Optical and X-ray Afterglows in the Cannonball Model of GRBs
炮弹模型是基于这样的假设，即伽玛暴及其余辉是由超新星爆炸中的相对论性喷出物产生的，类似于在类星体和微类星体中观察到的。它的预测是简单的，并在公平的近似分析。该模型较好地描述了伽玛暴的$γ$射线的性质。它对已知红移的{ \it all}伽玛暴的光学和X射线余辉给出了非常简单且极其成功的描述。到目前为止，该模型的唯一问题是它与坚定的正统信仰背道而驰。
2002-01-14 astro-ph
The Central Engines of Gamma-Ray Bursts
本文简要回顾了长时间软伽马射线暴（GRB）的“中心引擎”模型，重点介绍了GRB模型。越来越多的证据支持这一假设，即伽玛暴是一种发生在恒星形成区的类似超新星的现象，与普通超新星不同的是，它们的大部分能量集中在高度相对论性的喷流中。这种爆炸的可能的祖先和物理进行了讨论，并强调了新兴的相对论性喷流与坍缩恒星的相互作用的重要作用。这种相互作用可能是负责在长，软伽玛暴中看到的大部分时间结构。我们所说的“伽玛射线暴”实际上可能是一组不同的现象，其中一个关键参数是观察到爆发的角度。GRB 980425/SN 1988 bw和最近发现的硬X射线闪光可能是这种多样性的例子。
2002-06-01 astro-ph
Are bright gamma-ray bursts a fair sample ?
我们推测，明亮的伽马射线暴（GRB）之所以明亮，是因为它们来自本质上过亮的源，而不是因为它们来自附近的源。我们表明，这一假设是支持的理论和观测参数，它解释了一些著名的性质，如伽玛暴的硬度强度相关性或无主机的问题。我们讨论了这一假设的后果，我们的理解的性质的伽玛暴人口。
1999-11-29 astro-ph
Analysis of X-ray flares in GRBs
本文详细研究了几个伽玛暴的X射线耀斑辐射的光谱和时间特性。我们选择了一个伽玛暴的样品，它的X射线光变曲线具有很大的振幅变化，在雨燕伽玛暴中经常看到的三段幂律破坏的基础上叠加了几个重亮。我们试图了解这些波动的起源，给出一些诊断，以区分刷新冲击和后期内部冲击。对于一些突发，我们的时间分辨光谱分析支持解释一个长寿命的中央发动机，与rebrightenings一致的能量注入在刷新的冲击较慢的壳在中央发动机的提示阶段赶上余辉冲击在以后的时间。
2006-10-17 astro-ph
Neutron Star Binaries as Central Engines of GRBs
我们描述了中子星合并的高分辨率流体动力学计算结果.该模型利用一个新的，核物质状态方程，帐户的多味中微子发射和解决的流体动力学方程，使用光滑粒子流体动力学方法与多个$10^6$粒子。合并后留下了一个强烈差异旋转的中心物体$\sim 2.5$ M $_{\odot}$，以及热碎片物质的分布。对于中子星初始自旋的最现实的情况，看不到坍缩成黑洞的迹象。我们认为，差分旋转稳定的中心对象为$\sim 10^2$ s，并导致超强磁场。我们发现，从周围的新形成的，超大质量的中子星的热碎片的中微子发射大大低于先前的预测。因此，中微子反中微子对的湮灭将很难为高能爆发（$\gg 10^{49}$ erg）提供动力。
2002-04-29 astro-ph
Physical origin of X-ray flares following GRBs
雨燕的主要成就之一是发现了不稳定的X射线耀斑，其中包含近一半的伽马射线暴（GRB），包括长持续时间和短持续时间类别，以及传统的硬GRB和软X射线闪光（XRF）。在这里，我审查的论点，支持的建议，他们是由GRB的中央引擎的重新激活，和发射网站通常是“内部”，即在一个距离内的前冲击波阵面。在耀斑的衰落阶段，表征衰减光变曲线斜率的曲率效应提供了一个重要的线索。然后，我将讨论几个建议，重新启动伽玛射线暴中央引擎和评论如何未来的观测可能有助于揭开物理起源的X射线耀斑。
2006-02-25 astro-ph
How Common are Engines in Ib/c Supernovae?
