Confronting Synchrotron Shock and Inverse Comptonization Models with GRB Spectral Evolution
伽马射线暴（GRB）的时间分辨谱与许多已提出的GRB模型存在矛盾。在证明了我们的样本中的大多数突发显示的证据频谱“形状转移”，我们讨论了什么限制，BATSE时间分辨突发光谱放置在当前的模型。我们发现，同步辐射激波模型不允许陡峭的低能量光谱斜率观察到的许多爆发，包括GRB 970111。我们还确定，饱和康普顿化与汤姆逊变薄无法解释所观察到的上升和下降的低能量谱斜率GRB 970111和其他爆发。这意味着饱和康普顿化模型必须包括一些机制，可以导致汤姆逊深度增加最初的脉冲。
1997-11-10 astro-ph
Radiation Processes in GRBs. Prompt Emission
相当一部分的瞬发伽玛射线暴光谱具有超过同步加速器模型alpha_{max} =-2/3所允许的最大值的软光谱指数。有些谱在E_p处也出现了非常尖锐的突变，与光滑的同步辐射谱不一致.这些事实对即时发射的“光学薄同步加速器”解释提出了严重的问题。我们回顾了各种模型，以解决这个难题。
2004-10-20 astro-ph
Synchrotron Self Absorption in GRB Afterglow
伽玛暴余辉可以用宇宙学距离上相对论性冲击波的同步辐射来描述。我们进行了详细的计算，考虑到同步辐射自吸收的影响。我们考虑激波后整个区域的辐射，并使用Blandford McKee自相似解来描述激波后的流体。本文计算了伽玛暴在自吸收频率$ν_a$附近余辉的光谱和观测图像，并导出了$ν_a$的精确表达式。我们发现，图像是相当均匀的$ν<ν_a$，而不是明亮的环在外缘和昏暗的中心，出现在较高的频率。我们比较我们获得的光谱GRB 970508的射电观测。我们结合计算的光谱附近的自吸收频率与其他部分的光谱，并获得修订的估计的物理参数的爆发：$E_{52}=0.53$，$ε_e=0.57$，$ε_B=0.0082$，$n_1=5.3$。这些估计值与基于近似谱的估计值相差多达两个数量级。
1998-08-03 astro-ph
Prompt GeV emission in the synchrotron self-Compton model for Gamma-Ray Bursts
在10次爆发中检测到的光学对应物发射（即在瞬发GRB阶段期间）比爆发光谱外推到光学频率亮10-10000，表明GRB发射的同步加速器自康普顿起源，同步加速器产生光学对应物发射。在这个模型中，爆发光子的第二次上散射产生了一个即时的GeV-TeV的发射，其亮度强烈依赖于一个未知的量，主要同步加速器光谱的峰值能量。光学、γ射线和GeV瞬发通量的测量可以用来检验伽玛暴的同步辐射自康普顿模型，并直接确定伽玛暴的总辐射输出。对于一组29个伽玛暴与光学对应检测，我们发现，预期的GeV光子通量应与亚MeV的排放的注量，并应与光学对应的亮度，这些相关性的强度降低的同步峰值能量分布的宽度增加。如果亚MeV的爆发辐射非常明亮，而（固有的）光学对应物非常暗淡，那么与爆发光谱外推到更高能量一致的GeV瞬发辐射的检测将排除同步加速器自康普顿模型。
2008-11-07 astro-ph
Physical parameters of GRB 970508 and GRB 971214 from their afterglow synchrotron emission
我们已经计算了相对论性冲击波的同步辐射光谱，并发现预测的特征频率是一个以上的数量级不同于以前的计算。对于适用于观测到的伽马射线暴（GRB）余辉的爆炸膨胀波情形，我们给出了从测量的光谱特征推断余辉物理性质的表达式。我们表明，有足够的数据存在GRB 970508明确地计算环境密度，n=0.03/cm**3，和每单位立体角的爆炸波能量，E= 3E 52尔格/4 π sr。我们还计算了电子和磁场的能量密度。我们发现它们分别是核子能量密度的12%和9%，从而首次证实两者都接近但低于均分。对于GRB 971214，我们讨论了Ramaprakash等人（1998）在其光谱中发现的断裂。它可以解释为峰值频率或冷却频率;两种解释都有一些问题，但总的来说，中断更可能是冷却频率。即使我们这样假设，我们的自吸收频率和存在或不存在的光束的无知，使它不可能约束GRB 971214的物理参数很好。
