Models for Achromatic Light-Curve Breaks in GRB Afterglows: Jets, Structured Outflows, and Energy Injection
在第1天的某些伽玛暴余辉的光发射中观察到的幂律衰减的陡化（中断）通常归因于准直流出（喷流），经历横向扩散。具有不均匀能量角分布的更宽开口的伽玛暴喷出物（结构性流出）或余辉中能量注入的停止也可以产生光变曲线突变。我们测定了10个具有光学光变曲线突变的伽玛暴余辉的光学和X射线光变曲线衰减指数和光谱能量分布斜率（980519、990123、990510、991216、000301、000926、010222、011211、020813、030226），并使用这些属性测试上述模型的光变曲线陡度。据发现，这些余辉的光学断裂可以容纳通过能量注入或结构化的流出。在更新的激波模型中，环暴介质的风状分层（如大质量恒星作为GRB祖先所预期的那样）稍微有利。余辉990510、000301、011211和030226需要一个与均匀环击暴流介质相互作用的扩散射流。这四个余辉的光学前和后中断衰减与风一样的介质是不相容的。目前的10个余辉与休息的样本表明，休息幅度（定义为余辉衰减指数的增加）的分布是双峰，间隙为1。如果是真的，这种双峰有利于结构外流模型，而间隙位置表明一个均匀的环爆环境。
2005-06-23 astro-ph
Acceleration of GRB outflows by Poynting flux dissipation
我们研究磁动力的相对论外流，其中的一部分磁能耗散内部的重联。对于GRB参数，并假设重联速度与阿尔芬速度成比例，显着的耗散可以发生在光球的内部和外部的流动。该过程导致流量洛伦兹因子随半径稳定增加。通过一个分析模型，我们展示了这个过程的效率如何依赖于GRB参数。估计的热和非热辐射预计将分别从光球和光学薄的部分流发射。该模型的一个关键参数是在某些初始半径的流动坡印亭通量的动能通量的比率。对于较大的值（> 100），非热辐射在热分量上占主导地位。如果该比率很小（< 40），则预期仅会出现可通过X射线闪光识别的瞬时热发射。
2002-06-24 astro-ph
GRB 011121: A collimated outflow into wind-blown surroundings
我们发现GRB 011121余辉光变曲线在1.3天后出现一个断裂，这意味着初始喷流张开角约为9度。在前四天的SED是消色差的，并支持喷流起源的这个突破。超新星碰撞期间的SED可以用温度为6000 K的黑体来最好地表示。推导出的衰变斜率参数以及光谱指数有利于风的情况下，即流出到环爆环境的恒星风的大规模伽玛射线暴的祖先。由于其z=0.36的低红移，GRB 011121一直是GRB与超新星联系的最佳例子，直到GRB 030329，并提供了令人信服的证据，如果祖先是大质量恒星，则可能存在环爆风区。
2003-09-26 astro-ph
Large scale magnetic fields and their dissipation in GRB fireballs
我们考虑可能的几何形状的磁场在伽玛暴外流，以及它们的演变与距离的源。对于磁驱动的外流，与一个假设的比例的磁动能密度的顺序统一，场强是足够的有效生产的伽马射线同步辐射在标准的内部冲击的情况下，而不需要本地生成的小规模的字段。在这些条件下，MHD近似对大距离（> 10^19 cm）是有效的。在由非轴对称磁场驱动的外流中，磁场方向的改变会导致磁场能量因重联而耗散。这种耗散发生在外流的光球层之外，并且可以将相当大一部分的磁能通量转化为辐射。
2000-04-19 astro-ph
Polarization of prompt GRB emission: evidence for electromagnetically-dominated outflow
由{ \RHESSI }卫星对伽马射线暴GRB 021206 \citep{coburn03}的瞬时$γ$射线发射的大偏振的观测意味着磁场相干尺度大于可见发射区的大小，$\sim R/Γ$，其中$R$是流的半径，$Γ$是相关的洛伦兹因子。这样的领域不能产生在一个因果断开，流体动力学主导外流。伽玛暴的电磁模型\citep{lyutikov02}，其中大规模的，动态占主导地位的，磁场存在于流出从一开始，提供了一个自然的解释，这种大报告的线性极化。本文导出了具有给定磁场位形的相对论运动等离子体同步辐射的Stokes参数，并计算了带有全局环形磁场的相对论膨胀壳层同步辐射的脉冲平均偏振分数。对于大于$1/Γ$的视角，所观察到的发射壳的贴片具有几乎均匀的磁场，产生大的分数极化（相对论粒子$dn/dε\propto ε^{-3}$的幂律能量分布的$56% $）。由于相对论运动学效应，在均匀磁场中稳态等离子体的最大极化小于理论上限。
2003-11-07 astro-ph
Curvature effect in structured GRB jets
研究了GRB光变曲线中射流结构对曲率效应的影响。使用一个简单的模型，喷气发射率，我们数值计算的光变曲线短的闪光从相对论流出具有各种配置文件的洛伦兹因子和流出的能量密度（高斯，核心+幂律）。我们发现，对于“光束”观看几何形状，视线通过明亮的核心流出，光变曲线的形状几乎不依赖于射流结构，最初的时间斜率2+三角洲，其中三角洲是光谱指数。当视角大于核心时，光变曲线衰减斜率变浅。我们讨论了我们的研究结果的影响Swift数据。
