Predictions of the Gamma-Ray Burst Model of Ultra High Energy Cosmic Rays
本文描述了超高能宇宙射线产生的宇宙学伽马射线暴（GRB）模型，并讨论了目前支持该模型的观测证据。提出了模型的几个预测，这将使它能够通过未来的高能宇宙线和γ射线实验进行检验。如果观测到伽玛暴模型的预测特征，它们不仅将证实该模型，而且还将提供关于源群的信息，并将允许研究星系间磁场的未知结构。
1996-12-06 astro-ph
Explaining the Gamma Ray Burst Lag/Luminosity and Variability/Luminosity Relations
最近提出了两种不同的亮度指标用于伽马射线暴，它们使用硬光子和软光子的光曲线峰值之间的滞后以及暴光曲线的可变性（“尖峰”）。Schaefer、Deng和Band通过找到112个BATSE爆发的滞后/变化关系证明了这两个光度指标都是有效的。在这里，我对这两个指标进行简单和一般性的解释。当辐射冷却占主导地位时，滞后/光度关系是能量能量守恒的结果。高光度爆发冷却迅速，因此硬光子和软光子峰值之间的滞后很短，而低光度爆发冷却缓慢，因此滞后很长。内激波模型中出现了变率/光度关系，因为光度和变率都是喷流伽玛的相对论运动的强函数。在光度大致与伽玛^[5]成正比，变率标度为伽玛^[2]的情况下，我们得到的光度与变率的相关性与观测到的幂律一致。
2001-01-25 astro-ph
Can Gamma Ray Bursts Produce the Observed Cosmic Rays Above $10^{20}$ eV?
宇宙学上的伽马射线暴（GRB）可以产生观测到的最高能量的宇宙射线通量和光谱。然而，最近的观测表明，伽马射线暴的红移分布很可能遵循宇宙中恒星形成的速率，在红移1.5-2时的速率比现在高得多。因此，大多数伽马射线暴的红移都很高。因此，任何由这些伽玛暴发射的能量在2-3 X 10^{19} eV以上的宇宙射线都会由于与3 K背景辐射的相互作用而被强烈衰减。如果假设10^{-2}至1 MeV光子释放的能量与10^{20} eV宇宙射线释放的能量大致相等，那么在10 ^{20} eV以上观测到的宇宙射线中，只有不到10%的射线可以被伽玛暴解释。
2000-04-03 astro-ph
GeV Photons from Ultra High Energy Cosmic Rays accelerated in Gamma Ray Bursts
伽马射线暴是由高度相对论性火球的动能消散，形成无碰撞激波而产生的。当这种情况发生时，会产生高达10 ^20 eV的超高能宇宙射线。我在本文中表明，这些粒子产生，通过同步辐射，因为它们穿过加速区域，光子高达300 GeV带走一个小的，~0.01，但不可忽略的一部分，总爆发能量。结果表明，当激波发生在星际介质中时，光子-光子散射的光学厚度很小，这可能导致光子的能量退化。这样产生的爆发将在地球上与母伽马射线暴一起被探测到，尽管它的持续时间可能与较低能量光子的持续时间有很大不同。预期的注量（~10^{-5}-10 ^{-6} erg/cm ^2）完全在计划的探测器范围内。对GRB 940217异常爆发的一种新的解释进行了讨论。
1997-05-09 astro-ph
High Energy Gamma Rays from Ultrahigh Energy Cosmic Rays in Gamma Ray Bursts
最近有人提出伽玛暴的冲击波加速了高能（$\gtrsim 10^{19}$ eV）宇宙射线（UHECR）。我们计算所观察到的同步辐射光谱从质子和高能轻子形成的级联中启动的离子生产，考虑到$γγ$衰减的来源。归一化的GRB~970508的发射特性，我们预测$\sim 10$ MeV - 100 GeV的通量水平，可能已经观察到EGRET从明亮的GRB，并可以检测到拟议的GLAST实验或地面空气\v切伦科夫望远镜的阈值$\lesssim $几百GeV。UHECR引起的高能$γ$射线余辉的时间衰减明显慢于低能暴和相关的同步辐射自康普顿（SSC）辐射，这提供了一个直接的方法来测试高能伽玛暴余辉的强子起源。除了验证UHECR起源假说外，短波长辐射和余辉还可以用来探测星系际红外辐射场的扩散水平或限制GRB源的红移。
1998-04-07 astro-ph
Cosmic Rays from Gamma Ray Bursts in the Galaxy
利用最近的标准能量结果估算了银河系伽马射线暴（GRB）对地球的辐射事件率。我们假设伽玛暴加速高能宇宙射线，并提出了三维模拟宇宙射线在银河系磁场中移动和通过俯仰角散射扩散的结果。轴上GRB灭绝事件开始于强大的即时伽马射线和中子脉冲，随后是宇宙射线质子和中子衰变质子向地球扩散的更长寿命的阶段。我们的研究结果迫使重新解释报告~ 10^{18} eV的宇宙射线各向异性，并提供了一个严格的测试模型，高能宇宙射线起源于伽玛暴，这将很快与俄歇天文台进行测试。
2005-06-16 astro-ph
Cosmic Rays and High-Energy Neutrinos from Gamma-Ray Bursts
有几条证据指向了伽马射线暴（GRB）和以超新星形式爆炸的大质量恒星之间的关系。综述了伽玛暴源加速宇宙射线（CR）的各种观点。从单个伽玛暴中探测到高能中微子意味着它们是强子主导的，也就是说，在伽玛暴冲击波中以非热强子形式沉积的能量大大超过了从它们的光子发射谱推断出的辐射能量。这样的探测将使伽玛暴成为超高能和超GZK CR的首选候选源。高能强子引起的级联辐射可以用伽玛射线望远镜从伽玛暴中探测到。
2003-12-22 astro-ph
Are extragalactic gamma ray bursts the source of the highest energy cosmic rays?
