AGILE检测来自GRB 080514 B的延迟gamma-ray发射

伽马射线暴反向喷流的延迟闪光

Delayed Flashes from Counter Jets of Gamma Ray Bursts

如果X射线闪光是由于前喷流发射的伽马射线暴（GRB）观察大视角，我们表明，从一个反喷流的即时发射应观察到延迟闪光的紫外线或光学波段几个小时到一天后的X射线闪光。雨燕上的紫外和光学望远镜可以观测到~13 Mpc的延迟闪光，从而可以直接证实伽玛暴的（双面）喷流。由于Swift探测到的延迟闪光事件率可能小到6*10^{-5}事件/年，我们在未来的实验中需要更灵敏的探测器。

GRB 940217中的延迟MeV-GeV光子是否有额外维度或量子引力效应的证据？

Is there any evidence for extra-dimensions or quantum gravity effects from the delayed MeV-GeV photons in GRB 940217?

伽玛暴X射线余辉的发现以及伽玛暴宿主星系的确定，证实了伽玛暴的宇宙学起源。然而，GRB 940217中延迟MeV-GeV光子的发现对GRB的标准发射模型提出了严峻的挑战。虽然延迟的MeV-GeV光子可以用一些辐射发射机制来解释，但探测18 GeV光子的奥秘仍然没有解决。我们认为，在GRB 940217中keV/MeV爆发后4500 s探测到的18-GeV光子$ \sim $为额外维度和/或量子引力效应的存在提供了强有力的证据. 18-GeV光子的延迟标度导致与光速的线性能量依赖性相关的基本能量标度的估计为$2.1\times 10^{15}$ GeV的量级，这与通过对OSSE和BATSE的数据的另一个独立分析获得的结果一致。

用延迟的MeV-GeV辐射约束来自伽马射线暴的TeV光子的起源，该辐射是由与宇宙红外/微波背景光子相互作用形成的

Constraining the origin of TeV photons from gamma-ray bursts with delayed MeV-GeV emission formed by interaction with cosmic infrared/microwave background photons

在红外/微波背景下，来自伽马射线暴（GRB）的极高能伽玛射线的电磁级联可以产生MeV-GeV延迟光子。这种延迟可能是由散射微波光子的角扩展效应或星系际磁场引起的第二对光子的偏转引起的。伽玛暴的高能TeV光子可以通过质子同步辐射和电子逆康普顿辐射等多种机制产生。我们建议延迟发射提供的信息可以限制TeV伽马射线的模型。结合河外红外背景观测和理论高红移红外背景，给出了角扩展效应延迟时间的更精确计算方法。我们还建议，散射光子的最大时间延迟对它们的能量的依赖性，如果确定未来的GLAST探测器，可以区分两种机制造成的时间延迟。

用BeppoSAX观测伽马射线暴的瞬发和延迟发射特性

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。

来自GRB和Hypernova祖星的爆炸性核合成：直接坍缩与回退

Explosive Nucleosynthesis from GRB and Hypernova Progenitors: Direct Collapse versus Fallback

长时间伽马射线暴背后的伽马星引擎提取了坍缩恒星快速吸积到恒星质量的黑洞中释放的能量。在坍缩的恒星中，这种黑洞可以通过两种方式形成：恒星核心直接坍缩成黑洞，以及在微弱的超新星爆炸中由回落引起的黑洞的延迟坍缩。对于延迟坍缩的黑洞，强的超新星驱动爆炸在冲击波爆发之前超过了弱的超新星爆炸，很难将这种黑洞形成场景与直接坍缩场景区分开来。然而，延迟坍缩机制，其双重爆炸，产生爆炸性的核合成产额，是非常不同的直接坍缩的情况。我们提出了1维的研究从两个黑洞形成的情况下，核合成产量的差异和趋势。

延迟余辉起始解释为贫重子Viewing Angle

Delayed Afterglow Onset Interpreted as Baryon-Poor Viewing Angle

我们以前曾提出，伽玛射线暴火球中的重子是从准直火球的周围壁渗入的。用于产生爆炸能量的效率$ε_b$于是可以是角度相关的。余辉的延迟开始可以解释为是由于重子贫视角。

早期Afterglows

The Early Afterglows

我们计算了早期余辉的预期光谱和光变曲线。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。这种延迟发射的X射线和伽马射线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。对这种延迟发射的探测将证明产生伽玛射线暴的内部冲击情景，并将确定最初的洛伦兹因子γ_0。在光学波段，主要发射来自反向激波。这种冲击波携带的能量与前向冲击波相当。它以低得多的频率辐射这种能量，产生15等或更亮的短暂闪光。

GRB 070724 B：由SuperAGILE定位的第一个伽马射线暴及其快速X射线余辉

GRB 070724B: the first Gamma Ray Burst localized by SuperAGILE and its Swift X-ray Afterglow

GRB 070724 B是第一个由AGILE卫星上的硬X射线监测器SuperAGILE定位的伽马射线暴。事件的坐标在触发事件后$\sim 19$小时公布。Swift X射线望远镜指向SuperAGILE位置，并在SuperAGILE误差圆内探测到了X射线余辉。AGILE伽马射线跟踪器和微型辐射计没有探测到任何与GRB 070724 B相关的MeV和GeV范围内的显著伽马射线发射，既没有即时也没有延迟。光学余辉的观测是由斯威夫特UVOT和帕洛玛自动化60英寸望远镜进行的，没有任何明显的探测。同样，甚大天线阵也没有探测到无线电余辉。这是第一个在100 MeV - 30 GeV能量范围内具有确定上限的GRB事件，与X射线余辉有关。

