Probing the Neutral Fraction of the IGM with GRBs during the Epoch of Reionization
我们发现，从一个单一的伽马射线暴（GRB）余辉的Ly-alpha线的红边的近红外观测不能用来约束全球中性部分的星系际介质（IGM），x_H，在GRB的红移优于~0.3。由于再电离的不均匀性，在固定的x_H值下，一些γ射线暴的视线会遇到比其他更多的中性氢。再电离时期的伽玛暴在其余辉光谱中通常不会带有中性IGM的可辨别特征。我们讨论了z = 6.3爆发GRB 050904对x_H的限制，并量化了利用未来的高红移近红外伽玛暴余辉光谱观测来探测中性IGM的可能性。假设观测的信噪比与斯巴鲁FOCAS GRB 050904的谱相似，并且阻尼Ly-alpha吸收体的柱密度分布与在较低红移处测量的柱密度分布相同，则来自x_H = 0.5的历元的GRB可以在98%的置信水平下检测部分中性IGM，10%的时间（对于三倍灵敏度的观察，30%的时间）。
2008-03-17 astro-ph
Probing the Emission Sites of GRBs
我提出了一个计算有效的方法来考虑同步辐射和逆康普顿散射发射以及由此产生的辐射损失，在一个自洽的方式，在一个相对论分布的电子连续注入在一个不断扩大的区域。这种方法允许探索的冲击中的物理过程的宽参数空间。我把它应用到描述伽马射线暴的“内部冲击”图中。我使用的时间积分谱定义的属性主要由观测BATSE，EGRET，和Ginga施加约束的参数空间。我讨论了相应的冲击性能和方式之一，积分可以提供进一步的见解。
1998-10-05 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
Constraining GRB progenitor models by probing Wolf-Rayet wind geometries in the Large Magellanic Cloud
长持续时间伽马射线暴（GRB）的最佳祖先是快速旋转的沃尔夫-拉叶（WR）星。然而，大多数银河系WR恒星都是缓慢旋转的，因为恒星风被认为会带走角动量。这对Bronzar模型提出了挑战。最近的观测表明，伽玛暴主要发生在低金属量（Z）的环境中，这可能解决这个问题：较低的Z导致较少的质量损失，这可能会抑制角动量的去除，使WR星保持快速旋转直到崩溃。我们希望确定是否低Z WR星旋转平均速度比银河系WR星，并执行甚大望远镜（VLT）的线性分光偏振调查WR星在低Z环境的大麦云（LMC）和比较我们的结果与银河系样本。我们发现，13颗LMC WR星中只有2颗（即15%）表现出线偏振效应，而银河WR星的这一比例同样很低，约为15-20%。LMC WR星的线偏振效应的低发生率表明，WR旋转特性发生显著差异的阈值金属丰度低于LMC（Z ~ 0.5 Zsun），可能将GRB祖通道限制在该上限金属丰度。
2007-04-20 astro-ph
Keck Spectroscopy and HST Imaging of GRB 000926: Probing a Host Galaxy at z = 2. 038
我们提出了早期凯克光谱观测和后期哈勃太空望远镜（HST）GRB 000926的成像。HST图像显示光学瞬变和紧凑的宿主星系之间有一个小的偏移。结合凯克Echellette光谱仪和成像仪（ESI）和低分辨率成像光谱仪（LRIS）测量的金属吸收线的大等效宽度，这表明GRB在其宿主中心附近爆炸。ESI光谱揭示了两个吸收系统，中心在z = 2.0379 \pm 0.0008，速度间隔为168 km s^{-1}，我们解释这是由于宿主星系中的单个云。铬锌当量宽度的比率表明，主机是耗尽的灰尘相对于当地的值在相同的红移阻尼莱曼α系统的类似程度。此外，这两种云似乎具有相似的相对金属丰度和尘埃与气体的比例。如果有一个云与GRB地点有关，这意味着爆炸并没有显著改变周围环境。
2001-10-25 astro-ph
Probing the ISM Near Star Forming Regions with GRB Afterglow Spectroscopy: Gas, Metals, and Dust
通过分析余辉光谱中发现的阻尼Lya系统，研究了高z伽马射线暴（GRB）周围星际介质的化学丰度。这些GRB-DLAs的特征是大HI柱密度N（HI）和金属丰度[M/H]，范围从1/100到接近太阳，中值[M/H]>-1。大多数GRB-DLA的[M/H]值超过z>2时原子气体的宇宙平均金属丰度，即如果有任何变化的话，GRB-DLA偏向于更大的金属丰度。我们还观察到：（i）大的[Zn/Fe]值（>+0.6）和太阳下的Ti/Fe比，这意味着存在着显著的差异亏损;（ii）大的a/Fe比，表明大质量恒星的核合成富集;（iii）低的C^0/C^+比（<10^{-4}）。从数量上看，观测到的气体的耗尽水平和C^0/C^+比率并不是银河ISM中冷而致密的HI云的特征。我们认为GRB-DLAs代表了GRB附近的ISM，而不是直接位于GRB附近的气体（例如其分子云或拱星物质）。我们将这些观测结果与DLAs干预背景类星体（QSO-DLAs）进行了比较。GRB-DLAs比类星体DLAs具有更高的N（HI）值、更高的α/Fe和Zn/Fe比值，以及更高的金属丰度。我们认为，这些差异主要是由于在ISM的银河系中心的半径依赖的差异：GRB-DLAs优先探测密度更大，更耗尽，更高的金属丰度gaslocated在内部几个千秒差距，而类星体-DLAs更有可能相交的密度较小，不太丰富，星系的外部区域。最后，我们调查尘埃遮蔽是…
2007-03-26 astro-ph
Probing the environment in Gamma-ray bursts: the case of an X-ray precursor, afterglow late onset and wind vs constant density profile in GRB011121 and GRB011211