最近对超高能宇宙射线（UHECR）的大型空气簇射阵列的观测和最近对伽马射线暴（GRB）红移的测量/估计似乎排除了河外GRB作为地球附近观测到的宇宙射线的来源，包括那些能量最高的宇宙射线。
1999-01-03 astro-ph hep-ph
High-Energy Cosmic Rays and Neutrinos from Gamma-Ray Bursts
本文描述了一个完整的伽马射线暴（GRB）中高能（>~10^{14} eV）宇宙射线起源的模型，以及这一假说的意义。伽玛暴高能中微子的探测提供了一个明确的测试模型。伽玛暴中宇宙射线加速的证据是由异常伽玛射线成分的探测提出的，例如从伽玛暴941017中观察到的。在恒星形成星系（如银河系）周围的中子β衰变晕就是这个模型的结果。来自银河系伽玛暴的宇宙射线不太可能解释悉尼大学巨型空气簇射记录仪（SUGAR）报告的~10^{18} eV宇宙射线过剩，但可能有助于过去的灭绝事件。
2005-06-16 astro-ph
Muon Detection of TeV Gamma Rays from Gamma Ray Bursts
由于星载仪器的尺寸有限，不可能观测到能量超过GeV的伽马射线暴的通量。本文指出，通过探测γ射线在地球大气中的秒级产生的μ介子，可以探测TeV能量以上的γ射线暴辐射。最近启用的地下探测器（AMANDA、贝加尔湖探测器和MILAGRO）使观测成为可能，这些探测器结合了几百GeV或更小的低μ子阈值和10^3 m^2或更大的有效面积。这些观测不仅将为伽玛暴的起源和特征提供新的认识，而且还将提供有关漫射红外背景的定量信息。
1999-02-02 astro-ph
Detecting TeV Gamma Rays from Gamma Ray Bursts by Ground Based Muon Detectors
研究了用大面积μ子探测器探测TeV能区伽马射线暴（GRB）的可能性。这些探测器可以通过探测TeV光子在地球大气中产生的次级μ子来探测TeV能量光子。我们计算了预期的μ子数和信号的平方根噪声比在这些探测器由于TeV的伽玛射线从个别伽玛暴的亮度，距离观察者（红移），伽玛射线积分谱指数，光子谱的最大能量截止和持续时间的各种假设，包括TeV光子在星系际红外辐射背景的吸收的影响。我们还计算了预期的可检测TeV-GRB事件在这些探测器中使用最近确定的宇宙中的伽玛暴的光度和红移分布率。
2001-08-20 astro-ph
Brightness from the Blackest Night: Bursts of Gamma Rays and Gravity Waves from Black Hole Binaries
我们使用最近的结果，在恒星演化的争论，至少有一个黑洞的双星主导的致密物体合并的速度。两种现象通常可归因于这种合并，伽马射线暴和引力波爆发，因此可能起源于黑洞的事件视界附近。除了数量上的优势外，黑洞在这两种现象上都比中子星更有优势。对于伽马射线暴，事件视界的存在缓解了重子污染问题，因为能量可以储存在旋转中，直到大多数重子被吞噬，然后通过布兰德福德-兹纳杰克过程释放到更清洁的环境中。对于引力波爆发，黑洞由于其更大的质量而提供更高的亮度，从而使探测到更大的距离，这导致预测的LIGO事件率增加了30倍。
1999-05-26 astro-ph
Acceleration of UHE Cosmic Rays in Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴是产生UHE宇宙射线的"自下而上"方案的良好候选者。在讨论最多的伽玛暴模型，即"火球"模型中，高度相对论性的激波形成，似乎能够将宇宙射线加速到EeV范围。然而，只有第一个费米循环对来自外部介质的粒子产生大的能量增益。因此，一个互补的加速建议，下游的外部冲击，在相对论性等离子体的伽玛暴，交叉的相对论性战线可能会发生。前向和后向都是内部费米加速工作所必需的，并给出了产生它们的物理过程。我们发现，存在一个相关的物理过程类似布里渊散射重新分配的入射能量的等离子体壳层。这种重新分配是通过产生声波来加热等离子体壳层，也通过产生向前和向后的相对论阿尔芬锋来通过费米过程加速宇宙射线。我们表明，这个合奏的过程是能够占UHE宇宙射线的产生。有两个机会，这些组合过程，第一次在"初级"伽马射线暴期间，重子被相对论对风夹带，第二次在预减速和减速阶段，当火球与星际介质相互作用。然而，由于同步辐射损失，只有第二级可以产生UHE宇宙射线。
2000-07-07 astro-ph
Which acceleration process for UHE-Cosmic Rays in Gamma Ray Bursts ?