伽玛暴的X射线谱特征：前身模型的预测

X-ray spectral features from GRBs: Predictions of progenitor models

我们研究了当前流行的伽马射线暴（GRB）模型中可能观测到的瞬发或延迟X射线光谱特征。在许多伽玛射线暴祖先的演化过程中，在中央伽玛射线暴源周围产生了一个圆盘。伽玛射线暴喷出物与盘碰撞时的冲击加热可能产生可观察到的X射线特征。我们首先总结了从以前的计算，调用光致电离和相对论冲击波推导出的预测。然后，我们计算的准热X射线线功能产生的假设喷出物是非相对论性的（这是更有可能为许多伽玛暴模型的磁盘相互作用）。在超新星/坍缩星模型的框架内，可以预期延迟（伽马射线暴后几天-几个月）的线主导的热X射线爆发。氦并合方案预测了类似的X射线发射线爆发<~几天后的伽玛射线暴。这些X射线特征应该是可观察的钱德拉和XMM-牛顿出至少z ~ 1。在伽玛暴发生后<~几天内出现的弱发射线特征也可能是超新星伽玛暴的结果。在这三种情况下，预期会出现显著的X射线吸收特征，特别是在瞬发伽玛射线暴阶段。致密天体双星合并可能不会产生显著的X射线光谱特征。

伽玛暴的余辉

The Afterglow of GRBs

在致密双星系统中，由合并或吸积引起的相对论性喷流产生宇宙学伽马射线暴的模型也预测伽玛射线暴伴随着高能光子、TeV中微子、X射线、可见光子和无线电波的延迟发射。它们的发射机制类似于在伽马射线耀斑期间由耀变体发射的机制。最近观测到的GRB 970228在X射线和可见光子中的余辉很好地解释了这些模型。特别是，预测的幂律谱，与频率成反比的时间延迟和与能量无关的随时间的幂律衰减，都与观测结果非常吻合。

观测到的伽马射线暴从其宿主星系的偏移分布：一个强有力的线索的性质的祖先

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）

预期来自GRB 080319 B的高能发射和伽马射线暴080514 B、080916 C和081024 B的GeV发射的起源

Expected high energy emission from GRB 080319B and origins of the GeV emission of GRBs 080514B, 080916C and 081024B

我们计算的高能量（亚GeV至TeV）的提示和余辉辐射的GRB 080319 B，是由一个肉眼可见的光学闪光和一个不寻常的强烈的早期X射线余辉区分。高能辐射有三种可能的来源：被加速电子散射的瞬发光子和$γ$射线光子IC，被早期外部反向-正向冲击电子散射的瞬发光子IC，以及外部冲击的同步辐射和同步辐射自康普顿辐射。费米卫星上的大面积望远镜（LAT）总共应该有{数百}个高能光子可探测到，还有{数十}个能量为$> 10$ GeV的光子。$> 10$ GeV辐射的持续时间大约是软$γ$射线的两倍。如果AGILE当时没有被地球遮挡，它本可以观测到这些高能信号。本文还讨论了GRB 080514 B、GRB 080916 C和GRB 081024 B的高能辐射的物理来源。这些观测结果似乎与目前的高能发射模型相一致。

极早期余辉和光学闪光的预测

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。

伽马射线暴余辉的减速等离子体团模型

Decelerating Plasmoid Model for Gamma-Ray Burst Afterglows

来自GRB 970508的闪烁和衰落的无线电、光学和X射线余辉由高度相对论性的等离子体球来模拟，该等离子体球通过清扫环境气体而减速。余辉辐射被假定为磁化等离子体团中的非热电子发射的同步辐射。延迟发射的时间行为由多普勒因子的演化和等离子体团中非热电子的绝热膨胀损失控制。模型拟合到GRB 970508的光学数据提供，和相对延迟的射电峰的光学峰被发现是由于在所观察到的自吸收频率的等离子体团膨胀和减速的减少。在不同的观测角度和等离子体团参数下，余辉现象会发生变化。从我们对GRB 970508的拟合中推断出的准直程度意味着GRB源的空间密度超过了涉及合并致密天体的情况下的估计。这个模型可以通过观测延迟射电辐射中的超光速运动来验证。

GRB余辉的多种时间特性

Diverse Temporal Properties of GRB Afterglow

探测到与$γ$ -射线暴（GRB）有关的延迟X射线、光学和无线电发射（“余辉”）与火球模型一致，在火球模型中，发射是由相对论性膨胀冲击波产生的，由宇宙学距离上膨胀的火球驱动。许多作者对伽玛暴余辉的发射机制进行了讨论，认为同步辐射是主要的发射机制。观测结果表明，GRB 970228和GRB 970508两个观测到的伽马射线暴的光学光变曲线可以用简单的幂律描述，这似乎支持了同步辐射的解释。然而，在这里，我们将表明，在某些情况下，逆康普顿散射（ICS）可能发挥重要作用的发射光谱，这可能会影响的时间特性的伽玛暴余辉。我们预期伽玛暴余辉的光变曲线可能由多个分量组成，这取决于火球的参数。

可见光和X射线对GRB970228的影响

Implications of the Visible and X-Ray Counterparts to GRB970228

伽马射线暴源GRB 970228在X射线中延迟8- 12小时后，在可见光和近红外线中延迟一天后被观测到。这标志着继伽玛射线暴观测之后，首次探测到较低频率的辐射，也是首次探测到任何可见的伽玛射线暴对应物。我们考虑了可能的延迟可见光和X射线发射机制，并得出结论，固有的伽马射线活动继续在一个大大降低的强度至少一天。在其他伽玛射线暴中也有这种持续活动的迹象，未来的观测可以确定伽玛射线暴是否普遍如此。GRB 970228的观测到的多波段光谱与相对论激波理论的预测一致，当通量在比辐射电子失去能量所需的时间更长的时间内积分时。

伽马射线暴微波对应物的COBE观测

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。

GRB余辉：支持宇宙学火球模型，约束参数，并进行预测

GRB after-glow: Supporting the cosmological fireball model, constraining parameters, and making predictions

