Probing the Small-Scale Angular Distribution of Gamma-Ray Bursts with Combined BATSE/Ulysses 4B Locations
我们调查的角度分布的伽马射线暴使用最大的目录，以及本地化的事件，目前可用的-结合BATSE/伽玛射线暴的位置。本文对BATSE 4 B星表中的415个BATSE/ESTA爆发进行了初步的空间分析。我们发现这些位置与大尺度和小尺度各向同性一致，没有明显的聚集或重复。我们还搜索的BATSE/ESTA爆发和已知的河外天体-如阿贝尔星系团，无线电安静的类星体，活动星系核和超新星-之间的交叉相关性，并限制可能来自这些对象的爆发的分数。
1998-10-02 astro-ph
On angular momentum transport in convection-dominated accretion flows
对流主导吸积流是解释X射线双星和星系核中暗吸积黑洞的一个很有前途的模型。我讨论了角动量输运在粘性流体力学和MHD CDAF的影响。在流体动力学CDAF中，对流向内传输角动量，并且这与热能的向外对流传输一起确定流的径向结构。在MHD CDAF中，对流可以向内或向外传输角动量，这取决于旋转磁化等离子体中湍流的性质，这一点尚未完全了解。对流角动量输运方向会影响磁流体CDAF的旋转规律。
2002-08-12 astro-ph
A Possible Explanation for the Peculiar Correlations in the Angular Distribution of Gamma-Ray Bursts
最近发现，伽马射线暴的角自相关函数在$\lesssim 4°$（Quashnock and Lamb 1993）和$\gtrsim 176°$（Narayan and Piran 1993）的角间距处呈现出尖峰。虽然过多的非常接近的脉冲串对可以自然地由脉冲串重复或脉冲串源的空间相关性引起，但是对于$\simeq 180°$尺度上的角度相关性的物理解释似乎是不可想象的。我们表明，在关联函数的两个尖锐的峰值可以解释由一个可能的偏见，在确定的突发位置。一个通用的方法，其中建议的偏见可以被引入到突发本地化过程中，无论是通过仪器的缺陷或通过软件分析。我们应用蒙特卡罗模拟表明，所观察到的关联函数可以重现的建议效果。我们证明了，即使只有一小部分的爆发受到偏见的结果可以很好地同意与观察。我们强调，表明存在这种偏差的唯一动机是角自相关函数中发现的特征。不排除再次爆发的可能性。如果这种偏差存在，那么它以自然的方式解释了两个尖峰，以及这种偏差的起源的各种可能的原因，使偏差假说值得考虑。
1993-08-27 astro-ph
Anisotropy in the angular distribution of the long gamma-ray bursts?
BATSE仪器探测到的伽马射线暴可分为“短”、“中”和“长”三个亚组。先前的统计测试发现，在大角度尺度上，中间子群的天空分布各向异性，可能也是短子群。在这篇文章中的描述和结果的进一步统计测试-即最近邻分析-给出。令人惊讶的是，这个测试给出了小角度尺度上的长子群的各向异性。对这一结果的讨论表明，这种各向异性可能是真实的。
2003-03-10 astro-ph
The Effect of Weak Gravitational Lensing on the Angular Distribution of Gamma-Ray Bursts
如果伽马射线暴（GRB）是宇宙学上分布的标准烛光，并且与发光星系相关联，那么由于密度不均匀性对暴产生的弱引力透镜效应，所有观测到的GRB角分布都会发生改变。影响的幅度通常很小。例如，如果目前的星表扩展到$z_{max}\sim 1$，而我们生活在一个平坦的$Ω=1$宇宙中，那么在所有角尺度上，由于透镜效应，伽玛暴的角自相关函数将被$\sim 8\%$增强。对于$z_{max}= 1.5$和（$Ω$，$Λ$）=（0.2，0.8）的极端情况，预测$\sim 33\%$的增强。如果将来用观测到的伽玛暴分布来推导大角度尺度上质量密度涨落的功率谱，弱透镜效应可能应该考虑在内。
1996-06-10 astro-ph
Colliding neutron stars --- Gravitational waves, neutrino emission, and gamma-ray bursts
本文采用牛顿PPM程序，对两颗中子星的直接正面碰撞和偏心碰撞进行了三维流体动力学模拟，但考虑了引力波的发射及其对流体动力学流的反作用。利用物理核物质状态方程，我们可以跟踪恒星物质的演化过程，并计算中微子的发射。给出了预测的引力波信号、光度和波形。这些模型的影响进行评估的伽马射线暴的情况。我们发现了一个非常明亮的中微子爆发，峰值亮度超过4E54 erg/s，持续数毫秒。这导致中微子与反中微子湮灭的效率约为1%，对应于超过1E52 erg/s的平均能量沉积速率和约1E50 erg的总能量沉积在碰撞点周围的电子-正电子对在10ms内。虽然这些数字似乎非常有利于伽马射线爆发的情况下，污染的$e^\pm$对等离子体云与近0.1 $M_{\odot}$的动态弹出重子是5个数量级太大。因此，相对论膨胀的火球的形成，导致伽马射线爆发的中微子发射从碰撞中子星的动力肯定是排除。
1998-04-14 astro-ph
A Remarkable Angular Distribution of the Intermediate Subclass of Gamma-Ray Bursts