2005-11-24 astro-ph
GRBs from unstable Poynting dominated outflows
坡印廷磁通驱动磁化转子的外流是对伽马射线暴发动机的一个合理解释。我们提出了一种新的可能性，这种外流如何将能量转移到辐射粒子中。我们认为，坡印亭磁通驱动非线性不稳定的大振幅电磁波（LAEMW）的“打破”在半径$r_t \sim 10^{14} $厘米的MHD近似变得不适用。在波破裂期间形成的“发泡”（相对论重连）区域中，随机电场随机地将粒子加速到超相对论能量，然后在湍流电磁场中辐射。所发射的光子的典型能量是基本康普顿能量$ ε\sim f \hbar c/r_e $的一部分，其中$f \sim 10^{-3}$加上由于介质的体运动而引起的附加增强。发射特性类似于同步辐射，具有典型的冷却时间$\sim 10^{-4}$ sec。在波破碎期间，等离子体也在向外的径向方向上被大量加速，并且在较大的半径处，由于与外部介质的相互作用，可以产生余辉。余辉模型所需的近均分场可能是由于外流等离子体中的磁场再生（类似于激光电磁波与等离子体相互作用产生的场）以及与上游等离子体的混合。
2000-04-14 astro-ph
Jets, Structured Outflows, and Energy Injection in GRB Afterglows: Numerical Modelling
我们数值研究的能力，三个模型（射流，结构外流，能量注入），以适应在10个伽玛暴余辉中观察到的光学光变曲线突变（980519，990123，990510，991216，000301 c，000926，010222，011211，020813和030226），以及这些余辉的无线电，光学和X射线发射的相对强度。我们发现，射流和结构外流模型的票价远远优于能量注入模型在容纳多波长的数据，上述10个余辉。对于前两个模型，一个均匀的环暴流介质提供了一个更好的拟合光学光变曲线突破比风状介质与r^{-2}分层。然而，在能量注入模型可能起作用的仅有两种情况下，风介质是有利的（在第三种情况下，能量注入也是可能的，余辉970508，其光发射表现出急剧上升，但不是陡峭的衰减）。用射流模型得到的最佳拟合参数表明，出流能量为2-6 E50尔格，射流开度为2-3度。具有准均匀核心的结构化流出物具有0.7-1.0度的核心角尺寸和0.5-3 E53 erg/sr的每立体角能量，被包络包围，在包络处能量随着与流出轴的角度而大致以θ ^{-2}下降，因此需要与射流相同的能量预算。环爆密度被发现通常是在0.1-1每立方厘米的范围内，对于任何一个模型。我们还发现，反向冲击波发射所造成的喷射物注入到减速冲击波在约1天后爆发可以解释缓慢衰减的无线电光曲线观察到的余辉990123，991216，和010222。
2005-08-19 astro-ph
Magnetar Driven Bubbles and the Origin of Collimated Outflows from GRBs
我们模拟风之间的相互作用，从一个新形成的快速旋转磁星和周围的祖。在核心坍缩后的最初几秒钟内，磁星在超新星激波后面膨胀出一个等离子体和磁场泡，由于环形磁场的箍缩效应，它不对称地膨胀，就像PWNe一样，即使主星是球对称的。不对称的程度取决于磁泡中的磁能与总能量的比率。我们假设新形成的磁星吹胀这些气泡的风比PWNe更磁化。我们表明，为中央磁星$\sim 0.1$提供的磁总功率的气泡膨胀相对球形，而大于0.3的值，在气泡中的大部分压力施加接近旋转轴，驱动准直流出通过宿主星。这可以解释从长持续时间的伽马射线暴（GRB）观测中推断出的准直现象。考虑到风的磁化强度随时间增加，因此我们认为磁星驱动的气泡最初相对球形地膨胀（增强了相关超新星的能量），而在后期它变得越来越准直（产生GRB）。类似的过程也可能发生在更温和旋转的中子星中，从而产生不对称的超新星和低能量的瞬变，如X射线闪光。
2007-10-05 astro-ph
Electromagnetic Outflows and GRBs
我们研究相对论电磁爆炸的动力学，作为产生伽马射线暴的一种可能机制。我们提出，一个旋转的相对论恒星质量祖失去了它的大部分自旋能量的形式电磁主导的外流。在流动变得光学薄之后，它形成了一个相对论膨胀的非球对称磁泡-一个“冷火球”。在无力近似下，我们分析了这种腔的结构和动力学。在相对论膨胀期间，气泡中的大部分磁能集中在其表面附近的薄壳中（接触不连续性）。我们认为，无论是极电流或壳电流变得不稳定的电磁不稳定性半径$\sim10^{16}$厘米。这导致电子对的加速并导致$γ$射线发射。在半径为$\sim10^{17}$ cm的情况下，电磁壳层中所含的动量将大部分转移到周围的爆炸波中，爆炸波传播到星周介质中。在流体激波处加速的粒子可以与来自电磁壳的电磁场结合以产生余辉发射。
2002-10-30 astro-ph
A two component jet model for the X-ray afterglow flat segment in short GRB 051221A
