者是在大质量恒星的核心坍缩之后，或者是在紧凑的双星合并之后。这种二分法可以反映在具有不同持续时间的两类突发中。如果要建立特征的、相关的时间尺度，这些系统演化的动力学计算是必不可少的。我们在这里显示的第一次的动力学模拟的结果，持续约一秒，合并后的吸积盘周围的黑洞，使用一个现实的状态方程，并考虑中微子发射过程。我们发现，包括中微子光学深度效应产生重要的定性的时间和空间的演变和结构的磁盘，这可能直接反映在短伽玛暴的持续时间和可变性的转变。
2004-04-28 astro-ph
The Spectral Lag of GRB060505: A Likely Member of the Long Duration Class
两个长伽马射线暴，GRB 060505和GRB 060614，发生在附近的星系，红移分别为0.089和0.125。由于它们的接近性和持续时间，开始了深入的后续活动来寻找超新星（SNe）。然而，在这两种情况下都没有发现比原型GRB相关SN 1998 bw暗两个数量级以上的限制。有人建议，爆发，尽管他们的持续时间（4和102秒），属于人口的短伽玛暴已被证明是无关的SNe。在GRB 060614的情况下，这一论点是基于一些指标，包括可忽略的光谱滞后，这与短爆发是一致的。GRB 060505的持续时间较短，但没有测量到光谱滞后。利用Suzakus广域监视器和Swift Burst Alert望远镜对GRB 060505的光谱滞后进行了测量。我们发现，滞后是0.36+/- 0.05秒，不一致的短爆发和长爆发和SN-GRB的属性一致的滞后。这些结果支持了GRB 060505与其他低光度GRB的关联，这些低光度GRB也在恒星形成星系中发现，并表明至少有一些大质量恒星可能在没有明亮SNe的情况下死亡。
2008-03-13 astro-ph
Extracting energy from black holes: "long" and "short" GRBs and their astrophysical settings
介绍了伽马射线暴（GRB）的三种解释范式，以及对余辉中X射线和伽玛射线光度的最新认识，使我们能够对GRB的天体物理背景进行评估。特别是，我们的证据的不同的可能性，一些伽玛射线暴发生在一个二元系统。这类伽玛暴以“tryptich”的形式出现：一个成分是由大质量恒星坍缩成黑洞形成的，这是伽玛暴的起源;第二个成分是超新星，第三个成分是在超新星事件中诞生的年轻中子星。同样，对引力坍缩过程中量子相对论过程物理学的理解，使得对短伽玛暴结构的精确预测成为可能。
2005-05-09 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
A Complete Catalog of Swift GRB Spectra and Durations: Demise of a Physical Origin for Pre-Swift High-Energy Correlations
我们计算的持续时间和光谱参数的218雨燕暴的BAT仪器之间检测到的伽玛暴041220和070509，包括77个事件测量红移。将先验知识应用到谱拟合中，我们能够测量所有事件的特征$νF_ν$谱峰能量$E_{\rm pk,obs}$和各向同性等效能量$E_{\rm iso}$（1- $10^4$ keV）。这个完整而广泛的目录，用统一的方法进行分析，使我们能够解决在雨燕之前的观测中提出的高能相关性的持久性和起源。我们发现，$E_{\rm pk,obs}$ - $E_{\rm iso}$相关性存在于Swift样本中;然而，在>5 sigma显著性时，最佳拟合幂律关系与最佳拟合前Swift关系不一致。此外，在考虑$E_{\rm pk,obs}$上的大误差后，其具有大于约2倍的固有散射。相对于雨燕前的关系，大部分雨燕事件都是硬的和亚亮的（并且不一致），这与BATSE GRB没有红移的指示一致。此外，我们确定的BAT检测器的实验阈值，并显示如何的$E_{\rm pk,obs}$ - $E_{\rm iso}$相关性人工出现由于部分相关的阈值。我们表明，前斯威夫特的相关性发现Amati等人。（2002）、Yonetoku等人（2004）、Firmani等人（2004）、（2006）（和其他人独立地）可能与伽玛暴的物理性质无关，并且可能对宇宙学测试毫无用处。此外，解释这些相关性的检测器阈值提供了一…
2007-08-11 astro-ph
The short-duration GRB 050724 host galaxy in the context of the long-duration GRB hosts
我们报告的光学和近红外宽波段观测的短持续时间GRB 050724宿主星系，用于构建其光谱能量分布（SED）。与长持续时间的伽马射线暴（GRB），这表明年轻的恒星星族的主机，GRB 050724宿主星系的SED是最佳的适合与合成椭圆星系模板的基础上进化的恒星星族（年龄~2.6 Gyr）。主体的SED很难用非演化的金属丰度模板再现。与此相反，如果考虑短伽玛暴宿主星系金属丰度富集，合成模板符合观测到的SED令人满意。宿主内部消光较低（A_v < 0.4等），不能解释余辉的微弱。这个短伽马射线暴的宿主星系比大多数长持续时间的伽马射线暴宿主星系质量更大（~5x10^10 Mo），亮度更高（~1.1 L*）。基于短持续时间和长持续时间GRB宿主星系年龄的统计比较强烈表明，短持续时间GRB宿主平均包含较老的祖先。这些发现支持了短持续时间和长持续时间伽玛暴的不同起源。
2006-01-13 astro-ph
Do long-duration GRBs follow star formation?