本文介绍了2001年12月11日的X射线丰富事件（GRB 0111211）和2001年11月21日的硬极亮事件（GRB 011121）的两个长伽马射线暴的BeppoSax和XMM观测结果。在这两个事件中，我们都发现了一个迟发的X射线爆发的证据，它发生在即时发射之后的几分钟。这种现象的时间和光谱行为表明，它代表了余辉的开始。余辉的宽带光谱模拟表明，在12月爆发的火球演化发生在ISM环境。相反，在11月的爆发中，风的情况是由X射线衰减揭示的，比在光学中观察到的慢（$δ_{\rm X}=1.29\pm0.04$ vs $δ_{\rm O}=1.66\pm0.06$）。风廓线应在大半径处变为恒定密度廓线，以便使后期无线电数据与喷流相一致。另外两个结果得到了这个突发。一个X射线爆发比硬得多的伽玛射线暴早30秒。与简单模型对类星体前体活动的预测相反，它的光谱与黑体并不一致。最后，在瞬发发射的早期部分检测到大量吸收柱（$\NH=(7\pm2)\times10^{22}$ cm $^{-2}$）。这比风大得多，因此它可能与爆发周围的区域有关。
2004-12-22 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
Probing the Cosmic Star Formation History by Brightness Distribution of Gamma-Ray Bursts
在假设伽玛暴发生率与宇宙恒星形成率有关的前提下，详细研究了伽马射线暴（GRB）的亮度分布。分别分析了4 B BATSE星表中长持续时间和短持续时间爆发的两个总体。考虑到目前恒星形成率（SFR）观测估计的不确定性，我们尝试了各种宇宙恒星形成历史的模型，发现如果标准烛光近似成立，则$z$ = 0--1的SFR演化受GRB分布的强烈约束。从紫外观测推断出的从$z$ = 0到1的$\sim$ 15倍的强SFR演化太陡，与任何距离尺度的伽玛暴分布都不一致。一些可能性，以调和这种差异进行了讨论，包括固有的亮度色散的伽玛暴和/或修改的恒星形成历史估计的紫外观测。我们认为，SFR增加因子从$z$ = 0到1可能是低至约4，如果我们选择不同的宇宙学参数集和/或考虑的演变的金属丰度和尘埃消光的紫外数据，这将显着补救的差异。
1998-08-20 astro-ph
Probing Cosmic Chemical Evolution with Gamma-Ray Bursts: GRB060206 at z=4.048
目的：我们提出了早期的光学光谱的余辉的伽马射线暴GRB 060206的目的是确定金属的GRB吸收剂和物理条件的环暴介质。我们还讨论了如何伽玛暴可能是宇宙化学演化的重要补充探针。方法：伽玛暴余辉光谱的吸收线研究。结果：我们确定了伽玛暴的红移为z=4.04795+/-0.00020。基于从阻尼莱曼α线测量中性氢柱密度和从弱的不饱和Sii线测量金属含量，我们得出金属丰度为[S/H] =-0.84+/-0.10。这是从z~4处的吸收线测量的最高金属丰度之一。从非常高的列密度为禁止的SiIII *，Oi*，和Oi** 线，我们推断非常高的密度和系统中的低温。有证据表明H $_2$分子的logN（H2）~ 17.0，转化为logf-3.5的分子分数，f=2N（H2）/（2N（H2）+ N（H1））。即使伽玛暴只是由金属丰度低于~0.3Z（太阳）的单个大质量恒星形成的，它们仍然可以是z>2的大部分恒星形成的相当公正的示踪剂。因此，这里GRB 060206的完整样本GRB余辉的金属丰度将直接显示在这些红移的代表性恒星形成星系的金属丰度分布。
2006-04-09 astro-ph
The ECLAIRs micro-satellite mission for gamma-ray burst multi-wavelength observations
伽马射线暴（GRB），至少是那些持续时间超过几秒的事件，是宇宙中能量最大的事件，发生在宇宙学距离上。ECLAIR微型卫星将于2009年发射，将提供伽马射线暴的多波长观测，研究其天体物理学并将其用作宇宙学探测器。此外，到2009年，ECLAIR预计将成为唯一能够近实时提供GRB触发的星载仪器，并具有足够的定位精度，以便使用届时可用的强大地面光谱望远镜进行GRB后续观测。法国航天局法国国家空间研究中心最近启动了ECLAIR项目的“A阶段研究”，目的是详细设计飞行任务并选择2006年的飞行。ECLAIR的飞行任务以法国国家空间研究中心的“Myriade”系列微型卫星和专用地面光学望远镜为基础。卫星有效载荷结合了一个2 sr视场编码孔径掩模伽马相机，使用6400个CdTe像素，在4至50千电子伏的能量带中以10弧分的精度进行伽马射线暴探测和定位，以及一个软X射线相机，用于将机载位置精确到1弧分。地面光学机器人望远镜将探测伽马射线暴瞬发/早期余辉发射，并将事件定位到角秒精度，以便进行光谱跟踪观测。
2006-01-09 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
The ECLAIRs micro-satellite for multi-wavelength studies of gamma-ray burst prompt emission
1997年的宇宙学革命已经确定（至少持续时间较长）伽马射线暴（GRB）是宇宙中最具能量的事件之一，并且发生在宇宙学距离上。ECLAIR微型卫星将于2009年发射，将为伽马射线暴的天体物理学研究提供多波长观测，并可能用作宇宙学探测器。预计这将是唯一的空间伽玛射线暴触发器可用于地面机器人望远镜的运作在那个时候。本文介绍了ECLAIR项目及其现状。ECLAIR上的X/伽马射线照相机具有2 sr的宽视场，将在4-50 keV能量范围内探测到约100 GRB/年，在天空中以约10弧分的精度定位GRB，并将此信息近实时地传输到地面，作为地面光学望远镜的GRB触发器。受INTEGRAL成像仪IBIS的启发，它基于覆盖1000平方厘米的CdTe检测平面，放置在编码掩模下方35厘米处。一台光学照相机，对15等星敏感，覆盖X/伽马射线照相机视场的1/4，将观察到瞬发辐射和可见波段约10 GRB/年的可能前兆。在连续采集模式下以~5幅图像/s的速率将其转储到板载存储器中，X/伽马射线相机发送的GRB事件触发GRB光学前兆的存储器中的搜索。当高数据速率遥测地面接收器可到达时，伽马射线暴的全部X/伽马射线和可见波段数据被发送到地面。