伽马射线暴（GRB）和Ib型和Ic型核心坍缩超新星（SNe）的关联是由在GRB 980425的错误框中探测到SN 1998 bw和现在在宇宙学GRB 030329中确定的类似SN 1998 bw事件激发的。SN 1998 bw的明亮射电辐射表明它具有一些预期的伽玛暴的独特属性，即在（轻度）相对论喷出物和可变能量输入中有大量的能量储备。在这里，我们讨论了一个系统的计划，无线电观测的最报告的Ib/C型SNe访问的超大阵列，旨在确定的部分Ib/C型SNe的发动机驱动的结果。我们的结论是：（i）这类事件的发生率很低，<3%，（ii）在大多数流体动力爆炸（SNe）和发动机驱动爆炸（GRB）之间似乎存在明显的二分法
2003-09-25 astro-ph
Adiabatic expansion, early x-ray data and the central engine in GRBs
雨燕卫星早期的X射线数据显示，大多数伽马射线暴的光变曲线都有非常陡峭的衰减。这种衰减要么是由中央发动机活动的持续迅速下降产生的，要么是由中央发动机关闭后立即开始的一些剩余辐射产生的。后一种情况包括通过绝热膨胀冷却的“热”的发射，如果喷流角大于源洛伦兹因子的倒数，则大角度发射。在这项工作中，我们计算的时间和光谱特性的发射从这样的冷却的绝热膨胀，提供了一个新的处理的微观物理。我们利用p_{\perp} ^2/B（p_{\perp}是电子动量垂直于磁场B的分量）的绝热不变性来计算绝热膨胀过程中电子的洛伦兹因子;随着膨胀的发展，电子动量变得越来越与局部磁场一致。我们比较了理论预期的绝热膨胀（和大角度发射）与当前观测的早期X射线数据，发现只有约20%的107个爆发的样本可能与此模型一致。这使我们相信，对于大多数爆发，在X射线光变曲线的急剧衰减期间，中心引擎并没有完全关闭;因此，这个阶段是由中心引擎的持续快速衰减活动产生的。
2009-03-02 astro-ph
Magnetized Hypermassive Neutron Star Collapse: a candidate central engine for short-hard GRBs
超大质量中子星（HMNSs）是由快速的差速旋转支撑的平衡构型，可能是双中子星合并的瞬态残留物。虽然HMNS是动态稳定的，但诸如粘性或磁场的长期效应倾向于使HMNS均匀旋转，从而导致坍缩。我们模拟的演变磁化HMNS轴对称使用代码，解决了爱因斯坦-麦克斯韦-MHD方程组。我们发现，磁制动和磁旋转不稳定性（MRI）都有助于最终崩溃的HMNS旋转黑洞周围的大质量，热吸积环面和准直磁场。这样的热环面以中微子的形式强烈辐射，由此产生的中微子-反中微子湮灭可以为短硬伽马射线暴提供动力。
2007-02-02 astro-ph gr-qc
The Energy Distribution of Long Duration GRBS
伽马射线暴中的能量释放是关于其“内部引擎”性质的最有趣的线索之一。我们在这里表明，总能量释放的伽玛暴的变化小于一个数量级从一个突发到另一个，而发射的能量在$γ$射线光子的变化超过一个数量级。这一结果表明，长持续时间的伽玛暴的中央发动机有一个显着的恒定的能量输出，提供了非常重要的约束，这些神秘的爆炸的性质。观测到的$γ$ -射线通量的较宽分布（宽度约为三个数量级），部分归因于准直爆炸的张角的变化，部分归因于穿过射流的洛伦兹因子的变化以及将爆炸动能转换为$γ$ -射线的可变效率。
2001-09-20 astro-ph
External Shocks, UHECRs, and the Early Afterglow of GRBs
在假设GRB爆轰波壳层不扩散的情况下，GRB光变曲线中高度可变的伽马射线脉冲和X射线耀斑可能来自外部冲击，而不是中心发动机活动。宇宙射线加速到10^{20} eV的能量可以发生在伽玛暴的外部冲击中。强子能量以UHECR的形式逃逸导致了快速减速的GRB冲击波，这可能是在Swift GRB中观察到的X射线快速下降的原因。
2006-11-06 astro-ph
Temporal properties of gamma-ray bursts as signatures of jets from the central engine
本文对BATSE流表中T90>2s的319个最亮γ暴进行了全面的时间分析。测量了脉冲的上升时间、下降时间、半高宽、脉冲幅度和脉冲面积，给出了脉冲的频率分布。脉冲之间的时间间隔的分布不是随机的，而是与对数正态分布相容的，当允许64 ms的时间分辨率和通常被称为Pareto-Levy尾的长持续时间间隔的小过量（5%）时。一系列的脉冲和突发特性的相关性。脉冲的上升和下降时间、半高宽和面积彼此高度相关。脉冲之间的时间间隔和相邻脉冲的脉冲幅度彼此相关。研究还发现，伽玛暴中的脉冲数N与注量和持续时间密切相关，这可以解释众所周知的持续时间和注量之间的相关性。根据N的大小将伽玛暴分为3类，即3<=N<=12，13<=N<=24，N>=25。比较了三类爆发的最强脉冲前后的脉冲特性。分析表明，脉冲数多的伽玛暴比脉冲数少的伽玛暴具有更窄、更快的脉冲，更大的注量、更长的持续时间和更高的硬度比。