1999-04-23 astro-ph
Beaming, Baryon-Loading, and the Synchrotron Self-Compton Component in Gamma-Ray Burst Blast Waves Energized by External Shocks
我们提出了详细的计算非热同步辐射和同步辐射自康普顿（SSC）光谱的爆炸波，激发与均匀的周围介质的相互作用。无线电，光学，X射线和伽马射线的光变曲线和光谱指数计算的标准参数集，产生硬伽玛射线暴光谱在提示发射阶段。因为没有横向传播的爆炸波是假定的，计算的时间中断代表最尖锐的中断可能从准直流出在一个均匀的周围介质。在观测到的GRB X射线余辉中没有SSC硬化，表明随着爆炸波的发展，磁场产生趋于均分。EGRET探测到的100 MeV-GeV光子观测迅速和90分钟后，GRB 940217归因于非热同步辐射和SSC发射减速冲击波，分别。SSC过程将产生TeV瞬发辐射，只要源中的$γ$ - $γ$不透明度小，就可以从红移为$z \lesssim 0.1$的GRB中观测到这种辐射。利用计划中的{ \it GLAST}任务测量100 MeV-GeV谱指数的时间依赖性，将绘制SSC分量的演变图，并测试外部冲击情景。来自未对准的伽玛暴的瞬态光学和X射线发射通常比本身不会触发伽玛暴探测器的脏火球和干净火球产生的轴上发射弱得多;因此，与伽玛暴无关的长波长瞬态的探测将不会明确地证明伽玛暴束。
1999-10-13 astro-ph
Supranova Model for the Delayed Reddened Optical Excesses Detected in Several GRBs
在几个伽玛暴事件后几十天的幂律衰减余辉光变曲线中，测量到了过量的红化光辐射。这种辐射被认为是与伽玛暴事件同时发生的超新星（SN）的特征，以支持伽玛暴的假设。伽玛暴的瞬发和余辉X射线谱特征的观测需要伽玛暴源附近的高密度、高金属丰度的物质，这支持超超新星（SA）假设。这些相互矛盾的证据线解决可能制度的参数空间，如果超新星遗迹（SNR）壳被照亮和加热的脉冲星风（PW），并冷却后的伽玛射线暴事件。的SNR壳的PW的加热参数化，并简化表达式的同步，同步自康普顿，和热辐射场的SNR壳和脉冲星风泡内的风电子的单能注入。冷却的SNR壳层可以产生从GRB 970228、GRB 980326和GRB 011121检测到的过量发射。来自PW电子的X射线同步辐射提供了重要的电离辐射源。
2002-11-13 astro-ph
Gamma-ray bursts from synchrotron self-Compton emission
伽马射线暴（GRB）的发射机制至今仍有争议。冷却电子F_E ~ E^{-1/2}的标准同步辐射能谱太软，不能解释观测到的大部分谱斜率。另一种在高紧凑性源中的准热康普顿化形式的替代方案难以再现所观察到的光子分布的峰值低于几百keV。在这里，我们表明，在20-1000 keV的BATSE能量范围内的伽玛射线暴喷出物中的典型参数所观察到的光谱可以产生的逆康普顿散射的同步辐射在部分自吸收制度。如果粒子在源的寿命期间被连续加速/加热，而不是被立即注入，则在它们的分布中在洛伦兹因子γ ~ 30-100处形成显著的峰值，其中同步加速器和逆康普顿损耗通过由于同步加速器自吸收引起的加速和加热来平衡。在10-100 eV处应观察到同步辐射峰，而F_E ~ E^2的自吸收低能尾可产生瞬发光辐射（如GRB 990123的情况）。这样，由近似单能电子产生的第一次康普顿散射辐射的硬度就可以达到F_E ~ E^1，这再现了大多数观测到的伽玛射线暴光谱的硬度。第二个康普顿峰应该是在高能伽马射线带中观察到的，可能是EGRET在GRB 941017中检测到的发射的原因。一个显著的电子-正电子对的产生减少了每个粒子的可用能量，随着爆发的进行，将光谱峰值移动到较低的能量。该制度是非常强大的，在一个广泛的参数空间，可以解释大多数观测到的伽玛射线暴光谱和它们的时间演化。