本文对伽玛暴中的质子加速进行了精确的研究，并通过$π^{0}$ -介子衰变产生的GeV $γ$ -射线辐射，预言了在一个足够重子负载的火球中可能存在的宇宙射线信号。如果去掉两个没有根据的假设，即玻姆标度和缓慢的磁场衰减，通常的费米过程就不能在伽玛暴中产生超高能宇宙射线（UHECR）。我们提出了另一种相对论费米加速的方案，在内部冲击阶段。我们提出了一个现实的蒙特卡罗模拟的多前加速度，清楚地表明可能产生的UHECR的结果。转换成UHECR的能量占磁能的很大一部分。
2004-04-07 astro-ph
Ultra-High Energy Cosmic Rays and Neutron-Decay Halos from Gamma Ray Bursts
关于功率和加速效率的简单论证表明，能量>~ 10^{19} eV的超高能宇宙射线（UHECRS）可能起源于伽玛暴。在伽玛射线暴爆炸波中通过光π介子产生过程形成的中子离开加速场并穿过星系际空间，在那里它们衰变并将非常高能的质子和电子成分注入星系际空间。中子衰变质子形成UHECR的一个组成部分，而中子衰变电子从康普顿散射的背景辐射产生光学/X射线同步加速器和伽马辐射。一个显着的比例与伽玛射线暴活动的星系应该被包围的特征尺寸~ 100千秒差距的中子衰变晕。
2001-03-20 astro-ph
Cosmic Rays from PeV to ZeV, Stellar Evolution, Supernova Physics and Gamma Ray Bursts
不久前，一个解释宇宙射线光谱的提议最近取得了成功，这使得人们可以对超新星的物理学做出一些强有力的结论：在这个解释宇宙射线起源的具体提议的背景下，高质量超新星爆炸的机制必须是Bisnovatyi-Kogan在30多年前提出的机制，该机制是基于Kardashev的更广泛的建议：旋转和磁场的组合效应使恒星爆炸。有趣的是，这一步不可避免地引出了一些进一步的建议，也许对伽马射线暴的研究和宇宙学中明亮标准蜡烛的寻找有用。
2003-04-11 astro-ph
A Blind Search for Bursts of Very High Enery Gamma Rays with Milagro
米拉格罗探测器是一个水-切伦科夫探测器，它观测能量E> 100 GeV的宇宙伽马射线产生的扩展空气簇射。米拉格罗的有效面积在能量E~ 10 TeV时达到峰值，但即使低至几百GeV（100 GeV时约为10 m^2），它仍然很大。Milagro的宽视场（~2sr）和高占空比（>90%）使其成为持续监测头顶天空瞬态甚高能量（VHE）排放的理想选择。这项研究搜索了Milagro的数据，以寻找此类排放。尽管这次搜寻主要是为了探测伽马射线暴（GRB）的辐射，但它仍然对原始黑洞蒸发最后阶段的辐射或任何其他产生VHE伽玛射线暴的现象敏感。由卫星测量的伽玛射线暴光谱高达几十个GeV，没有显示出截止的迹象。尽管对$GeV/TeV$伽马射线敏感的多种仪器已经对伽马射线暴进行了观测，但还没有对这种发射进行明确的探测。其中一个原因是能量E>~ 100 GeV的伽马射线会因与河外背景光的相互作用而衰减，或者在爆发点被内部吸收。有许多模型可以预测伽玛暴的VHE γ射线辐射。对这种辐射的探测或限制可以提供有关伽玛暴产生机制和环境的有用信息。这项研究对过去五年的米拉格罗数据进行了盲检，以寻找持续时间从100微秒到316秒的VHE伽马射线爆发。外部仪器未提供GRB定位。相反，整个数据集在时间，空间和持续时间上进行了彻底搜索。未检测到重大事件。对伽玛暴的VHE排放设定了上限。
2008-11-10 astro-ph
Cosmic Rays and Gamma Ray Bursts From Microblazars
致密天体的合并和吸积引起的坍缩产生的高相对论性喷流也是非常有效和强大的宇宙线加速器，它可以产生宇宙学伽马射线暴（GRB）。来自银河系伽玛暴的宇宙射线的预期光度、能谱和化学成分，其中大部分不指向我们的方向，可以解释观测到的银河系宇宙射线的性质。
1998-09-13 astro-ph hep-ph
Burst Statistics Using the Lag-Luminosity Relationship
利用滞后光度关系和各种BATSE目录，我们创建了一个大的爆发红移，峰值亮度和发射能量的目录。这些星表使我们能够评估滞后光度关系，并研究爆发的能量分布。我们发现，这种分布可以被描述为一个指数为α =1.76 +/- 0.05（95%置信度）的幂律，接近原始准通用射流模型预测的α =2。
2003-12-12 astro-ph
Constraints on Models for TeV Gamma Rays from Gamma-Ray Bursts
我们探讨了几种模型，可能会提出来解释最近可能检测到的高能（TeV）伽马射线与低能伽马射线暴（GRB）。可能的值（和/或上限）的源能量在低和高能量的伽马射线和强子推断与可能的TeV伽马射线探测的项目GRAND阵列的爆发源。高能伽玛射线的可能光谱推导出三个模型：1）逆康普顿散射的环境光子从相对论电子; 2）质子同步辐射;和3）非弹性散射的相对论质子从环境光子产生高能中性π介子，它衰变成高能光子。这些模型依赖于一些关于伽玛暴性质的基本假设，如：低能和高能伽玛射线产生于同一地点，高能成分的时间变化可以由低能伽玛射线光变曲线最高峰的半高宽估计; Fenimore & Ramirez-Ruiz（2000）的变率-光度关系给出了这些爆发红移的可靠估计。我们还探讨了这些假设对我们的模型的影响。我们的结论是，这些模型中的任何一个都难以满足能量要求，除非高能部分的光子束角比低能GRB窄得多，或者爆发发生在非常低的红移（z<0.01）。然而，我们发现，如果TeV的伽马射线主要由逆康普顿散射与磁场强度低于均分或质子同步辐射与磁场强度接近均分产生的能量要求是最容易满足的。
2003-09-05 astro-ph
Coronal Gamma Ray Bursts as the sources of Ultra High Energy Cosmic Rays?