在双中子星合并或中子星-黑洞合并模型中，短暴的流出物可能是轻度磁化和富中子的。磁化的富中子流出将被磁压力和热压力加速，最终可能形成双组分喷流，如Vlahakis，Peng和Königl（2003）所建议的。在这项工作中，我们表明，这样的两个组件喷流模型可以很好地再现多波长余辉光曲线，特别是X射线平坦的部分，短GRB 051221 A。在该模型中，中央引擎不需要比提示$γ-$射线发射长得多地处于活动状态。
2007-01-20 astro-ph
Prompt optical emission from residual collisions in GRB outflows
伽马射线暴中的瞬发伽玛射线发射被认为是由相对论非定常外流中的内激波产生的。最近检测到的即时光发射伴随着即时伽马射线发射似乎与此模型不一致，因为流出的等离子体预计是高度光学厚的光学光子。我们在这里表明，在短，~ 1毫秒，时间尺度上的流动特性的波动，这驱动的伽马射线产生的碰撞在小半径，预计将导致“残留”的碰撞在更大的半径，光学深度的光学光子是低的。后期残留碰撞自然地解释了相对明亮的光发射。伽马射线和光发射的明显不稳定性是由于等离子体膨胀的高度相对论速度。残余碰撞也可能解释早期“陡降”阶段的X射线发射，其中半径被推断为大于伽马射线发射半径。最后，我们指出，在大半径的剩余碰撞的逆康普顿发射预计将有助于显着的高能量的发射，因此可能会“涂抹”对生产光谱截止。
2008-01-03 astro-ph
Early Afterglow Emission from a Reverse Shock as a Diagnostic Tool for GRB Outflows
伽马射线暴（GRB）余辉跃迁是GRB中最有趣也是研究最少的相之一。在这个阶段，相对论性的喷出物开始与周围的物质相互作用。一个强大的短暂的反向冲击传播到喷出物（假设它是重子），而前向冲击开始塑造周围的物质到布兰德福德麦基轮廓。我们建议一个参数化的早期余辉光变曲线，我们计算（解析和数值）所观察到的参数，结果从一个反向冲击发射（在星际介质[ISM]环境）。我们提出了一个新的指纹的反向冲击辐射，添加到众所周知的$t^{-2}$光学衰减。对这个特征的观测表明，在早期余辉期间，反向激波支配着发射。反向激波的存在反过来意味着相对论性的喷出物含有重要的重子成分。这个特征也意味着周围的介质是ISM。我们进一步表明：（1）反向激波闪光强烈地依赖于相对论喷出物的初始条件。(ii)以前的计算通常高估了这种光学闪光的强度。(iii)如果反向冲击主导了光学闪光，那么对早期余辉光变曲线的详细观测可能使我们能够确定相对论喷出物内的初始物理条件，特别是估计其洛伦兹因子和宽度。
2004-06-14 astro-ph
X-ray flares, neutrino cooled disks, and the dynamics of late accretion in GRB engines
我们计算了10个长持续时间伽马射线暴余辉样本的X射线耀斑的平均亮度随时间的变化。平均亮度，在一个时间尺度上的平均值比单个耀斑的持续时间长，在时间上以指数~-1.5的幂律下降。我们详细说明了中央引擎的属性，可以产生这样的下降。假设发动机是一个吸积的紧凑型物体，吸积率和喷流光度之间的标准转换因子，中微子冷却的薄盘和非冷却的厚盘之间的切换发生在从提示到耀斑阶段的过渡。我们讨论了这种巧合的影响下，不同的情况下的电源的伽玛射线暴外流。我们还表明，流出物与祖星的信封的相互作用不能产生耀斑出连续的相对论流，并得出结论，这是动态的磁盘或喷气发射机制，产生一个内在的不稳定流出的时间尺度远长于系统的动态时间尺度。这与X射线耀斑在短持续时间的伽玛暴和长持续时间的伽玛暴中都有观测到的事实是一致的。
2008-05-01 astro-ph
Two-Component Jet Models of Gamma-Ray Burst Sources
最近的观测和理论研究提出了这样一种可能性，即伽马射线暴（GRB）源中的准直外流有两个不同的组成部分：一个窄的（开半角$θ_{\rm n}$）、高度相对论性（初始洛伦兹因子$η_\rmn \gtrsim 10^2$）的外流，$γ$射线发射源自于此;和一个较宽的（$θ_{\rm w} \lesssim 3 θ_{\rm n}$）、中等相对论性（$η_{\rm w}\sim 10$）的周围流。使用一个简单的同步辐射模型，我们计算的R-波段余辉光变曲线预期在这种情况下，并推导出在光变曲线的主要过渡时间从两个射流组件的排放的通量比的代数表达式。我们将这个模型应用于GRB源，用于解释余辉和源能量学的结构，以及X射线闪光源，我们将其解释为以$θ_{\rm obs} > θ_{\rm n}$角度观察的GRB喷流。最后，我们认为，一个富含中子的磁流体外流可能会自然地引起重复增亮插曲的余辉光曲线中观察到的GRB 021004和GRB 030329。
2005-03-11 astro-ph
Neutrino, Neutron, and Cosmic Ray Production in the External Shock Model of Gamma Ray Bursts