伽马射线暴（GRB）的宇宙学火球模型预测了较长波长的延迟发射，即“余辉”。我们提出了几个关于模型预测的新结果，并表明GRB 970228和GRB 970402的X射线到光学观测结果自然地由模型解释：通量随时间和频率的标度与模型预测一致，并且需要冲击加速电子的幂律分布，dlog N/dlog E=2.3+-0.1（这意味着，并与观察到的一致，1/t的下降，在一个给定的频率观察到的通量）;绝对通量值与推断通过模型从观测到的伽马射线通量。预测了这些爆发的未来余辉发射。观测结果表明，电子携带的磁场与均分值之比和耗散动能的分数F并不远小于1。在固定波长或固定时间的宽光谱上进行更频繁的观测，将对这些参数产生强烈的约束。我们发现，逆康普顿散射在延迟t<T=10（F/0.3）^4小时时抑制了X射线/光发射，因此观测结果意味着F<0.3。T对F的强依赖性意味着T在不同的爆发之间可能有很大的变化，并且在t~T的频繁X射线/光学观测将确定F。对于F~0.2，逆康普顿发射在前2小时内占主导地位，产生> 1 GeV的光子，并为在几次强爆发中观察到的延迟GeV发射提供了自然的解释。

GRB外流中剩余碰撞的瞬发GeV发射：来自GRB 080916 c费米观测的证据

Prompt GeV Emission from Residual Collisions in GRB Outflows: Evidence from Fermi Observations of GRB 080916c

来自伽马射线暴（GRB）的伽玛射线被认为是由小时间尺度（~1 ms）的GRB流出变化驱动的内部冲击产生的，并且通常预期在GeV范围附近的成对产生光谱截止。然而，观测到的伴随伽玛暴的闪光表明，由于大的时间尺度变化，延迟的剩余碰撞继续加速电子。我们在这里表明，这些残余的内部冲击电子的逆康普顿（IC）散射的提示伽马射线导致超出先前认为的光谱截止的高能量发射，在协议与EGRET在几个GRB中的GeV光子的先前检测与MeV的发射。我们预期由于在先前认为的光谱截止处从初级到残余内部冲击发射的过渡而导致的光谱中断，并且预期高能光子相对于MeV发射的系统时间延迟，其发现将对流出性质提供严格的约束，但是需要足够大的高能光子收集，例如，Fermi和AGILE卫星最近费米探测到的明亮GRB 080916 c明确地显示了随着光子能量的增加，即时发射向稍后时间的转移，正如剩余碰撞模型所预测的那样。检测到的提示，最高能量的光子（约70 GeV的伽玛射线暴的休息帧）可能不是由主要的内部冲击，但在剩余碰撞IC排放。用高能辐射时间延迟的方法测定了GRB 080916 c的体洛伦兹因子为300。

Prompt and Delayed High-Energy Emission from Cosmological Gamma-Ray Bursts

In the cosmological blast-wave model for gamma ray bursts (GRBs), high energy (> 10 GeV) gamma-rays are produced either through Compton scattering of soft photons by ultrarelativistic electrons, or as a consequence of the acceleration of protons to ultrahigh energies. We describe the spectral and temporal characteristics of high energy gamma-rays produced by both mechanisms, and discuss how these processes can be distinguished through observations with low-threshold Cherenkov telescopes or GLAST. We propose that Compton scattering of starlight photons by blast wave electrons can produce delaye…

用Milagro搜索卫星探测的伽马射线暴的瞬发甚高能辐射

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。

GRB X射线耀斑的高能γ射线

High-Energy Gamma-Rays from GRB X-ray Flares

最近在伽马射线暴（GRB）的余辉阶段探测到的X射线耀斑表明，在前向激波内部的半径处，存在一个发动机内部的起源。当这些耀斑光子通过前向激波时，它们被前向激波余辉电子散射，必然产生逆康普顿辐射。我们发现，这种IC发射产生高能量的伽马射线耀斑，这可能是由AGILE，GLAST和地面的TeV望远镜检测。耀斑光子与前向冲击电子之间的各向异性IC散射不影响IC分量的总强度，但导致IC分量峰相对于耀斑峰的时间延迟。各向异性散射效应也可能在一定程度上削弱耀斑光子增强电子冷却对余辉强度的抑制作用。我们推测，这种IC成分可能已经被EGRET从一个非常强的爆发GRB 940217中检测到。GLAST的未来观测可能有助于区分X射线耀斑是起源于后期中央发动机活动还是外部冲击。

费米Gamma Ray太空望远镜的伽马射线暴预测

Gamma Ray Burst Predictions for the Fermi Gamma Ray Space Telescope

报道了费米伽玛射线空间望远镜伽玛暴探测率唯象模型的计算结果。这一估计是基于BATSE 4 B GRB注量分布、EGRET在100 MeV - 5 GeV和BATSE在20 keV - 2 MeV下测量的注量的平均比率以及5个EGRET火花室GRB的平均EGRET GRB谱。在100 MeV - 5 GeV能量下，当注量比为10%、数谱指数α 1 = -2时，我们估计费米大面阵望远镜视场中每年约有20个和4个伽玛暴，其中至少有5个光子的能量分别为E > 100 MeV和E > 1 GeV。我们还估计在费米视场中每年约有1.5个伽玛暴，其中至少检测到1个能量E > 10 GeV的光子。对于这些参数，我们估计= 1 - 2伽玛暴每年检测到费米望远镜与超过100个伽马射线与E >~ 100$ MeV。对α_1 =-2.2、不同注量比和AGILE γ射线卫星作了比较预报。利用100 MeV - 10 GeV注量与20 keV - 20 MeV注量的关系图对不同类别的伽玛暴进行分类，被认为是寻找不同类别的伽玛暴的一种方法，特别是寻找短硬和长持续时间伽玛暴类别之间的光谱差异，以及寻找伽玛暴中的硬成分。

伽马射线暴的瞬发紫外-软X射线辐射：对GRB 031203？的应用

Prompt Ultraviolet-to-Soft-X-Ray Emission of Gamma-Ray Bursts: Application to GRB 031203?