本文提出了一种检验方法，可以检验BATSE现行目录中收集的伽马射线暴角分布的内在随机性的零假设。该方法是对著名的细胞计数试验的改进，完全消除了BATSE仪器的非均匀天空曝光功能。将该方法应用于所有伽马射线暴的情况下，没有发现内在的非随机性，对于短和长伽马射线暴也没有发现内在的非随机性。另一方面，将该方法应用于伽马射线暴这一新的中间子类，在96.4%的置信水平上否定了181个中间伽马射线暴的内禀随机性为零的假设。从这个子类本身取92个较暗的爆发，我们得到了令人惊讶的结果：这个中间子类的“暗淡”子类在99.3%的置信水平上具有内在的非随机性。另一方面，89个“亮”爆发没有表现出内在的非随机性。
2000-05-09 astro-ph
Testing the Intrinsic Randomnesses in the Angular Distributions of Gamma-Ray Bursts
本文用单元计数法和两点角关联函数法检验了BATSE星表中收集的全部伽马射线暴及其三个子类（短、中、长）的角分布的随机性。该方法消除了BATSE仪器的非零天空曝光功能。这两个测试表明，内在的非随机性的中间子类，其余三种情况下，只有关联函数的方法。置信水平在95%至99.9%之间。将伽玛暴分为“暗半”和“亮半”两部分，我们得到的结果是，“暗”的一半显示出非随机性的99.3%的置信水平上的细胞计数测试。
1999-12-03 astro-ph
Line emission from gamma-ray burst environments
模拟了宇宙学伽马射线暴源周围致密环的随时间和角度变化的谱线和连续谱发射，考虑了光电离、碰撞电离、复合以及各种过程引起的电子加热和冷却。强调了圆环面与膨胀爆炸波之间流体动力学相互作用的重要性。由于爆炸波与致密环面相互作用时会迅速减速，环面中的材料将被与通过低柱密度视线观察到的光子光谱截然不同的光子光谱照射，并且将被爆炸波与环面之间的流体动力学相互作用加热。本文给出了一个再现GRB 970508 X射线余辉中Fe K α线发射的模型计算。结果表明，约10^{-4}太阳质量的铁必须集中在小于10^{-3} pc的区域内。由于冲击波与环面的流体动力学相互作用，环面材料的照明是导致铁线形成的主要加热和电离机制。这些结果表明，未对准的伽玛暴可能是可检测的X射线闪光与显着的铁发射线功能。
2000-03-17 astro-ph
On the large-scale angular distribution of short-Gamma ray bursts
利用一种新的无坐标方法研究了BATSE实验中短伽马射线暴（SGRB）的大尺度角分布。进行的分析考虑到在实验过程中的不均匀的天空曝光引起的角度相关性，以及在测量的角坐标的不确定性。比较大规模的角度相关性的数据与预期的模拟使用曝光功能，我们发现类似的功能。此外，面对大角度的相关性计算的数据与统计各向同性的假设下产生的模拟地图，我们发现，他们是不相容的95%的置信水平。然而，这样的差异仅限于角度刻度36 o-45 o，这可能是由于不均匀的天空曝光。该结果强烈表明来自BATSE的SGRB集合是本质上各向同性的。此外，我们还研究了这些数据与超星系平面的可能的大角度相关性。没有发现这种大尺度各向异性的证据。
2007-10-09 astro-ph
Evidence That Gamma-Ray Burst Sources Repeat
我们调查聚类的角分布的260 $γ$射线暴在公开的BATSE目录，使用最近邻分析和措施的爆发亮度$B$和短时间尺度的变化$V$，我们前面介绍。我们发现，虽然所有260个爆发只是适度的集群（Q值= $1.8 \times 10^{-2}$），在这个样本中的202个爆发，其位置的统计误差是$<9^\circ$显着聚集在一个角度尺度$\approx 5^\circ$（Q值= $2.5 \times 10^{-4}$，考虑到选择了统计误差的截止）。我们还发现了一个显着的相关性明亮的I型爆发和暗淡的I型和II型爆发的角度尺度$\approx 5^\circ$（Q值= $4.0 \times 10^{-3}$）。该角度尺度小于$6.8^\circ$爆发位置的典型（统计加系统）误差，表明来自各个源的多次复发。我们的结论是，“经典”$γ$射线爆发源重复的时间尺度为几个月，许多微弱的I型和II型爆发来自明亮的I型爆发的来源。
1993-10-19 astro-ph
The Angular Power Spectrum of BATSE 3B Gamma-Ray Burst
我们计算了BATSE 3B星表中1122个伽马射线暴的角功率谱C_l，没有发现任何尺度上的成簇证据。这些约束桥接了从小尺度（探测源聚集和爆发重复）到最大尺度（约束来自星系晕或附近宇宙学大尺度结构的可能各向异性）的整个范围。我们开发了一种分析技术，考虑到角位置误差，这使我们能够把严格的上限上的聚类到尺度l \approx 60，对应于天空上的几度。我们采用的最小方差爆发加权是图形可视化的全天空地图，其中每个爆发是由对应于其位置不确定性的量涂抹出来。我们还提出了四极项和多极范围l=3-10和l=11-30的单独的带通滤波天空图，以便可以分别检查不同角度尺度上的波动的视觉特征，如局部"热点”或与银河平面对齐的结构。这些过滤后的地图显示没有明显的偏离各向同性。
1995-10-24 astro-ph
Spherical Harmonic Analysis of the Angular Distribution of Gamma-Ray Bursts
我们计算了BATSE 3B星表的角功率谱C_1，没有发现任何尺度上的聚类证据。这些约束桥接了从小尺度、探测源聚集和重复到大尺度约束可能的银河系各向异性或来自附近宇宙学大尺度结构的各向异性的整个范围。
1996-02-08 astro-ph
On the existence of the intrinsic anisotropies in the angular distributions of gamma-ray bursts
