The Anomalous Early Afterglow of GRB 050801
H.E.S.S.的ROTSE-IIIc望远镜在纳米比亚的一个站点，获得了最早的探测到来自伽马射线暴（GRB）的光发射，从雨燕GRB 050801开始仅21.8秒。在最初的~250 s内，光学光变曲线不会明显变暗或变亮，之后出现消色差突变，光变曲线以典型的幂律方式下降。Swift/XRT也获得了爆发开始后69秒开始的早期观测结果。X射线光变曲线显示出与光学光变曲线相同的特征。这些早期光学和X射线发射的相关变化意味着在空间和时间上的共同起源。这种行为很难与早期余辉发射的标准模型相一致。
2006-01-16 astro-ph
The Long-Term X-Ray Lightcurve of RX J0527.8-6954
我们进一步提供了超软X射线源RX J0527.8-6954的观测数据，表明在过去的5年中，X射线源RX J0527.8-6954的温度持续下降，没有明显的一致温度下降趋势，这可能表明一种演化情景，即白矮星离开稳定燃烧的分支，光度降低和在恒定半径下冷却的综合效应产生了观测到的效应。我们还使用轴上ROSAT HRI点导出一个改进的X射线的位置，并提供一个发现图表的对口搜索。
1996-06-20 astro-ph
The interpretation of the Swift GRB X-ray afterglows
本文讨论了目前对{ \it Swift} GRB X射线余辉的解释，主要集中在瞬发尾辐射的急剧衰减和其后的浅衰变，然后是常规的前\emph{Swift}衰变行为，以及后两个阶段可能的X射线耀斑。我们强调中央引擎在解释伽玛暴余辉中的作用。
2006-12-14 astro-ph
The long-term X-ray lightcurve of RX J0527.8--6954
超软X射线源通常被认为是稳定燃烧的白矮星。然而，对一些超软源的观测表明，它们的X射线通量在从几天到几年的时间尺度上具有显著的变化。在这里，我们提出了进一步的观测数据的超软X射线源RX J 0527.8--6954在过去的5年中表现出持续下降，没有一个一致的温度下降的明确趋势，这可能表明一个进化的情况下，WD离开稳定燃烧的分支和减少的光度和冷却的组合效应在恒定半径产生的观察效果。
1996-01-23 astro-ph
Swift Discovery of Gamma-Ray Bursts without Jet Break Feature in their X-Ray Afterglows
我们分析了快速伽马射线暴（GRB）和X射线余辉与光谱红移测定三个GRB- GRB 050401，XRF 050416 a，和GRB 050525 a。我们发现，光谱峰值能量和各向同性能量的瞬发辐射（阿马蒂关系）之间的关系是一致的，在前斯威夫特时代观察到的爆发。然而，我们发现，X射线余辉光变曲线，延长到10-70天，没有显示出的喷流中断的迹象，预计在标准框架的准直流出。我们这样做，表明没有X射线余辉光曲线在我们的样品中满足的光谱和时间指数之间的关系，预测喷流破裂后的阶段。喷流中断时间可以通过反转光谱峰值能量和即时发射的准直校正能量之间的紧密经验关系（Ghirlanda关系）来预测。我们发现在X射线波段，在预测的时间间隔内没有时间突变。这需要吉兰达关系比以前认为的散射更大，X射线的时间中断被某些额外的X射线发射源所掩盖，或者由于某些未知的原因而没有发生。
2006-11-09 astro-ph
Swift XRT Observations of X-ray Flares in GRB Afterglows
Swift XRT自2004年12月23日以来一直在观测GRB余辉。这些观测中有四分之三是在爆发开始后300 s内开始的，这为观察爆发后最初几个小时内GRB余辉的X射线发射行为提供了前所未有的视角。虽然大多数早期余辉具有平滑下降的光变曲线，但有相当一部分在短时间尺度上具有大的X射线耀斑。我们认为，这些耀斑提供支持的模型与延长中央引擎活动产生后期的内部冲击。
2005-11-01 astro-ph
Curvature effect in structured GRB jets
研究了GRB光变曲线中射流结构对曲率效应的影响。使用一个简单的模型，喷气发射率，我们数值计算的光变曲线短的闪光从相对论流出具有各种配置文件的洛伦兹因子和流出的能量密度（高斯，核心+幂律）。我们发现，对于“光束”观看几何形状，视线通过明亮的核心流出，光变曲线的形状几乎不依赖于射流结构，最初的时间斜率2+三角洲，其中三角洲是光谱指数。当视角大于核心时，光变曲线衰减斜率变浅。我们讨论了我们的研究结果的影响Swift数据。
2005-11-24 astro-ph
Polarization evolution accompanying the very early sharp decline of GRB X-ray afterglows
在同步辐射模型中，偏振特性取决于磁场的结构和可见光发射区的几何形状。在{ \it Swift}伽马射线暴（GRB）的X射线余辉中，一些特殊的行为，如高能耀斑和平台期后的急剧下降，可能是高度线性极化的，因为驱动这些行为的外流可能是坡印廷通量主导的。此外，可见光发射区对称性的破坏可能隐藏在当前的X射线数据中，并将产生有趣的偏振特征。在这项工作中，我们专注于极化伴随着非常早期的急剧下降的伽玛暴X射线余辉。我们表明，强极化演化是可能的，在高纬度发射模型和垂死的中央引擎模型，用来解释这种急剧的X射线下降。因此，用未来的偏振测量法来有效地探测极早期X射线急剧下降的物理起源是不容易的。在X射线耀斑的衰减阶段和X射线光变曲线的浅衰减阶段也可能出现强的偏振演化，其特征是彩色X射线与光学断裂。类似{ \it XRT}的探测器，但在类似{ \em Swift}的卫星上具有偏振能力，将适合于测试我们的预测。