我考虑了超高能宇宙射线在位于银河日冕的伽马射线暴中被加速的可能性，从而绕过了Greisen-Zatsepin-Kuz'min截止所提出的问题。在日冕伽马射线暴模型中，超高能ECR的加速可能发生在产生超高能ECR的日冕中：在Podsiadlowski、Rees和Ruderman（1995）的模型中，允许拟合伽马射线暴观测的相同参数导致了对与Bird等人（1994）事件相对应的最高可实现能量的估计，以及宇宙射线中非常低的光度。我证明，如果Milgrom和Usov（1995 a）的观测结果得到证实，河外伽玛暴关于超外碰撞核反应加速的模型是站不住脚的，但同样的约束不适用于日冕模型。此外，我表明，粒子加速的效率需要比宇宙学模型中的伽玛暴小得多（要求不高）。关于随后的宇宙射线光谱分布仍然是未知数。我还简要讨论了区分这两种可能性的观察策略。
1995-10-30 astro-ph
Images of Bursting Sources of High-Energy Cosmic Rays. I: Effects of Magnetic Fields
最近的研究表明，最高能量的宇宙射线（CR）可能起源于产生$γ$射线爆发的同一宇宙学物体。这个模型需要星系际磁场（IGMF）的存在，以延迟到达时间的$\sim 10^{20}$ eV CR的50年或更长的时间相对于$γ$ -射线，与其他观测约束的幅度是一致的。来自单个爆发的CR源应通过计划中的“Auger”实验解决，最亮的源多达数百个CR。我们在这里分析的表观角度和能量分布的CR从明亮的来源低于π介子生产阈值（在能量范围$10^{19}{\rm eV} < E < 4\times10^{19}{\rm eV}$）在这个模型中预期。这种可观测的分布依赖于IGMF的结构：如果星系际场相关长度$λ$远大于$1{\rm Mpc}$，则表观谱宽$ΔE$较小，即$ΔE/E\lesssim1\%$;如果星系际场相关长度$λ\ll 1{\rm Mpc}$大于$1{\rm Mpc}$，则表观谱宽$ΔE/E=0.3$较大，即$λ\ll 1{\rm Mpc}$。对于较小的$λ$，表观角度大小也较大。如果我们预测的CR源被发现，它们将证实爆发模型，并将为我们提供一种研究IGMF结构的技术。
1996-07-11 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
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。
2007-08-30 astro-ph
High-Energy Cosmic Rays from Galactic and Extragalactic Gamma-Ray Bursts
概述了一个银河系和河外伽马射线暴（GRB）高能（> 10 ^14 eV）宇宙射线（HECR）模型。假设伽玛暴中的相对论外流注入的CR质子和离子的能量最高（>10^20 eV），呈幂律分布。一个扩散传播模型HECR从一个单一的最近的伽玛射线暴在1千秒差距从地球解释了CR光谱附近和膝盖以上。在10^18 eV以上的CR谱与河外伽玛暴的一个分量相吻合。通过规范化的能量注入率所需的产生CR流量从河外源在当地观察到的，我们确定了一个典型的GRB的能量必须释放的非热强子的形式。我们对HECR谱的解释要求伽玛暴是强子占优的，这将通过从伽玛暴中探测到HE中微子得到证实。
2003-12-08 astro-ph
Gamma-Ray Burst Luminosity Functions Based on Luminosity Criteria
我们回顾了伽马射线暴（GRB）光度函数的五个研究，它们都是基于一个或多个建议的光度标准，即，可变性、光谱滞后和光谱硬度。在红移为零的光度函数之间的比较显示出相当大的分歧。我们推导出每个光度函数的预期源计数和<V/Vmax>的欧几里德值。源计数与观察到的计数存在很大差异。在大多数情况下，<V/Vmax>的值与基于BATSE的样本的观测值0.34相差很大，偏移范围为6-24 sigma。由于<V/Vmax>的值是确定的，并且它是一个宇宙学距离指标，我们建议任何对伽玛射线暴光度函数的研究都要考虑它的值。
2003-01-15 astro-ph
The Cosmological Signatures and Flux Distribution of Gamma-Ray Bursts with a Broad Luminosity Distribution
宇宙学膨胀不能产生的伽马射线暴的时间尺度和光谱能量与峰值通量的相关性，如果爆发模型再现的BATSE 3B峰值通量分布的一个非演变的爆发源密度。当β < 1.6时，与L^{-β}成比例的幂律光度分布模型对大多数光谱参数值产生可接受的拟合。在这个模型中，给定峰值通量的伽马射线暴具有一个红移分布，在BATSE阈值附近峰值通量的最大红移> 3，所有峰值通量值的平均红移< 1。报道的爆发时间尺度和光谱能量与峰值通量的相关性系统地高于单光模型1个标准差和高于幂律光度模型1.5至2个标准差。这些结果表明，爆发的时间尺度和光谱能量与光度的内在相关性。
1997-08-16 astro-ph
On the Kinematic Origin of the Luminosity-Pulse Lag Relationship in Gamma-ray Bursts
本文从伽马射线暴源运动学的角度解释了Norris等人发现的峰值亮度与能量相关脉冲滞后之间的关系。我认为，相关性应该是“数”光度和脉冲滞后之间。这种解释将已知爆发的相关性的最小二乘拟合提高了25%或更多。它还提出了一个距离估计方案。我建议，这种关系是由于突发之间的视线速度的变化。这种解释允许人们推测伽马射线暴膨胀速度的范围或其喷流张开角的大小。
2000-09-23 astro-ph