考虑到$γγ$对的产生和同步辐射自吸收，我们讨论了伽玛暴的瞬发辐射。所观察到的硬谱表明，在伽玛暴重对加载。产生的电子对的再发射导致能量从高能伽马射线传输到长波长辐射。由于强的自吸收，成对同步辐射处于光学厚区，在极紫外/软X射线波段出现了类似热的谱峰，而不是主爆发的谱峰。最近，由于发现了延迟尘埃回波，我们探测到了GRB 031203的瞬发软X射线发射，这似乎与模型预测的双峰结构相一致。类热特征和双峰结构的确认表明，伽玛暴的主要辐射机制是同步辐射而不是逆康普顿辐射。

近区伽玛Gamma-ray的余辉发射

VHE Gamma-ray Afterglow Emission from Nearby GRBs

伽马射线暴（GRB）是潜在的河外甚高能伽玛射线源之一。我们讨论了VHE γ射线探测的前景与目前的地基切伦科夫仪器在余辉阶段。利用火球模型计算了前向冲击电子的同步辐射自康普顿（SSC）辐射。模拟结果与地面VHE仪器（如STACEE，H.E.S.S.，魔术，真理和惠普尔）。我们发现，模型SSC发射明亮的和附近的爆发，如GRB 030329是可检测的，这些仪器，即使延迟观测时间约10小时。

GRB与环境相互作用

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。

宇宙红外背景对伽马射线暴高能缓发伽玛射线的影响

Effects of Cosmic Infrared Background on High Energy Delayed Gamma-Rays from Gamma-Ray Bursts

详细研究了伽马射线暴（GRB）的再生高能辐射。如果本征主光谱扩展到TeV范围，这些非常高能量的光子会被宇宙红外背景（CIB）吸收。产生的高能电子-正电子对主要向上散射宇宙微波背景（CMB）光子，并产生GeV-TeV范围内的次级光子。这些二次延迟光子可能在不久的将来被观测到，这对于本征一次光谱的一致性检查是有用的。在本文中，我们专注于CIB延迟二次排放的影响。特别是，我们表明，不仅向上散射CMB光子，但也向上散射CIB的是重要的，特别是对于低红移爆发。它们还为我们提供了关于CIB的额外信息，到目前为止，CIB的光子密度还没有确定。

伽马射线暴的康普顿回波

Compton Echoes from Gamma-ray Bursts

最近对伽马射线暴（GRB）的观测提供了越来越多的证据，准直流出和发射，并加强了GRB和超新星之间的联系。如果大质量恒星是伽玛暴的前身，硬光子脉冲将在爆发前的稠密环境中传播。星周物质将康普顿散射即时伽玛射线暴辐射，并产生反射回波。我们计算了各种发射几何形状和环境气体分布中此类康普顿回波的亮度、光谱和光变曲线，并表明传播到红超巨星风中的脉冲产生的延迟硬X射线闪光可以被斯威夫特探测到z~0.2。与瞬发暴的伽马射线谱无关，由于康普顿下散射，反射回波通常会在m_ec^2/2和m_ec^2之间显示出高能截止。在每球面度的爆发能量固定的情况下，反射回波的亮度与瞬发脉冲的光束立体角Ω_b成正比，而在固定的极限通量上方的天空中可检测到的明亮回波的数量随着Ω_b^{1/2}而增加，即在更准直的喷流的情况下，它更小。在爆炸后一个月内没有X射线回波，这严重限制了SN 1987 A中可能存在的横向伽玛暴喷流。在GRB 990123中观测到的r波段余辉比在致密的红超巨星环境中从各向同性的瞬发闪光中预期的光学回波要暗。显著的MeV延迟发射可以通过由减速火球与散射的X射线辐射的相互作用产生的体康普顿（或康普顿拖曳）效应来产生。

用BATSE和EGRET观测明亮高能伽马射线暴的宽带光谱特性

Broadband Spectral Properties of Bright High-Energy Gamma-Ray Bursts Observed with BATSE and EGRET

本文对15个BATSE伽马射线暴（GRB）的宽谱（单位为$\sim30 $ keV $-200 $ MeV）进行了时间积分谱分析。有些γ射线暴谱非常硬，其谱峰能量高于BATSE LAD通带极限$\sim$ 2 MeV。在这种情况下，它们的高能谱参数（峰值能量和高能幂律指数）不能单独由BATSE LAD数据充分约束。利用EGRET的TASC量能计在多MeV能带观测到几十个明亮的BATSE伽玛暴，有效面积大，能量分辨率高。因此，结合BATSE和TASC数据，提供了跨越四十年能量（$30 $ keV $-200 $ MeV）的光谱，允许具有良好统计的宽带光谱分析。研究GRB瞬发辐射的这种宽带高能谱是至关重要的，因为它们为理解其伽马射线发射机制提供了关键线索。在15个GRB谱中，我们发现了两个具有显著高能过剩的情况，以及另一个具有极高峰值能量（\epeak $\gtrsim$ 170 MeV）的情况。在MeV能量及以上观测到的伽马射线暴数量非常有限，只有少数仪器能够以如此高的灵敏度观测到这一能量带的伽马射线暴。因此，我们在这里提出的分析结果也应该有助于预测伽玛暴观测与当前和未来的高能仪器，如AGILE和GLAST，以及地面甚高能望远镜。

GRB 050319早期光学余辉的RAPTOR观测

RAPTOR observations of the early optical afterglow from GRB 050319

洛斯阿拉莫斯国家实验室的快速光学响应望远镜（RAPTOR）系统在伽马射线发射触发Swift卫星上的突发警报望远镜（BAT）后25.4秒开始观测GRB 050319。我们的早期光学余辉的光变曲线由32个点（来自70次曝光）组成，测量了伽玛暴后第一个小时内的通量衰减。RAPTOR测量的GRB 050319光变曲线可以描述为一个相对渐进的通量衰减（幂律指数α = -0.37），在GRB发生后约400 s，过渡到一个更快的通量衰减（α = -0.91）。在RAPTOR光变曲线上增加其他可用的测量结果表明，在10^4秒后出现了另一个发射分量。我们假设早期余辉发射是由延长的能量注入或延迟的反向冲击发射，然后出现的前向冲击发射。

GRB 041219 A瞬发光和红外辐射的康普顿化模型

A Comptonization Model for the Prompt Optical and Infrared Emission of GRB 041219A