超高能（>~ 10^19 eV）宇宙射线（UHECR）被伽马射线暴（GRB）冲击波加速的假设是正确的。这一假设的含义，然后推导出外部冲击模型的伽马射线暴。伽玛暴冲击波中演化的同步辐射谱为中微子和中子的光生子提供了靶光子。计算了从爆炸波逃逸的中性粒子的衰变特性和辐射效率。计算了在特定参数下弥散高能GRB中微子背景和高能GRB中微子事件的分布，导出了不同密度环境中光子产生效率的标度关系。伽玛射线暴提供了一个高能量中子的强烈通量，中子产生效率超过总能量释放的1%。在特殊情况下求解了伽玛射线暴“中子弹“产生的中子β衰变电子的辐射特性。具有GRB活性的Galerkin应该被流出中子的~ 100 kpc范围的辐射晕包围，包括非热光学/X射线同步加速器组件和康普顿散射微波背景辐射的高能伽马射线组件。在L* 星系如银河系中，伽玛暴源和相对论外流的光度在~10^40+-1 ergs/s的水平。这足以解释伽玛暴产生的超高电子回旋共振。我们简要地推测了强子宇宙射线起源于超新星坍缩形成相对论外流和伽玛暴的可能性。（节略）
2002-04-16 astro-ph
A strong optical flare before the rising afterglow of GRB 080129
本文报道了GRB 080129在红移4.349处观测到的一个持续时间为40秒（静止帧）的光学耀斑。上升和衰减时间分别遵循指数为+12和-8的幂律，与反向冲击不一致，并且比ISM相互作用引起的变化快10倍$^5$。虽然过去已经看到过光学耀斑（例如GRB 990123，041219 B，060111 B和080319 B），但我们的观测首次不仅将光学耀斑分解为子分量，而且每分钟提供一次从光学到近红外的光谱能量分布。耀斑相对于GRB的延迟、它的光谱能量分布以及脉冲宽度的比值表明它是由GRB流出物\cite{liw08}中的剩余碰撞引起的。如果这种解释是正确的，并且可以通过更详细的建模或进一步GRB的观测来支持，延迟测量提供了一个独立的、确定流出物的洛伦兹因子的方法。
2008-11-26 astro-ph
Relativistic Magnetohydrodynamics with Application to Gamma-Ray Burst Outflows: II. Semianalytic Super-Alfvenic Solutions
我们提出了精确的径向自相似解决方案的特殊相对论磁流体力学代表“热”超Alfvenic流出强烈磁化，旋转紧凑的对象。我们认为，这样的外流可以出现在伽马射线暴（GRB）源，并证明，就像在配套文件中考虑的trans-Alfvenic流的情况下，他们可以达到洛伦兹因子，对应于坡印亭和动能通量之间的粗略均分，并成为圆柱形准直与GRB观测兼容的尺度。在trans-Alfvenic的情况下，初始加速度是热的，但是，在文件I中提出的解决方案相比，部分的焓通量转化为坡印亭通量在此阶段。随后，磁主导的加速度可以显着不如在trans-Alfvenic流快。
2003-03-21 astro-ph
Bulk Compton Emission in the GRB Internal Shock Model
我们研究了体康普顿散射过程在内激波模型中的作用。我们的数值计算表明，由内部冲击产生的辐射场不影响在冲击的能量转换的效率，即使火球流出具有高度不均匀的速度分布。然而，体康普顿散射产生额外的高能量分量，特别是当流出的可变性由于注入恒定能量流的质量的调制而出现时。我们表明，各向同性能量的$10^{50-51}$尔格可以通过散射过程辐射在100 MeV-GeV的范围内，提供壳的洛伦兹因子在10和$10^4$之间变化。
2005-02-11 astro-ph
Swift GRB Afterglows and the Forward-Shock Model
雨燕观测到的伽玛射线暴余辉的X射线光变曲线显示出一至四个幂律衰减阶段。按时间顺序，它们是：爆发尾，“驼峰”，标准衰变，和后喷气休息衰变。大角度辐射在爆发期间产生，但到达观测者较晚，与GRB尾部衰变一致的爆发不到一半。来自非常窄的喷流（半角小于1度）的前向激波同步辐射与75%的GRB尾部衰变一致。从一个不侧向扩展的窄喷流中产生的前向激波逆康普顿辐射，也容纳了80%的伽玛暴尾部的衰变。X射线光变曲线的驼峰可以归因于观察者所能看到的前激波区每一立体角的动能增加。这种增加可能是由于从其开口外部的位置看到的流出物的排放的出现。然而，驼峰的时间，流量和衰减指数之间的相关性，预计在这个模型中没有得到证实的观测。因此，前向激波动能的增加更有可能是由一些在余辉阶段到达激波的入射喷出物引起的。对爆发尾流的射流解释和驼峰的能量注入方案导致了一个双射流外流结构，该结构由一个狭窄的GRB射流组成，该射流先于一个较宽的余辉外流，每立体角的动能较低，但总能量较高。（X射线光变曲线显示为GRB 050416 A、050525 A、050717、050721、050724、050730、050802、051109 A、060124、060206、060526）。
2007-05-08 astro-ph
GRB 060218/SN 2006aj: Prompt Emission from Inverse-Compton Scattering of Shock Breakout Thermal Photons