2008-01-21 astro-ph
The 2005 outburst of GRO J1655-40: spectral evolution of the rise, as observed by Swift
我们目前的黑洞X射线瞬变，GRO J1655-40，在最近的爆发斯威夫特观测。凭借其多波长功能和灵活的调度，Swift非常适合监测此类事件的光谱演变。对GRO J1655-40进行了20次观测，所有仪器都获得了大部分时期的数据。X射线光谱显示光谱形状与各个时期的“典型”低/硬，高/软和非常高的状态一致。软X射线源（0.3-10 keV）从静止上升，并进入低/硬状态，当铁发射线被检测到。然后软X射线源软化并衰减，然后开始缓慢的重新变亮，然后在非常高的状态下度过$\sim 3$周。硬X射线（14-150 keV）的表现类似，但它们的峰值比软X射线的峰值早了几天;此外，在缓慢的软X射线重亮期间，平均硬X射线通量保持近似恒定，当源进入非常高的状态时突然增加。这些观察结果表明（并证实了以前的建议），低/硬状态是提高我们对爆发触发和机制的理解的关键。光学/紫外光变曲线的表现与X射线的非常不同;这可能表明软X射线光变曲线实际上是两个已知光谱分量的合成，一个随着光学/紫外辐射（吸积盘）逐渐增加，另一个随着硬X射线（喷流和/或日冕）的行为而增加。
2005-10-27 astro-ph
The unusual Nova Cygni 2006 (V2362 Cyg)
背景：光学新星光变曲线通常具有快速下降和恢复的结构，这是由于喷出物的星云或尘埃相造成的。天鹅座新星2006（V2362 Cyg）在经历了早期的快速下降后，经历了一次不寻常的增亮。光变曲线的形状可以与V1493 Aql相比较，但在这种情况下，整个事件并不那么明亮，只持续了几个星期。V2362 Cyg在再亮前有一个中等快速的下降t_2 = 9.0，在最大值后持续了250天。目的：我们提出了一个分析我们自己的光谱调查结合AAVSO测光数据，涵盖了整个再亮阶段，直到返回到最后的下降。研究方法：我们用79个夜晚中的10个夜晚获得的中等分辨率光谱来研究喷出物的速度结构的变化。采用AAVSO光度法对增亮剂的整体性能和增亮能量进行分析。结果如下：虽然主爆发的行为（速度，爆发幅度和下降时间尺度）类似于一个“正常”的经典新星，壳层显然经历了第二个快速的质量喷射阶段，导致不寻常的属性。这次事件的积分通量对爆发总辐射能量的贡献约为40%.用一个简单的光学薄模型减去主喷发的分离壳层的辐射，得到了碰撞事件中H_α剖面的演化。还导出了距离D ~ 7.5 {+3.0}{-2.5} kpc和星际消光E（B-V）= 0.6 +/-0.1。
2008-01-15 astro-ph
Swift observations of GRB050712
我们介绍了Swift对GRB 050712的X射线和光学观测结果。这个爆发的X射线光变曲线显示了前1000秒的耀斑事件，与UVOT探测到光学对应物的时间相同。一个浅的X射线衰变，衰变斜率为-0.73，随后持续约70 ks。这种行为可以用伽玛射线暴“内部引擎”的活动来解释，最后一次耀斑可能是由喷出物与周围介质的相互作用引起的。我们还发现有趣的光谱参数的X射线发射。特别是，数据表明，在前1000秒内存在固有的吸收，这可以解释，如果环绕中云沿着视线。
2006-05-04 astro-ph
The Synergy of Gamma-Ray Burst Detectors in the GLAST Era
在GLAST时代运行的大量伽马射线暴探测器的同时观测将提供研究暴物理学和测试内在暴特性之间的假定关系所必需的光谱、光变曲线和位置。探测器的能量带和触发系统的累积时间尺度影响它们对硬与软以及长与短脉冲的灵敏度。协调雨燕和GLAST观测计划与雨燕的其他科学目标相一致，可以提高GLAST红移爆发的探测率。
2008-01-31 astro-ph
Early afterglow detection in the Swift observations of GRB 050801
我们提出的雨燕光学，紫外和X射线观测的余辉GRB 050801的结果。该源在Swift UVOT和XRT仪器的整个光学、紫外和X射线能量范围内都是可见的，在γ射线事件发生后的最初几百秒内，光学和X射线光变曲线都呈现出一个宽的平台（Δt/t ~ 1）。我们调查的余辉的多波长光谱和定时特性，我们认为，在早期的行为是兼容的能量注入由一个新诞生的磁星与一个周期的零点几毫秒，这使得前向冲击刷新在这个短的间隔照射。未观察到反向激波发射。它的抑制可能是由于伽玛射线暴喷出物被高磁场渗透，如预期的流出由magnetar.Finally，多波长的研究允许的爆发红移的测定，z=1.56。
2007-03-16 astro-ph
Possible Optical/Infrared Jet Emission in 4U 1543-47
我们在2002年爆发的软X射线瞬态，4U 1543-47的光学和红外观测。在爆发衰退期间，光变曲线出现次极大值。这种特征在红外波长处比光学波长处强得多。我们已经应用单黑体，双黑体和破幂律模型的光学/红外光谱能量分布的次极大值，并发现破幂律提供了最佳的拟合。因此，我们得出结论，第二个最大的排放来源于喷流。我们还展示了GX 339-4在2002/2003年爆发的最新光变曲线，其中出现了次极大值。这使我们得出结论，二次极大值可能是一个常见的发生在软X射线瞬态爆发下降后出现的对象过渡到低硬状态。对这种现象的红外观测将为多波长观测提供可靠的触发器，使我们能够大大提高我们对喷流形成和行为的认识，以及这与吸积几何的关系。