2001-12-21 astro-ph
The early X-ray afterglows of optically bright and dark Gamma-Ray Bursts
本文系统地研究了Swift观测到的光学亮和暗伽马射线暴（B-GRB和D-GRB）的早期X射线余辉。我们的样本包括25个伽玛暴。其中13个是B-GRB，12个是D-GRB。结果表明，D-GRB和B-GRB的X射线余辉通量（$F_{X}$）、γ射线余辉通量（$S_γ$）和余辉通量比（$R_{γ, X}$）的分布是相似的。这两类伽玛暴的分布差异应该是统计涨落。这些结果表明，这两类伽玛暴的祖先是同一个种群。它们的总能量爆炸是可比的。D-GRB光辐射的抑制应该是环暴的结果，而不是其中心引擎的结果。
2006-04-08 astro-ph
GRBs in the Cannonball model: an overview
伽玛暴的炮弹模型在其假设和结果上是非常明显的（因此是可证伪的）：我所回顾的所有考虑都是基于从第一原理导出的精确近似的解析表达式。该模型很好地描述了所有已知红移的伽玛暴的全部数据，作出了正确的预言，是空前的自洽、简单和成功的。
2002-07-10 astro-ph hep-ph
Short-Bright GRBs: spectral properties
我们研究了BATSE探测到的短亮伽玛暴的光谱，并与长亮暴的平均和时间分辨光谱特性进行了比较。我们确认，短事件比长爆发更难，因为已经发现从他们的（注量）硬度比的比较，但我们发现，这种差异主要是由于一个更硬的低能量谱分量存在于短爆发，而不是（轻微）不同的峰值能量。此外，我们还发现短暴与长暴的前1秒辐射相似。短暴和长暴能量的比较还表明，短暴不服从最近提出的长暴峰值能量--等效各向同性能量关联，这意味着短暴比长暴发射的能量要低。尽管如此，短暴似乎发出类似于长伽玛暴的光度，在这种假设下，它们的红移分布似乎与长事件的观测结果一致。这些研究结果可能表明，在这两个类中，在不同的时间尺度上操作的短和长爆发的开始存在一个共同的机制。
2003-12-11 astro-ph
Similarities in the temporal properties of gamma-ray bursts and soft gamma-ray repeaters
磁星被建模为从大大超过其旋转能量的磁能获得其输出的源。最近对GRB 021206的极化测量结果表明，其发射机制可能是由起源于中央引擎的磁场主导的。SGRs和GRB的时间特性的相似性被认为是在光的事实，即在GRB的中央引擎可能是磁性为主。结果表明：1）SRG 1806-20爆发与GRB脉冲之间的时间间隔符合对数正态分布; 2）SGR和GRB的累积输出随时间线性增加。这种行为可以成功地模拟一个松弛系统，保持稳定状态的情况。
2003-12-16 astro-ph
The cannonball model of gamma ray bursts
伽马射线暴（GRB）的炮弹模型（CB）比GRB的标准爆炸波模型（SM）更成功，后者存在严重的缺陷和有限的预测能力。CB模型的假设和结果是可证伪的。它的预测总结在简单的分析表达式，来自公平的近似，从第一原理。它提供了一个很好的描述，在一个普遍的基础上的性质，长持续时间的伽玛暴和他们的余辉（AG）。
2003-01-20 astro-ph
A three stage model for the inner engine of GRBs: Prompt emission and early afterglow
我们描述了一个模型内的“夸克新星”方案来解释最近的观测早期X射线余辉的长伽马射线暴（GRB）与雨燕卫星。这是一个在核心坍缩超新星背景下的三阶段模型。阶段1是一个吸积（原）中子星，导致核心坍塌和伽玛暴之间可能存在延迟。第二阶段是吸积到夸克星上，发射一个超相对论喷流，产生即时伽玛暴。当射流与周围介质相互作用产生外部冲击时，这种射流也会产生余辉。从夸克星（在吸积过程中）喷出的较慢的壳层可以重新激发外部冲击，导致X射线余辉中的平坦部分。第三阶段，只有当夸克星坍缩形成黑洞时才会发生，由一个吸积黑洞组成。在这个吸积过程中发射的喷流与前面的夸克星喷流相互作用，并可能产生在早期X射线余辉中经常看到的耀斑活动。或者，如果夸克星没有坍缩成黑洞，我们的模型中也会出现阶段2b。在这种情况下，夸克星可以由于磁制动而自旋下降，并且自旋下降的能量也可能导致X射线余辉的平坦化。除了新发现的早期X射线余辉特征外，这个模型似乎可以解释伽玛暴的能量和时间尺度。
2007-12-11 astro-ph
Gamma-Ray Bursts: The Central Engine