Prompt TeV Emission from Cosmic Rays Accelerated by Gamma Ray Bursts Interacting with Surrounding Stellar Wind
在长时间伽马射线暴的内部冲击波中被加速的质子可以通过转换成中子而作为宇宙射线逃离火球。这些中子在恒星风气泡内的强子相互作用将通过中性介子衰变和风磁场中带电π介子衰变电子的同步辐射产生TeV伽马射线。这种伽马射线应该可以通过目前运行和即将到来的地面探测器从附近的伽马射线暴中观测到。
2008-11-24 astro-ph hep-ph
Emission Processes of High Energy Gamma Rays from Gamma-Ray Bursts
本文认为伽马射线暴反向激波中的同步辐射自康普顿（SSC）过程是几个伽马射线暴瞬发高能γ射线的原因。我们发现，SSC的排放从反向冲击占主导地位的其他排放过程中的能量带从几十兆电子伏到几十个GeV的，为广泛的冲击参数。由于反向激波区域的特征尺寸远大于内部激波区域的特征尺寸，该模型有利于高能光子从发射区域逃逸，这是由于较低的内部成对产生光学深度。我们预测，在这个模型中，瞬发高能辐射与瞬发闪光相关，这可以在即将到来的GLAST时代进行测试。
2002-11-29 astro-ph
Correlations Between Lag, Luminosity, and Duration in Gamma-ray Burst Pulses
本文导出了一个新的伽马射线暴（GRB）脉冲峰值滞后与峰值亮度的关系。我们最终证明，伽玛射线暴的光谱滞后脉冲，而不是突发属性，并显示如何从CCF测量的突发属性确定的滞后与光度的关系基本上只是一个粗略的衡量这个新衍生的关系为个人脉冲。我们进一步表明，大多数GRB脉冲都具有相关特性：短滞后脉冲的持续时间更短，更明亮，并且在爆发中比长滞后脉冲更硬。我们还发现了一个新的脉冲宽度与脉冲峰值亮度的关系，并指出，长滞后脉冲往往先于短滞后脉冲。虽然大多数脉冲行为是支持内部冲击（包括长滞后脉冲），我们确定了一些脉冲形状，可能会导致外部冲击。
2008-03-11 astro-ph
Gamma-Ray Burst Spectra and Time Histories from 2 to 400 keV
Ginga上的伽马射线暴探测器由一个用于观察X射线的正比计数器和一个用于观察伽玛射线的闪烁计数器组成。它非常适合研究与伽马射线暴（GRB）相关的X射线。Ginga探测到120个伽玛暴，其中22个有足够的统计数据来确定从2到400千电子伏的光谱。虽然Ginga和BATSE触发标准非常相似，但光谱参数的分布不同。Ginga观察到的弯曲能量的光谱下降到2千电子伏，并有一个较大的分数的爆发低能量幂律指数大于零。X射线波段（2至10 keV）与伽马射线波段（50至300 keV）的平均能量比为24%。有些事件在X射线波段比在伽马射线波段有更多的能量。一个Ginga事件在伽马射线之前有一段时间，实际上是纯X射线发射。这种X射线的“预活性”可能是由于GRB时间结构在较低能量下更宽的倾向，而不是不同的物理过程。x射线的上升和下降比伽马射线要慢，但它们都在同一时间达到峰值。这与注入相对论性电子并通过同步辐射冷却的模型相矛盾。
1998-02-12 astro-ph
Neutrinos and Gamma Rays from Photomeson Processes in Gamma Ray Bursts
如果能从伽玛暴中探测到高能中微子，那么高能强子在伽玛暴冲击波中的加速将被建立起来。本文综述了光子中微子产生的最新计算，并介绍了高能中微子及其伴随的强子级联辐射的新计算。如果强子被注入GRB冲击波，其能量相当于测量到的硬X射线/软伽马射线发射，那么只有注量水平>~ 3e-4 erg cm^{-2}的最强大的爆发才能为探测μ子中微子提供现实的前景。如果伽玛射线暴冲击波具有大的重子载荷和多普勒因子<~ 200，则有可能探测到高能中微子。强子重子负载和预期的中微子数量的显着限制施加的通量从双光子级联在相同的过程中产生中微子。
2003-12-09 astro-ph
Absolute Rate, Evolving Luminosity function, and Evolving Jet Opening Angle Distribution for Long Gamma-Ray Bursts
利用由谱峰能量-光度关系推导出的光度函数和表观伽玛暴率，研究了伽玛暴的绝对形成率，同时考虑了喷注光度演化和喷注张角演化的影响。在不存在喷流张角演化的情况下，高红移暴的喷流校正光度远大于低z（z> 1）暴的典型值。另一方面，如果喷流光度不随时间演化，高z暴的喷流张开角应远小于低z暴的喷流张开角。因此，最好考虑两种演变效应。我们还估计了星系中的局部伽玛暴事件率为~10^{-7}-10 ^{-5}/yr。
2005-12-06 astro-ph
Gamma-ray bursters as sources of cosmic rays
我们对伽马射线爆发的物理条件所知甚少，这使得它们有利于高能宇宙射线的加速，特别是如果它们处于宇宙学距离的话。我们发现，从观测到的伽马射线暴的统计和通量来看，宇宙学暴可能是观测到的两个区域的宇宙射线的重要来源：1。在极高能量端（E>10^{19} eV），宇宙射线必定来自河外。2.在已经被描述为隆起和/或拐点的光谱特征周围和上方，其发生在10^{15} eV附近，并且开始于约10^{14} eV。银河系内部偶尔发生的爆发--如果爆发发射是各向同性的，大约几十万年才发生一次;如果是光束发射，则更常见--可以将银河系宇宙射线的密度维持在这个范围内的观测水平。这两个能量范围可能对应于两个典型的能量尺度：一个与由于磁化火球前沿与周围介质相互作用而产生的加速度有关;另一个与火球本身的加速度有关（例如冲击加速度）。
1995-06-20 astro-ph hep-ph