伽马射线暴（GRB）060218/SN 2006 aj是一个特殊的事件，具有次低红移、低光度、长持续时间、彩色光变曲线特征，特别是在X射线和紫外光谱中存在热成分。由于{ \em Swift}天文台详细的时间和光谱覆盖范围，丰富的数据使伽玛射线暴瞬发辐射首次得到了非常详细的模拟。快速紫外/光辐射的低通量不利于传统的内激波/同步辐射模型，该模型通常预测强紫外/光辐射。在这里，我们表明，GRB 060218的不寻常的即时发射可以产生的冲击加速相对论电子的逆康普顿散射检测到的热光子。当相对论外流与预先存在的较慢壳层相互作用时，会形成一对（正向加反向）激波。观测到的γ射线发射和X射线发射分别来自反向冲击区和正向冲击区。数据的拟合需要一个初始增加的外流光度，这与流行的Bracksar模型的预测是一致的。
2006-04-24 astro-ph
Prior Emission Model for X-ray Plateau Phase of Gamma-Ray Burst Afterglows
提出了解释伽马射线暴（GRB）的X射线余辉平台相的双分量发射模型。其中一个成分是在主爆发之前通过从中心发动机喷出的流出物的先前发射，它负责X射线余辉的平台和随后的正常衰变阶段。另一个是主要的外流，它导致了伽玛暴的瞬发和X射线余辉的初始陡衰减相。在这个模型中，从平台到随后的正常衰变阶段的过渡是时间零点选择的人为因素。对于具有明显平台阶段的事件，中央引擎在主外流发射前10^3-10^4秒处于活动状态。根据这一模型，在伽玛暴瞬发前10^3-10^4秒，可能出现X射线和/或光学波段的先行辐射，这一现象有待于全天空X射线图像监测仪（MAXI）、WIDGET等仪器的检验。
2008-12-15 astro-ph
On the Shallow Decay of Some GRB Afterglows
有一半的无线电余辉，有一个良好的时间覆盖展览10天后，从爆发的衰减是浅于光学频率，相反的是，在最简单的形式的相对论性火球或喷流的标准模型的预期。我们研究可能的方法来解耦的无线电和光学衰变。首先，无线电和光发射被假定为来自相同的电子人口，我们允许随时间变化的斜率的幂律分布的电子能量或随时间变化的微物理参数。然后，我们考虑两种情况下，无线电和光发射出现在不同的部分的伽玛射线暴外流，无论是因为外流有一个角结构，或因为有一个长寿的反向冲击。我们发现，只有最后一种情况是与观察兼容的。
2004-02-05 astro-ph
Evidence for chromatic X-ray light-curve breaks in Swift GRB afterglows and their theoretical implications
伽玛暴余辉050319、050401、050607、050713 A、050802和050922 C的X射线发射的幂律衰减在爆发后约1- 4小时表现出陡度，令人惊奇的是，这并不伴随着光发射的中断。如果假定光学余辉和X射线余辉都是由同一外流产生的，那么，在标准前向激波模型的框架内，X射线光变曲线突变的色度表明，它们不仅仅是由与外流动力学（例如能量注入）或爆炸波动能角分布（结构化外流或喷流）有关的机制产生的。没有伴随X射线光变曲线突变的光谱演化表明，这些突变也不是由光谱突变（例如冷却频率）的通过引起的。在这些情况下，X射线和光学衰变的解耦要求前向激波中电子和磁能的微物理参数随时间演化，无论X射线余辉是同步辐射还是逆康普顿辐射。为了使这些参数随着前向冲击的洛伦兹因子和因能量停止注入爆炸波而产生的X射线光曲线突变而稳定演变，上述六个雨燕余辉的光学和X射线特性需要具有r^{-2}径向分层的环暴介质，正如长伽玛暴的大质量恒星起源所预期的那样。或者，彩色X射线光变曲线突变可能表明光学和X射线发射来自不同的流出。这两个特征（微物理参数的演变或光学和X射线发射的不同来源）都不是雨燕前余辉所必需的。
2006-04-05 astro-ph
Neutron-Rich Hydromagnetic Outflows in Gamma-Ray Burst Sources
我们证明了从富含中子的黑洞碎片盘中流出的“热”MHD流可以显著地缓解伽马射线暴（GRB）源中的重子装载问题。我们认为，在盘馈出流的中子-质子比可能高达~30，并显示，与一个精确的半解析相对论-MHD解决方案的帮助下，中子可以去耦在洛伦兹因子伽马_d ~ 15，即使质子继续加速到洛伦兹因子~200，并最终获得~30%的注入能量。我们澄清了至关重要的作用，磁场在这个过程中发挥作用，并证明，纯粹的流体动力外流必须有伽玛_d >几百。退耦中子的运动与退耦质子的运动并不共线，因此，与先前基于纯流体动力学模型的建议相反，两个粒子群在退耦后不会碰撞。如果退耦的中子以> 1/gamma_d = 3.8 °（15/gamma_d）的角度移动到伽玛射线暴源的视线，则它们衰变成质子后的大部分发射将保持不可观测。
2003-06-02 astro-ph
Magnetic Acceleration and Collimation of Gamma-Ray Burst Jets
最近，利用特殊相对论理想MHD方程导出了GRB外流的精确半解析解（见Vlahakis和Konigl在这些会议录中的摘要）。这方面的贡献集中在这些结果的影响，各种建模和观测问题的伽玛射线暴源，包括重子加载问题，极化测量的提示和反向冲击发射，以及可能存在的两个组件流出。
2003-12-09 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