本文首先讨论了截至1998年底的BATSE伽马射线暴目录中2281个伽马射线暴角分布的内禀各向异性，其次讨论了“短”、“中”、“长”三类伽玛暴的内禀各向异性。测试的基础上的每一类球谐函数，在赤道坐标系中，提出。由于BATSE仪器的天空曝光功能不依赖于赤经$α$，任何与$P_n^m(\sin δ) \sin m α$或与$P_n^m(\sin δ) \cos mα$和$m \neq 0$（$δ$是十进制）成比例的非零球谐函数都立即指示固有的非零项。这是一个有点令人惊讶的结果，“中间”子类显示出由高非零$P_3^1(\sin δ) \sin m α$谐波引起的$97\%$显著性水平的固有各向异性。剩下的两个子类，以及完整的伽玛暴样本，仍然是各向同性的。
1999-12-01 astro-ph
Angular diameter distance estimates from the Sunyaev-Zel'dovich effect in hydrodynamical cluster simulations
星系团的角径距离D_A可以通过星系团的X射线辐射与由Sunyaev-Zeldovich效应引起的宇宙微波背景起伏相结合来测量。这种距离指示器的应用通常假设团簇是球对称的，气体根据等温β模型分布，X射线温度是电子温度的无偏测量。我们测试这些假设与星系团提取的宇宙学N体/流体动力学模拟的LCDM和谐宇宙学，其中包括辐射冷却，恒星形成和能量反馈的影响。我们发现，由于在模拟团簇的中心区域存在陡峭的温度梯度，等温气体的假设导致D_A的显著低估。通过使用β模型的多变版本来解释温度梯度的存在，可以有效地校正这种偏差。在这种情况下，一旦不规则的集群被删除，D_A的正确值恢复平均约5%的准确度，与约20%的固有散射由于集群非球面。当使用电子温度或类光谱温度时，该结果是有效的。当用辐射加权定义模拟团簇的温度时，D_A偏低了20%.我们讨论了我们的结果对精确确定哈勃常数H_0和密度参数Omega_m的意义.我们发现，H_0可以潜在地恢复与精致的精度，而由此产生的估计Omega_m，这是无偏的，具有典型的误差Δ（Omega_m）~ 0.05。
2006-03-27 astro-ph
Spectra and Light Curves of Gamma-Ray Burst Afterglows
最近发现的伽玛射线暴余辉被认为是合理的描述，从一个减速的相对论壳，与外部介质碰撞的同步辐射。为了比较理论模型和余辉观测，我们在这里计算了膨胀相对论激波中电子幂律分布的同步辐射的宽带光谱和相应的光变曲线。光谱和光变曲线都由若干幂律段组成。光变曲线是在激波流体动力学演化的两种极限模型下构造的：完全绝热模型和完全辐射模型。我们比较的结果与观测的$γ$射线爆发余辉。
1997-11-30 astro-ph
Non-Isotropic Angular Distribution for Very Short-Time Gamma-Ray Bursts
虽然大多数伽马射线暴（GRB）现在被认为来自宇宙学距离，但非常短时间的GRB的起源仍然不知道。在过去，我们已经表明，持续时间（T90）小于100毫秒的伽玛暴可能会形成一个单独的类伽玛暴的硬度和时间分布的基础上，这些事件。我们还表明，lnN-ln-S分布是一致的期望准欧几里德分布的来源。本文报道了这些伽玛暴在银河系正180度<经度< 90度和-30度<纬度< 30度的坐标系中的角位置的研究。我们研究了其余的伽玛暴，没有发现类似的偏差。这进一步表明，非常短的伽马射线暴可能形成一个单独的伽马射线暴类别，最有可能来自银河系或太阳附近的起源。
2001-05-03 astro-ph
On the angular momentum of the neutron star
结果表明，由于旋转驱动的流体动力学不稳定性的灾难性崩溃的恒星的质量损失是小的。中子星是以较大的旋转动能形成的，在中子星作为脉冲星的后续生命中发生自旋下降。
2003-10-20 astro-ph
Large frequency drifts during Type I X-ray bursts
研究了低质量X射线双星中I型X射线爆发时中子星大气的自旋下降。使用极冠加速度模型，我们表明，由于流动的带电粒子（电子，质子和离子）从恒星的极冠产生的恒星“风”扭矩燃烧壳可能会改变壳的角动量在爆发。我们的结论是，恒星大气角动量的净变化可以解释I型X射线爆发期间观察到的相当大的频率漂移。
2003-05-21 astro-ph
The Two-Point Angular Correlation Function and BATSE Sky Exposure
两点角关联函数是用于研究角各向异性的标准分析工具。由于BATSE的天空曝光（伽马射线暴的角度采样）是各向异性的，TPACF应该在某个时候识别BATSE暴目录中由于天空曝光的各向异性。因此，这里对BATSE 3B和4B星表探讨了BATSE天空曝光的影响。天空照射的影响被发现是很小的。
1997-12-05 astro-ph
Remnants from Gamma-Ray Bursts
我们模拟了由两团物质与星际介质碰撞产生的“喷射”伽马射线暴的中间时间演化。我们遵循这个系统的流体动力学演化数值计算和计算的残留物的韧致辐射和同步辐射图像。我们发现，对于爆发能量的$10^{51}$ erg，当它收集星际质量的$\sim 50M_\odot$时，在$\sim 5000$年之后，残留物变成球形。这一结果与伽玛暴的具体细节无关，如张角。在这段时间之后，伽马射线暴的残余物具有膨胀的球体形态。与超新星遗迹的相似性使得在现阶段很难区分两者。对于聚束因子为0.01和爆发能量为$10^{51}$ erg的非球形伽马射线暴残留物的预期数量为每个星系$\sim0.05$。我们的研究结果表明，双壳层对象DEM L 316不是一个伽玛暴遗迹。
2001-03-01 astro-ph
Do Gamma-Ray Burst Sources Repeat?