Constraints on the Redshift and Luminosity Distributions of Gamma Ray Bursts in an Einstein-de Sitter Universe
伽马射线暴总体的两个模型，一个具有标准烛光光度，另一个具有幂律光度分布，用卡方拟合两个数据集的并集：BATSE的长持续时间突发的微分数与峰值通量分布，以及脉冲持续时间时间膨胀因子、脉冲间持续时间膨胀因子的时间膨胀和能量移位与峰值通量信息，和峰值能量转移因子。在低峰值通量和短爆发持续时间的阈值效应的差分峰值通量分布进行校正，和脉冲持续时间的时间膨胀因子的能量拉伸和类似的效果也进行校正。在爱因斯坦-德西特宇宙学中，我们对爆发的演化给出了强的边界，这些边界与均匀的种群是不相容的，假设幂律谱和没有光度演化。此外，在适度演化的隐含条件下，观测到的光度分布的90%宽度显示为< 10^2，这比其他人所证明的假设没有演化的限制要少。最后，对红移的考虑表明，如果BATSE最微弱爆发的红移要与目前已知的星系的红移相一致，标准烛光光度是不可接受的，而在幂律光度分布的情况下，平均光度< 10^57 ph s^-1是可取的。
1997-02-19 astro-ph
Intensity Distribution and Luminosity Function of the Swift Gamma-Ray Bursts
利用2007年6月之前Swift-BAT探测到的长伽马射线暴（GRB）样本，测量了Swift暴峰值光子通量（logN-logP）的累积分布。与BATSE样本相比，我们发现在校正带通差后，两种分布是一致的，这表明两种仪器正在采样相同的爆发群体。我们还比较了雨燕爆发的子样本的对数N -对数P分布，并找到了在高峰值通量水平下没有光学对应物的暗爆发的赤字（99.75%置信度）的证据，这表明这些爆发具有不同的红移或伽马射线光度分布。光学探测到的有和没有红移测量的爆发的log N - log P分布之间的一致性表明，目前的样本的快速爆发的红移测量，虽然选择不均匀，代表一个公平的样本的非暗爆发。我们计算了该样品在两个红移仓（z 1）中的光度函数<1 and z>，发现需要打破幂律来拟合低红移仓，其中对于高光度（L_{peak} > 5e 48 erg/s），dN/dL \propto L^{-1.27 \pm 0.06}，对于低光度，dN/dL \propto L^{-2.3 \pm 0.3}，证实了对低光度伽玛暴群体的几项研究结果。
2009-04-23 astro-ph
Luminosity Function of Gamma-Ray Bursts Derived Without Benefit of Redshifts
我们发现，在1024毫秒的时间尺度上选择的伽马射线暴（GRB）的<V/Vmax>的欧几里德值与光谱硬度相关。<V/Vmax>的值的范围从软突发的0.42到最硬突发的0.26。假设在一个定义明确的样本中，宇宙学天体的欧几里德值<V/Vmax>是一个距离指标，那么硬爆发必须位于更大的红移，因此比软爆发更明亮。由于目前观测到的GRB红移数量很少，因此不能明确地显示出由此产生的亮度-硬度相关性。基于<V/Vmax>-硬度关联，我们在不考虑红移的情况下导出了伽玛暴的光度函数，但必须假设伽玛暴的共动率随红移的变化。我们提出的亮度函数的三个模型的伽玛暴率作为红移的函数，基于恒星形成率。峰值光度函数近似为破缺幂律，在50-300 keV范围内各向同性等效破缺光度约为10^51.5 erg·s^-1，总局域速率密度为0.5 Gpc^-3 y^-1。预测的伽玛暴计数作为流量和红移的函数。基于伽玛暴的光度函数，我们进行了模拟，产生亮度硬度相关，这表明，最硬的伽玛暴是约20倍的亮度比最软的。
2001-01-10 astro-ph
Gamma-ray burst afterglows : luminosity clustering at infrared wavelengths?
伽马射线暴的余辉在光学和X射线方面都有成团现象的报道。本文研究了伽马射线暴的余辉在近红外（J、H、K波段）的光度中存在成簇现象的可能性。我们使用1997年至2007年底发生的事件的观察。我们修正了伽马射线暴余辉光变曲线的距离效应和时间膨胀，并将所有光变曲线替换为一个共同的距离z=1。我们仅使用了近红外（在突发帧中）发射的信号的观测。我们观察到一个集群中观察到的光学和类似的观察到的X射线。因此，我们确认以前的工作在光学。我们对火球的总能量设置了一个限制。
2008-11-25 astro-ph
Constraints on the Gamma-ray Burst Luminosity Function from PVO and BATSE
我们研究的伽马射线暴亮度函数的宽度，通过分布的伽玛暴峰值通量探测的先锋金星轨道器（PVO）和爆发和瞬态源实验（BATSE）。通过使用两种仪器的峰值通量合并目录，并对其灵敏度进行良好的交叉校准，大大增强了分析的强度。相对于BATSE目录，峰值通量的范围增加了约20倍。因此，可以对$\log N-\log P$分布进行更灵敏的研究。我们放置的亮度函数的宽度的伽马射线暴比BATSE完整性限制的亮度分布在合并目录中的各种空间密度和亮度函数所产生的比较。对于所检查的模型，{ \em可检测\/}爆发的$90\%$的峰值亮度在10的范围内，这表明伽马射线暴的峰值亮度跨越的值的范围明显小于它们的许多其他可测量属性。我们还讨论了一个幂律光度函数的斜率，观察到的宽度是在上限的约束范围。这在确定幂律斜率时是很重要的，因为光度-持续时间的相关性可能很重要。
1994-11-08 astro-ph
Are Galactic Gamma-Ray Bursters the Main Source of Hadronic Non-Solar Cosmic Rays at all Energies?