Vestrand等报道了GRB 041219 A的$γ$射线爆发的瞬发光辐射。光辐射与主要的$γ$射线脉冲同时快速上升，并且与瞬发$γ$射线辐射密切相关。这表明瞬发光发射和$γ$射线发射自然具有共同的起源。我们建议，这个光学组件可以通过考虑由电子云的$γ$射线光子的康普顿化来建模。作为这种机制的结果，与$γ$射线的到达时间相比，可见光子的到达时间被延迟。我们限制的滞后时间短于10 s，在此范围内的提示光发射被认为是与提示$γ$ -射线发射的同时变化。考虑到GRB 041219 A的观测结果，我们导出了康普顿化所需的周围电子云的数密度。预测GRB 041219 A的红移也是$z\lesssim 0.073$。

产生高能宇宙射线的伽马射线暴的延迟GeV- TeV光子

Delayed GeV--TeV Photons from Gamma-Ray Bursts Producing High-Energy Cosmic Rays

宇宙伽马射线暴（GRB）产生$10^{20}{\rm eV}$以上的宇宙射线（CR）的情景与观测结果一致，前提是星系间磁场（IGMF）的偏转延迟并扩展了CR在$10^{20}{\rm eV}$上的到达时间。CR在传播和与微波背景相互作用时损失的能量通过级联转化为次级GeV-TeV光子。我们表明，这些光子的一个显着的部分可以到达的延迟远小于CR延迟，如果大部分的星系间空间是由大规模的磁“空洞”，区域的大小$\gtrsim5{\rm Mpc}$和领域弱于$10^{-15}{\rm G}$。例如，在星系际介质的震荡湍流区域中，在形成大尺度结构的过程中，一个微弱的原始场被放大的模型中，这种空洞可能是可以预期的。对于高场区的场强$\sim4\times10^{-11}{\rm G}$，如果IGMF冻结在原银河系等离子体中，则解释观测到的银河系场所需的值，距离$100{\rm Mpc}$的爆发产生的CR延迟为$\sim100{\rm yr}$，$10{\rm GeV}$以上的次级光子在小时-天时间尺度上的注量为$I(>E)\sim10^{-6}E_{\rm TeV}^{-1}{\rm cm}^{-2}$。这个能量密度接近目前高能PDMATHAMV射线实验的探测阈值。延迟通量的检测将支持GRB-CR关联，并且还将提供关于IGMF结构的信息。

富中子内震伽玛暴的紫外闪光

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。

REM：一种用于伽马射线暴的低分辨光谱学研究的仪器

REM Optical Slitless Spectrograph (ROSS): an instrument for prompt low resolution spectroscopy of Gamma Ray Bursts

自从发现伽马射线暴（GRB）以来，人们一直试图探测这些物体的相关光学瞬态发射。1999年1月，ROTSE I机器人望远镜探测到与伽马射线暴同时发生的明亮闪光，这要归功于迅速向地面传播高能事件坐标。到目前为止，这一单一观测仍然是独一无二的，因为没有看到其他快速闪光的其他突发观测到的反应时间非常短。这表明，在一般情况下，伽玛射线暴提示光发射可能是相当暗淡的GRB 990123事件比观察到的。为了利用高能天体物理飞行（HETE-2）或即将飞行（INTEGRAL、AGILE、SWIFT、GLAST）任务的更好的角定位精度，正在开发新一代机器人望远镜。这些传感器的响应时间短至几秒钟，对mv ~ 20的微弱信号也很敏感，从而增加了探测到微弱瞬发辐射的机会。这些实验的结果应该提供有关伽玛暴的动力学和当地介质成分的重要新数据。在本文中，我们描述了一个新的仪器，ROSS，将安装在机器人设施REM，旨在进行低分辨率光谱学的提示与伽玛暴的光学耀斑。

观测到的GRB余辉的大小和形状

The Observed Size and Shape of GRB Afterglow

在伽马射线暴之后，探测到X射线、光学和无线电波长的延迟发射，即“余辉”，可以用相对论性壳层在与ISM碰撞时减速的发射来描述。我们发现，所观察到的辐射表面有明确的明亮的边缘。我们推导出一个明确的表达式的大小作为时间的函数，并获得表面亮度分布。如果爆发发生在小的红移，这可能会被直接观察到，这样它的无线电信号就可以被解析。尺寸和形状与闪烁或微透镜的详细分析有关。我们表明，有效的洛伦兹因子取决于所观察到的频率，它是高于同步加速器的典型频率（光学和X射线）的频率比低频率（无线电）。因此，过渡到非相对论性的演变，将首先观察到在低频率和只有一个因子~2后，在高频率。

伽玛暴中X射线发射线的诊断能力

The diagnostic power of X-ray emission lines in GRBs

伽马射线暴辐射在宇宙学伽玛暴环境中的吸收和再加工可以作为一个强有力的探测其祖先的难以捉摸的性质。虽然人们普遍认为长持续时间的伽玛暴与大质量恒星的死亡有关，但目前至少有两种关于最终坍缩的根本不同的情景正在考虑中。几个伽玛暴的光学余辉中延迟的红化过度表明，超新星，可能是Ic型，发生在伽玛暴的几天内。这支持了巨恒星模型，即大质量恒星的核心迅速坍缩成一个黑洞。在几个伽玛暴的瞬发和余辉光谱中观察到的可变X射线特征表明，伽玛暴源周围有一个高度富集金属的致密物质壳层。在某些情况下，有证据表明这些壳层的膨胀速度是光速的很大一部分。这些观测结果被解释为支持超超新星模型，即大质量恒星首先坍缩成超大质量中子星，然后在失去旋转支持后坍缩成黑洞。在这篇综述论文中，我将简要概述伽玛暴中X射线光谱特征的观测证据的现状，并讨论它们对Bracksar和supranova模型的影响。