对单个源重复发生的伽马射线暴的演示将严重限制暴源模型。最近的报告（Quashnock和Lamb 1993; Wang和Lingenfelter 1993）在第一个BATSE爆发目录中重复的证据引起了人们对这个问题的新兴趣。在这里，我们分析了第二个BATSE星表（Meegan等，1994）的585个爆发的角分布。我们使用最近和最远邻居统计和两点角关联函数搜索爆发复发的证据。我们发现的数据是一致的假设，突发源不重复，然而，中继器分数高达约20%的观察到的突发不能被排除在外。
1995-04-04 astro-ph
Evidence for anisotropy in the distribution of short-lived gamma-ray bursts
对现行BATSE星表中收集的407个短伽马射线暴的两点角相关函数w（θ）的测量表明，在θ~ 2-4 °角标度上，两点角相关函数w（θ）偏离各向同性约2 σ。在长伽马射线暴的分布中没有观察到这种各向异性，这暗示了高达~13%的被测源存在重复暴。然而，现有数据不能排除由于存在大尺度结构而导致的信号。在这个假设下，观测到的w（θ）的振幅与从不同星系群导出的振幅一致，红移达到~0.5，结果表明短伽马射线暴是相对局部的源。
2003-02-02 astro-ph
Do Gamma-Ray Burst Sources Repeat
在Quashnock和Lamb（1993）发现了明显过量的具有小角距的$γ$射线爆发对之后，我们重新分析了BATSE星表中爆发的角分布。我们发现，除了过多的近距离爆发对，也有相当多的对映爆发，即在天空中相隔约180度的爆发对。这两种过度都只有适度的统计意义。我们拒绝了Quashnock和Lamb提出的假设，即爆发源是中继器，因为很明显，这个假设并不能预测过量的对映巧合。缺乏任何物理模型的爆发，可以解释的对极对，我们认为，在数据中看到的两个过度是由于一个不寻常的统计波动或一些未知的选择效应。
1993-08-05 astro-ph
Radio scintillation of gamma-ray-burst afterglows
恒星通过大气湍流闪烁到眼睛，但行星，因为它们的角度较大，没有。同样，由于星际介质的闪烁会调制伽马射线暴余辉的射电通量，并可能允许间接测量它们的角度大小。折射闪烁的幅度在10千兆赫下是10%的量级，除非源的尺寸比预期的10微弧秒的量级大得多。衍射闪烁的可能性很小，它敏感地依赖于源的大小、观测频率和星际介质的散射测量。
1997-06-09 astro-ph
An intrinsic anisotropy in the angular distribution of gamma-ray bursts
证实了现行BATSE星表中2025个伽马射线暴（GRB）的天空分布具有各向异性。结果表明，与$\sim \sin 2b \sin l$成比例的四极项是非零的概率为99.9%。该各向异性项的出现得到二项式检验的支持，概率为99.97%。这种各向异性不能完全由BATSE仪器不均匀的天空曝光所引起的仪器效应引起，在伽玛暴的角分布中还应该存在一些固有的各向异性。将伽玛暴分为短、长两个亚类，发现251个短伽玛暴呈各向异性分布，而681个长伽玛暴似乎仍呈各向同性分布。双样本Kolmogorov-Smirnov检验表明，它们以98.7%的概率分布不同。各向异性的特征表明，短伽玛暴的宇宙学起源进一步成立，没有证据表明它们的银河系起源。这项工作实质上包含了最近发表的一篇论文（\cite{balazs}）的关键思想和结果，其中还增加了2样本Kolmogorov-Smirnov检验的新结果。
1999-09-22 astro-ph
Which Massive stars are Gamma-Ray Burst Progenitors?
伽马射线暴的Bracksar模型需要三个基本要素：一个大质量的核心，去除氢包层，以及核心中足够的角动量。我们研究了当前太阳金属丰度的大质量恒星演化模型，以确定哪些大质量恒星物理能够产生这些成分。特别是，我们调查的作用，流体动力学和磁性的内部角动量运输和二进制质量和角动量转移。我们遵循旋转的单星和双星系统，包括旋转过程中的两个明星的演变。忽略磁场，我们表明，大质量的单星的核心可以保持一个高的特定角动量时，进化的假设，平均分子量梯度抑制旋转混合过程。在双星系统中，在核心氢燃烧期间进行质量转移，接收质量的恒星吸积大量的高角动量物质，导致核心自旋上升。然而，我们发现，这仅仅是补偿由于自旋轨道耦合，导致同步旋转之前的质量转移事件的潮汐角动量损失。因此，由此产生的核心不会比单个恒星旋转得更快。我们还提出了模型，包括由差分旋转产生的磁场，我们认为由磁矩的内部角动量输运。我们调查的能力，有效地泵吸积恒星的核心角动量的磁转矩。尽管我们发现这种机制是有效的，但吸积恒星结束核心氢燃烧后核心和外壳的磁耦合导致旋转速度比非磁性情况下慢。
2005-04-11 astro-ph
Diagnoses to unravel secular hydrodynamical processes in rotating main sequence stars
本文详细分析了旋转恒星辐射区角动量和化学物质输运的主要物理过程。我们专注于的情况下，纬向环流和剪切引起的湍流只包括在模拟中。我们的分析是基于一个2-D表示的长期流体动力学，这是治疗使用球谐函数展开。我们提出了一个完整的重建与诊断的角动量，热量和化学物质的运输的温度和平均分子量的波动和相关的dronal循环。在本文件中，这些工具被用来验证分析的两个主要序列恒星模型的1.5和20 Msun的流体动力学已被广泛研究的文献。我们得到一个清晰的可视化和精确的估计不同的条款进入角动量和热输运方程在辐射区。这使我们能够证实在过去的十年中获得的主要成果Zahn，Maeder，和合作者有关的长期流体动力学等对象。我们着重于角动量损失和结构调整驱动的纬向环流。通过详细的计算和分离的各种成分，我们首次定量地证实了这个环流的熵平流是非常好的平衡的正压效应和热弛豫在大多数的主要序列的演变。这使我们能够得到简化的热弛豫在这个阶段。赤道气流反过来平流热量，并产生温度波动，通过热成风引起差异旋转，从而关闭运输回路。
2008-12-01 astro-ph
Hot tori around black holes as sources of gamma ray bursts