2004-11-15 astro-ph
UVES/VLT high resolution spectroscopy of GRB 050730 afterglow: probing the features of the GRB environment
我们分析了GRB 050730的光学余辉的高分辨率光谱观测，获得了与UVES@VLT约小时后的GRB触发。光谱显示，伽玛射线暴的宿主星系在z = 3.967的ISM是复杂的，至少有五个组件有助于主要的吸收系统。我们检测到与第二和第三组分相关的强CII*、SiII*、OI* 和FeII* 精细结构吸收线。对于前三个组件，我们得到的信息的相对距离的伽玛射线暴爆炸的网站。红移最高的组分1没有精细结构，也没有低电离线，它只显示出非常高的电离特征，如CIV和OVI，这表明该组分非常接近GRB位置。从低、高电离线和精细结构线的分析中，我们发现，组份2到GRB爆炸点的距离比组份3小10-100倍。我们对z=3.967系统的平均金属丰度进行了评估，得到的值约为太阳金属丰度的0.01或更小。然而，这不应被视为环暴介质的代表，因为对氢柱密度的主要贡献来自星系的外部区域，而其他元素的贡献可能来自更靠近GRB站点的ISM。此外，在评估粉尘消耗校正的困难可以修改这些值显着。平均[C/Fe]比与单恒星形成事件模型的预期一致。有趣的是，如果组分2比组分3更靠近GRB地点，则组分2的[C/Fe]小于组分3的[C/Fe]，这与GRB尘埃破坏情景一致。
2007-02-26 astro-ph
Probing the cosmic star formation using long Gamma-Ray Bursts: New constraints from the Spitzer Space Telescope
我们报告的IRAC-4.5mic，IRAC-8.0mic和MIPS-24 mic深观测的16个伽马射线暴（GRB）的主机星系与斯皮策太空望远镜进行，我们调查的热红外演化的恒星星族和尘埃笼罩的恒星形成活动与这些对象的存在。我们的样本来自于1997年至2001年间以亚弧秒定位识别的伽玛暴，并且只有非常小的一部分（~20%）的目标源被检测到，低至f_4.5mic ~3.5microJy和f_24mic ~ 85 microJy（3sigma）。这可能与大规模和强烈的恒星爆发（即，SFR > ~100 Msol/yr）星系，这是最近从对类似选择的GRB宿主的亚毫米波/射电和光学研究中提出的。此外，我们发现的证据表明，一些伽玛射线暴不发生在最红外发光的地区-因此最活跃的恒星形成环境-其宿主星系。红外星系演化模型表明，如果伽玛暴宿主能代表所有高红移的恒星形成星系，那么超过50%的伽玛暴宿主的f_24mic > ~ 100 microJy。除非在2001年之前识别的伽玛暴是倾向于强选择效应偏置我们的样本对尘埃星系，我们推断，在这种情况下，伽玛暴确定与目前的技术不能直接用作全球和综合宇宙的恒星形成历史的无偏探针。
2006-01-11 astro-ph
Probing Cosmic Dust of the Early Universe through High-Redshift Gamma-Ray Bursts
我们探索的消光性质的尘埃在遥远的宇宙中通过高红移伽玛暴的余辉的基础上的“德鲁德”模型，与以往的研究不同，不需要事先假设的模板消光定律。我们选择了z~2.45的GRB 070802（这显示了2175年灭绝撞击的明确证据）和z~6.29的GRB 050904，这是迄今为止观测到的第二远的伽玛射线暴。我们拟合了它们的余辉光谱，以确定它们的宿主星系的灭绝。我们发现：（1）它们的消光曲线与银河系、小麦哲伦云和大麦云云（在文献中被广泛采用为消光定律的模板）的消光曲线有很大的不同;（2）2175光年的消光特征似乎也存在于GRB 050904中z~6.29处;（3）似乎没有强有力的证据表明尘埃消光依赖于红移。推断出的消光曲线是密切复制的混合物的无定形硅酸盐和石墨，这两者都是预期的超新星凝聚物，并已确定在原始陨石作为太阳前颗粒起源于超新星（这被认为是在高Z尘埃的主要来源）。
2008-11-12 astro-ph
Probing the Cosmic Reionization History and Local Environment of Gamma-Ray Bursts through Radio Dispersion
讨论了电离介质的色散延迟对伽马射线暴射电辐射的影响。对于高红移伽玛暴（$z \ga 3$），电离星系际介质（IGM）应该是色散的主要来源，而没有大量的局部或前景污染，通过测量不同红移的自由电子柱密度提供了宇宙再电离时期的独特探测。从$z \sim 10$开始的延迟时间在100 MHz下可以是$\sim$ 1小时，在30 MHz下可以是$\sim$ 10小时。另一方面，如果伽玛暴发生在致密的分子云内部或后面，则本地电离物质的色散对较低红移的伽玛暴可能很重要，这为伽玛暴环境提供了线索;在这种情况下，自由-自由吸收也可能很重要。由于相关频率下的低通量，检测已知无线电余辉发射中的色散延迟应该是极具挑战性的，但对于{ \it平方公里阵列}的罕见明亮余辉，可能是勉强可能的。如果伽玛暴也像Sagiv & Waxman（2002）预测的那样发射瞬发、相干射电辐射，观测前景会好得多;由{ \it低频阵列}探测到足够多的高$z$伽玛暴样本，就可以区分不同的再电离历史。有趣的限制，低红移，温暖的热IGM也可以通过色散获得。
2003-10-30 astro-ph
A Search for Prompt Very High Energy Emission from Satellite-detected Gamma-ray Bursts using Milagro