2004-06-30 astro-ph
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。
2004-04-23 astro-ph
The GRB early optical flashes from internal shocks: application to GRB990123, GRB041219a and GRB060111b
随着雨燕伽马射线暴探测器的成功发射，人们期望像GRB 990123这样的瞬发闪光能够被很容易地探测到。然而，事实上，早期的闪光没有检测到的伽玛射线暴的数量表明，反向冲击必须加以抑制。在这里，我们探讨的可能性，光学闪光可能产生的内部冲击。我们发现，在一定的条件下，GRB 990123和GRB 060111 b的闪光确实可以用内激波来解释。GRB 041219 a的瞬发光辐射与γ射线辐射相关，我们在内部激波情况下也解释了这一特征，即光辐射是γ射线辐射的低能扩展，我们可以限制其红移$z\sim 0.2$。对于GRB 050904，我们在前面的文章中已经指出，闪光是由同步辐射产生的，X射线耀斑是由同步辐射自康普顿机制产生的。因此，我们认为伽玛暴的早期闪光通常来自于内震。同时，由于产生闪光的条件不容易满足，所以像GRB 990123这样的闪光在伽玛暴中应该不常见。此外，我们还讨论了内激波模型中的同步自康普顿效应，发现在不同的参数值下，伴随闪光的有软γ射线（100 KeV）、硬γ射线（10 MeV）和GeV耀斑。对于像GRB 990123这样的伽玛暴，预计会出现一个能量约为10^{-8} erg cm^{-2} s^{-1}的GeV耀斑，这可能会被GLAST卫星探测到。
2006-10-08 astro-ph
Comment on the paper "Diffusive Synchrotron Radiation from Relativistic Shocks of Gamma-Ray Burst Sources" by G. D. Fleishman
我们强烈反对G. Fleishman，这已发表在astro-ph arXiv（astro-ph/0502245），我们的论文的抖动辐射从伽玛射线暴冲击（梅德韦杰夫2000年，ApJ，540，704）。本文对提出的所有关键点进行了反驳，证明我们的原始论文（i）没有错误，（ii）正确地描述了瞬发伽玛暴发射谱。
2005-03-22 astro-ph
Radio and Optical Emission, Spectral Shapes and Breaks in GRB
相对论爆炸波模型预测了发射的同步辐射的光谱。在冲击区的电子被加热到维恩分布，其“温度”是平均电子能量的$1/3$。该能量标度确定了同步辐射的特征（中断）频率。在低得多的频率下，谱$F_nu \propto ν^{1/3}$独立于发射区域的细节而被预测。这与观测到的伽玛射线暴的软X射线谱是一致的。这意味着低可见光和无线电强度，除非有集体发射过程。
1993-11-03 astro-ph
Polarization of GRB via scattering off a relativistic sheath
伽玛射线暴火球可以被相对论性的、富含重子的外流包裹起来，这种外流会在选定的方向上散射出一束极化的伽玛射线。RHESSI最近宣布的强极化可以通过散射机制实现，尽管不是大多数时候。当散射机制与同步加速器机制一起作用时，它可以规避一些由纯粹的同步加速器极化起源所暗示的预测。散射分量的时间分布可能与原始伽马射线的时间分布不同。
2003-09-02 astro-ph
Probing for Leptonic Signatures from GRB030329 with AMANDA-II