本文研究了恒星质量Kerr黑洞周围的大质量、致密和热环面的组态，它们可能是伽马射线暴起源宇宙学假说中的能量来源。我们限制我们的模型参数的值产生的中子星合并计算或建议在"失败的超新星“的情况下。我们研究了具有不同角动量分布和不同比熵的模型。我们还构造近似的演化轨道，我们的系统假设一些粘性机制存在。我们发现，由两颗中子星合并产生的模型给出的能量太少，不可能是伽马射线暴的来源。尽管我们在计算中使用了人为的高比熵和粘度值，这个结论仍然是正确的。有希望的模型应该包含一个高角动量黑洞（$a \sim 1$）和/或一个几乎恒定的特定角动量的环面。由于在选择初始参数时有更大的自由度，因此不排除由快速旋转WR星坍缩产生的配置作为爆发源。
1995-06-08 astro-ph
A hydrodynamical trigger mechanism for pulsar glitches
对脉冲星大故障的标准解释涉及角动量从内部超流成分到恒星地壳的转移。这个模型需要一个不稳定性来触发涡的突然脱钉，超流就是通过这种脱钉来旋转的。这封信描述了一种新的不稳定性，它可能起到这种作用。这种不稳定性与超流中子星的惯性r模有关，一旦系统中的旋转滞后达到临界水平，这种不稳定性就会开始。我们表明，我们的模型是在良好的协议与观测到的毛刺数据，这表明超流r-模式的不稳定性可能确实是触发大脉冲星毛刺的机制。
2008-06-23 astro-ph
The Angular Size and Proper Motion of the Afterglow of GRB 030329
2003年3月29日附近的明亮（z=0.1685）伽马射线暴为我们提供了第一次直接拍摄伽玛暴膨胀图像的机会。这次爆发达到了厘米波长的通量密度水平，比以前研究过的任何事件都亮50倍以上。在这里，我们提出了VLBI活动的结果，使用VLBA，VLA，绿岸，Effelsberg，阿雷西博，和Westerbork望远镜，解决了GRB 030329的射电余辉，并限制其膨胀率。余辉的大小在爆发后25天为0.07mas（0.2pc），爆发后83天为0.17mas（0.5pc），表明余辉的平均速度为3-5 c。这种膨胀与标准火球模型的预期是一致的。我们测量了GRB 030329在爆发后80天内在天空中的投影自行<0.3 mas。在爆发后52天进行的观测中，我们在距离主成分0.28 +/- 0.05 mas（0.80 pc）处检测到一个额外的紧凑成分。标准模型中不存在该组件。
2004-05-16 astro-ph
Precursors and Main-bursts of Gamma Ray Bursts in a Hypernova Scenario
本文研究了伽马射线暴的“超新星”模型，即：具有相对论喷流的大质量C+O星模型。在这个模型中，非热前驱物可以由恒星喷出的“第一个”相对论壳层产生。主要的伽玛暴是由几个相对论性壳层的碰撞在“第一”壳层后面产生的。在碰撞区域变得光学薄之后，它们变得对远处的观察者可见。我们研究六个选定的条件下使用相对论流体动力学模拟和简单的分析。有趣的是，我们的模拟表明，从中央发动机的亚相对论$(v \sim 0.8c)$射流足以产生高度相对论$(Γ> 100)$壳。我们发现，这样的恒星的相对论性壳层可以重现所观察到的伽玛暴在一定的条件。有两个条件特别重要。一个是中央引擎$ \gsim 100$秒的持续时间足够长。另一个是在“第一”壳层之后的某个地方存在一个致密壳层。在这些条件下，可以解释前兆的存在和不存在，以及前兆和主暴之间的长时间延迟。
2005-09-26 astro-ph
Hydrodynamical effects in internal shock of relativistic outflows
我们研究了两个碰撞壳层的流体动力学效应，简化模型的内部激波在各种相对论外流，如伽马射线暴和耀变体。我们特别注意三种有趣的情况：一对具有相同静止质量密度的壳（"{ \it equal rest mass density}“），一对具有相同静止质量的壳（"{ \it equal mass}”），以及一对具有相同体积动能的壳（"{ \it equal energy}“），在intersteller介质（ISM）框架中测量。我们发现，密度分布显着影响的稀疏波的传播。在"等质量“情况下，两壳层的接触不连续处出现分裂特征，而在"等能量”和"等静止质量密度“情况下，没有明显的分裂出现。壳层以光速的百分之几十的速度扩展也是由稀疏波引起的一个值得注意的方面。数值计算了体动能到内能的转换效率。效率随时间的变化与目前广泛使用的弹性两点质量碰撞模型有一定的偏差。
2004-04-28 astro-ph
Vorticity and Magnetic Field Generation from Initial Anisotropy in Ultrarelativistic Gamma-Ray Burst Blastwaves
由于准球形超相对论性冲击波的圆锥段在大于冲击波逆洛伦兹因子的角度尺度上是因果断开的，因此天体物理学冲击波可以维持初始各向异性，这是由驱动爆炸的过程所决定的，同时它们仍然是相对论性的。我们表明，在超相对论性冲击波的初始角能量波动意味着在冲击波的涡的生产，并计算涡能生产率。在伽马射线暴（GRB）的余辉中，当冲击流体穿过爆炸波壳层时，由于边缘非线性各向异性，涡旋涡旋翻转的次数约为1。因此，各向异性必须是非线性的解释磁能密度推断在测量的伽玛射线暴光谱。
2007-08-11 astro-ph
The Proto-neutron Star Phase of the Collapsar Model and the Route to Long-soft Gamma-ray Bursts and Hypernovae