GRB残余物的演变

The evolution of GRB remnants

X射线、光学和射电波段的延迟辐射，即$γ$射线暴（GRB）余辉的探测表明，GRB的源可能位于宇宙学距离。在这里，我们探讨了一个相对论性壳层与均匀星际介质（ISM）的相互作用，并获得精确的解决方案的演变$γ$射线爆发残留物，包括辐射损失。结果表明，在一般情况下，当$γ\gg 1$满足$γ\propto t^{-α_{t}}$时，体洛伦兹因子$γ$的演化满足，这里$α_{t}$主要在$9/22 \sim 3/8$范围内，后者对应于绝热膨胀.因此，很明显，即使在考虑辐射损失时，绝热膨胀也是一个很好的近似。但实际上，$α_{t}$略大于3/8，这可能会对详细的数据分析产生一些影响。同步辐射自吸收也被计算，它表明，无线电发射可能会成为光学薄的余辉期间。我们的解也适用于非相对论情形（$γ\sim 1$），此时观测到的通量比相对论情形下的通量下降得更快。

回落伽马射线暴超新星的光变曲线计算

Light Curve Calculations of Supernovae from Fallback Gamma-Ray Bursts

目前流行的长时间伽马射线暴（GRB）模型，是从大质量恒星坍缩到黑洞的爆炸：直接或通过后备。那些通过回落形成的伽玛暴将产生更少的放射性镍，因此有人认为（没有任何实际计算）这些系统会产生暗淡的超新星。这些后退的黑洞GRB最近被认为是一组新发现的GRB的可能祖先，缺乏任何相关的超新星。在这里，我们提出了有史以来第一次辐射流体动力学计算的光变曲线的超超新星爆炸的延迟回落伽马射线暴。我们发现，辐射热光变曲线是由冲击沉积的能量，而不是放射性元素的衰变。因此，对这种爆发的观测实际上更多地探测了原始风的密度，而不是放射性镍的产生。

中等光学深度伽马射线暴的引力微透镜效应

Gravitational Microlensing of Gamma Ray Bursts at Medium Optical Depth

单质点对伽马射线暴的引力透镜将产生第二个延迟信号。几位作者讨论了使用微透镜伽玛暴探测致密天体的可能宇宙学种群。我们分析了一个密切相关的现象，在紧凑的物体上的平均观测到的光变曲线的样本的伽玛射线暴的低至中等的光学深度的微透镜的效果。我们讨论的累积测量通量作为时间的函数，由于宇宙学紧凑的对象微透镜的延迟。该函数的时间尺度和曲率描述了紧凑物体质量和光学深度的唯一值。对于持续时间大于探测器分辨率的伽马射线暴，可以对宇宙学致密天体的质量和光学深度加以限制。该方法不依赖于分离的透镜突发从那些空间重合。

GRB X射线余辉中铁发射线和再爆发的新模型

A New Model for Iron Emission Lines and Re-Burst in GRB X-Ray Afterglows

最近在几个伽玛暴的X射线余辉中观测到铁的发射特征。发现产生辐射线的照明连续谱所获得的能量远高于主爆发所获得的能量，超新星-伽玛暴关联的观测表明超新星爆发后应该形成了一个后备盘。盘是光学厚和平流为主和密集。我们认为，初始主爆发后的延迟注入能量远高于主爆发的能量，导致了GRB余辉中的再爆发出现，并使$τ\approx1$（$τ$是汤姆逊散射的光学深度）照亮盘表面区域，产生了亮度可达$10^{45}$ erg $s^{-1}$的铁发射线。铁谱线发射的持续时间可以是$10^{4}-10^{5}$ s。该模型可以解释伽玛暴余辉中再爆发和发射谱线的出现以及铁发射谱线的消失，也可以很自然地解决照射连续谱能量高于主爆发能量的问题。这一情景与之前提出的解释发射线的模型不同，这些模型可以通过SWIFT卫星进行测试。

用自动巡天望远镜寻找伽马射线暴光辐射

A Search for Gamma-Ray Burst Optical Emission with the Automated Patrol Telescope

自动巡逻望远镜（APT）是一种宽视场（5 X 5 deg.s）的施密特改进型望远镜，能够覆盖大的伽马射线暴（GRB）局部区域，以产生高速率的GRB光发射测量。考虑到恶劣天气和我们的领域和大的GRB定位区域的不完全重叠等因素，我们估计我们的搜索每年将成像20-41个BATSE GRB源的实际位置。将对这些图像进行长时间曝光，重复几个晚上，以检测具有类似于已经发现的光变曲线的延迟光学瞬变（OT）。APT也可以在大约20秒内响应。从BATSE的伽玛暴警报搜索伽玛暴的即时发射。我们预计图像超过2.4伽玛暴/年。在伽马射线发射过程中。超过5.1将成像/年。在大约20秒内。排放。APT的50厘米孔径比目前用于搜索瞬发辐射的其他实验大得多，并且APT是南半球唯一的GRB专用望远镜。鉴于目前每个X/伽马定位约25%的OT率，我们预计将在1-2年的运行中产生约10个OT的样本以进行详细的后续观察。

中子星延迟坍缩到夸克物质星的伽马射线暴

Gamma Ray Bursts from delayed collapse of neutron stars to quark matter stars

我们提出了一个模型来解释伽马射线爆发如何在超新星爆炸后几天或几年发生。我们的模型是基于一个纯强子星（中子星）到一个恒星的转换，至少有一部分的退禁闭夸克物质。如果考虑强子相和退精细夸克物质相界面处的表面张力，转换过程可以被延迟。如果恒星的质量很小，成核时间（即形成临界尺寸的夸克物质滴的时间）可以非常长。通过质量吸积，成核时间可以大大缩短，恒星最终转化为稳定构型。在转换过程中释放出数量级为10 $^{52}$ -10 $^{53}$尔格的巨大能量，并能产生强大的伽马射线暴。超新星爆炸产生亚稳中子星和新的坍缩之间的延迟可以解释GRB 990705和GRB 011211中提出的延迟。

伽马射线暴GRB 970228光学瞬变的早期探测

Early detection of the Optical Transient following the Gamma-Ray Burst GRB 970228