伽马射线暴（GRB）已被探测到高达GeV的能量，并被许多模型预测发射在非常高的能量（VHE，> 100 GeV）制度了。探测到这种辐射将使我们能够约束伽玛暴模型。自2004年底发射以来，雨燕卫星一直以每年约100个伽玛暴的速度定位伽玛暴。在许多波长的快速定位和跟踪揭示了新的和意想不到的现象，如明亮的X射线耀斑形式的延迟发射。米拉格罗伽马射线天文台是一个宽视场（2 sr）仪器，采用水切伦科夫探测器，在100 GeV至100 TeV的能量范围内连续（$>$ 90%占空比）观测头顶天空。自2000年1月以来，已知有超过100个伽玛暴出现在米拉格罗的视野中，其中包括自斯威夫特发射以来（至2007年5月）的57个伽玛暴。我们讨论的搜索结果，从这些突发的即时发射，以及延迟发射的X射线耀斑中观察到的一些雨燕爆发。
2007-10-11 astro-ph
Gamma-ray bursts from stellar remnants: probing the Universe at high redshift
伽马射线暴（GRB）释放的能量与超新星爆炸相似，结合其快速的变化性，表明它的起源与中子星或黑洞有关。由于这些致密的恒星残骸形成于质量最大的恒星诞生后不久，因此伽马射线暴应该可以追踪宇宙中恒星的形成率;我们证明了伽玛射线暴的通量分布与此一致。由于恒星形成速率随红移的强烈演化，因此已知最暗的爆发具有z ~ 6，远高于通常引用的值，并超过最遥远的类星体。这就解释了为什么在经过充分研究的伽马射线暴误差框中没有明亮的星系。距离的增加意味着峰值光度为8.3e51 erg/s，速率密度为每个星系每百万年0.025。这些值分别比非演化伽玛射线暴率拟合所暗示的值高20倍和低150倍。这意味着伽玛暴要么是由一种比双中子星合并更罕见的现象引起的，要么是由于光束的存在，我们通常看不到它们的伽玛射线辐射。精确的爆发位置从光学瞬变将区分不同的模型从恒星死亡的伽玛射线暴，因为祖出生地和爆发之间的距离有很大的不同。最暗的伽马射线暴是已知的最遥远的天体，可能在第一批恒星形成的时候探测宇宙。
1997-12-09 astro-ph
Probing the Structure of Gamma-Ray Burst Jets with Steep Decay Phase of their Early X-ray Afterglows
我们发现，伽马射线暴（GRB）的喷流结构可以用瞬发GRB的尾辐射来研究。我们认为尾辐射是由Swift上的X射线望远镜观测到的早期X射线余辉的一种陡衰变成分。利用蒙特卡罗方法，我们首次导出了各种喷流模型的伽玛暴尾辐射衰减指数的分布。提出了时间零点和拟合区域时间间隔的新定义。这些光变曲线的拟合定义使我们得到了一个独特的衰变指数的定义，这对研究伽玛暴喷流的结构是有用的。我们发现，如果伽玛暴喷流具有核-包结构，预测的分布的衰变指数的尾巴有一个广泛的分散和有多个峰值，这是不能看到的情况下的均匀和高斯喷流。因此，衰减指数分布告诉我们有关喷流结构的信息。特别是，如果我们观察到的事件的衰变指数小于约2，均匀和高斯喷流模型将不赞成根据我们的模拟研究。
2007-06-18 astro-ph
X-RED: A Satellite Mission Concept To Detect Early Universe Gamma Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）是宇宙中已知的能量最大的爆发。Compton-GRO/BATSE和BeppoSAX号卫星上的伽玛暴监测器等仪器已经探测到2 700多个伽玛暴，尽管仍需观测确认，但现在普遍认为，其中许多伽玛暴与快速旋转的大质量恒星坍缩形成黑洞有关。因此，由于第一代恒星的质量预计非常大，伽马射线暴很可能在早期就大量出现。X-red是一个太空任务概念，旨在探测这些极高红移的伽马射线暴，以探测第一代恒星的性质，从而确定早期宇宙的再电离时间。我们表明，典型的伽玛射线暴的伽马和X射线光度使它们可检测到极高的红移（z~10-30），但目前的任务，如HETE 2和SWIFT的观测范围外运行的高红移伽玛射线暴余辉检测。因此，为了纠正这一点，我们提出了一个完整的任务设计，从科学案例到任务架构和有效载荷，后者包括三个仪器，即宽视场X射线相机，以检测高红移伽马射线，X射线聚焦望远镜，以确定准确的坐标和提取光谱，以及红外光谱仪，以观察高红移光学余辉。该任务预计将首次探测和识别z > 10的伽马射线暴，从而对第一代恒星的性质和早期宇宙的历史提供限制。
2005-11-10 astro-ph
Probing Dark Matter Haloes with Satellite Kinematics
使用详细的模拟星系红移调查，我们调查到什么程度的运动学的大样本的卫星星系从通量有限的调查可以用来约束晕群众。以前的主机卫星选择标准产生相对较大的分数的闯入者和速度分布，相反，通常被认为是不同的，从均匀的。提出了一种新的自适应选择标准，产生更大的主机-卫星样本，并大大减少了干扰分数。我们表明，卫星加权，这是自然发生时，堆叠许多主机-卫星对，引入了一个偏向更高的速度分散相比，真正的主机平均值。在同一方向上，当使用通量限制而不是量限制调查时，会产生另一种偏差。我们应用我们的自适应选择标准的2dFGRS，并获得了12613个卫星星系和8004个宿主星系的样本。卫星的运动学与基于条件光度函数（CLF）的预测非常一致，提供了独立的，动态确认CLF形式主义预测的平均质光比。
2004-05-14 astro-ph
Probing the warm Inter-Galactic Medium through absorption against Gamma Ray Bursts X-ray afterglows