我们比较了从BATSE长爆发峰值通量分布推断的光度函数和速率与从Swift峰值通量分布推断的光度函数和速率。我们发现BATSE和雨燕峰通量可以用相同的光度函数拟合，并且这两个样本与遵循恒星形成率的人口是相容的。估计的本地长伽玛暴速率（没有波束修正）变化了5倍，从0.05 Gpc^（-3）yr^（-1）（对于具有大部分高红移爆发的速率函数）到0.27 Gpc^（-3）yr^（-1）（对于具有许多本地爆发的速率函数）。然后我们将BeppoSax/HETE 2和Swift观测到的红移分布与光度函数的预测值进行比较，发现BeppoSax/HETE 2和Swift观测到的红移分布之间的差异只能部分地由探测器的不同阈值来解释，这可能表明了很强的选择效应。在尝试了不同形式的恒星形成率（SFR）后，我们发现观测到的雨燕红移分布，观测到的高红移爆发比预期的要多，与简单地遵循当前SFR模型的GRB率不一致。我们表明，这可以解释GRB的演化超越SFR（更多的高红移爆发）。或者，如果光度函数演化，早期爆发更明亮，或者如果强选择效应影响红移的测定，也会出现这种情况。
2007-05-25 astro-ph
Spectral Properties of Short Gamma-Ray Bursts
伽玛暴持续时间的分布是双峰的，但很少有额外的证据来支持伽玛暴分为短和长类。基于简单的硬度比，一些研究表明，较长的伽玛暴具有较软的能谱的趋势。利用一个符合BATSE伽玛暴的标准模型数据库，我们比较了短暴和长暴的谱参数分布。我们的初步研究结果表明，平均光谱突变能量不同不连续之间的短和长的突发类，但在每个类只显示出一个弱的依赖于突发持续时间。
2001-09-04 astro-ph
Black hole physics and astrophysics: The GRB-Supernova connection and URCA-1 - URCA-2
我们概述了三个新的理论领域在我们的伽玛射线暴（GRBs）的建模的汇合：1）超相对论制度的冲击波阵面扩展与洛伦兹伽玛因子$\sim 300$ ; 2）量子真空极化过程导致电子-正电子等离子体起源的冲击波阵面;和3）广义相对论过程的能量提取从黑洞起源的真空极化过程。有两种不同类型的伽玛暴：长伽玛暴和短伽玛暴。我们在这里讨论长伽玛暴的问题。[...]我们特别感兴趣的是，在这份报告中，一个子类的长伽玛射线暴似乎伴随着超新星爆炸。我们正在考虑两个具体的例子：GRB 980425/SN 1998 bw和GRB 030329/SN 2003 dh [...]。
2005-03-22 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
Extended Emission of Short Gamma-Ray Bursts
本文给出了用Swift/BAT观测到的短/中持续时间伽玛暴延发的初步分析结果。利用贝叶斯分块算法分析了不同波段的光变曲线的时间结构和爆发持续时间。我们在这里显示的结果，三个爆发（伽玛暴050724，061006和070714 B），有一个突出的软扩展发射分量在我们的样本。这些爆发的扩展发射是一个连续的，闪烁的成分，持续$\sim 100$秒后的伽玛射线暴触发在15-25千电子伏的频带。如果不考虑这个分量，这三个暴被归类为短暴，具有$T_{90}=2\sim 3$秒。GRB 060614有一个类似于扩展发射的发射分量，但这个分量具有脉冲状结构，可能表明这个发射分量与GRB 050724、061006和070714 B中观察到的不同。扩展发射成分的光谱演化行为的进一步分析正在进行中。
2008-09-10 astro-ph
GRBs as Probes of Massive Stars Near and Far
长时间的伽马射线暴是大质量恒星死亡的表现。由于巨大的能量释放，它们可以从大多数可观测的宇宙中探测到。通过这种方式，它们使我们能够研究单个（或双星）大质量恒星的死亡，可能贯穿宇宙中大质量恒星存在的整个时间跨度。伽玛射线暴提供了一种手段来推断大质量恒星形成的环境和典型星系的信息。在伽马射线暴作为大质量恒星探测器的全部潜力可以被收获之前，还有两个主要障碍需要克服：i）我们需要建立更完整和更好地理解的样本，以便不被偏见所愚弄，ii）我们需要了解伽马射线暴在多大程度上可能是固有的偏见，因为它们只由有限的大质量恒星子集形成，这些恒星很可能是由有限的金属丰度区间定义的。我们描述了一个正在进行的努力，以建立一个更完整的样本的长持续时间的GRB测量红移的状态。现在我们已经可以得出结论，伽玛暴祖先的环境是非常多样的，金属丰度从太阳到百分之一太阳，消光从零到A_V>5 mag.我们还确定了一个具有明显的莱曼连续谱光子逃逸的视线和另一个具有明显的2175AA消光凸点的视线.