最近的恒星演化计算的低金属丰度大质量快速旋转的主序星产生铁的核心在崩溃赋予高角动量。高角动量和黑洞的形成被认为是长软伽马射线暴（GRB）的Eksar模型的关键组成部分。在这里，我们提出了2D多组，通量限制扩散MHD模拟的崩溃，反弹，并立即反弹后阶段的35 Msun的Woosley & Heger的候选人模型。我们发现，磁旋转不稳定性（MRI）的毫秒周期中子星，磁驱动的爆炸englomerate在原中子星阶段，在重子加载的非相对论性喷流的形式，并没有形成的黑洞，中央的Eksar模型的表面层的微分旋转。巧合的是，尽管围绕恒星质量损失、角动量输运、磁场和磁共振成像的不确定性很大，但目前的低金属丰度化学均匀演化模型产生了具有铁核的大质量恒星，这些恒星可能有太多的角动量，无法避免在反弹后立即发生磁驱动的超超新星爆炸。我们推测，在铁的核心快速旋转可能会抑制，而不是使，双星的形成，这需要一个大的角动量不是在核心，但以上it. Variations在大质量恒星的角动量分布在核心坍缩可能解释的多样性Ic型超新星/hypernovae和他们可能与伽玛暴。一个推论可能是，通过角动量分布对磁场放大的影响，而不是原始质量来区分这些结果。
2007-12-06 astro-ph
Energetics and Luminosity Function of Gamma-ray Bursts
伽马射线暴被认为是某种灾难性的事件，其中物质以相对论速度喷射，并且在该喷射物内的内部碰撞产生所观察到的$γ$射线闪光。在相对论性流中，因果连接区域的角大小与相对论性光束的角宽度$γ^{-1}$相当。因此，沿着不同视线的不同观察者可以从同一爆发中看到截然不同的通量。具体来说，我们建议，最具活力的爆发对应于异常明亮的点沿视线碰撞壳，并不代表更大的能量释放在爆炸中。我们计算了观测到的注量的分布函数的随机角起伏的喷出物。我们发现，当沿不同视线喷射的壳层数为10个或更少时，观测到的注量分布函数的宽度约为两个数量级，随着沿典型视线喷射的壳层数的增加，分布函数的宽度变窄。对具有已知红移的GRB的$γ$射线通量和余辉发射的分析为我们的模型提供了支持，即GRB光度函数的大宽度不是由于能量释放的大扩展，而是由于喷射物质的大角度波动。我们概述了该模型的几个观察测试。特别是，我们预测的$γ$ -射线通量和余辉发射之间的相关性很小，因为事实上是观察到的。我们预测，早期（几分钟到几小时）的余辉将描绘大的时间波动，其幅度随时间而减小。最后，我们预测在这种情况下，应该有许多微弱的爆发，大约平均余辉光度。
1999-09-01 astro-ph
The Effect of Angular Structure of Gamma-Ray Burst Outflows on the Afterglow Emission
我们调查分析的相对论火球的余辉发射的衰减的各向异性分布的动能内的效果，专注于轴对称的火球与均匀的核心和幂律减少与核心外的角度。在核心完全可见后，余辉衰减变得陡峭。对于观察者的核心内的方向，简单的公式推导出的余辉衰减后，休息，而为核心外的观察者的结果显示图形。给出了从观测中评估角结构和/或准直必要性的一些标准。将它们应用于几个具有光变曲线突变的余辉，我们发现，只有当环击暴流介质具有类似风的（r^{-2}）层结时，才需要具有结构的喷流。对余辉990510和000301 c的多波长发射的数值拟合表明，对于前者，喷出物动能的角分布离均匀性不远，并且，具有标准的幂律电子分布，后者的R波段光变曲线的急剧变陡更好地容纳了结构射流比均匀流出。结构性外流可能会适应在其他余辉中观察到的较浅的光变曲线突变。
2003-03-27 astro-ph
Simulating High-Redshift Disk Galaxies: Applications to Long Duration Gamma-Ray Burst Hosts
恒星形成的效率决定了宇宙学星系群的许多可观测的性质，然而目前的许多星系形成模型在很大程度上忽略了恒星形成和星际介质（ISM）的重要物理学。使用盘星系的流体动力学模拟，包括分子ISM和分子云中的恒星形成（Robertson & Kravtsov 2008），我们研究了恒星形成效率和分子氢丰度对高红移星系种群性质的影响。在这项工作中，我们专注于一个低质量，恒星形成星系在1<~z<~2，可能主机长时间的伽马射线暴（GRB）的模型。对伽玛射线暴宿主的观测揭示了一群具有恒星形成特性的暗淡系统，它们通常不同于莱曼破裂星系（LBG）和更明亮的高红移场星系。观测到的伽玛射线暴视线缺乏分子氢，但目前还不清楚这种缺乏在多大程度上归因于星系的内在属性或伽玛射线暴对其环境的影响。我们发现，在高红移下低恒星质量系统的流体动力学模拟可以再现观测到的恒星形成率和GRB宿主星系在红移1<~z<~2的效率。我们表明，低质量的高红移伽玛暴主机的紧凑结构可能会导致分子ISM分数的十分之几，远高于在个别伽玛暴视线观察。然而，观测到的GRB宿主星系的恒星形成率意味着分子气体质量为10^8 - 10^9 M_sun，这与模拟中产生的结果相似，因此可能意味着它们的ISM中有相当大的平均H_2分数。
2008-08-07 astro-ph
Observational Constraints on the Angular and Spectral Distributions of Photons in Gamma-Ray Burst Sources
本文讨论了伽马射线暴（GRB）的典型谱，讨论了GRB源的紧致性问题以及在流行的火球模型中如何解决这个问题。特别是，观测（模型无关）的伽马射线的准直和准直角度的依赖性上的光子能量的约束被认为是。产生$e^{-}e^{+}$对的阈值取决于伽玛射线暴源中湮灭光子动量之间的夹角，这一事实为紧致性问题提供了另一种解决方案。一种新的方法来解释伽玛暴，考虑到对创建的角度依赖性，提出了一个方案描述的伽玛暴源的总（光子）能量较小或$10^{49}$尔格的顺序的主要特点。因此，如果所有的“长”伽马射线暴都与正常的（不是特殊的）核心坍缩超新星有关（从观测结果来看），那么我们所处理的就是一个极端相对论性火球的替代物。辐射压力的影响和射流的形成，即使是少量的各向异性的结果，在总辐射场（紧凑型）伽玛射线暴源的检查在这个替代模型。可能的能量释放机制的区域较小或$10^{8}$厘米大小的顺序（一个紧凑的模型的伽玛暴）进行了讨论。新的观测证据，这种紧凑的能量释放的爆发源被认为是。
2006-07-28 astro-ph
Gamma-Ray Bursts from High Velocity Neutron Stars
我们通过计算银盘中高速诞生的中子星的空间分布，并将得到的亮度和角分布与BATSE数据进行比较，研究了$γ$射线爆发的星系晕模型的可行性。我们发现，星系晕模型可以再现中子星反冲速度$\simgreat 800$ ~ \kms、源开启年龄$\simgreat 10$ ~Myrs和采样深度$100{\rm~kpc}\simless d_{max} \simless 400$ ~kpc的BATSE峰值通量和角分布数据。