伽马射线暴（GRB）的余辉接近其峰值强度，是天空中最明亮的X射线源之一。尽管它们的衰减速度快如幂律，但当在伽玛暴事件后几分钟到几小时内积分通量时，相应的计数（logN-logF关系）远远超过任何其他高红移（z>0.5）源的计数，其通量在相同的时间间隔内积分。讨论了如何利用伽玛暴的X射线余辉作为远距离信标，利用吸收特征探测星系团丝状体和外围的暖（10^5 K<T<10^7 K）星系际物质，即“X射线森林”。根据目前的宇宙学方案，这种物质可能包括宇宙中z<1的重子的30-40%。目前的X射线光谱仪，如钱德拉和XMM-牛顿上的光谱仪，可以沿着大多数伽玛射线暴的视线探测到它，只要在爆发后足够快（几小时内）观察到余辉。一个专用的中型X射线望远镜（有效面积<=0.1平方米），具有与雨燕望远镜类似的指向能力（分钟）和高光谱分辨率（E/DeltaE>=300），将非常适合于利用新的诊断和研究宇宙在结构形成的关键时刻的物理条件。
2000-09-19 astro-ph
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。
2007-01-11 astro-ph
Probing dark energy with gamma-ray bursts
提出了一种利用伽马射线暴作为探测暗能量的新方法。在Ia型超新星（SNIa）的距离-红移关系已经确定的情况下，通过标定低红移下的亮度-变率和亮度-滞后时间关系，高红移下的伽玛暴可以作为距离指示器。我们调查的潜在影响，未来的伽玛暴数据确定当前的物质密度$Ω_{m}$和暗能量状态方程$w$，这是假定为常数。我们表明，从{ \it Swift}和当前SNIa数据预期的数据集的组合分析结果在两个$Ω_{m}$和$w$优秀的测定。
2003-06-01 astro-ph hep-ph
Probing the existence of the E_peak-E_iso correlation in long Gamma Ray Bursts
我们利用442个已知E_peak的BATSE暴样本，通过滞后-光度相关估计红移，探讨了长GRB中E_peak-E_iso相关的存在性。该示例证实了静止帧峰值能量与各向同性等效能量相关。最佳拟合线周围的点的散射分布与27个具有光谱红移的爆发所获得的分布相似。我们解释了E_peak-E_iso平面上的散射是由于伽玛暴喷流的张角分布引起的。通过假设准直校正能量与E_peak相关，我们可以导出所观察到的射流开口角的分布，其结果是对数正态分布，峰值为~6.5度。
2005-04-21 astro-ph
GRB010921: Localization and Observations by the HETE Satellite
9月21日18950.56（05：15：50.56）UT，高能瞬变探测器（HETE）上的FREGATE伽马射线仪器探测到一个明亮的伽马射线暴（GRB）。WXM X射线仪器上的X探测器也可以看到爆发，因此在X方向上定位良好;但是，爆发在WXM Y探测器的完全编码视场之外，因此关于爆发Y方向的信息有限。HETE和ESTA时间历史的互相关产生了一个行星际网络（IPN）环，它以约45度角穿过HETE误差带。HETE误差带和IPN环的交点产生一个面积为310平方弧分的用于脉冲串位置的菱形误差区。基于FREGATE和WXM光变曲线，爆发的持续时间的特征在于在WXM 4 - 25 keV能量范围内t90 = 18.4 s，在FREGATE 6 - 40和32 - 400 keV能量范围内分别为23.8 s和21.8 s。在这些相同的能量范围内，爆发的注量分别为4.8 × 10^{-6}、5.5 × 10^{-6}和11.4 × 10^{-6} erg cm^{-2}。地面观测者随后的光学和射电观测确认了GRB 010921的余辉，并确定了z = 0.450的表观红移。
2002-01-29 astro-ph
Spectral Analysis of GRBs Measured by RHESSI
RHESSI卫星的Ge分光计对40千电子伏至17兆电子伏的伽马射线暴敏感，因此是对灵敏度在150千电子伏以上下降的Swift/BAT仪器的理想补充。本文给出了RHESSI伽玛暴数据谱拟合的初步结果。在描述了我们的方法之后，RHESSI结果进行了讨论，并与Swift和Konus进行了比较。
2007-04-23 astro-ph
The line-of-sight towards GRB 030429 at z = 2.66: Probing the matter at stellar, galactic and intergalactic scales
我们报告了长持续时间伽马射线暴GRB 030429的光学余辉（OA）的发现，并提出了一个全面的光学/近红外数据集，用于探测不同距离尺度的物质，即在爆发环境中，在宿主星系和在一个干预的吸收体。在余辉光变曲线中的中断从爆发开始大约1天被看到。光变曲线显示出明显偏离简单的幂律破坏，明亮的1.5级隆起持续2-3天。光学/近红外光谱能量分布与指数β = -0.36 +/-0.12的幂律最佳拟合，通过具有（适度）A_V = 0.34 +/-0.04的SMC类消光律变红。此外，我们提出了与甚大望远镜获得的深光谱观测。通过OA中的金属吸收线测量的红移为z = 2.658 +/- 0.004。基于OA光谱中的阻尼Ly-alpha吸收线，我们测量HI柱密度为log N（HI）= 21.6 +/- 0.2。这证实了伽玛暴倾向于位于非常大的HI柱密度后面的趋势。由此产生的粉尘与气体的比例是一致的，在SMC中发现，表明在爆炸环境中的金属性低和/或低粉尘与金属的比例。我们发现一个相邻的星系，距离只有1.2”，z = 0.841 +/- 0.001，排除了它是GRB 030429的宿主。小碰撞参量的这个附近的星系，这是负责镁II吸收的OA光谱，是在以前的识别大多数类星体吸收选定的星系同行。最后，我们证明，OA是不受强引力透镜通过附近的星系。
2004-07-21 astro-ph
Optical observations of the dark Gamma-Ray Burst GRB 000210
我们报告的伽玛射线暴000210获得的光学观测与2.56米北欧光学望远镜和1.54米丹麦望远镜开始后12.4小时的伽玛射线事件。讨论了Chandra卫星确定的X射线误差盒的内容。