我们提出了一个新的假说的起源非太阳强子宇宙射线（CR）在所有的能量：高度相对论性，窄准直喷流从出生或崩溃的中子星（NS）在我们的银河系加速周围的磁盘和晕物质CR能量和分散在"热点“，他们形成时，他们停止在星系晕。这种事件-"银河伽马射线暴“（GGRB）-被认为是当其他星系的光束辐射碰巧指向我们的方向时，在其他星系中引起宇宙学的伽马射线暴（GRB）。我们的假设自然地解释了一些观察，这是很难理解的与目前流行的想法有关的CR起源-例如，小银河系为中心的宇宙射线密度梯度和缺乏的Greisen-Zatsepin-Kuzmin截止。我们的想法取决于星系晕中“热点”（“GGRB遗迹”）的存在与否。我们讨论了它们的观测特征，发现它们可能是EGRET未识别的高纬度源。
1999-07-29 astro-ph
The Cannonball Model of Gamma Ray Bursts: Spectral and Temporal Properties of the Gamma Rays
最近的观测表明，伽马射线暴（GRB）及其馀辉是由超新星爆炸中释放的高度相对论喷流产生的。我们已经提出，这一事件的结果不仅仅是一个紧凑的物体加上喷出物：在几天之内，母星的一部分回落，产生一个厚的吸积盘。随后的吸积产生喷流并构成GRB的“引擎”，就像在微类星体和活动星系核中观察到的等离子体的相对论性“炮弹”喷射一样。在这里，我们调查的生产伽玛射线暴的喷射炮弹退出超新星壳与它的碰撞重新加热，发射高度向前准直辐射。每个炮弹对应于伽玛射线暴中的一个单独脉冲。我们无法预测这些脉冲的时序，但炮弹模型在描述单个脉冲的总能量、能谱和时间依赖性方面表现得非常好。
2000-12-11 astro-ph
SGARFACE: A Novel Detector For Microsecond Gamma Ray Bursts
短伽马射线前空气切伦科夫实验（SGARFACE）在惠普尔天文台使用惠普尔10米伽马射线望远镜进行。SGARFACE对持续时间从100 ns到35 us的100 MeV以上的伽马射线暴敏感，在200 MeV以上的能量密度灵敏度低至每平方米0.8条伽玛射线（在2GeV以上的能量密度灵敏度为每平方米0.05条伽玛射线），并允许记录暴的时间结构。
2005-01-11 astro-ph
Hard X-rays from Type II bursts of the Rapid Burster and its transition toward quiescence
我们报告了1998年2月至3月爆发期间对MXB 1730-335（快速爆发（RB））进行的4次BeppoSAX机会目标观测。在第一次观测中，大约在爆发峰值后20天，X射线光变曲线显示II型爆发的速度为每小时43次。9天后，在第二次BeppoSAX瞄准期间，在观测开始时只探测到5次II型爆发。在第三次瞄准时没有探测到X射线暴，在第四次也是最后一次观测时根本没有探测到RB。在前三个点，从RB的持续发射被检测到高达10千电子伏。低于10 keV的持续和爆发发射的光谱是最好的拟合由两个黑体组成的模型。当扣除持续发射时，需要一个额外的分量（幂律）来描述1-100 keV的爆发谱。据我们所知，这是第一次检测到超过20 keV的RB。我们讨论了爆发衰变过程中爆发和持续辐射的光谱参数的演化。在BeppoSAX号卫星第二次指向后，光变曲线显示前一次衰变趋势变陡，在随后的两次观测中，用BeppoSAX号卫星观测到衰变率变快，导致静止。我们解释这种行为所造成的螺旋桨效应的发病。最后，我们推断中子星的磁场B ~ 4为10^8高斯。
2000-09-04 astro-ph
Extragalactic Gamma--Rays: Gamma Ray Bursts and Blazars
河外伽马射线天空主要由两类源组成：伽马射线暴（GRB）和射电大声活动星系核（耀变体），它们的喷流指向我们。我们相信，我们从它们那里接收到的辐射来自于体相对论能量向随机能量的转化。尽管这些源中产生、准直和加速喷流的机制尚不确定，但比较两类源的特征以寻找有启发性的相似之处是富有成果的。我将回顾射电强活动星系核和伽玛暴的一些一般特性，并讨论这两类源以同样方式工作的可能性。最后，我将讨论最近一些令人兴奋的前景，利用耀变体对宇宙的红外-光学-紫外背景施加约束，并利用伽玛暴作为标准烛光来测量宇宙。
2004-11-04 astro-ph
Implications of Ultra-High-Energy Cosmic Rays for Transient Sources in the Auger Era
我们研究了来自瞬变源的超高能宇宙射线在银河系和星系际空间中的传播。基于最近的观测结果，我们还通过限制视爆发持续时间，估计了瞬态UHECR源速率的上下限和每次爆发所需的各向同性宇宙线能量输入为0.1 Gpc^-3 yr^-1 < rho_0 < 10^3.5 Gpc^-3 yr^-1和10^49.5 ergs < E_HECR^iso < 10^54 ergs，即，UHECR到达时间的分散。基于这些界限，我们讨论了所提出的候选人，如伽马射线暴和活动星系核的影响。
2008-10-30 astro-ph
TeV Burst of Gamma-Ray Bursts and Ultra High Energy Cosmic Rays
最近的一些实验探测到了10-20 TeV以上的甚高能量（VHE）γ射线，独立地报道了一些明亮的伽马射线暴（GRB）的VHE暴。如果这些信号真的来自伽玛暴，那么这些伽玛暴必须以VHE伽马射线的形式发射出比普通伽玛暴光子能量范围（keV-MeV）更大的能量。我们发现，这种极端现象可以合理地解释加速到\sim 10^{20-21} eV的质子的同步辐射，这已经由Totani（1998 a）预测。质子携带的能量似乎比电子大（m_p/m_e）倍，因此一个伽玛暴释放的总能量就相当于\sim 10^{56}（ΔΩ/ 4 π）尔格。因此，伽马射线暴辐射的强烈聚束是非常可能的。将VHE谱扩展到20 TeV以上，给出了一个几乎与模型无关的伽玛暴洛伦兹因子下限，即$γ\gtilde 500$。此外，我们的模型给出了电子同步辐射产生的普通keV-MeV γ射线的能量范围和时间变化。因此，伽玛暴的VHE爆发有力地支持了地球上观测到的超高能宇宙射线是由伽玛暴产生的假说。