由Groot等人发现的伽马射线暴GRB 970228的光学对应物（IAU Circ. 6584），也在博洛尼亚天文台大约4小时前获得的B和R帧中检测到。我们的观测表明，在这4小时内，光发射很可能会增加。瞬变的R光度最大时约为底层扩展天体的15倍。后续观测数据表明，最大光辐射相对于γ射线峰值延迟不少于0.7天，并且在主耀斑之后没有看到新的大耀斑。光学瞬变一旦恢复到静止状态，就会变得明显更红。

在ROSAT全天巡天中寻找GRB X射线余辉

Search for GRB X-ray afterglows in the ROSAT all-sky survey

我们描述了一个搜索X射线余辉从伽马射线暴使用ROSAT全天巡天（RASS）数据。如果软X射线波段的辐射比γ射线波段的辐射要少得多，我们就可以在RASS中探测到许多余辉。我们发现了23个余辉候选者，其中约4个检测预测。然而，后续光谱的几个对应的候选人强烈建议在许多情况下，耀斑星起源的RASS事件。我们的结论是，RASS数据是一致的，在X射线（在几个小时的爆发）和伽马射线波段的光束角度可比。然而，预测大量能量作为早期余辉的近各向同性X射线成分出现的模型受到ROSAT数据的严重限制。特别是，到目前为止未检测到的一类“脏火球”和延迟的“重新爆发”受到限制。

GLAST雨燕时代余辉的前景

GLAST Prospects for Swift-Era Afterglows

我们计算的GeV谱的伽玛暴余辉产生的逆康普顿散射的亚MeV的这些对象的排放。我们通过使用精细的余辉参数和最近Swift观测激发的新模型发展来改进早期治疗。我们提出的标准，恒定参数模型，以及模型与能量注入和随时间变化的参数，一系列的突发参数的时间依赖的GeV谱。我们评估的极限红移，这种余辉可以检测到的玻璃LAT，以及AGILE。

来自宇宙学伽马射线暴火球的高能宇宙射线和中微子

High energy cosmic-rays and neutrinos from cosmological gamma-ray burst fireballs

最近对伽马射线暴（GRB）源的延迟低能辐射的探测证实了GRB的宇宙学起源，并为GRB是由相对论火球的动能耗散产生的模型提供了支持。本文结合近年来的伽玛暴和宇宙线观测，讨论了伽玛暴中的超高能（>10^{19} eV）宇宙线和高能（100 TeV）中微子的产生。重点放在模型预测，可以与操作和计划的宇宙射线和中微子探测器进行测试。预测的中微子强度为E^2 dN/dE=3 \times 10^{-9} GeV/（cm^2 s sr）（10^{14} eV<E<10^{16} eV），这意味着一个平方千米的中微子探测器每年将观测到数十个与伽玛暴相关的事件，并且能够以比目前可能的精度高出许多数量级的精度测试中微子的性质。高能质子的预测生产率，这是一致的，需要考虑到观察到的超高能宇宙射线（UHECR）通量，意味着操作和计划的宇宙射线探测器可以测试的GRB模型的UHECR生产。如果预测的来源被发现，宇宙射线探测器将为我们提供一种研究星系间磁场的技术。

伽马射线暴与球粒和行星的起源

Gamma-Ray Bursts and the Origin of Chondrules and Planets

本文讨论了行星际前太阳星云附近的$γ$射线暴（GRB）的影响。X射线和$γ$ -射线的强烈辐射会使尘埃球在几秒钟内熔化，冷却得更慢，形成球粒。铁在这个过程中的作用是至关重要的，因为它是7 keV和30 keV之间的X射线的主要吸收体。在这种情况下，球粒在同一时间形成，穿过星云的一侧朝向伽玛射线暴源。至少有27个地球质量（M $\oplus$）可以在星云中产生，其中气体和尘埃混合良好，只有适度的星云气体耗尽才能增加到100 M $\oplus$。陨石球粒结合形成陨石，可能还有类地行星、巨行星的核心和彗星中的陨石球粒。假设伽玛射线暴与超新星等大质量恒星有关，那么100 pc以内的伽玛射线暴形成陨石球粒的概率大约是10 $^{-3}$，同样的小概率也适用于类似于我们太阳系的其他行星系统。在附近星系的伽玛射线暴将揭示原行星盘延迟瞬态红外辐射的球粒形成过程。我们认为，伽玛射线暴首次发现约4.5 Gyrs前，其签名写在石头和保存陨石中的球粒。

TAROT-1伽马射线暴源余辉早期相位的极限

Limits on the early afterglow phase of gamma-ray burst sources from TAROT-1

“快速行动望远镜”（TAROT-1）的主要目标是观测宇宙伽马射线暴的即时和延迟发射。我们对BATSE探测到的6个伽玛暴的光辐射进行了研究。定位误差圆通常在触发后30分钟内完全覆盖。没有检测到早期的余辉阶段，并在$ \mathrm{m}_{\mathrm{R}} = 13-15 $范围内的幅度限制估计使用20秒的曝光。这些限制进行比较，在以后的阶段获得的光学余辉数据和结果进行解释的源距离。它们对应于z = 0.5的中值红移。有了HETE-2和计划中的仪器升级，TAROT-1将能够探测到红移达5量级的伽马射线暴的早期光学发射。

用射电观测约束伽马射线暴的波束

Constraining the Beaming of Gamma-Ray Bursts With Radio Surveys

伽马射线暴（GRB）的聚束程度目前还不清楚。由于伽马射线辐射角θ的不确定性，使得总能量释放（与θ ^2成正比）和每个星系的事件发生率（与1/θ ^2成正比）在数量级内都是未知的。由于伽玛射线暴源的延迟射电辐射起源于一个温和的相对论性激波，并且只接收到微弱的相对论性射束，因此，没有伽玛射线暴对应物的射电选择瞬变的速率可以用来设定1/θ ^2的上限。我们发现，如果在一个月或更长的时间内对每个源至少采样两次，那么在10 GHz处灵敏度为0.1 mJy的VLA测量可以识别超过2 e4/（θ/10度）^2的天空中的无线电余辉。根据在8.44 GHz处观察到的>0.1 mJy源的总数和在1.44 GHz处衰落源的分数，我们得到粗略的极限，θ>6度。