2001-09-02 astro-ph
Theories of GRB Early Afterglow
2004年11月发射的多波长卫星Swift对伽马射线暴（GRB）余辉进行了快速跟踪，将GRB早期后暴行为置于显微镜下，这导致了对GRB早期余辉行为及其与瞬发伽玛射线发射关系的标准观点的重大重新评价和扩展。除了揭示以前在几分钟到几小时的时间尺度上鲜为人知的行为外，伽马射线暴之谜中的另外两个新的部分正在被填补，这两个部分是短伽马射线暴余辉的发现和跟踪，以及$z\simg 6$红移范围的开放。我们回顾了目前对这些新现象的一些理论解释。
2006-01-30 astro-ph
GRB 050117: Simultaneous Gamma-ray and X-ray Observations with the Swift Satellite
2005年1月17日，雨燕伽马射线暴探测器对一个新探测到的伽玛射线暴进行了第一次自主的X射线跟踪，在雨燕伽玛射线暴警报望远镜触发伽玛射线暴后的193秒内。当爆发仍在进行时，X射线望远镜获得了一个未编目的X射线源的位置和图像;与伽马射线观测同时进行。在0.5-10 keV的能带中，XRT观测到的瞬时发射通量为1.1 x 10^{-8}尔格·cm^{-2}·s^{-1}。在X射线波段的发射在700秒内减少了三个数量级。这被认为是一致的伽马射线衰变时，外推到XRT能带。在接下来的6.3小时内，XRT以自动化的方式观察了947秒的余辉，直到爆发完全被地球边缘所掩盖。一种微弱的、极缓慢衰减的余辉，α =-0.21 $, was detected. Finally, a break in the lightcurve occurred and the flux decayed with alpha<-1.2$。X射线位置引发了许多后续观察：尽管在距离XRT位置3 arcsec处发现了一个候选物，但无法确认光学余辉。
2005-09-30 astro-ph
Dust-scattered X-ray halos around two Swift gamma-ray bursts: GRB 061019 and GRB 070129
在对GRB 061019和GRB 070129的早期跟踪观测期间，Swift XRT仪器探测到两个新的膨胀X射线环，使在GRB周围观测到的尘埃散射X射线晕的数量增加到5个。虽然这两个光环特别微弱，但可以进行灵敏的分析，优化Tiengo & Mereghetti（2006）最初开发的方法，以分析Swift卫星的XMM-牛顿观测到的尘埃散射环。在GRB 061019的情况下，一个已知的巨大分子云被确定为负责散射过程，它的距离是精确测量（d=940 $\pm$ 40 pc）通过膨胀环的动力学。在第二种情况下，XRT观测到GRB 070129的瞬发发射的主峰和散射晕，但探测到的晕光子数量很少，使我们无法区分不同的尘埃模型。
2007-08-01 astro-ph
COBE Observations of the Microwave Counterparts of Gamma Ray Bursts
我们利用COBE卫星的观测资料，寻找伽马射线暴（GRB）的延迟微波辐射（31 - 90 GHz）。COBE的大$7^\circ$束与GRB位置的大位置不确定性很好地匹配，尽管这也意味着来自（点源）GRB物体的通量将被稀释。有鉴于此，我们正在对目前公布的COBE DMR数据（1990年和1991年）中发生的伽玛暴进行统计搜索，这些伽玛暴与GRO记录的$\sim 200$伽玛暴重叠。在这里，我们只关注前10个GRB（峰值计数/秒）。我们得到的限制，通过比较的COBE通量前和后的GRB的GRB位置。由于人们认为微波辐射应该滞后于伽玛暴事件，我们在伽玛暴事件发生后的几个月内搜索了伽玛暴的辐射位置。
1995-06-08 astro-ph
Probing the Efficiency of Electron-Proton Coupling in Relativistic Collisionless Shocks through the Radio Polarimetry of Gamma-Ray Burst Afterglows
$γ$射线暴（GRB）的晚期光/射电余辉被认为是在源周围介质中传播的相对论无碰撞激波中加速的电子的同步辐射。然而，与质子耦合并加速的电子的分数$f$仍然不清楚，并且可能留下大量未与质子耦合的热电子。如果采用$f<1$，则伽玛暴的真实爆炸能量比通常用$f=1$估算的能量大$f^{-1}$倍。因此，$f$的值对伽玛暴的中心引擎的性质和无碰撞冲击的物理性质给出了重要的约束。虽然早期射电观测可以探测热电子，但目前还很困难。我们表明，法拉第旋转效应的热电子可能会抑制线性极化的余辉在频率高于吸收频率在后期的时间，如果磁场是有序的至少在部分，和$f$可以通过观察的效果受到约束。我们发现，对于在1 Gpc内发生的爆发，可以用晚时间（> 1天）的ALMA偏振测定法检测到这些效应（即，z ~ 0.2），如果是$f \sim 10^{-1}$。
2007-12-18 astro-ph
Probing For Machos of Mass $10^{-15}M_\odot$-$10^{-7}M_\odot$ with Gamma-Ray Burst Parallax Spacecraft