X-ray flares, plateaus, and chromatic breaks of GRB afterglows from up-scattered forward-shock emission
前向激波的同步辐射被位于前向激波后面的相对论外流散射，可能产生比直接来自前向激波的辐射更亮的X射线辐射，这可以解释雨燕X射线余辉的四个特征：耀斑、平台（缓慢衰变）、彩色光变曲线突变和快速后平台衰变。对于冷散射外流，如果散射外流几乎是重子自由的和高度相对论性的，反射通量盖过主通量。这两个要求可以放宽，如果散射流出是由弱的内部冲击，使入射的前向冲击光子也是逆康普顿散射，除了体散射。前向激波留下的光子被扫起，自然产生短的X射线耀斑。由于体散射所产生的光子能量的增加，反射的发射更有可能在更高的光子能量下盖过直接来自前向冲击的发射，从而产生光变曲线的平台和仅出现在X射线中的断裂。X射线光变曲线平台的亮度、形状和衰减取决于散射体的洛伦兹因子和质量通量的径向分布。彩色X射线光变曲线的突变和急剧的后平台衰变不能容纳的直接向前冲击波发射，并主张在这里提出的散射外流模型的青睐。另一方面，标准的前向激波模型更自然地容纳了没有平台的X射线余辉、消色差的余辉和寿命很长的幂律衰变。因此，X射线光变曲线的多样性是由散射和直接前向激波辐射的相互作用引起的。
2007-10-17 astro-ph
GRB 060418 and 060607A: the medium surrounding the progenitor and the weak reverse shock emission
我们用伽马射线暴（GRB）极早期余辉光变曲线的上升行为来约束环暴介质剖面。利用这种方法，我们发现了一个恒定的和低密度的介质轮廓GRB 060607A，这是一致的推断从晚余辉数据。此外，我们表明，在这两个伽玛暴余辉的IR闪光的情况下是一致的标准的外部反向冲击模型，从而使模型，如高磁化伽玛暴外流是不必要的在一定程度上。
2007-04-11 astro-ph
GeV emission from Gamma-Ray Burst afterglows
我们计算了GeV余辉发射预期从几个机制有关的伽玛暴和它们的余辉。考虑到Swift/XRT测量到的早期X射线余辉发射的亮度，GLAST/LAT应该可以探测到由GRB喷出物驱动的前向激波进入环暴介质的自康普顿发射。斯威夫特在X射线余辉中发现的新特征（平台和色变光变曲线突变）表明，在前向激波后面存在着一个相对论性的对富集外流。大量的和逆康普顿上散射的即时伽玛射线暴发射的外流提供了另一个源的GeV余辉发射可检测的LAT。大角度爆发发射和同步加速器前向激波发射在高光子能量下很可能太暗而不能被LAT观测到。高能量余辉发射的光谱斜率和它的衰减率（如果可以测量的话）允许识别GRB之后产生GeV瞬态发射的机制。
2008-01-10 astro-ph
GRB 060218: The nature of the optical-UV component
GRB 060218中的光学紫外分量被认为是由于光学厚回旋辐射。这个模型的关键是吸收电子的高温。热量输入来自于在半相对论性内部冲击中加速的原子核，就像普通的伽马射线暴一样。库仑碰撞将部分能量转移给电子。X射线光子的逆康普顿冷却导致电子温度约为100 keV。光学-UV发射的这种高亮度温度意味着发射面积大致等于热X射线分量的发射面积。这表明了一个模型，其中无线电，光紫外和热X射线发射是密切相关的：虽然光紫外和热X射线发射是两个独立的光谱分量，但有人认为它们都来自一个准球形的光球，连续流出，其与星周介质的相互作用引起了无线电发射。GRB 060218的性质，在同动坐标系中测量，与普通的伽马射线暴相似;即，主要区别是GRB 060218中的体洛伦兹因子的值低得多。回旋吸收意味着一个磁场与流出物中的物质能量密度大致均分。因此，磁场可能在动力学上扮演重要角色，可能是磁星作为中心引擎。
2007-09-12 astro-ph
Gamma Ray Bursts and Cosmic Ray Origin
本文介绍了火球/爆炸波模型的理论基础，以及最近的一些结果对伽玛暴源模型和宇宙射线产生的伽玛暴的影响。本文简要地概述了瞬发γ射线发光相位的BATSE观测，以及伽玛暴的Beppo-SAX和长波余辉观测。推导的光谱和时间指数的绝热爆炸波减速在一个均匀的周围介质中的非相对论性的反向冲击波的限制情况下，无论是球形和准直的流出，作为一般理论的一个例子。外激波模型对余辉的拟合结果表明，GRB的外流是喷射的。外激波模型还解释了长持续时间伽玛暴瞬时谱中峰值能量的持续时间分布和聚集现象，并由此导出了伽玛暴源率密度与红移的关系。根据Frail等人的恒定能量库的结果，对源模型进行了评述，该结果表明伽玛暴的总能量为10^{51}尔格的几倍，平均辐射率约为全天空的1/500。Paczynski的各向同性超新星模型被排除。从伽玛暴的X射线观测和恒能库结果来看，Vietri-Stella模型的两步坍缩过程优于超新星/超新星模型。伽玛射线暴冲击波中的二级过程可以将粒子加速到超高能量。伽玛暴可能是超高能ECR和能量在宇宙射线谱拐点以上的宇宙射线的来源。用GLAST和地面伽马射线望远镜进行的高能中微子和伽马射线观测对测试伽马射线暴源模型至关重要。