2003-12-18 astro-ph
The rapid decline of the prompt emission in Gamma-Ray Bursts
雨燕卫星上的爆发警报望远镜和X射线望远镜观测到了许多伽马射线暴。这些伽玛暴的连续“脉冲”以快速衰减和快速光谱软化结束，直到它们被另一个脉冲所取代，或者最后一个脉冲的衰减被变化不那么快的“余辉”所取代。快速下降阶段已被归因于，在目前探索的标准火球模型的伽玛暴，从两个锥形壳碰撞的“高纬度”同步辐射。这种高纬度的辐射不能解释观测到的光谱软化现象。与此相反，时间行为和光谱演化的快速下降阶段同意的伽玛暴炮弹模型的预测。
2008-01-26 astro-ph
The diverse broad-band light-curves of Swift GRBs reproduced with the cannonball model
两种辐射机制，逆康普顿散射（ICS）和同步辐射（SR），足以在炮弹（CB）模型的长伽马射线暴（LGRB）和X射线闪光（XRF）提供一个非常简单和准确的描述，他们观察到的即时发射和余辉。这两种机制和爆发环境虽然简单，但在所有频率和时间下都能产生丰富的光变曲线结构。这是证明了33个选定的雨燕LGRB和XRF，这是很好的采样从早到晚的时间，忠实地代表了整个多样性的宽带光变曲线的雨燕LGRB和XRF。它们的即时伽马射线和X射线发射主要由ICS的"荣耀"光。在它们的快速下降阶段，ICS被SR所取代，SR主导着它们的宽带余辉。正确地预测了伽玛射线峰和早期X射线耀斑的脉冲形状和光谱演化，甚至XRF中的延迟光学“驼峰”。的“典型的”和非典型的X射线光变曲线和宽带余辉的彩色行为很好地再现。特别是，在典型的X射线光变曲线，初始快速下降和迅速软化的提示发射，过渡到平台阶段，随后逐渐陡峭的平台渐近幂律衰减，和过渡从彩色到消色差的行为的光变曲线同意与CB模型预测的。X射线荧光光谱060218的雨燕早期数据与通过恒星包层的冲击爆发的黑体发射不一致。相反，他们很好地描述了ICS的荣耀之光的喷气机打破了从SN2006aj。
2009-01-16 astro-ph
Swift captures the spectrally evolving prompt emission of GRB 070616
伽马射线暴瞬发的起源目前还没有很好的理解，在这种情况下，长期的，良好的观察事件是特别重要的研究。我们提出的情况下，GRB 070616，分析异常长时间的多峰提示发射，后来的余辉，捕获的所有仪器上斯威夫特和朱雀WAM。高能光变曲线在几百秒内基本保持平稳，然后急剧下降。从硬到软的光谱演变显然是发生在整个即时发射，在触发后285秒开始，并延伸到1200秒。我们跟踪频谱峰值能量的移动，同时观察到低能量频谱斜率的软化。通量的急剧下降可能是由这种强烈的光谱演化和曲率效应的组合引起的。我们调查起源的光谱演化，排除了两个幂律的叠加，而不是考虑一个额外的组件占主导地位的后期提示发射。我们还讨论了早期的光学发射和余辉的物理起源。GRB 070616的案例清楚地表明，宽带覆盖和良好的时间分辨率对于确定GRB中复杂瞬发辐射的起源至关重要。
2007-11-23 astro-ph
The first Swift X-ray Flash: The faint afterglow of XRF 050215B
本文介绍了X射线荧光光谱仪050215B的发现及其余辉现象。这次爆发是由雨燕BAT在检查阶段探测到的，X射线望远镜在爆发后大约30分钟开始观测。这些观测发现了一个微弱的，缓慢褪色的X射线余辉附近的中心的错误框报告的BAT。UKIRT在10小时后获得的红外数据也显示了非常微弱的K波段余辉。余辉看起来不寻常，因为它是非常微弱的，特别是在红外线与K>20只有9小时后爆发。X射线和红外光变曲线表现出缓慢的单调衰减，α =0.8，没有证据表明与喷流中断到爆发后10天相关的变陡。我们讨论的背景下，目前的模型生产的X射线闪光的模糊和缓慢衰减的可能解释。
2006-05-10 astro-ph
Swift Observations of the Cooling Accretion Disk of XTE J1817-330
在2006年爆发的160天里，斯威夫特卫星用XRT和UVOT仪器观测到了黑洞候选者X射线瞬态XTE J1817-330。在观测开始时，XRT光谱显示，0.6-10 keV的发射主要是由光学厚，几何薄吸积盘与内部磁盘温度为$\sim0.8$ keV，这表明源是在高/软状态在初始爆发阶段。我们跟踪的来源，通过其下降到低/硬状态的吸积盘冷却到$\sim 0.2 \mathrm{keV}$和内部磁盘半径一致的最内部的稳定的圆形轨道在任何时候。此外，X射线光度在下降期间大致遵循$L_X \propto T^4$，与几何稳定黑体一致。这些结果是迄今为止获得的最强有力的证据，表明吸积盘在状态转换后不会自动后退，吸积率低至$0.001 L_{Edd}$。同时，近紫外通量不跟踪X射线盘通量，并且远远超过了如果近紫外辐射来自外盘中的粘性耗散的预测。硬X射线通量和近紫外辐射通量之间的强相关性（其标度为$L_X^{0.5}$）表明，后处理辐射很可能是近紫外辐射通量的主要贡献。我们讨论我们的结果的背景下，吸积盘和整体吸积流的吸积黑洞的几何形状。
2007-03-19 astro-ph