由$\sim 1\,\au$隔开并配备伽马射线暴（GRB）探测器的两个航天器可以探测或排除质量范围为$10^{-15} M_{\odot}\lsim M \lsim 10^{-7} M_{\odot}$的大质量致密晕天体（MACHO）的宇宙学密度，前提是GRB被证明是宇宙学的。先前设计的用于检测MACHO的方法已经跨越了质量范围$10^{-16} M_{\odot}\lsim M \lsim 10^{7} M_{\odot}$，但是在$10^{-9} M_{\odot}$附近具有几个数量级的间隙。对于在宇宙学距离上的MACHO和源，爱因斯坦半径是$\sim 1\,\au\,(M/10^{-7} M_\odot)^{1/2}$。因此，如果一个伽玛暴位于一个质量为$M\lsim 10^{-7}M_\odot$的质量为100的爱因斯坦环内，那么它就不会位于另一个探测器$\sim 1\,\au$所看到的爱因斯坦环内。这意味着，如果两个探测器测量到的伽玛暴具有明显不同的通量，这将表明存在一个双光子$\lsim 10^{-7}M_\odot$。同样，如果两个探测器在几百个事件中测量到类似的通量，那么这种低质量MACHO的宇宙学丰度将被排除。灵敏度的下限$M\lsim 10^{-15}M_\odot$由源的有限大小设定。如果检测到低质量MACHO，则存在可以区分由三个质量范围$M\lsim 10…
1995-05-04 astro-ph
Individual GRB sensitivity of a cubic-kilometer deep-sea neutrino telescope KM3NeT
伽马射线暴（GRB）是一种强而多变的伽玛射线源，表明宇宙粒子加速器的存在。在喷流中存在强子加速的假设下，根据内禀火球模型参数和地面和卫星观测到的伽玛暴电磁数据，导出了中微子能谱。利用放置在地中海的一个100公里尺度中微子探测器的性能特点，单独计算了所有具有已知红移的伽马射线暴在该探测器视界以下的事件数。该探测器良好的角分辨率和伽玛暴探测时间附近的窄时间窗允许抑制几乎所有的大气中微子本底。从SWIFT GRB目录中，我们得到了一个爆发的平均特征，以便被一个100公里的探测器作为一个单独的点源探测到。
2008-10-08 astro-ph
GRB Cosmology
目前的观测即将为宇宙学的最后前沿打开一扇直接的窗户：宇宙历史上第一个恒星和星系形成的第一个十亿年。甚至在詹姆斯·韦伯太空望远镜发射之前，就有可能利用伽马射线暴（GRB）作为宇宙恒星形成和星系际介质（IGM）状态的独特探测器，当第一颗（星族III）恒星形成时，红移高达几十。斯威夫特任务，或未来的卫星，如EXIST，可能是第一个观测到个别第三星族恒星的天文台，如果大质量的无金属恒星能够触发伽玛暴。伽玛射线暴余辉发射的光谱跟踪观测将允许探测IGM的电离状态和金属富集作为红移的函数。
2007-07-28 astro-ph
The Interstellar Medium of GRB Host Galaxies I. Echelle Spectra of Swift GRB Afterglows
我们提出的光学阶梯光谱的四个伽马射线暴（GRB）余辉（GRB 050730，GRB 050820，GRB 051111，GRB 060418）发现在第一个1.5年的操作的雨燕卫星和本地化的雨燕望远镜或后续地面成像。我们分析的光谱，以获得准确的柱密度测量的GRB宿主星系的星际介质（ISM）中出现的过渡。这些测量可用于约束ISM的物理性质，包括金属性、尘气比、电离状态和气体的化学丰度。我们还提出了测量的强MgII系统的伽玛射线暴余辉光谱。随着本文的发表，我们向一般社区提供了GRAASP合作的第一个中阶梯余辉光谱数据发布。
2007-01-04 astro-ph
GRB Fireball Physics: Prompt and Early Emission
根据多波长Swift卫星的快速跟踪测量，我们回顾了伽马射线暴瞬发和早期余辉发射的火球激波模型。这些观测结果导致了对GRB及其火球的先前标准观点的重新评估和扩展。关于爆发和余辉在分钟到小时时间尺度上的行为的新信息导致了其他结果，其中包括发现和跟踪短GRB余辉，开放z>6的红移范围，以及第一次对长GRB超新星的多波长观测。我们讨论了显着的观测结果和一些相关的理论问题。
2006-09-22 astro-ph
GRB Redshift determination in the X-ray band
如果伽马射线暴起源于致密的恒星形成区，星际物质可以在观测到的X射线光谱上留下可检测的吸收特征。只要在爆发几分钟后观测到X射线余辉，现有的和计划中的X射线卫星就可以探测到这些特征。这些X射线特征的探测将使确定伽马射线暴的红移成为可能，即使它们的光学余辉由于消光而严重变暗。
1999-06-24 astro-ph
Swift GRBs and the Ep,i - Eiso correlation
Ep，i-Eiso关联是伽马射线暴（GRB）天体物理学中最有趣和最有争议的观测证据之一。Swift凭借其高灵敏度和快速指向能力，在已知红移的GRB样本中（以及Ep，i和Eiso）减少了很多选择效应的影响。此外，在几种情况下，它允许检测即时发射的软尾，从而相对于先前的卫星更准确地估计Ep，i。我提出并讨论了已知红移和估计Ep，i的Swift伽玛暴在Ep，i-Eiso平面上的位置，表明所有的长事件（包括像GRB 060218和GRB 060614这样的特殊事件）都符合Ep，i-Eiso相关。相反，短的伽玛暴与之不一致，证据进一步支持不同的发射机制在工作中的两类伽玛暴的假设。我还显示，并简要讨论，有趣的证据表明，短GRB 050724的软尾是一致的相关性。
2007-01-22 astro-ph
Relative space-time transformations in GRBs
利用BATSE实验、RXTE和Chandra卫星获得的GRB 991216及其相关数据，验证了伽马射线暴（GRB）起源与电磁结构黑洞（EMBH）形成阶段真空极化过程之间的联系.提出了相对时空变换范式（RSTT范式）。它将观测到的伽玛暴信号与其过去的光锥联系起来，定义了对数据解释至关重要的源世界线上的事件。由于伽玛暴目前制度与前所未有的大洛伦兹$γ$因素，也急剧随时间变化，特别注意的是给予本构方程有关的四个时间变量：共动时间，实验室的时间，到达探测器的时间，及时纠正宇宙学效应。这种范式是任何可能的解释伽玛暴数据的基础。
2001-06-28 astro-ph
Spherical Harmonic Expansion of Gamma Ray Burst Distributions: Probing Large Scale Structure?