从伽马射线暴（GRB）中发现高能（TeV-PeV）中微子，将通过证实相对论性喷流中的强子加速，揭示其内在的微观物理学，可能揭示最高能量宇宙射线的加速机制。我们描述了一个分析，具有三个模型的基础上面对的火球现象与地面和卫星观测GRB 030329，这引发了高能瞬态探测器（HETE-II）。与以前的扩散搜索相反，预期的离散μ介子中微子能谱模型1和2，基于各向同性和波束发射几何形状，分别直接来自火球描述的即时伽马射线光子能谱，其光谱拟合参数的特点是由带函数，和光谱观察到的红移，基于相关的光学瞬态（OT）余辉。为了比较，我们还考虑了基于平均爆发参数和各向同性发射的模型（3）。严格的空间和时间限制（基于电磁观测），结合一个单一的，强大的选择标准（优化发现）已被利用来实现一个几乎无背景的搜索，与标称信号损失，使用南极μ子和中微子探测器阵列（AMANDA-II）的存档数据。我们的初步结果与零信号检测一致，在~2 PeV处μ介子中微子的有效峰面积约为80 m^2，模型1的通量上限约为0.150 GeV/cm^2/s。预测冰立方，AMANDA的公里规模的继任者，与文献中发现的。相关搜索的影响进行了讨论
2005-10-12 astro-ph
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。
1998-11-06 astro-ph
Prompt High Energy $γ$-Ray Emission From the Synchrotron Self-Compton Process in the Reverse Shocks of $γ$-Ray Bursts
在伽马射线暴（GRB）火球模型的标准情景中，巨大的初始能量释放产生了一个扩展到外部介质中的相对论冲击波和一个进入并加热火球喷出物的反向冲击波。本文计算了反向激波中相对论电子对同步辐射光子的逆康普顿散射产生的高能γ射线辐射。在伽玛暴和星际介质的物理参数较好的情况下，我们的结果表明，在瞬发阶段，这种辐射在高能伽玛射线带的前向激波中占主导地位。这种机制可以很好地解释EGRET探测到的瞬发高能γ射线的观测结果，如GRB 930131。
2000-10-17 astro-ph
Meson Synchrotron Emission from Central Engines of Gamma-Ray Bursts with Strong Magnetic Fields
伽马射线暴（GRB）被认为是由仍然未知的中央引擎提供动力的时间尺度在$1ms \sim$几秒的范围内。我们认为，如果伽玛暴中心发动机是一个可行的强介子同步辐射的网站，如果他们是紧凑的天体物理对象，如中子星或旋转黑洞具有极强的磁场$H \sim10^{12} - 10^{17}G$，如果质子或重核被加速到超相对论能量的顺序$\sim 10^{12}-10^{22}eV$。我们证明了像$π^{\pm}$这样的带电标量介子和像$ρ$这样的重矢量介子，它们在$π^{\pm}$上有几种衰变模式，可以通过与超相对论核子的强耦合以比光子大一千倍的高强度发射。这些介子同步辐射过程最终会产生具有$10^{12} eV \leq E_ν$的高能宇宙中微子爆发。这些中微子将在短伽马射线暴的早期持续时间内被探测到。
1999-09-16 astro-ph
Synchrotron and SSC Emission and the Blast-Wave Model of Gamma-Ray Bursts
我们调查的动力学和辐射的相对论性冲击波减速，因为它扫了周围的物质。爆炸波壳的体动能通过吸积外部物质的过程转化为内能。如果它采取非热电子和磁场的形式，那么这种内能将以同步加速器和同步加速器自康普顿辐射的形式发射。我们进行分析和数值计算的减速和辐射过程和目前的时间分辨光谱的整个爆炸波的演变。我们还研究了猝发光谱和光变曲线对描述磁场和非热电子分布的各种参数的依赖性。我们发现，对于GRB~910503、GRB~910601和GRB~910814等爆发，在$νF_ν$的峰值处的瞬发γ射线辐射的谱形强烈地限制了这些爆发中的磁场远低于（$\la 10^{-2}$）均分值。这些计算也被认为是在最近检测到的伽马射线暴对应的余辉发射的上下文中。
1998-03-31 astro-ph