2002-02-13 astro-ph
Jet breaks at the end of the slow decline phase of Swift GRB lightcurves
雨燕任务发现了伽马射线暴（GRB）余辉的一个有趣特征，这是X射线和光学光变曲线中通量的浅下降阶段。这种行为通常归因于能量注入爆发喷出物。在某个时刻，这个阶段结束，导致光变曲线的中断，这通常被解释为能量注入的停止。然而，在少数情况下，虽然观察到X射线光变曲线的中断，但光发射继续其缓慢的通量下降。这种行为表明了一种更复杂的情况。在本文中，我们提出了一个模型，调用一个双组分流出，其中窄准直喷出物负责的X射线发射，而广泛的流出是负责的光发射。窄的分量可以在相对较早的时间在X射线光变曲线中产生射流中断，而光发射由于其较低的准直度而不会中断。在我们的模型中，两个组件都受到能量注入的整个持续时间的后续观察。我们将此模型应用于色突变的伽玛暴，我们展示了它可能如何改变伽玛暴典型光变曲线的解释。我们还从理论的角度研究了我们的模型，调查可能的配置的频率和值的伽玛暴物理参数允许在我们的模型。
2008-09-26 astro-ph
Late internal shock model for bright X-ray flares in Gamma-ray Burst afterglows and GRB 011121
我们探讨了两种可能的模型，这可能会导致明亮的X射线耀斑的伽玛暴余辉。一种是外部正向-反向冲击模型，其中正向和反向冲击的冲击参数取为完全不同。另一种是所谓的“晚期内激波模型”，它要求在瞬发$γ-$射线发射后产生更新的非定常相对论外流。在正反向激波模型中，在RS穿过喷出物的时间$t_\times$之后，通量的下降比$(t_\oplus/t_\times)^{-(2+β)}$慢，其中$t_\oplus$表示观测者的时间，$β$是X射线发射的光谱指数。在"晚期内激波模型”中，如果中央发动机在$t_{\rm e, \oplus}$之后关闭，并且观测到的X射线耀斑的变化时间尺度比$t_{\rm e, \oplus}$短得多，则衰减斜率可能比$(t_\oplus/t_{\rm e, \oplus})^{-(2+β)}$陡得多。在GRB 011121、XRF 050406、GRB 050502 b和GRB 050730中探测到的X射线耀斑的急剧衰减直接排除了外部正反向激波模型，而支持“晚期内激波模型”。因此，这些X射线耀斑可能暗示着中心发动机再次运转，并且在本征硬爆发后的几分钟内产生了新的不稳定相对论外流。
2005-09-01 astro-ph
A Toy Model for Gamma-Ray Bursts in Type Ib/C Supernovae
讨论了伽马射线暴-超新星（GRB-SN）的一个玩具模型，考虑了从黑洞（BH）流出的贫重子流和与周围盘的强自旋连接的共存，产生了van Putten（2001 a）在Blandford-Znajek过程（BZ，1977）的一个变体中描述的一致量热法。在这个模型中，磁通量管在视界上的半开角由BH视界上的角坐标与周围吸积盘上的径向坐标之间的映射关系确定。GRB由BZ过程中的贫重子流出提供动力，而相关的SN由磁耦合（MC）过程中从BH转移到磁盘的自旋能量的很小一部分提供动力。伽玛暴的时间尺度由视界上开放磁通量的持续时间拟合。结果表明，几个GRB-SNe的数据与我们的模型很好地拟合。
2004-10-08 astro-ph
Relativistic outflows from remnants of compact object mergers and their viability for short gamma-ray bursts
我们提出了第一个广义相对论流体动力学模型的发射和相对论喷流和风的演变，驱动的热能沉积，可能是由于中微子-反中微子湮灭，在附近的黑洞-吸积环面系统。后者被认为是致密天体合并的残余。我们的二维模拟建立了这样的合并和未来观测短伽马射线暴（GRB）的SWIFT卫星之间的联系。他们表明，最大终端洛伦兹因子（伽马）约1000的极端相对论外流发展的极性能量沉积率超过一些1 e48 erg/s每球面度，提供合并环境有一个足够低的重子密度。由于稠密吸积环的准直，Gamma > 100的锥的典型半张角为5-10度，相当于半球的0.4-1.5%，表观各向同性能量（动能加内能）高达~ 1 e51 erg。10-30%的沉积能量转移到γ> 100的流出物。我们的模型证实了合并后的BH-环面系统作为短，硬GRB的引擎的可行性，并可以解释所有观察到的短GRB的持续时间，因为不同的传播速度的前端和后端导致径向拉伸的超相对论火球之前达到透明。超相对论流揭示了一个高度不均匀的结构，洛伦兹因子的变化高达几个因子，由起源于火球-环面界面（略）的开尔文-亥姆霍兹不稳定性的作用引起。
2004-08-18 astro-ph
Observation of GRBs by the MAGIC Telescope, Status and Outlook