我们已经制定了必要的计算多极分量的球谐展开的爆发源给定任何特定的密度扰动功率谱的形式和技术。使用这种形式主义，我们已经明确计算和制表预期的前几个多极组件的伽玛射线暴分布使用冷暗物质功率谱。不幸的是，我们的分析使我们预期，该模型的结构形成的各向异性信号将低于散粒噪声水平，在可预见的未来。其他人的早期研究声称，在十年左右的时间里，利用伽玛暴的角分布来探测结构的形成是可能的。我们发现，虽然它可能探测偶极由于我们的运动相对于宇宙静止框架，它似乎是不可行的探测多极组件由于内在的波动，如果实际的功率谱是固定的数量级内的冷暗物质模型的结构形成。
1996-07-14 astro-ph
The Optical Transient of GRB970228, 16 hours after the burst
直到最近，伽马射线暴的位置在短时间尺度内还没有被充分地了解，以定位和识别它们与已知的天体源。继Beppo-SAX卫星对GRB 970228爆发的X射线余辉（从主峰后30 s到3天）和爆发后21 h的光学瞬变的历史探测之后，我们在这里报告在爆发后仅16 h获得的图像中探测到相同的光学瞬变。
1997-09-11 astro-ph
Prompt and delayed emission properties of Gamma-Ray Bursts observed with BeppoSAX
我们研究了1998年5月之前由BeppoSAX卫星上的伽马射线暴监测器（GRBM）探测到并由宽视场照相机（WFC）定位的2- 700 keV能带的伽马射线暴（GRB）的光谱演化。其中大多数都是用同一颗卫星上的窄场仪器进行跟踪的。根据这些结果，我们讨论了伽玛暴现象的开放问题。我们发现，光学薄的同步辐射激波模型（SSM）提供了一个可接受的代表性的时间分辨的GRB光谱延伸到2千电子伏，除了在几个突发的初始阶段，并在整个持续时间的相当强的GRB 970111，在那里观察到一个低能量的光子耗尽相对于薄的SSM光谱。我们发现，X射线余辉开始在约50%的伽玛暴持续时间，它的通量，从WFC光变曲线计算，是一致的衰变规律发现从余辉NFI观测。我们还调查了流体动力学演化的伽玛暴在我们的样品和相关的余辉，当它被检测到。我们发现，光子指数的最新光谱的伽玛射线暴即时发射的余辉衰减规律的指数，当可用时，预期的基础上的外部冲击的相对论火球。
1999-11-23 astro-ph
On the "canonical behaviour" of the X-ray afterglows of the Gamma Ray Bursts observed with Swift's XRT
由SWIFT卫星的X射线望远镜观测到的长持续时间伽马射线暴（GRB）的早期X射线余辉的“典型行为”正是GRB的炮弹模型所预测的行为。
2006-07-20 astro-ph
Gamma-Ray Bursts and Related Phenomena
伽马射线暴（GRB）自六十年代偶然发现以来一直困扰着天文学家。COMPTON-GRO卫星上的BATSE探测器在过去六年中每天都探测到一次爆发。它的发现彻底改变了我们对这些物体性质的看法。他们已经证明伽玛射线暴在宇宙学距离上。这个想法起初很难被接受。然而，意大利/荷兰卫星BeppoSAX最近发现的X射线余辉导致在GRB 970508的光学余辉中探测到高红移吸收线，并确认了其宇宙学起源。对这些观测结果的最简单和实际上不可避免的解释是，伽玛暴是由超相对论粒子流的动能在光学薄区域中转化为辐射而产生的。加速粒子或产生坡印廷通量的“内部引擎”隐藏在直接观测之外。最近的研究提出了“内部-外部”模型：相对论性流内发生的内部冲击产生伽玛暴，而流与外部介质的后续相互作用产生余辉。然而，产生流动的“内部引擎”是隐藏在直接观察之外的。我们审查这个模型，特别强调其影响地下物理。
1998-01-01 astro-ph
Search for correlation between GRB's detected by BeppoSAX and gravitational wave detectors EXPLORER and NAUTILUS
对2001年五个月期间用引力波探测器EXPLORER和NAUTILUS获得的数据与用BeppoSAX卫星获得的伽马射线暴数据进行了对比研究。在此期间，BeppoSAX号是唯一运行中的伽马射线暴卫星，而EXPLORER和NAUTILUS是唯一运行中的GW探测器。在GW数据和GRB爆发之间没有发现相关性。对47个GRB进行的分析排除了振幅h ≥ 1.2 * 10^{-18}的信号的存在，如果我们允许GW爆发和GRB之间的时间延迟在+-400 s内，并且h ≥ 6.5 * 10^{-19}，则有95%的概率。如果时间延迟在± 5秒内。结果还以比例可能性的形式提供，以进行无偏解释，并更容易用于进一步分析。
2002-07-12 astro-ph gr-qc physics.data-an