各种各样的争论表明，最常见的伽马射线暴（GRB）形式，那些长于几秒钟的，涉及超新星事件中黑洞的形成。我们讨论了两种“黑洞”模型，一种是黑洞迅速形成--在铁核坍缩后一秒钟左右--另一种是形成较晚，在几分钟到几小时的“回落”之后。在大多数情况下，从快速吸积的盘（和快速旋转的黑洞）中提取能量是通过磁流体动力学过程实现的，尽管中微子动力模型在吸积率大于每秒0.05太阳质量的情况下仍然可行。伽玛射线暴只是伴随黑洞诞生的一种可观测现象，本文还讨论了其他可能性，其中一些（长而微弱的伽玛射线暴和软X射线瞬变）可能有待发现。由于它们都涉及到类似质量的黑洞吸积一到几个M \sun，因此，类星体具有接近标准的总能量，约为10**52 erg，但作为高度相对论性物质喷射的能量部分和能量随角度的分布都是高度可变的。解释了为什么推测的伽玛暴光度可能与时间尺度成反比，并给出了反对超巨星产生普通伽玛暴的论据。
1999-12-23 astro-ph
Mass Fall-back and Accretion in the Central Engine of Gamma-Ray Bursts
我们计算了在快速旋转的大质量恒星坍缩过程中，恒星物质在吸积盘上的进入速率，并估算了吸积到中心黑洞上的相对论性喷流的光度。我们发现，喷流亮度保持高约100秒，在一个水平上的伽马射线暴（GRB）中观察到的典型光度相媲美。然后，光度会随着时间的推移迅速下降，持续约10^3秒，大致为~ t^-3;持续时间取决于恒星核心的大小和旋转速度。喷流功率的快速下降解释了在大多数长持续时间伽玛暴结束时观测到的X射线通量急剧下降。X射线平台也是由物质的持续回落产生的--无论是来自扩展的恒星包层，还是来自未能随超新星喷出物逃逸的物质。在少数伽玛暴中，我们观察到X射线光变曲线在平台期结束时突然下降，而在其他伽玛暴中，下降幅度为~ t^-1 - t ^-2。这些特征自然出现在吸积模型中，取决于恒星包层的半径和平均比角动量。因此，吸积模型提供了一个连贯的解释不同的和令人费解的功能，在早期的X射线光变曲线的伽玛射线暴。（节录）
2008-07-02 astro-ph
A simple, stringent test on the nature of GRBs' progenitors
我在这里表明，适当的伽马射线暴和余辉的开始之间的时间延迟是周围密度的敏感函数，从典型的磁盘密度的~ 10秒到IGM密度的几个小时。由于大量的洛伦兹因子，爆炸能量和环境密度可以同时确定从观测的时间延迟和余辉，余辉观测单独可以确定，如果有的话，所有的爆发驻留在星系内部，在他们的外晕，或直接在IGM介质，服从NS/NS合并假说进行一个明确的测试。如果爆发是由大质量恒星的坍缩引起的，那么无论爆发有多短，余辉的开始都应该是立即的。
2000-03-03 astro-ph
Interpreting the X-ray Flash XRF 060218 and its associated supernova
在它们被发现40年后，尽管有大量的观测结果，但负责长时间伽马射线暴（GRB）和X射线闪光的“引擎”的运行-以及产生辐射的机制-仍然是辩论和研究的主题。在这方面，最近与SN 2006 aj有关的XRF 060218事件特别重要。有人认为，由于在超新星爆炸的辐射中检测到了热成分，这是第一次观察到超新星爆炸所涉及的冲击波的爆发;这种XRF不是“离轴”观察到的GRB，而是一类新的能量微弱的GRB的成员;它的“持续发动机活动”可能是由一颗残留的高磁化中子星驱动的。我认为，基于观测和清晰的验证假设，有一个共同的，更简单的替代这些观点，没有热成分，没有新的微弱伽玛暴，没有稳定的发动机活动。
2008-01-02 astro-ph
Gamma-Ray Bursts and the Fireball Model
伽马射线暴（GRB）自六十年代末被偶然发现以来一直困扰着天文学家。COMPTON-GRO卫星上的BATSE探测器在过去六年中每天都探测到一次爆发。它的发现彻底改变了我们对这些物体性质的看法。他们已经证明伽玛射线暴在宇宙学距离上。这个想法起初很难被接受。意大利/荷兰卫星BeppoSAX最近发现的X射线余辉导致在GRB 970508的光学余辉和其他几个爆发中探测到高红移吸收线，并确定了其他星系的宿主星系。这证实了宇宙学的起源。宇宙学伽马射线暴在几秒钟内释放出$\sim 10^{51}-10^{53}$尔格，使它们成为宇宙中（电磁）最亮的物体。对这些观测结果最简单、最传统、实际上也是不可避免的解释是，伽玛暴是由超相对论粒子的动能或坡印廷通量的电磁能在光学薄区域中转化为辐射而产生的。这种一般的“火球”模型也被余辉观测所证实。加速相对论流的“内部引擎”隐藏在直接观测之外。因此，很难直接从目前的观测中推断出它的结构。然而，最近的研究表明，这种“内部引擎”是伽马射线暴中观察到的复杂时间结构的原因。这种时间结构和能量的考虑表明，"内部引擎"与一个紧凑的物体的形成有关-最有可能是一个黑洞。
1998-10-16 astro-ph
The central engine of gamma-ray bursters