A unified picture for the gamma-ray and prompt optical emissions of GRB 990123
GRB 990123的即时光辐射与伽马射线光变曲线无关，并且表现出与斯威夫特在许多爆发结束时观察到的急剧衰减的早期X射线辐射相似的时间特性。这些事实表明，GRB 990123的光学对应物是爆发（第二脉冲）期间释放的大角度发射。如果GRB 990123的光学辐射和γ射线辐射确实具有相同的起源，那么它们的性质要求：（i）光学对应物是同步辐射，γ射线来自逆康普顿散射（“同步加速器自康普顿模型”），（ii）光学同步加速器组件的峰值能量在约20 eV，（iii）爆发发射是由相对论外流产生的，其洛伦兹因子> 450，半径> 10^{15} cm，与外流减速半径相当。由于GRB 990123的光谱在2 keV以上是光学薄的，因此冲击后面的磁场一定在<冲击气体厚度1%的长度范围内衰减，这对应于10^6-10^7等离子体趋肤深度。光学对应衰变率及其光谱斜率（或者爆发的光谱斜率，如果它们代表不同的光谱分量）与大角度爆发发射的预期一致性，是对这里提出的GRB 990123统一图像的最直接检验。
2006-12-18 astro-ph
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。
2009-03-13 astro-ph
Neutral beam model for the anomalous gamma-ray emission component in GRB 941017
González等人（2003年）报告说，在GRB 941017中发现了一个约1 - 200 MeV的异常辐射成分。这个分量的变化独立于，并包含> 3倍的能量，发现在提示~ 50 keV - 1 MeV的辐射分量，这是很好地描述了相对论同步冲击波模型。强子加速到非常高的能量可以产生两个额外的发射成分，一个产生于伽玛暴冲击波内部，另一个与逃逸的超高能（UHE; > 10^{14} eV）中子、伽马射线和中微子束有关。第一个分量延伸到~ 100 MeV是从一个对光子级联引起的光子过程与内部同步光子符合即时辐射。流出的UHE中性束可以经历与来自反向散射光子场的外部光子的进一步相互作用，以产生超相对论电子束，其在环爆介质的假定高斯强度磁场中的回转周期的一小部分期间损失其大部分能量。这些电子的同步辐射具有vF_v指数等于+1的光谱，可以解释GRB 941017中的异常成分。GRB 941017光谱的这种解释需要GRB冲击波中加速粒子的重子负载。这意味着与异常成分相关的大部分辐射以> 500 MeV释放，适合GLAST观测，并且在~100 TeV中微子中具有可比的能量通量，可以用像IceCube这样的千米级中微子望远镜检测到。
2004-03-09 astro-ph
GRB 990510: linearly polarized radiation from a fireball
伽马射线暴余辉的模型设想了一个超相对论性的火球，它在爆炸地点周围的环境介质中减速。这种相互作用产生了一个冲击波，它放大了磁场，并将电子加速到相对论能量，为同步加速器光子的有效产生创造了条件。如果产生于大尺度有序磁场的区域，同步辐射可以是高度偏振的。在事件发生后约18.5小时观察到与GRB 990510相关的光学瞬态，并在1.7 +/-0.2%的水平上测量到R波段的线性偏振。这是第一次在伽马射线暴的光学余辉中探测到线偏振。我们排除了这种偏振是由于星际物质中的尘埃，无论是在我们的银河系还是在伽马射线暴的宿主星系。这些结果提供了重要的新证据，有利于余辉发射的同步辐射起源，并约束火球和/或磁场线的几何形状。
1999-06-18 astro-ph
Light Curves of GRB Optical Flashes
伽玛射线暴余辉的标准模型假设相对论膨胀的物质由于与周围介质的相互作用而减速。余辉可以用前向激波的同步辐射很好地描述，而与GRB 990123相关的强闪光可以归因于反向激波的辐射。我们对反向激波发射作了详细的研究。计算了长、短伽玛暴情况下的全光变曲线。讨论了ROTSE对GRB 981121和GRB 981223的瞬时光学探测的不足。