X-Ray Observations of Type Ia Supernovae with Swift: Evidence for Circumstellar Interaction for SN 2005ke
我们提出了一个研究的早期（几天到几周）的X射线和紫外线特性的八个Ia型超新星（SNe Ia）已被广泛观察到的X射线望远镜（XRT）和紫外/光学望远镜（UVOT）的斯威夫特，从5-132天后爆发。SN 2005 ke在爆发后8至120天的XRT深度监测的基础上，在X射线中被暂时检测到（在3-3.6西格玛的显著性水平）。推测的X射线光度[（2+/-1）x 10^{38}尔格/秒; 0.3-2 keV波段]可能是由SN激波与星周物质（CSM）的相互作用引起的，CSM是由来自祖先伴星的恒星风沉积的，质量损失率约为3 x 10^{-6} M_sun/yr（v_w/10 km/s）。CSM在X射线中相互作用的证据由雨燕上的UVOT观察到的过量紫外线辐射独立证实，大约在爆炸后35天开始。在爆发后105天，钱德拉没有探测到SN 2005 ke，这意味着下降速率比L_x \propto t^{-0.75}更陡，这与SN激波与球对称CSM相互作用（t^{-1}）所预期的下降一致。其他七个超新星Ia都没有在X射线中检测到，也没有显示出紫外线过量，这使我们能够严格限制祖先系统的质量损失率。
2006-07-27 astro-ph
Swift and Chandra confirm the intensity-hardness correlation of the AXP 1RXS J170849.0-400910
在过去的几年里，反常X射线脉冲星1 RXS J170849.0-400910的发射特性长期变化的令人信服的证据已经收集起来。特别是，在1999年和2001年的脉冲星故障之后，XMM-牛顿在2003年见证了X射线通量的下降，伴随着明确的光谱软化。这表明该源的光度和光谱硬度之间存在相关性，类似于在软伽马中继站SGR 1806-20中看到的。在这里，我们报告新的钱德拉和斯威夫特观测1 RXS J170849.0-400910在2004年和2005年分别进行。这些观察结果证实并加强了所提出的相关性。这种趋势现在似乎已经逆转：通量增加，光谱现在更硬。简要讨论了这些观测结果的扭曲磁层的情况下，异常的X射线天体的影响。
2006-11-07 astro-ph
Three X-ray transients in M31 observed with Swift
本研究的目的是寻找M31中的瞬变X射线源，并对其性质进行研究和分类。使用Swift观察到三个X射线瞬变。对于这三个X射线瞬变，我们使用斯威夫特X射线和光学数据，以及从XMM-牛顿和钱德拉的观测调查的光变曲线和光谱的爆发，从而确定源类型。XMMU J004215.8+411924的爆发持续了一个月左右。该源具有光子指数为1.6的硬幂律光谱。它以前被确认为Be/X射线双星，基于与恒星的光学鉴定。然而，我们表明，与改进的源坐标，很明显，光源是不是对应的X射线源。源SWIFT J004217.3+411532有一次明亮的爆发，之后它缓慢衰减了半年多。光谱是软的，对应于热吸积盘，最里面的温度为250-600 eV。在光学上没有看到源，软光谱表明源很可能是黑洞低质量X射线双星。M31 N 2006- 11 a是一颗以前在光学上观测到的新星。我们在光学最大值后半年用Swift在X射线和紫外线中检测到它，之后它在一个月内衰减到Swift检测阈值以下。X射线瞬态的光谱可以由具有50 eV的温度的黑体来建模。我们使用M31中的X射线瞬变目录来估计它们的速率，并且我们找到了9/年的下限。
2008-07-18 astro-ph
The Swift X-ray Telescope
雨燕伽玛射线探测器是为对伽马射线暴（GRB）和GRB余辉进行快速多波长观测而设计的。X射线望远镜（XRT）使斯威夫特能够在爆发开始的100秒内以几弧秒的精度确定伽玛射线暴的位置。XRT利用为JET-X制造的反射镜组和XMM/EPIC MOS CCD探测器提供灵敏的宽带（0.2-10 keV）X射线成像仪，在1.5 keV下有效面积大于120 cm ^2，视场为23.6 x 23.6弧分，角分辨率为18弧秒（HPD）。探测灵敏度为2 × 10 ^-14 erg cm^-2 s^-1/10^4秒。该仪器设计用于在目标获取后5秒内提供自动源检测和位置报告。它还可以测量具有Fe线发射或其他光谱特征的γ暴的红移。XRT在自动曝光模式下运行，自动调整CCD读出模式，以优化源强度衰减时每帧的科学回报。XRT将测量伽玛射线暴余辉的光谱和光变曲线，大约在爆发后一分钟开始，并将跟踪每次爆发数天或数周。
2005-08-02 astro-ph
The unexpected clustering of the optical afterglow luminosities
我们研究了24个已知红移的伽马射线暴（GRB）样品的光学余辉光变曲线的行为，并公布了在SWIFT卫星发射前探测到的源帧中的消光估计。我们发现了一个意想不到的聚类的光学光度在12小时的源帧。光学光度的分布比同一时刻的X射线光度的分布窄。少数（3）爆发站在远离主要的光学分布，是微弱的约15倍。我们还分析了具有已知红移的SWIFT暴的光学光度，发现光度分布与前SWIFT暴相似，即使它们具有不同的平均红移。这些结果表明存在一族本征光学欠亮暗伽玛暴。
2006-12-18 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
Implications of Neutron Decoupling in Short Gamma Ray Bursts