伽马射线暴被认为产生于相对论性冲击波中，距离爆炸能量最初释放的点10到1000 AU。为了解释大多数伽玛暴中观测到的伽马射线发射的持续时间和可变性，为冲击提供动力的中央发动机必须在几秒钟到几分钟内保持活跃，但其输出必须在更短的时间尺度上强烈波动。我们展示了一个中子星如何在毫秒周期（DROMP）差分旋转可能是这样一个引擎。磁化的DROMP会反复地将环形磁场缠绕到大约10**17 G，并且只有当每个浮力磁场环浮到并突破恒星表面时才释放相应的磁能。由此产生的快速子爆发，由相对静止的阶段分开，重复，直到这些事件耗尽了差异旋转的动能。释放的能量和各种时间尺度的计算值与伽玛暴的观测结果一致。每个子爆发中的重子负载也可能与爆炸波的理论要求一致，爆炸波能够提供最近从宇宙学距离观察到的X射线，光学和无线电余辉。DROMP可以在几种天体物理事件中产生;其中一些预计会以大约观测到的GRB速率发生。在中子星诞生或消亡时，就可以赋予它们必要的差动自转：有些DROMP可能产生于恒星形成区附近，而另一些则可能产生于远离星系的地方。
1997-12-24 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
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
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
A comparative study of the X-ray afterglow properties of optically bright and dark GRBs
我们已经检查了完整的X射线余辉观测的黑暗和光学明亮的伽玛暴BeppoSAX直到2001年2月。X射线余辉的检出率为90%。我们没有发现X射线光谱形状的显着差异，特别是没有更高的X射线吸收伽玛暴没有光学瞬变（暗伽玛暴）与伽玛暴与光学瞬变（OTGRB）。相反，我们发现OTGRB的1.6-10 keV通量平均约为暗GRB的5倍。K-S检验表明，这种差异在99.8%的概率下是显著的。假设暗源和OTGRB具有相似的光谱，这可能表明第一个在光学波段没有被捕获，因为它们只是微弱的源。为了验证这一假设，我们已经确定了样品的光- X射线通量比。OTGRB显示出非常窄的通量比分布，这对应于平均光学-x光谱指数0.794 \pm 0.054。我们发现，虽然75%的暗伽玛暴的通量比上限仍然与OT伽玛暴一致，其余25%的光学比X射线弱4 - 10倍。该结果的显著性等于或高于2.6 sigma。如果这个子人口的黑暗伽玛暴构成的对象同化OTGRBs，他们应该表现出的光通量高于上限实际上found. We讨论了其行为的可能原因，包括可能发生在高密度的云或原产地在非常高的红移和连接与古老的，人口III恒星。
2002-12-13 astro-ph
Study of Spectral Lag for Short GRBs
本文报道了在BATSE 4B星表中156个T90小于2s的伽玛暴样品中观测到的各种暴参数之间的统计上显著的相关性。爆发中子脉冲的数量不仅与物体的持续时间密切相关，还与其能量密度和硬度比密切相关，这表明当中央引擎更强大时，喷射具有通常较高的洛伦兹因子值的物质，大量能量以更大数量的伽马脉冲的形式在更长的时间尺度上耗散。我们估计硬到软滞后的爆发采取的质心之间的差异对应于能量$> 100$ keV和$<100$ keV的时间曲线。在这里考虑的样本中，显示软到硬光谱演化的短伽玛暴的数量略高于总数的四分之一。爆发表现出硬到软的光谱变化似乎形成了一个独特的类，强度以及硬度的个别子峰往往随着峰值位置而降低。相反，对于较软的光子比较硬的光子到达得更早的物体来说，情况正好相反，这意味着中央引擎的某种复兴（可能是由于物质在接近尾声时增强了吸积）。这两个类别还显示出其他不同的趋势。例如，属于较大的两个类的对象显示光谱滞后和能量密度，硬度比以及脉冲数之间的强相关性，分别。而在从软到硬的爆发中则没有这种相关性。然而，滞后的幅度是强烈相关的突发持续时间在这两个类。
2002-06-24 astro-ph
Short-living supermassive magnetar model for the early X-ray flares following short GRBs
我们提出了一个短寿命超大质量磁星模型来解释短$γ-$射线爆发后的X射线耀斑。在这个模型中，短$γ-$射线暴的中心引擎是一颗超大质量毫秒磁星。X射线耀斑由磁星的偶极辐射提供能量。当磁星失去了相当大一部分的角动量时，它就会坍缩成一个黑洞，X射线耀斑也会突然消失。该模型的两个重要预测是：（i）在未来数月和数年内，{ \it Swift}上的XRT可能会探测到比GRB 050724中探测到的能量高得多的X射线耀斑。(ii)具有X射线耀斑的短伽玛暴可能发生在其宿主星系之外。
2006-09-14 astro-ph
X-Ray Flares of Gamma-Ray Bursts: Quakes of Solid Quark Stars?