1995-08-20 astro-ph
Tail Emission of Prompt Gamma-Ray Burst Jets
采用多发射子壳（非均匀喷流、子喷流或小喷流）模型讨论了瞬发伽马射线暴（GRB）的尾发射，其中整个GRB喷流由多个发射子壳组成。人们可以预料，这种具有角度不均匀性的喷流应该产生尖尾发射。然而，我们发现，尾巴不是尖刺，而是大致单调地衰减。尾的整体衰变斜率受局部角不均匀性的影响不大，但受整体次壳层能量分布的影响。在某些事件中出现的陡化突变倾向于结构射流。如果发射子壳层的角尺寸约为0.01-0.02 rad，则在长伽玛暴中经常观察到的尾部发射中会出现一些颠簸或波动。如果子壳层性质的参数差异较大，则在少数爆发中观测到尾部时间斜率的频繁变化。因此，多重发射子壳层模型具有解释观测到的快速衰变阶段的小尺度结构的优势。
2006-04-04 astro-ph
Binary Merger Progenitors for Gamma-Ray Bursts and Hypernovae
作为伽马射线暴和超新星背后引擎的主要模型，超新星模型要求恒星坍缩形成黑洞，黑洞周围是由高角动量物质组成的吸积盘。然而，目前最好的恒星理论模型，在恒星的核心没有保留足够的角动量来形成一个离心支撑的圆盘。在本文中，我们提出的第一个计算的氦星/氦星合并的祖先的Bracksar模型。这些先驱者在双星系统的共同包层内旋阶段引发了两个氦核的合并。我们发现，在某些情况下，合并可以产生旋转速度比单个恒星快3-10倍的核心。He-星/He-星伽马射线暴的祖先有一个非常不同的红移分布比他们的单星伽马射线暴的祖先，我们讨论了如何伽马射线暴观测可以约束这些祖先。
2004-12-01 astro-ph
Hydrodynamical Simulations of the Stream-Core Interaction in the Slow Merger of Massive Stars
我们提出了详细的模拟流的相互作用，从一个质量损失的二次与一个巨大的超巨星的核心在一个共同的信封内的两颗恒星的缓慢合并。流的动力学可以分为弹道阶段，从L_1点开始，和流体动力学阶段，其中流与核心强烈相互作用。考虑到合并的1和5 Msun的恒星与20 Msun进化的超巨星，我们提出了二维流体动力学模拟使用PROMETHEUS代码来演示如何渗透深度和后的影响条件依赖于流材料的初始属性（如熵，角动量，流宽度）和核心的属性（如密度结构和旋转速率）。利用这些结果，我们提出了一个拟合公式中产生的流-核心相互作用和配方的穿透深度的确定的基础上修改的伯努利积分的熵。
2001-09-27 astro-ph
Torsional Magnetic Oscillations in Type I X-Ray Bursts
中子星表面的热核燃烧会导致恒星外层$ΔR(t)$的膨胀。由于角动量守恒，该层的旋转速度比恒星慢。恒星和外层之间的剪切作用扭曲了恒星的偶极磁场，首先产生一个尾随的螺旋磁场。磁场的扭转反过来又使层"向上扭转"，增加了它的特定角动量。当该层冷却和收缩时，其多余的特定角动量使其{\it旋转得比恒星快}，从而产生领先的螺旋磁场。这一过程不断重复，产生扭转振荡。我们推导出方程的角速度和磁场的层考虑到扩散率和粘度，这可能是由于湍流。磁场导致恒星光球层（在加热层的顶部）的不均匀性，这引起了观测到的X射线振荡。该层周期性地旋转得比恒星快的事实意味着X射线振荡频率可能"超过"恒星的旋转频率。将该理论与Chakrabarty等人（2003）对SAX J1808.4 - 3658的X射线爆发的观测进行了比较。
2006-09-21 astro-ph
The Expected Dipole in the Distribution of Cosmological Gamma-Ray Bursts
如果伽马射线暴起源于宇宙学距离，那么它们的角分布应该在太阳运动相对于宇宙微波背景的方向上呈现偶极。这是由于像差、突发事件速率的各向异性移位以及可以检测到突发的距离的角度变化的组合效应。我们推导出一个开放的和平坦的宇宙学模型，并为各种可能的演化率的爆发人口的预期偶极子的振幅。虽然我们相对于CMB静止坐标系的无量纲速度是$10^{-3}$级，但偶极子振幅是$10^{-2}$级，大一个数量级。结果对$Ω_0$的值依赖很弱，但对爆发光子谱的谱指数和爆发粒子数的演化速率敏感。它不依赖于哈勃常数的值。偶极子的清晰检测将需要比当前可用的（$10^4$级）更大的突发样本。未来对爆发起源于宇宙学距离的假设的统计分析应该考虑这种效应，而不是假设完全各向同性的分布，以获得其结果的正确统计意义。
1993-07-29 astro-ph
Collimated high-energy photons and others possible observational effects of the photon angular and spectral distribution in gamma-ray bursts sources
本文讨论了典型的观测伽马射线暴（GRB）谱，并在这方面讨论了紧性问题的起源和最初是如何解决的。如果$e^{-}e^{+}$对产生的阈值取决于光子动量之间的角度，那么紧性问题的另一种解决方案是可能的。本文讨论了$γ$射线准直的可能性和光子束对光子能量的依赖性。给出了描述能量为$< 10^{49}$尔格的GRB源的基本假设：如果{ \it all}长持续时间GRB与{ \it normal/unpeculiary}核坍缩超新星（SNe）有关或物理联系，那么它是超相对论火球的替代物。也就是说，我们考虑的问题，辐射压力和如何产生的喷射帐户，即使很小的不对称性的辐射场在一个紧凑的伽玛射线暴源。指出了用新的方法解释伽玛暴现象的可能性。可能的机制，其产生的区域大小$< 10^8$厘米的伽玛暴进行了讨论（一个紧凑的模型）。紧凑的伽玛射线暴能量释放的观测后果被认为是。
2006-03-15 astro-ph
Can neutrinos from neutron star mergers power gamma-ray bursts?