大约有一半观测到的伽马射线暴（GRB）可能是由超相对论质子壳层与星际介质（ISM）的碰撞引起的。根据中央引擎的特性，任何最初存在于伽玛射线暴火球中的中子都可能随着火球的加速而动态地去耦。这导致流出物由分离的快质子和慢中子组成。我们得到详细的影响中子退耦的短脉冲光变曲线观测。我们表明，中子衰变壳层与减速外壳层的碰撞预计会导致GRB光变曲线中可观察到的第二个峰值。可能有大量的光发射与这样的事件有关，因此即将到来的斯威夫特卫星可能能够对短爆发的模型施加限制。我们还讨论了有趣的推论，中央发动机特性允许现有的BATSE数据和中子去耦的考虑。
2001-06-18 astro-ph
Early optical afterglow lightcurves of neutron-fed Gamma-ray bursts
在本文中，在流行的内部冲击的情况下的伽玛暴，我们计算早期的光学余辉光变曲线的中子馈电伽玛暴火球在火球中的不同假设的中子分数和ISM和风的相互作用模型。长和短的伽玛暴的情况下被认为是。我们表明，只要中子分数是显着的（例如，中子的数量是可比的质子），丰富的余辉签名将显示。对于一个恒定密度（ISM）的模型，一个富含中子的早期余辉的特点是由一个缓慢上升的光曲线，然后由一个尖锐的再增亮凸点之间的碰撞所造成的领先的中子衰变尾迹喷出物和尾随的离子喷出物。对于一个大质量恒星星风模型，富含中子的早期余辉显示了一个持续约100秒的延长平台期，然后光变曲线开始衰减。该平台主要归因于来自未冲击中子衰变尾迹的发射。当初始瞬发$γ-$射线与激波和尾迹的重叠很重要时，这在风模型中很常见，在某些条件下在ISM模型中也是可能的，IC冷却效应显著地抑制了非常早期的光学余辉，使中子馈送特征变暗。对于由致密星合并提供动力的短伽玛暴，预测了中子衰变引起的阶跃状再增亮，尽管幅度不大。如果伽马射线暴火球确实是重子和富中子的，那么所有这些中子馈送特征都可能被{ \em Swift}天文台上的紫外光学望远镜（UVOT）探测到。当结合详细的理论建模时，对10秒到1000秒的早期余辉进行密切监测，可以用于潜在地诊断GRB火球中中子成分的存在。
2005-06-09 astro-ph
Swift and Suzaku Observations of the X-Ray Afterglow from the GRB 060105
本文介绍了Swift和Suzaku对GRB 060105的早期X射线余辉观测结果。明亮的长伽马射线暴GRB 060105在2006年1月5日06：49：28触发了雨燕暴警报望远镜（BAT）。朱雀小组在雨燕触发后19公里（5.3小时）开始了预先计划的机会观察目标。在快速发射和连续的非常陡峭的衰变之后，从T_0+187 s到T_0+1287 s观察到浅衰变。在T_0 +（1.5-3）ks的观测间隙之后，在T_0+（4-30）ks观测到极早的陡峭衰减。光变曲线在T_0+30 ks处再次变平，从T_0+50 ks到观测结束又发生了一次陡峭的衰减。这两个陡峭的衰减表现出2.3 - 2.4的衰减指数。这个非常早的中断，如果它是一个喷流中断，是X射线余辉观测中最早的情况，表明一个非常窄的喷流，其开口角远低于1度。独特的朱雀/XIS数据使我们能够设置非常严格的上限线辐射或吸收在这个伽玛暴。对于所报道的z=4.0+/-1.3的伪红移，铁谱线等效宽度的上限为50 eV。
2006-09-15 astro-ph
Distribution of Gamma-ray Burst Ejecta Energy with Lorentz Factor
雨燕卫星探测到的大量伽马射线暴的早期X射线余辉被观测到有一个非常缓慢的通量随时间下降的阶段（$F_ν\propto t^{-α}$与$0.2 \lesssim α\lesssim 0.8$），持续$10^{2.5} s \lesssim t \lesssim 10^4$ s，而随后的下降是通常的$1 \lesssim α_3 \lesssim 1.5$行为，这是在雨燕之前的时代看到的。我们表明，这种行为是一个小的传播的喷出物的洛伦兹因子的自然结果，由$\sim 2-4$的一个因素，在缓慢喷出物逐渐赶上冲击的外部介质，从而增加了向前冲击的能量和延迟其减速。“浅”通量衰减阶段的结束标志着Blandford-McKee自相似外激波演化的开始。这表明，相对论性外流中的大部分能量是在洛伦兹因子为$\sim 30-50$的材料中。
2005-11-01 astro-ph
Optical afterglows of short Gamma-ray Bursts and GRB 040924
短持续时间伽马射线暴（GRB）（\leq 2{ \rm s}）由于缺乏余辉探测直到最近仍然是一个谜。解释短伽玛暴的模型调用不同的祖先场景。在这里，我们提出了一个通用的分析短伽玛暴余辉，并计算不同的祖先模型的框架内的短伽玛暴的光学光变曲线。我们表明，所有这些光学余辉都足够明亮，可以通过{ \em Swift}天文台上的紫外线和光学望远镜（UVOT）检测到，并且可以通过监测良好的光变曲线区分不同的模型。我们还模拟了最近发现的短暴GRB 040924的余辉数据。我们发现，有限的数据是一致的低中密度的环境，这是一致的前概念的紧凑型恒星合并的祖先模型，虽然模型与恒星的祖先不排除。
2005-03-08 astro-ph
Outshining the quasars at reionisation: The X-ray spectrum and lightcurve of the redshift 6.29 Gamma-Ray Burst GRB050904