GRB 060607 A：具有明亮异步早$X$射线和光学发射的GRB

GRB 060607A: A GRB with Bright Asynchronous Early $X$-ray and Optical Emissions

中等高红移（$z=3.08$）GRB 060607 A的早期光发射显示出一个显著的宽而强的峰，具有快速的上升和相对缓慢的幂律衰减。这与在X射线和γ射线能带中看到的早期强烈耀斑不一致。有微弱的证据表明，叠加在这一主导成分的变化，在几个光学波段，可以与耀斑在高能量带。虽然对于少数伽玛暴，采样良好的光学耀斑已被观察到同时与X射线和伽马射线脉冲，伽玛暴060607 A是少数情况下，早期的光学发射没有显示出显着的证据与即时发射相关。在这项工作中，我们首先详细报道了斯威夫特对这个爆发的宽带观测。然后通过应用一个简单的模型的动力学和相对论冲击的同步辐射，我们表明，在光学波长的早期发射的主导成分具有相同的起源后产生的主要伽马射线活动的尾部发射。对于光学光变曲线中的峰值，最合理的解释似乎是主碰撞后的瞬发冷却，将特征同步加速器频率转移到光学波段。冷却过程似乎需要电子能量分布的陡峭化和/或在高能量下这种分布的中断。在触发后几千秒的X射线光变曲线中的急剧中断在IR/光学/UV波段中没有观察到，因此不能是射流中断。要么X射线断裂是由于加速电子光谱的变化，要么光学断裂的缺乏是由于相关延迟响应分量的存在（缩写）。

内激波的伽马射线暴高能辐射

Gamma-Ray Burst high energy emission from Internal Shocks

本文研究了伽马射线暴（GRB）瞬发和X射线耀斑阶段内激波（IS）的同步辐射和同步辐射自康普顿（SSC）辐射。其目的是测试的IS模型的耀斑排放和伽玛暴是否可以GeV源。我们确定的参数，IS模型可以解释所观察到的提示和X射线耀斑发射，并研究了高能量SSC发射的AGILE和GLAST卫星的探测能力。我们发现，在伽玛暴的即时阶段的SSC发射的可探测性提高火球洛伦兹因子和时间的变化的较高的值。如果IS是耀斑产生的机制，并且产生耀斑的壳层的洛伦兹因子为100的量级，则耀斑光变曲线将呈现出时间变化为10-100 ms的亚结构，其时间变化远小于耀斑的平均持续时间，与伽玛暴瞬发相观测到的时间变化相似。如果假设较低的洛伦兹因子，例如10-25，那么40 s的较大时间变率也可以解释观测到的耀斑特性。然而，在这种情况下，我们预测X射线耀斑在非常高的能量（MeV-GeV）下没有对应物。对X射线耀斑光变曲线的子结构的研究，以及同时进行的X射线和高能观测，将使我们能够证实晚IS是X射线耀斑的原因的假设。

广义相对论双星并合模拟与短伽马射线暴

General Relativistic Binary Merger Simulations and Short Gamma Ray Bursts

最近在低恒星形成率的星系中发现的一些短硬伽马射线暴（GRB）支持了这些事件是致密天体双星合并的结果的观点。我们将讨论如何在广义相对论的新模拟是帮助确定短硬伽玛暴的中央引擎。我们最新的相对论黑洞中子星合并计算的动机，我们讨论了一种情况下，这些事件可能会触发短硬伽玛暴，并比较这个模型的竞争相对论模型，涉及二进制中子星合并和延迟崩溃的超大质量中子星。这些模型的区别特征可能有助于指导未来的伽玛暴和引力波观测，以确定源的性质。

伽马射线暴中的中微子

Neutrinos from Gamma Ray Bursts

根据Mannheim，Protheroe，and Rachen（2000），宇宙射线和伽马射线的观测通量被用来推断伽马射线暴（GRB）所允许的最大高能中微子通量。它表明，如果伽玛暴产生的超高能宇宙射线，他们应该贡献（a）至少10%的河外γ射线背景之间的3 MeV和30 GeV，相反，他们观察到的能量通量，这只是一个微小的分数，这一流量，和（b）累积中微子通量的一个因素的20倍以下的AMANDA（中微子2000）限制各向同性中微子。这可能有两个含义，要么伽玛暴不产生高能宇宙射线，要么伽玛暴被强烈地束射，并在远高于100 GeV的能量下发射出大部分能量，这难以置信地增加了能量需求，但与MILAGRITO、HEGRA-AIROBICC和西藏阵列对少数低红移伽玛暴的边缘探测一致。测试模型的所有关键测量数据将在未来几年内提供。这些测量包括：（i）用AMANDA-ICECUBE或放大的ANTARES/NESTOR海洋探测器测量高能中微子;（ii）HETE-2后续研究的伽马射线暴红移;（iii）用MAGIC等低阈值成像空气切伦科夫望远镜和AGILE和GLAST空间望远镜测量10 GeV以上的伽马射线暴光谱。

惠普尔望远镜对伽马射线暴位置的甚高能观测

Very High Energy Observations of Gamma-Ray Burst Locations with the Whipple Telescope

极高能（VHE，E > 100 GeV）的伽马射线暴（GRB）观测对某些GRB辐射模型有严格的约束。许多GRB余辉模型预测VHE组件类似于在耀变体和plerions，其中GRB光谱能量分布有一个双峰形状延伸到VHE制度。VHE发射与延迟X射线耀斑发射相一致，也已被预测。伽马射线暴后续观测在惠普尔10米伽马射线望远镜的观测方案中具有高度优先地位，随着下一代观测站VERITAS的上线，伽马射线暴将继续是高度优先的目标。本文报道了用惠普尔望远镜观测到的7个伽玛暴的VHE发射的晚期（>~4小时）上限。