2000-09-20 astro-ph
On Hadronic Models for the Anomalous $γ$-ray Emission Component in GRB 941017
González等人（2003年）报告说，在GRB 941017中发现了一个约1 - 200 MeV的异常辐射成分。这个分量的变化独立于并包含> 3倍的能量，发现在提示~ 50 keV - 1 MeV的辐射分量，这是很好地描述了相对论同步冲击模型。强子被伽玛暴加速到非常高的能量可能会产生一个单独的发射分量。两个模型，都涉及超高能宇宙射线与随后的光介子相互作用的加速，被认为是。第一个是由GRB冲击波中的光强子过程引发的对光子级联。计算表明，级联产生的光谱太软，无法解释观测结果。第二个模型，提出了在伽玛暴爆炸波壳层的离子相互作用引起逃逸准直中子束。流出的中子经过进一步的离子相互作用，产生一束超相对论电子，在环爆介质中发现的高斯强度磁场中，在一个回旋周期的一小部分时间内，电子会失去大部分能量。这种次级电子束产生了硬同步辐射光谱，可以解释GRB 941017中的异常成分。
2003-12-09 astro-ph
A Characteristic Dense Environment or Wind Signature in Prompt GRB Afterglows
我们讨论了同步辐射自吸收的影响，在提示发射的反向冲击的伽玛射线暴余辉发生在一个致密的环境中，如风的一个大规模的恒星祖星或致密的ISM在早期星系。我们指出，当同步辐射损失占主导地位的逆康普顿损失，在致密的环境中较高的自吸收频率意味着在反向冲击发射光谱，这可能会导致一个更复杂的光学/IR光曲线比以前认为的颠簸。这个突起是突出的，特别是如果爆发喷出物是高度磁化的。在相反的情况下，低磁化，逆康普顿损失导致一个提示的X射线耀斑。这些效应为火球中的磁能密度和致密环境的存在提供了一种可能的新诊断。
2003-11-26 astro-ph
Flash-Heating of Circumstellar Clouds by Gamma Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）的爆炸波模型已经受到质疑，因为观测到的GRB光谱比通过光学薄同步辐射产生的光谱更硬。如果伽玛暴起源于大质量恒星的坍缩，那么靠近爆发源的星周云将被强烈的伽玛辐射照亮，这些云中的电子将迅速散射到数百keV的能量。随后穿过热等离子体的低能光子将被散射到更高的能量，从而硬化了电子光谱。这个效应解决了对同步加速器激波模型的“死亡线”异议。伽马射线暴附近的发光云将形成包含大量电子-正电子对的相对论等离子体，这些电子-正电子对可以在爆炸后的1-2天内被检测到，然后膨胀和消散。银河系中对湮没辐射的局部区域将揭示过去的GRB爆炸。
2000-02-15 astro-ph
HETE-2 Localization and Observations of the Gamma-Ray Burst GRB 020813
2002年8月13日02：44：19.17 UTC（9859.17 s UT），高能瞬变探测器2号卫星（HETE-2）上的仪器探测到并定位了一个明亮的长伽马射线暴（GRB）。在爆发后约4分钟，向GRB坐标网络（GCN）报告了位置。在瞬时发射中，爆发的持续时间约为125 s，有四个以上的峰值。利用宽场X射线监视器（WXM）和法国伽玛望远镜（FREGATE）对GRB 020813瞬发辐射的2-400 keV时间分辨能谱进行了详细分析。我们发现，爆发的早期部分（爆发触发后17-52秒）显示出低于约50 keV的低能光子的耗尽。很难用同步辐射自吸收或康普顿化来解释这种损耗。一种可能性是，低能量损耗可以理解为"抖动“辐射的混合物，通常的同步辐射成分。
2005-11-23 astro-ph
Optical and gamma-ray emissions from internal forward-reverse shocks: application to GRB 080319B?