2008-11-25 astro-ph
The Prompt Gamma-Ray and Afterglow Energies of Short-Duration Gamma-Ray Bursts
我提出了一个完整的样本的17个短持续时间的伽玛射线暴与即时X射线后续的伽马射线和余辉能量的分析。我发现，80%的爆发在它们的γ射线通量和标准化为t=1 d的余辉X射线通量之间表现出线性相关，余辉X射线通量是冲击波动能的代表（$ F_{X,1} ~ F_{gamma} ^1.01）。对于13个具有测量或约束红移的爆发子集，E_{gamma,iso}和L_{X,1}之间的相关性甚至更紧密。其余20%的爆发具有F_{X,1} / F_{gamma}的值，其被抑制了大约三个数量级，这可能是因为低环爆密度（Nakar 2007）。这些结果有几个重要的意义：（1）X射线光度通常是冲击波动能的可靠代表，表明nu_X>nu_c，因此环爆密度n>0.05 cm^{-3};（2）大多数短伽玛暴的伽玛射线效率范围很窄，< epsilon_{gamma} >约为0.85，展度为0.14 dex;（3）各向同性等效能量跨度为10^{48}-10 ^{52}尔格。此外，我发现射流准直的两个爆发中最高的E_{gamma,iso}，可能表明相同的逆相关，导致一个狭窄的分布在长伽玛暴的真实能量的初步证据。我没有发现明确的证据表明整体能量释放和宿主星系类型之间的关系，但可能存在与持续时间的正相关性，尽管有很大的分散。最后，我注意到，20%的异常分数是类似的短伽玛暴的建议分数从动态形成的中子星双星在球状星团…
2007-02-27 astro-ph
Neutron star binaries and long duration gamma-ray bursts
宇宙学上的长持续时间伽马射线暴（LGRB）被认为起源于剥离的大质量恒星的核心坍缩成黑洞。那些有足够旋转的形成一个离心支撑的环面，其坍缩为伽玛射线暴提供动力。我们调查的作用，潮汐锁定在一个紧密的二元作为一个源的必要角动量。我们发现，双星轨道必须不宽于几个太阳半径的环面形成核心崩溃。将这个标准与观测到的包含两个紧凑物体的双星群体进行比较，表明旋转可能在多达50%的观测系统的形成中起着重要作用。由于这些系统产生的是一颗中子星而不是一个黑洞，因此它们大概不会产生高亮度的伽马射线暴。相反，我们认为它们在相对局部的宇宙中产生了亮度低得多的伽玛暴子集。
2006-08-15 astro-ph
Time-resolved spectral correlations of long-duration Gamma-Ray Bursts
对于一个已知红移的长伽玛暴样品，我们研究了其演化径迹在静止标架亮度-峰值能量图上的分布。我们有兴趣探索“Yonetoku”相关性扩展到提示光曲线的任何阶段，并验证休息帧中的高信号提示持续时间Tf如何与这种相关性的残差相关（Firmani等人，2006）。为了达到这个目的，我们分别分析了两个时间分辨光谱样本，分别对应于Swift-BAT探测器上峰值通量>1.8 phot cm^-2 s^-1的32个伽玛暴和Kaneko等人（2006年）处理过的CGRO-BATSE探测器上的7个明亮伽玛暴。在构造了Liso-Ep图后，我们讨论了选择效应的相关性，发现它们对相关性有显著的影响。然而，我们发现，这些影响是不太显著的Liso x Tf-Ep'图，其中的固有散射显着降低。我们应用进一步的校正以进一步减少固有散射。对于有喷流破裂时间的伽玛暴子样（7个来自Swift，5个来自CGRO），分析了喷流准直对Liso的修正效果。我们发现，（i）周围的相关性的分散减少，和（ii）这种分散是由个人的进化轨迹的内部分散为主。这些结果表明，时间，集成的“Amati”和“Ghirlanda”的相关性的时间分辨功能的后果，而不是选择效果，因此要求一个物理起源。最后，我们要指出的相关性，看看内部的性质的进化轨迹。
2008-11-10 astro-ph
Gamma-ray burst: probe of a black hole