伽马射线暴（GRB）050904是已知最远的X射线源，z=6.295，可与最远的活动星系核和星系相媲美。它的X射线通量会衰减，但不是按照幂律衰减;从几分钟到至少半天，它都是由很大的变化所支配的。光谱从光子指数Gamma=1.2到1.9的幂律软化，并且很好地拟合吸收的幂律，可能有大的固有吸收的证据。尽管信噪比很高，但没有证据表明存在离散特征。在爆发后的几天里，GRB 050904是迄今为止已知z>4的最亮X射线源。在爆发后的最初几分钟内，在0.2- 10 keV波段的通量>10^{-9} erg cm^-2 s^-1，对应的视光度比在这些距离上最亮的活动星系核大10^5倍。Swift-XRT在几分钟内获得的光子数比XMM-Newton和Chandra在z>5活动星系核的~300 ks定点观测中获得的光子数多。这一观测结果清楚地证明了利用大面积、高分辨率X射线探测器对高Z IGM进行有效X射线研究的概念，并表明早相伽玛暴是唯一亮度足以对高红移IGM进行X射线吸收研究的背光。
2005-12-08 astro-ph
A comprehensive analysis of Swift/XRT data: I. Apparent spectral evolution of GRB X-ray tails
在{ \em Swift} XRT光变曲线中，常观察到瞬发γ暴之后的早期陡衰变分量，这被认为是瞬发γ射线的尾发射。根据观测到的060218和060614伽玛暴尾部的强光谱演化，对2005年2月至2007年1月期间探测到的{ \em Swift}伽玛暴尾部进行了系统的时间分辨光谱分析。我们选择了一个样本的44尾巴是足够明亮的时间分辨光谱分析。其中11个尾区光滑，没有明显的耀斑叠加，光谱没有明显的时间演化。我们认为，这些尾巴占主导地位的曲率效应的提示伽马射线由于延迟的传播光子从大角度相对于视线。更有趣的是，33个尾巴显示出清晰的硬到软的光谱演化，其中16个是直接跟随即时伽玛暴的光滑尾巴，而其他的则与大耀斑叠加。我们专注于16个干净，光滑的尾巴，并考虑三个玩具模型来解释光谱的演变。结构射流的曲率效应和一个模型调用叠加的曲率效应尾部和一个假定的潜在的软排放组件不能解释所有的数据。第三个模型，它调用了一个不断变化的指数光谱，似乎再现了所有爆发的光变曲线和光谱演化，包括GRB 060218和060614。需要更详细的物理模型来理解明显的演化效应。
2007-07-28 astro-ph
Prompt optical observations of GRB050319 with the Swift UVOT
斯威夫特天文台的UVOT望远镜已经探测到GRB 050319的光学余辉发射。在爆发开始后约230秒（爆发触发后90秒）开始观测，直到约5 × 10^4秒后，流量衰减到仪器灵敏度阈值以下，流量衰减的斜率为α = -0.57。没有证据表明早期光变曲线中快速下降的成分在X射线波段中同时出现。余辉在B波段的UVOT短波中没有被探测到，这表明红移约为3.5。光学V带发射位于X射线光谱的延伸上，光学到X射线的斜率为β =-0.8。爆炸相对平稳的衰减率表明，在爆炸后的几× 10^4秒内，中心引擎继续向火球注入能量。
2005-11-04 astro-ph
Ultraviolet, Optical, and X-Ray Observations of the Type Ia Supernova 2005am with Swift
我们目前的紫外和光学光变曲线在六个宽带过滤器和棱镜光谱斯威夫特的紫外/光学望远镜获得的Ia型超新星SN 2005 am。这些数据是在B波段最大值出现前大约4天开始收集的，对快速下降阶段的覆盖率很高，后来的观测一直延伸到峰值出现后的69天。光学和近紫外光曲线与SN 1992 A的光学和近紫外光曲线匹配良好。其他的紫外线观测构成了第一组短于2500埃的光变曲线，使我们能够比较三个紫外波段的光变曲线演变。这个和其他低红移超新星的紫外行为可以用来限制祖先演化理论或解释高红移超新星的光学光变曲线。利用斯威夫特的X射线望远镜，我们还报告了SN 2005 am的X射线亮度上限为1.77 x 10^40 erg s^-1，在0.3- 10 keV范围内，曝光时间为58，117 s。
2005-06-01 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
Monitoring Supergiant Fast X-ray Transients with Swift. I. Behavior outside outbursts
超巨星快速X射线瞬变（SFXTs）是一种新的HMXB类型，这是在过去5年中通过INTEGRAL卫星对银河系平面进行监测而发现的。这些源显示出短暂的爆发（比典型的Be/X射线二进制显着短），峰值亮度为几个1 E36 erg/s。仅在少数光源中测量的静态电平约为1 E32 erg/s。我们正在使用Swift对四种SFXT（IGRJ 16479 -4514、XTEJ 1739 -302、IGRJ 17544 -2619和AXJ1841.0-0536/IGRJ 18410 -0535）进行监测活动。我们报告的前四个月的斯威夫特的意见，开始于2007年10月26日。我们检测到低水平的X射线活动，在所有四个SFXTs，这表明，这些瞬态源吸积物质，即使在其爆发。这种微弱的X射线活动是由许多耀斑组成的，这些耀斑的通量变化很大，时间尺度为数千秒。光曲线的变化在天、周和月的更大时间尺度上也很明显，所有四个SFXT的动态范围都超过一个数量级。X射线光谱通常是硬的，在大约1 E33 - 1 E34 erg/s的监测期间具有平均2-10 keV的光度。我们探测到脉冲星AXJ 1841.0 -0536的脉动，周期为4.7008+/-0.0004秒。这种监测表明，这些瞬变大部分时间都在吸积物质，尽管水平要低得多（比明亮爆发时低约100-1000倍），而真正的静止，其特征是柔和的光谱和几个1 E32 erg/s的…