在描述伽马射线暴瞬发的内激波模型中，一系列相对论性壳层之间的碰撞产生大量成对的正向和反向激波。我们发现，如果前向激波和反向激波的洛伦兹因子显著不同（例如，一个激波是相对论的，另一个是牛顿的）。然后，我们调查这种情况是否适用于GRB 080319 B的情况下，发现壳洛伦兹因子的双峰分布，峰值在$\sim400$和$\sim10^5$，是必需的。此外，这种情况下预测伴随的逆康普顿（IC）GeV的发光度相当（不高于）的同步加速器MeV的排放，这可以与未来的\textit{Fermi}观测进行测试。
2008-11-07 astro-ph
Time Resolved GRB Spectroscopy
本文介绍了用BATSE探测到的43个强伽玛暴的时间分辨谱研究的主要结果。我们考虑了四参数能带模型和光学薄同步辐射激波模型（OTSSM）。我们发现，绝大多数的时间分辨谱的伽玛暴是在显着的协议与OTSSM。然而，大约15%的初始伽玛暴脉冲显示出明显的低能光子抑制。这一现象表明，复杂的辐射条件修改光学薄发射可能会发生在一些伽玛暴的初始阶段。
2000-02-09 astro-ph
High Energy Emission from the Prompt Gamma-Ray Burst
我们研究了同步辐射和同步辐射自康普顿（SSC）的内部冲击，负责在伽玛暴的即时伽玛射线发射，并考虑这两个组件之间的关系，考虑到高能量（HE）截止由于对生产和汤姆逊散射。我们发现，为了使同步加速器的峰值能量为E_p \sim 300 keV，且变化时间t_v>1 ms，需要洛伦兹因子r <350，这意味着在\sim 30 MeV以上没有HE发射，并且同步加速器分量将在所有能量中占主导地位。如果我们想要E_p \sim 300 keV和高达2 GeV的瞬发He发射，如EGRET对GRB 940217所探测的，我们需要Γ \sim 600和t_v \sim 0.1 ms，这可以通过超级AGILE来解决。如果这种即时HE发射在伽玛暴中是常见的，如可以由GLAST测试的，则对于t_v \gtrsim 1 ms，我们需要Γ \gtrsim 350，这意味着E_p \lesssim 100 keV。因此，如果X射线闪光是具有高t_v和Γ值的伽玛暴，它们应该产生\gtrsim 1 GeV的辐射。对于电子幂律指数p>2，SSC分量在100 MeV以上的发射中占主导地位。GLAST的未来观测可能有助于确定p的值以及HE发射是否符合单一幂律（一个分量--同步加速器，占主导地位），或者在\nuF_ν斜率从负变为正的地方有一个中断，这意味着SSC分量在\sim 100 MeV以上变得占主导地位。预计HE发射将…
2002-09-27 astro-ph
Detectability of Prompt TeV Gamma Rays of Proton Synchrotron Origin from Gamma Ray Bursts by AMANDA/ICECUBE Detectors
利用AMANDA/ICECUBE大面积μ子探测器对伽马射线暴（GRBs）中可能的"高“能（$>100\gev$）成分的探测能力，在GRBs中产生这种高能伽玛射线的特定模型，即质子同步加速器模型的范围内进行了研究，该模型要求质子在GRBs中被加速到高能（$\gsim10^{20}\ev$）。在这一模型中，高能部分与卫星上的探测器观测到的通常的“低”（keV-MeV）能量部分不同，但很可能是同时发射的。AMANDA/ICECUBE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光子。我们计算μ介子的信噪比在这些探测器由于TeV的伽玛射线从个别的伽玛暴的各种假设的亮度，距离（红移），洛伦兹伽玛因子的基本火球模型，和各种光谱特性的伽玛暴，包括TeV光子的吸收的影响，以及在星系际的红外辐射背景。星系际吸收效应基本上排除了TeV光子在AMANDA探测器中的高能量分量的亮度的合理值的检测，但它们很可能是检测到的建议ICECUBE探测器可能有一个有效的面积向下去μ子的一个因素的100倍以上的AMANDA。然而，即使在ICECUBE中，也只有相对较近的红移在$< 0.05$左右的伽玛暴才能被期望以任何合理的置信度探测到。本文讨论了ICECUBE对γ暴高能分量的光度要求。
2003-05-12 astro-ph hep-ph
Prompt high-energy neutrinos from gamma-ray bursts in photospheric and synchrotron self-Compton scenarios
我们研究了中微子发射的伽马射线暴（GRB）下的其他方案的即时发射（光球和同步辐射自康普顿方案），而不是经典的光学薄同步辐射方案。在前一种情况下，我们发现来自pp反应的中微子在能量约为10-100 TeV时非常重要。它们可能被IceCube/KM 3 Net探测到，并可用作光球周围/下方的重子加速探测器。在后一种情况下，我们可以预期由软光子产生约EeV的p γ中微子。预测的谱与经典的谱不同，中微子可以作为伽玛暴性质（喷流成分、辐射半径、磁场等）的线索之一。
2008-12-03 astro-ph hep-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
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