1998-11-25 astro-ph hep-ph
Effects of Luminosity Functions Induced by Relativistic Beaming on Statistics of Cosmological Gamma-Ray Bursts
在宇宙学假设下，我们研究了γ暴观测到的辐射亮度函数对γ暴统计的影响。我们选择BATSE 4B数据并将其分为588个长脉冲串（T $_{90}>2.5$ sec）和149个短脉冲串（T $_{90}<2.5$ sec），并比较每个子组中计算的统计量。长突发的$<V/V_{\rm max}>$是$ 0.2901\pm 0.0113$，短突发的$<V/V_{\rm max}>$是$0.4178\pm 0.0239$，其是欧几里德值。对于光度函数模型，我们考虑圆柱光束和圆锥光束。我们还考虑了伽玛暴源的空间分布。一个广泛的光度函数是自然产生的，当一个伽玛暴的光束。我们计算了伽玛暴的最大可探测红移$z_{\rm max}$。圆柱形光束情况下的估计$z_{\rm max}$与长脉冲串的$\sim 14$和短脉冲串的$\sim 3$一样高。短脉冲群的大PDMATHAMR值是相当令人惊讶的，因为该子组的$<V/V_{\rm max}>$接近所谓的欧几里德值0.5。我们计算了红移大于一定红移$z'$的爆发的分数，即$f_{\rm > z'}$。当我们取$z'=3.42$并应用为圆柱光束导出的光度函数时，预期的$f_{\rm > z'}$是长爆发的$\sim 75 %$。当我们将锥形光束的开度角增大到$Δθ=3^\circ.0$时，$f_{\rm > z'}$在$ {\rm z'=3.42}$处减小到$…
2001-01-02 astro-ph
The Width of the Gamma-ray Burst Luminosity Function
我们研究的伽马射线暴（GRB）亮度函数的宽度，通过分布的GRB峰值计数率，C $_{\rm{peak}}$，由BATSE（\cite{batse:93}）检测。在银河系日冕空间分布模型的背景下，我们试图把约束的特征宽度的光度函数比较所观察到的强度分布与密度和光度函数的范围所产生的。我们发现，亮度函数的固有宽度不能很好地限制。然而，{ \it检测到的爆发}的固有亮度的分布可能是有限的：我们发现，大多数观察到的爆发的亮度是在一个到二十年的范围内，但一个未检测到的发光较低的爆发的显着人口不能排除。这些发现表明，伽玛射线暴是标准烛光的假设足以解释观察到的强度分布，但不是必要的。我们发现，相对较差的约束的主要原因是，伽玛暴通量分布的亮端部分尚未采样的BATSE，更好的采样在未来可能会导致显着更强的约束的亮度函数的宽度。
1994-08-02 astro-ph
Ultrahigh Energy Cosmic Rays and Prompt TeV Gamma Rays from Gamma Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）被认为是能量高达$\gsim10^{20}\ev$的超高能宇宙线（UHECR）事件的一类{ \it可能}源。在伽玛射线暴源内加速的最高能量质子的同步辐射应产生高达TeV能量的伽马射线。在这里，我们简要地讨论了从在即将到来的ICECUBE μ子探测器在南极的伽玛暴中的质子同步辐射源的提示TeV γ射线的可探测性的角度对伽玛暴的能量学的影响。
2003-05-12 astro-ph hep-ph
Very high-energy neutrinos from slowly decaying, massive dark matter, as a source of explosive energy for gamma-ray bursts
我们考虑一个推测模型的伽马射线暴（GRB），它预测的总动能在喷射物质是小于总能量的伽玛射线。X射线中也有次级能量，它与伽马射线同时发射。该模型表明，轫致辐射和康普顿上散射非常活跃的电子，是重要的过程，产生所观察到的爆发辐射。这种动力学自然允许在某些伽马射线暴中出现中等程度的物质和辐射的可能性。伽玛射线暴的总能量有一个固有的广泛的分布，特别是在低侧。据预测，它们会在致密物质的局部区域发生大的红移，z~8。
2002-06-19 astro-ph
Gamma Ray Bursts as Possible High Energy Sources
已知伽马射线暴是高能伽玛射线的来源，并且很可能是高能宇宙射线和中微子的来源。在简要回顾了几MeV及以上能量的伽玛暴观测的基础上，总结了伽玛暴的轻子和强子模型的物理学。BATSE和EGRET/TASC数据中关于两种成分的证据表明，伽玛暴是高能宇宙射线的来源。GLAST观测将揭示伽马射线暴的高能伽马射线功率和能量释放，并将提供异常高能发射成分的详细知识，但宇宙射线加速的确认必须等待伽马射线暴100 TeV - PeV中微子的探测。
2005-12-06 astro-ph
Spectral Properties of a Sample of Low Luminosity Type I X-ray Bursters
我报告一个新的I型X射线爆发的样品，首先检测到的宽场相机上BeppoSAX，然后研究了窄场仪器上的宽光谱范围（0.1-200千电子伏）。本文总结了瞬态/持续发射的性质，并详细讨论了几种源的宽带X射线谱。
2001-01-29 astro-ph
Redshift indicators for gamma-ray bursts
对伽马射线暴（GRB）的距离和光度的测量导致发现许多GRB特性与其内在光度密切相关，从而导致可靠的光度指标的构建。这些伽玛射线暴光度指示器很快就被应用，比如“伪红移”的构建，或者光度距离的测量，可以独立于红移的测量来计算。在这篇文章中，我讨论了与伽马射线暴的亮度红移指标的建设有关的各种问题。
2005-05-04 astro-ph