基于不同的测量方法，在某些X射线双星和大多数星系核中存在黑洞（BH）的证据是很强的，但由于缺乏非常可靠的观测证据，迄今为止还没有最终确定黑洞的存在。由于黑洞的直接证据应该来自于强引力红移的测定，我们希望一个物体能落入黑洞视界附近的区域，在那里可以检测到辐射。因此，天体必须是致密的中子星（NS），那么强烈的天体物理过程将释放非常高的能量辐射，这是短暂的，快速变化的。这些现象可能指向观测到的伽马射线暴。最近的铁谱线观测表明，活动星系核（AGN）中的伽玛暴余辉也具有类似的性质，这意味着伽玛暴可能起源于与黑洞有关的强烈事件。本文提出了一个伽玛暴和余辉的模型，以获得已知宇宙学红移的伽玛暴的引力红移范围（$z_g$）。因此，我们提供了一种新的方法，通过寻找伽玛暴中的高能发射线（X射线或$γ$射线），可以确定引力红移。我们预计会有$z_g>0.5$甚至更大，这样我们就可以排除其他致密天体如NS的可能性，这表明伽玛暴的中心祖先应该是黑洞。
2001-11-03 astro-ph
The gamma-ray burst GRB060614 requires a novel explosive process
在过去的十年中，由于发现和观测到了长寿命余辉辐射，我们对伽马射线暴（GRB）的物理认识有了迅速的进展。长持续时间（T < 2 s）的伽玛暴与大质量恒星（"超新星“）的爆炸性死亡有关，这会产生伴随的超新星，而短持续时间（T > 2 s）的伽玛暴则来自不同的起源，这被认为是两个致密物体的合并，无论是中子星还是黑洞。在这里，我们提出了GRB 060614的观测结果，这是雨燕卫星发现的一个100秒长的爆发，它需要调用一个新的爆炸过程：要么是一个大规模的“Bracksar”，为GRB提供动力，而没有任何相关的超新星，要么是一种新型的发动机，像Bracksar一样长寿，但没有任何这样的大规模恒星宿主。我们还讨论了这个爆发的红移z=0.125的宿主星系，它区别于其他长持续时间的GRB，并建议，一个全新的类型的GRB祖可能需要的属性。
2006-08-11 astro-ph
The Galaxy Hosts and Large-Scale Environments of Short-Hard Gamma-Ray Bursts
短持续时间的硬谱伽玛暴的发现，导致了前所未有的深入了解爆炸的能量和性质的祖先。然而，在没有发现确凿证据的情况下，比如引力辐射的同步爆发或Li-Paczynski迷你超新星，不太可能对祖先做出明确的声明。然而，与长持续时间软谱伽玛暴的情况一样，人们期望对短伽玛暴的宿主和位置进行系统的研究，可以开始产生有关其性质的基本线索。本文首次对短持续时间硬谱伽玛暴的宿主星系进行了聚集研究。特别是，我们提出了双子座-北和凯克发现光谱的星系，托管三个短伽玛暴和中等分辨率（R~6000）光谱的第四主机。我们发现，这些短-硬伽玛暴起源于各种低红移（z<1）的环境中，大大不同于那些长-软伽玛暴，无论是在个别星系尺度和星系团尺度。具体来说，其中三个爆发被发现与没有电流（< 0.1 Msol/hr）或最近恒星形成的老星系和大质量星系有关。其中两个星系位于星系团环境中。这些观测结果支持了致密恒星残余物合并的起源，例如中子星-黑洞双星的双中子星。相反，第四个事件发生在一个恒星形成率超过0.5 Msol/yr的矮星系内。因此，似乎像Ia型超新星一样，在所有星系类型中都会产生短硬爆发的祖先，这表明相应的类别在形成和爆炸之间具有广泛的延迟时间分布。
2006-02-11 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
Kerr Parameters for Stellar Mass Black Holes and Their Consequences for GRBs and Hypernovae
最近对银河系中两个黑洞双星（Shafee et al. 2006）GRO J1655-40和4U 1543-47的克尔参数a* 的测量结果分别为a*=0.65-0.75和a*=0.75-0.85，与Lee et al.（2002）的预测值a*= 0.8吻合得很好。在本报告中，我们还注意到Lee等人（2002）预测80%的软X射线瞬态源的 * >0.5。当a* > 0.5时，布兰德福德-兹纳杰克公式中的最大可用能量给出了E > 3 x 10^{53}尔格，这比伽玛暴和超新星爆炸所需的能量大了几个数量级。我们认为软X射线瞬变是伽玛暴和超超新星的遗迹，但它们大多数是亚发光的，只能利用一小部分可用的转动能。
2008-06-23 astro-ph