2008-05-13 astro-ph
Swift observations of the prompt X-ray emission and afterglow from GRB050126 and GRB050219A
本文报道了Swift观测到的伽马射线暴GRB 050126和GRB 050219 A的早期X射线辐射的时间和光谱特征。这两个爆发的X射线光变曲线都显示出非常陡峭的早期衰变（F（t）\propto t^{-3}），在几百秒的时间尺度上会变成较平坦的斜率。对于GRB 050126的爆发没有证据表明在20-150千电子伏波段的光谱演化，和伽玛射线和X射线余辉的光谱指数是显着不同的建议一个单独的起源。相比之下，GRB 050219 A的BAT光谱显示出显著的光谱演变，在稍后的时间变得更软，伽马朝着在早期X射线余辉阶段中看到的XRT光子指数演变。对于这两个爆发，0.2-10千电子伏的光谱指数前和后中断的X射线衰变光曲线是一致的，没有光谱演变。我们认为，X射线衰变光变曲线的早期陡降要么是瞬发辐射的弯曲尾部，要么是X射线耀斑活动，要么是具有小角尺寸（> Gamma^{-1}）高密度区的喷流的外部前向激波辐射。我们把后期斜率与前向外部冲击联系起来。
2005-11-27 astro-ph
The Swift X-ray flaring afterglow of GRB 050607
雨燕卫星的独特能力，以执行一个新的检测到的伽马射线暴（GRB）的迅速和自主回转，产生了有趣的新性质的发现GRB X射线余辉，如陡峭的早期光曲线衰减和频繁存在的耀斑检测到几个小时后的GRB触发。我们目前的观测GRB 050607，第四个案例的GRB发现的雨燕与耀斑叠加在整体衰落的X射线余辉。GRB 050607的耀斑不像以前报道的那样对称，表现出非常陡峭的上升和较浅的衰减，类似于在伽马射线瞬发中经常观察到的快速上升，指数衰减。较亮的耀斑的通量增加了约25倍，在约30计数s-1的计数率下达到峰值30秒，并在衰变阶段呈现出增加短时间尺度活动的迹象。有证据表明在耀斑期间光谱演化。特别是，在耀斑开始时，观测到的辐射更硬，随着每次耀斑的衰减，辐射逐渐软化。在耀斑活动期间，非常短的时间尺度和光谱变化是伽马射线暴中央发动机可能延长能量发射期的指标。耀斑之后是一个浅衰变阶段，在此期间，前向冲击波被长寿命的中央发动机或较低洛伦兹因子的壳层刷新，并且在大约12 k后变陡，达到被认为是典型的衰变斜率。X射线余辉。
2006-03-24 astro-ph
Magnetized GRB outflow model: weak reverse shock emission and short energy transfer timescale
我们发现，如果反向激波区被$σ\sim 1$磁化，或者在轻度磁化的电离层中加速的电子的发射光谱，那么在大多数{ \it Swift}伽马射线暴（GRB）余辉中没有明亮的光学闪光是可以解释的。（$0.1<σ<1$）反向激波阵面非常软，或者非磁化外流的反向激波是亚相对论性的，其中，$σ$是磁能通量与粒子能通量之比。我们还发现，对于$σ\gg 1$，磁化喷出物和前向冲击波之间的能量转移可能太快，无法解释在许多{ \it Swift} GRB X射线余辉中很好地检测到的浅下降阶段。
2008-10-17 astro-ph
The synchrotron-self-Compton radiation accompanying shallow decaying X-ray afterglow: the case of GRB 940217
伽马射线暴（GRB）的高能辐射（>数十MeV）为理解GRB的物理过程提供了重要线索，它可能与GRB的早期余辉有关。在大约一半的{ \it Swift}伽马射线暴X射线余辉中，我们很好地探测到了一个浅下降相。广泛考虑的解释涉及到一个显着的能量注入和可能的时间演变的冲击参数（S）。这项工作我们计算了这样一个外部前向激波的同步自康普顿（SSC）辐射，并表明它可以解释众所周知的长期高能量（即，GRB 940217的余辉。我们认为，Swift和GLAST的合作将有助于揭示伽玛暴的性质。
2007-02-05 astro-ph
Optimal Coaddition of Imaging Data for Rapidly Fading Gamma-Ray Burst Afterglows
我们提出了一种技术，快速变化的来源，具体应用到伽马射线暴（GRB）余辉的图像数据的最佳coaddition。快速衰减的余辉光变曲线数据的未加权的共同添加相对较快地变得适得其反。一旦噪音主导后期曝光，最好停止数据的共同添加。更好的替代方案是最佳地加权每次曝光，以最大化最终叠加图像数据的信噪比（S/N）。通过使用有关GRB光变曲线和图像噪声特性的信息，最佳图像coaddition增加了余辉检测的概率，并将最严格的上限非检测。对于典型的伽玛暴余辉的时间幂律通量衰减，最佳的coaddition有最大的潜力，以提高余辉成像数据的S/N（相对于未加权coaddition），当衰减率高，源计数率低，和背景率高。最佳的coaddition技术证明与应用程序的雨燕紫外/光学望远镜（UVOT）数据的几个伽玛暴，有和没有检测到余辉。
2008-05-09 astro-ph