我们提出了一个星震模型，以了解X射线耀斑的长和短的伽马射线暴（GRB）在一个固体夸克星制度。如果脉冲星实际上是（固体）夸克星，则有两种中心引擎可供使用，即，SNE型伽玛暴和SGR型伽玛暴研究发现，如果相变的临界温度为几MeV，那么夸克星在诞生后大约10^3到10^6 s后就可以凝固，弹性和引力能，而不是旋转能或磁能）可能为伽马射线暴X射线耀斑提供动力。
2008-11-03 astro-ph
The early X-ray emission from GRBs
我们目前的观测早期X射线发射的样品的40伽马射线暴（GRB）获得使用雨燕卫星的窄场仪器指向在10分钟内的爆发触发。使用数据从突发警报和X射线望远镜，我们表明，X射线的光变曲线可以很好地描述为一个指数，放松到一个幂律，往往与耀斑叠加。指数律和幂律之间的过渡时间为突发持续时间提供了物理定义的时间尺度。在大多数爆发中，幂律在第一个小时内就打破了，衰减较浅，并且可以观察到一个可以持续数小时的晚期发射“驼峰”。在其他伽玛暴中，驼峰很弱或不存在。观测到的早期X射线光变曲线形状的变化可以解释为三个组成部分的组合：中央发动机的即时发射;余辉;以及后期的驼峰。在这种情况下，余辉发射在爆发期间或爆发后不久开始，观测到的X射线光变曲线的形状取决于中央发动机发射和余辉发射的相对强度。有很强的相关性，使得那些具有较强余辉成分的伽玛暴具有较亮的早期光发射。晚期发射峰可以具有与瞬发相的总通量相等的总通量。具有最强后期驼峰的伽玛暴具有较弱或没有X射线耀斑。
2006-06-30 astro-ph
Collapsars
讨论了由黑洞吸积提供动力的各种恒星爆炸。所有这些都涉及到中微子能量沉积未能引发强烈的超新星爆炸。决定产生的高能瞬变类型的一个关键量是发动机工作时间$\rm t_{engine}$与爆炸从恒星表面爆发的时间$\rm t_{bo}$之比。具有足够角动量的恒星在它们的中心会产生“黑洞”--通过圆盘快速吸积的黑洞。坍缩可以发生在半径范围很广的恒星中，这取决于坍缩前质量损失的大小。恒星半径和喷流的性质决定了爆炸的聚束程度。在某些情况下，恒星的包层可以将爆炸聚焦到狭窄的光束角度。重子负载的各种模型的经典伽玛暴形成的大质量恒星的检查和后果进行了探讨。对于$\rm t_{engine} > t_{bo}$，高度相对论外流是可能的，并可以产生经典的伽玛暴伴随着超新星。在其他情况下，超高能，不对称的超新星产生。较长的伽玛暴（$t \gtaprx 100 \s$）可以通过弱中微子驱动的超新星爆炸后的回落产生。
2000-01-23 astro-ph
Simulating a faint gamma-ray burst population
现在已经有三个与超新星有关的伽马射线暴（GRB），红移z < 0.17，即980425，030329和031203，但附近的和不发光的GRB 980425和031203明显不同于“经典”或标准GRB。有人认为它们可能是远离喷流轴观测到的经典伽玛暴，或者它们可能属于低能伽玛暴。最近对GRB 980425余辉的无线电观测表明，不同的发动机可能是观测到的宇宙爆炸多样性的原因。鉴于这一假设，一个粗略的约束的亮度函数的平均亮度类似的GRB 980425和980425型事件的速率密度的上限，微弱的GRB，我们模拟的红移分布下发光的GRB假设BATSE和雨燕灵敏度。当地的率密度约为0.6%的当地超新星Ib/c型率产生模拟的概率下发光事件发生的速率可比的BATSE伽玛暴低红移分布。在这种情况下，BATSE/HETE在4.5年内探测到至少一个z<0.05的伽玛暴的概率为0.78，这一结果与观测结果相当。雨燕有可能在一年的观测中探测到1- 5个欠亮伽玛暴。
2005-04-22 astro-ph
Hyperaccretion after the Blandford-Znajek Process: a New Model for GRBs with X-Ray Flares Observed in Early Afterglows
本文提出了一个包含Blandford-Znajek（BZ）和超吸积过程的三阶段模型来解释最近观测到的伽马射线暴（GRB）早期余辉。在第一阶段，提示伽玛暴是由一个旋转的黑洞（BH）调用BZ过程。第二阶段是安静阶段，BZ过程被关闭，并且BH上的吸积被磁耦合（MC）过程施加的扭矩抑制。通过MC过程从BH传输的部分旋转能量作为磁能存储在磁盘中。在第三阶段，当磁盘中的磁能积累并触发磁不稳定性时，MC过程被关闭。此时，超吸积过程可能开始，在这个重新启动的中央发动机中发射的喷流产生了观测到的X射线耀斑。该模型能较好地解释在余辉早期观测到的具有X射线耀斑的伽玛暴的能量和时间尺度。
2008-02-04 astro-ph
Can the Bump be Observed in the Early Afterglow of GRBS with X-Ray Line Emission Features?