我们对双中子星的合并过程进行了三维流体动力学模拟。我们将引力波的发射和反作用纳入牛顿的“分段抛物方法”。使用Lattimer & Swesty（1991）的物理状态方程，我们可以考虑中微子的产生。我们评估我们的模型的合并中子星周围的中微子-反中微子湮灭的效率。在合并之前和合并过程中，相应的能量沉积被证明是2- 3个数量级，太小了，以至于不能为一个典型的伽马射线暴提供能量，其能量输出在宇宙学距离上约为10^{51}/（4 π）erg/sterad。对可能围绕中心黑洞的圆盘的后续演化的分析估计表明，即使在最有利的条件下，中微子-反中微子湮灭产生的电子-正电子对和光子火球中的能量也会下降至少一个数量级。
1995-12-21 astro-ph
Accretion Disk Evolution with Wind Infall II. Results of 3D Hydrodynamical Simulations with an Illustrative Application to Sgr A*
在本系列的第一篇论文中，我们利用分析工具研究了一个大质量吸积盘的演化和结构如何受到下落的邦迪-霍伊尔风的质量和角动量沉积的影响。这种质量流入通过提供额外的粘性和加热源来影响盘的长期行为。在这里，我们通过将大规模吸积的三维流体动力学模拟的结果从周围介质到以前开发的磁盘演化方程的早期工作进行改进。我们讨论了两个模型，一个与平行的磁盘的轴，第二个与轴取向垂直的大规模邦迪-霍伊尔流。我们发现，在对数环内的磁盘上的质量流入率是大致恒定的半径和影响风进行比开普勒小得多的角动量。我们还发现，在一般情况下，一个风馈盘系统的红外光谱是陡峭的比一个Shakura-Sunyaev配置，主要是由于风的动能在磁盘的表面耗散。在将我们的结果应用于银河系中心黑洞候选者Sgr A* 时，我们证明了如果在所有半径上没有显著的动能耗散，每年10^-4太阳质量量级的高风流入率就不可能被纳入化石盘。这样的高耗散将违反目前对Sgr A* 观测光谱的红外和近红外限制。
1999-03-03 astro-ph
Gamma Ray Burst Production and Supernova Signatures in Slowly Rotating Collapsars
我们认为吸积到新生的黑洞的旋转大质量的恒星核心崩溃后，在离心支撑的磁盘让位于近径向流入低角动量的阈值。对于取自超新星前（pre-SN）演化计算的实际初始条件，所涉及的密度和温度需要使用详细的状态方程和中微子冷却过程，以及对广义相对论影响的定性考虑。通过二维动力学计算，我们展示了如何的能量释放的影响的旋转速率和角动量运输的强度，从而产生定性不同的解决方案的限制，高和低的角动量，每个都能够供电的伽马射线暴（GRB）。我们探讨了在这两个制度中产生Fe族元素的可能性，并建议，虽然大型和大规模的离心支撑盘能够驱动强大的外流与可能的SN样签名，准径向流缺乏这样的功能，并可能产生GRB没有这样的伴随功能，如GRB 060505。
2009-03-04 astro-ph
Binary Black Hole Encounters, Gravitational Bursts and Maximum Final Spin
在非自旋黑洞的合并中，最后一个黑洞的自旋由双星的“剩余”轨道角动量决定。这个剩余动量由双星在合并过程中无法释放的轨道角动量组成。我们研究了辐射的角动量，自旋的最终黑洞和引力爆发的一系列轨道范围从几乎直接落入到众多的轨道之前，在合并过程中表现出多个辐射爆发。我们证明了最终的黑洞有一个最大的自旋参数$a/M_h \le 0.78$，这个最大值发生在初始轨道角动量$L \approx M^2_h$的时候.
2008-07-22 astro-ph gr-qc
Improved limits on gamma ray burst repetition
我们收紧以前的上限伽马射线暴重复分析的角功率谱的BATSE 3B目录的1122个爆发。在95%的置信度下，我们发现，不超过2%的所有观察到的突发可以被标记为重复，即使没有源被观察到重复一次以上。如果所有观察到的爆发的一部分f可以被标记为重复者，观察到每个爆发v次，那么与之前最好的99%极限（v-1）f>0.27相比，所有（v-1）f>0.05的模型在99%置信度下被排除。在95%置信度下，我们的新限值为（v-1）f>0.02。因此，即使是来自单个源的6个事件的集群也会导致超过3B目录中存在的功率的过量功率。我们的结论是，目前的BATSE数据是一致的，没有重复的经典伽马射线暴，任何中继器模型是严格限制了近完美的各向同性的角分布。
1995-11-17 astro-ph
Null Result in Gamma-Ray Burst Lensed Echo Search
利用美国宇航局（NASA）轨道上的{ \it Compton}伽玛射线观测站的伽玛射线暴和瞬变源实验（BATSE）数据，研究了伽玛射线暴之间的引力透镜感应回波。搜索工作分两个阶段进行。在第一阶段中，我们比较了前260个GRB的亮度完整样本中的所有GRB，其记录的角位置具有至少5%的机会从其组合位置误差中重合。在第二阶段，我们比较了所有的GRB光变曲线的第一个611 GRB与记录的角位置有至少55%的机会是一致的，从他们的组合位置误差。在这两个阶段都没有发现明确的引力透镜候选对，尽管积累了一个“密切联系的图书馆”供将来参考。这一结果既不排除也不明显限制伽玛暴的宇宙学起源。
1994-03-22 astro-ph
Winds from Neutron Stars and Strong Type I X--Ray Bursts
本文提出了一个由X射线爆发中子星辐射驱动的定常风模型。广义相对论流体动力学和辐射转移方程从中子星表面向外积分，考虑到氦核燃烧的内部，致密，近流体静力学壳。辐射过程包括韧致辐射发射-吸收和康普顿散射;这里只考虑频率-积分输运。结果表明，每个解决方案的特点是只有一个参数：质量损失率$\Mdot$，或等效地，信封质量$\Menv$。我们发现，由于康普顿化的影响，稳定的，超音速风只能存在于$\Mdot$大于一个极限值$\Mdot_{min} \approx\Mdot_{E}$。在给定中子星参数的情况下，计算了几种模型，涵盖了大约20年的质量损失率。我们讨论了如何我们的解决方案与减少$\Menv$的序列可以用来遵循一个强的X射线爆发在膨胀/收缩阶段的光度最大值附近的时间演化。数值结果与Haberl { \it et al.}（1987）对4U/MXB 1820-30爆发给出了该源的光谱硬化因子和吸积率的估计。
1994-05-27 astro-ph
The Progenitor Stars of Gamma-Ray Bursts
那些在死亡过程中产生伽马射线暴（GRB）的大质量恒星，其内部区域一定被赋予了异常大的角动量，比形成普通伽玛射线暴的恒星大一到两个数量级。然而，在坍缩前的演化过程中，质量损失和由磁矩引起的角动量输运被认为是削弱了必要的旋转的核心。在这里，我们探索非常快速旋转的大质量恒星的演化，包括剥离氦核，这可能是由于合并或质量转移在一个二进制，和单星旋转异常迅速的主序星。对于最高可能的旋转速率（约400 km/s），会遇到一种新的演化，其中单个恒星完全混合在主序星上，永远不会成为红巨星。这样的恒星，本质上是巨大的“蓝离散星”，产生氦氧核心，旋转异常迅速。这类恒星可能约占所有恒星的1%，质量超过10个太阳，并且在某些情况下可以保持足够的角动量来制造伽马射线暴。由于这种可能性对质量损失非常敏感，伽马射线暴在金属丰度低的地区发生的可能性要大得多。
2005-08-08 astro-ph