Using Swift observations of prompt and afterglow emission to classify GRBs
本文分析了雨燕卫星观测到的107个伽马射线暴（GRB）的早期BAT和XRT数据。我们使用这些数据来检查的X射线光变曲线的行为，并提出了一个分类方案的基础上，这种行为的伽玛暴。正如之前的小样本所发现的那样，最早的X射线光变曲线可以很好地用一个指数来描述，这个指数可以松弛成幂律，通常会叠加耀斑。后者的发射是很好的拟合使用类似的函数形式，我们发现，这两个功能提供了一个很好的描述整个X射线光变曲线。对于瞬时发射，指数和幂律之间的过渡时间给出了一个明确的时间尺度，T_p，为爆发持续时间。我们用T_p、瞬发光谱指数β_p和瞬发幂律衰减指数α_p来定义四类爆发：短爆发、慢爆发、快爆发和软爆发。尽管持续时间较长，但具有缓慢下降发射的爆发具有与短爆发相似的光谱和时间特性。因此，这些伽玛暴中的一些可能来自类似的祖先，包括几种类型的双星系统。短爆发倾向于比长持续时间的爆发更逐渐地下降，因此在大于T_p的时间发射其总能量的显著部分。这可能是由于长、快爆发的环境或祖源的差异。
2007-01-29 astro-ph
Optical light curves of RS Oph (2006) and hydrogen burning turnoff
我们报告了RS Oph 2006爆发的协调多波段测光，并强调了无发射线的y波段测光，该测光显示了发现后第40天至第75天在y ~ 10.2 mag处的中平台阶段，随后是最终下降的急剧下降。在另外两颗周期性新星U Sco和CI Aql中观察到了这样的中平台阶段，并将其解释为白矮星照射的明亮圆盘。我们已经计算了光变曲线的光学厚风理论的基础上，并再现了早期的下降，中期高原阶段，和最终的下降。最后的下降被确定为稳定的氢壳燃烧的结束，这在大约第80天出现。这个关闭日期与Swift观察到的超软X射线阶段的结束一致。我们的模型表明白矮星的质量为1.35 \pm 0.01 M_ \sun，这表明RS Oph是Ia型超新星的祖先。我们强烈建议对新星进行y-滤光片观测，以检测盘的存在和氢燃烧的关闭。这里提供了y星等的观测数据以及其他多波长光变曲线数据。
2008-07-08 astro-ph
Swift and Chandra Detections of Supernova 2006jc: Evidence for Interaction of the Supernova Shock with a Circumstellar Shell
奇特的Ib型超新星（SN）2006 jc在爆炸后的19至183天内被斯威夫特天文台的紫外/光学望远镜（UVOT）和X射线望远镜（XRT）观测到。探测到了传出的SN激波与致密的星周物质（CSM）相互作用的特征，如强X射线发射（L_{0.2-10} > E39 erg/s）和紫外光谱中可见的MgII 2800 A线发射。结合钱德拉在爆炸后第40天获得的观测结果，构建了X射线光变曲线，该曲线显示X射线发射在约4个月的时间内以约5倍的独特增长，然后迅速下降。我们解释了独特的X射线和紫外线特性的结果，SN冲击相互作用的外壳的材料，沉积的SN祖爆发前两年的爆炸。我们的研究结果是一致的爆炸的沃尔夫-拉叶星经历了一个情节质量喷射类似于那些明亮的蓝色变星爆炸前。这导致在距离爆炸点约E16 cm处形成了一个致密（>E7 cm**-3）的壳层，它随着WR风以（1300+/-300）km/s的速度膨胀。
2008-01-08 astro-ph
Spectrophotometric follow-up of GU Mus, the (X-ray) Nova Muscae 1991
本文介绍了对X射线新星GU Mus（=GS 1124-68）的分光光度跟踪。我们已经分析了128 B，V和R帧和19个光谱，收集在ESO的La Silla，从发现的时代到1992年1月。光学光变曲线似乎是典型的X射线新星，并表现出与X射线一致的次极大值。光谱表明，巴耳末和He II 4686发射线和N III 4640发射混合在下降过程中变宽。这种行为的一个可能的解释提出并适用于其他X射线新星的光谱演化。
1997-09-09 astro-ph
'Jet breaks' and 'missing breaks' in the X-Ray afterglow of Gamma Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）和X射线闪光（XRFs）的X射线余辉（AG）在其瞬发发射的快速衰减阶段之后具有在两个极端之间变化的时间行为。这些AG中的很大一部分具有“典型”光变曲线，在初始浅衰减“平台”阶段之后，“顺利突破”进入快速幂律下降。相反，非常活跃的伽玛暴似乎没有“中断”，它们的AG从观测开始就像幂律一样下降。中断和“失踪的休息”是密切相关的几何形状和减速的喷气机负责伽玛暴。在伽玛暴和XRF的“炮弹”（CB）模型的框架下，我们分析了所引用的极端行为（正则和纯幂律）和跨越观测范围的X射线AG形状的中间情况。我们表明，整个全套的X射线光变曲线的形状-测量雨燕和其他卫星-是预期的，在非常清晰的地面上，由CB模型。我们测试预期的AG的形状和峰值和各向同性能量的即时辐射之间的相关性，加强AG形状的分析的一个简单的结论：在充满活力的伽玛射线暴的休息是不是真正的“失踪”，它是隐藏在尾巴的即时发射，或者它发生得太早被记录。我们还验证了未吸收的AG的光谱指数和他们的后期幂律下降的时间指数相差半个单位，如预测。
2008-04-24 astro-ph