在几个伽玛暴的X射线余辉中观测到了极强的发射谱线。在照明连续体中所包含的能量，这是负责线生产超过10 $^{51}$尔格，远高于准直伽玛暴。它限制了解释X射线发射线产生的模型。在本文中，我们认为，这种能量可以来自一个连续的爆发后外流。聚焦于高磁化毫秒脉冲星或磁星的中心发动机，我们发现余辉可以受到照明连续体的影响，因此在早期余辉光变曲线中可以观察到明显的消色差凸起。利用产生线发射的连续出流的亮度，定义了凸点特征出现的时间上限。我们认为，为什么没有检测到的消色差的颠簸到目前为止的原因是，颠簸应该出现的时间太早被观察到。
2003-11-18 astro-ph
Low-Luminosity GRB 060218: A Collapsar Jet from a Neutron Star, Leaving a Magnetar as a Remnant?
伽马射线暴（GRB）060218的亮度比典型的长GRB低10^5倍，与超新星（SN）有关。射电余辉显示没有喷流中断，因此这种爆发可能是由扫过恒星表面的SN激波产生的轻微相对论性球形外流引起的。由于这个模型在能量上是困难的，我们建议无线电余辉是由最初准直流出（喷流）的非相对论相位产生的。我们的喷流模型是由SN分量中的光学线性偏振检测支持的。我们还分析表明，喷流可以穿透祖星。我们分析了这次爆发的瞬发观测数据，得到了一条平滑的幂律光变曲线，其持续时间可能超过10^6秒。这种行为与典型伽玛暴X射线耀斑的长间歇活动形成对比，这意味着这种爆发的中心引擎不同于典型伽玛暴。这一论点与对这次爆发的SN分量的分析是一致的，这表明祖先星的质量较小，坍缩成中子星而不是黑洞。这种低光度伽玛暴的准直校正事件率估计比典型的长伽玛暴高10倍左右，它们可能形成不同的伽玛暴种群：低光度伽玛暴是由大质量恒星坍缩时来自中子星的轻度相对论喷流产生的，而典型的长伽玛暴是由来自黑洞的高度相对论喷流产生的。我们认为GRB 060218的中心发动机是一颗脉冲星（或磁星），其初始自转周期P0 ~ 10 ms，磁场磁场B ~ 10 ^16 G.将来可能会观测到磁星的巨大耀斑。
2007-01-08 astro-ph
High-energy cosmic-ray nuclei from high- and low-luminosity gamma-ray bursts and implications for multi-messenger astronomy
伽马射线暴（GRB）是超高能（约10^18.5 eV）宇宙射线（UHECR）源的候选源之一。利用Geant 4研究了伽玛暴中包含重核的高能宇宙线加速，并讨论了它的各种意义，同时考虑了高光度（HL）和低光度（LL）伽玛暴.这是因为如果LL伽玛暴形成一个独特的种群，它们也可能对观测到的UHECR通量做出重大贡献。我们表明，不仅质子，而且更重的核可以加速到超高能量的内部，（外部）反向和正向冲击模型。我们还表明，超高能重核，如铁的生存条件几乎是相同的约TeV的伽马射线从源逃逸，并为高能量中微子不会产生太多。中微子和GeV-TeV伽马射线望远镜，如IceCube和KM 3 Net，GLAST和MAGIC的多信使天文学将是重要的，看看GRB是否可以成为超高能重核的加速器。我们还展示了高能中微子和伽马射线的预期光谱，并讨论了它们的可探测性。此外，我们还讨论了GRB-UHECR假说的含义。我们指出，由于HL-GRB和LL-GRB的数密度差别很大，因此用UHECR观测确定它们的数密度也是很重要的。
2008-05-27 astro-ph
The Log-normal Distributions of Physical Quantities of Flare associated Coronal Mass Ejections (CMEs), and Flare/CME Model of Gamma-ray Bursts
我们研究了太阳耀斑和伴随的日冕物质抛射（CME）的物理量的统计分布。我们发现，与CME有关的耀斑的X射线峰值通量的分布，它们的时间间隔，和相关的CME的速度符合对数正态分布。一种可能的解释是，只有大的高能物质喷射才能从日冕中逃逸出来，成为行星际空间中的日冕物质抛射。这种"过滤效应“可能是某些物理量的统计分布类似于对数正态分布的原因。已知伽马射线暴（GRB）的几个物理量的分布也是对数正态分布，并且GRB中的伽玛射线强度的时间变化与太阳耀斑的硬X射线非常相似。基于这些相似性和黑洞周围吸积盘磁流体动力学性质的物理考虑，我们提出了一个新的伽玛暴中心引擎模型，即{ \it flare/CME模型}，其中伽玛暴是由间歇性物质喷射组成的非定常喷流形成的（像太阳日冕物质抛射）与吸积盘日冕中的重联事件（像太阳耀斑）有关。这种非定常MHD喷流将产生许多冲击以及远离中央发动机的局部重联事件。在这个模型中，只有大的高能质量喷射才能从吸积盘日冕中逃逸，因此某些物理量的统计分布类似于对数正态分布。