在甚高能（VHE）区域观测伽马射线暴（GRB）将提供有关GRB外流物理条件的重要信息。MAGIC望远镜是最适合这些观测的成像大气切伦科夫望远镜（IACT）。由于其快速的重新定位时间和低能量阈值，MAGIC能够快速启动后续观测，由GCN（GCN）的警报触发，并观察GRB的即时发射和早期余辉阶段。在运行的最后两年中，MAGIC进行了几次伽马射线暴的后续观测，但是，直到现在还没有成功探测到阈值能量大于100 GeV的VHE伽马射线。在本文中，我们修改了与MAGIC伽玛暴观测的预期，从过去几年的操作经验的基础上。
2007-09-10 astro-ph
Relativistic Magnetohydrodynamics with Application to Gamma-Ray Burst Outflows: I. Theory and Semianalytic Trans-Alfvenic Solutions
我们提出了一个特殊的相对论磁流体力学的一般配方，并推导出精确的径向自相似的解决方案，从强磁化，旋转紧凑的物体轴对称流出。我们概括了以前的工作，包括热效应和详细分析的各种力量，引导，加速和准直的流量。我们证明，在准稳态极向磁场和高度相对论极向速度的假设下，方程变得有效地与时间无关，运动可以被描述为冻结脉冲。我们专注于trans-Alfvenic解决方案，并考虑在整个配套文件中的超Alfvenic流出。我们的结果适用于相对论喷流在伽马射线暴（GRB）源，活动星系核和微类星体，但我们的讨论集中在GRB。我们设想在这种情况下的外流最初由重子，电子-正电子对和光子的热的和光学厚的混合物组成。我们表明，流是在第一次热加速，但大部分的加速是磁性的，与渐近洛伦兹因子对应的坡印亭和动能通量之间的粗略均分（即，注入总能量的1~50%转化为重子动能）。电磁力还强烈地准直流动，从而产生渐进圆柱形结构。
2003-03-21 astro-ph
Magnetic acceleration of ultra-relativistic jets in gamma-ray burst sources
我们提出了一个相对论MHD数值研究的轴对称，磁驱动射流的参数适用于伽马射线暴（GRB）流。我们还提出了解析表达式的渐近射流形状和其他流动参数，同意非常好的数值结果。所有携带电流的流出表现出自准直和随之而来的加速旋转轴附近，但无约束的流出失去因果连接整个射流，因此不准直或加速有效地在其外部区域。磁加速射流受外部压力的限制，该压力随距离变化，幂律指数为< 2 assume a paraboloidal shape and have an acceleration efficiency >50%。它们在10^9-3x10^10 cm尺度上的洛伦兹因子> 30，这与短/硬的伽玛暴喷流在可以被来自吸积盘的适度相对论性风限制的尺度上加速的可能性一致;在10^10-10^12 cm尺度上的洛伦兹因子> 100，这与长/软的伽玛暴喷流在坍缩的大质量恒星的包层内加速的可能性一致。我们还发现，磁加速射流的洛伦兹因子近似与极向流线的开口半角成反比。这意味着伽玛射线暴外流的伽玛射线发射分量非常窄，在洛伦兹因子超过100的区域中，半角< 1度，并且这些分量的余辉光变曲线要么显示出非常早的喷流中断，要么根本没有喷流中断。
2008-11-12 astro-ph
The nature of the outflow in gamma-ray bursts
雨燕卫星使我们能够跟踪伽马射线暴（GRB）火球从瞬发伽玛射线发射到余辉阶段的演变。斯威夫特卫星上的望远镜获得的早期X射线和光学数据表明，瞬发伽马射线发射的来源，即预示这些爆发的发射，是短暂的，它的来源不同于随后的长寿命余辉。利用这些数据，我们确定了伽马射线源到爆炸中心的距离。我们发现这个距离是1 e15 - 1 e16厘米的大多数爆发，我们表明，这是在一个因素的10个半径的冲击加热的星周介质（CSM）产生的x射线光子。此外，使用早期的伽马射线，X射线和光学数据，我们表明，即时伽马射线发射不能产生在内部冲击，也不能产生在外部冲击;在更一般的意义上的伽马射线产生机制的基础上冲击物理解释伽玛射线暴数据的10斯威夫特在这项工作中分析的问题。磁场主导的伽玛暴外流模型有一些吸引人的特点，虽然它的证据是不确定的。最后，X射线和光学数据使我们能够提供一个上限的CSM的密度约10个质子每立方厘米的距离约5e 16厘米的爆炸中心。
2007-02-12 astro-ph
The Slow Decay of Some Radio Afterglows, a Puzzle for the Simplest GRB Fireball Model
摘要：一半的伽玛射线暴无线电余辉与长期监测的衰减显着慢于在光学频率，相反，在最简单的火球模型的预期。我们研究了四种方法来解耦的无线电和光学衰变：一个不断变化的指数的幂律分布的冲击加速的电子，两个域之间的光谱中断的存在下，一个结构化的外流，和一个长寿的反向冲击贡献的余辉发射。[...]在第四种情况下，它是假设的无线电余辉发射出现在反向冲击传播的稳定流的喷出物，赶上减速的伽玛暴残留。这种情况下，可以容纳的余辉与缓慢的无线电衰减的属性，并要求注入的能量小于或相当于初始火球的能量，而其他余辉参数有合理的值。对于喷流，过渡到半相对论运动减轻了无线电衰减，然而这种情况只有在更陡峭的光学衰减之后观察到更慢的无线电衰减时才有效。一个具有相对论性核心的结构外流，产生快速衰减的光辐射，和一个非相对论性的包络，产生缓慢下降的无线电余辉，不是一个可行的解决方案，因为它不能解耦无线电和光衰减。
2004-02-05 astro-ph