2004-01-18 astro-ph
Cumulative light curves of gamma-ray bursts and relaxation systems
通过对BATSE计数求和，获得了大样本伽马射线暴（GRB）的累积光变曲线。平滑的轮廓比通常使用的复杂和不稳定的光变曲线要简单得多。对于大多数伽玛暴，累积光变曲线（S）的斜率在大部分伽玛暴期间近似恒定。爆发被建模为松弛系统，在水库中不断积累能量，并不连续地释放它。斜率是中央引擎的累积功率输出的度量。S与64ms峰值通量（P64ms）的关系图显示，短和长伽玛暴在很宽的范围内都有很好的相关性。没有发现S和已知红移的伽玛暴之间的关系。标准斜率（S '）代表每单位时间的功率输出，分别与两个子类的P64 ms相关，表明短伽玛暴的爆发更强大。S'与GRB持续时间也呈负相关。这些结果意味着伽玛暴是由黑洞的吸积提供能量的。
2002-08-19 astro-ph
SGRs in nearby galaxies: rate, luminosity function and fraction among short GRBs
有人认为，某些短持续时间的伽马射线暴（GRB）是邻近星系中软伽玛射线重复源（SGR）的巨大耀斑。为了验证这一假设，我已经构建了一个样本的47个短伽玛暴，检测到的行星间网络（IPN），其位置是由至少一个环的天球。对于每一个爆发，我已经检查了它的IPN 3-sigma误差区域是否与在20 Mpc内发现的316个星系之一的视盘一致。我发现了一个与M74匹配的伽玛射线暴，然而，这可能是由于偶然的巧合。我估计的IPN效率作为通量的函数，并得出星系样本的完整性。我发现，假设观测到的SGR耀斑能量分布在<10^47 erg处有一个截止点，那么SGR在短伽玛暴中所占的比例<16%（95%置信度）。我估计了样本中每个星系中活跃SGR的数量，并将其与这些星系的距离、IPN效率和SGR耀斑能量分布相结合，得出能量超过4x10^46 erg的巨型耀斑的速率。我发现，这种巨大耀斑的发生率大约是（0.4-5）× 10 ^-4年^-1/SGR。这个速率与观测到的银河系速率略有一致。将银河速率与推断的河外速率进行比较，意味着耀斑能量分布在<3x10^46 erg（95%置信度）处变陡。使用银河SGR耀斑率，我将SGR耀斑在短伽玛暴中的比例设定为1%的下限。
2006-11-28 astro-ph
Gamma-Ray Bursts - When Theory Meets Observations
伽马射线暴（GRB）是观测到的最亮的天体。它们也是迄今为止已知的相对论性最强的天体。当超相对论喷出物被流中的内部冲击减慢时，就会发生伽玛暴。在这些冲击波中加速的相对论粒子通过同步加速器和逆康普顿辐射的组合发射出观测到的伽马射线。伴随着星周物质的外部冲击进一步减缓了喷出物的速度，并产生了持续数月的余辉。这个火球模型的预测与观测结果的比较证实了一个相对论性的宏观运动的洛伦兹因子为$Γ\ge 100$。余辉的光变曲线的中断表明伽玛暴是以几度的典型张开角发射的。伽马射线信号的时间变异性为我们提供了关于为伽玛暴提供动力并加速相对论喷出物的“内部引擎”性质的最佳间接证据，这表明巨大的盘吸积到新生黑洞上：伽玛暴是这些黑洞的诞生哭声这些黑洞。两个最有希望的模型：中子星合并和Collapars自然会导致这种情况。
2001-04-08 astro-ph
Constraints on Type Ib/c and GRB Progenitors
虽然有强有力的支持，作为长期伽马射线暴（GRB）的动力源，我们仍然不知道这些爆炸的祖先。在这里，我们回顾了目前的一套祖方案的长持续时间的伽玛暴和这些方案的观测限制。研究这些，我们发现，单星模型不能是唯一的祖先长持续时间的伽玛暴。几个二元祖先可以匹配坚实的观测约束，也有可能匹配我们目前在观测中看到的趋势。Ib/c型超新星也可能主要产生于双星中，我们讨论了这些爆炸的祖先和那些长持续时间的GRB之间的关系。
2007-02-13 astro-ph
Can internal shocks produce the variability in GRBs?
我们讨论了伽马射线暴产生于超相对论物质内部冲击的可能性。使用一个简单的模型，我们计算的时间结构，我们估计这个过程的效率。在这个模型中，超相对论物质流由一系列具有随机值的洛伦兹因子的壳层表示。我们计算了这些壳层之间发生的冲击，并估计了由此产生的辐射。内部冲击可以产生高度可变的时间结构中观察到的大多数爆发提供的源发射的相对论性流是高度可变的。观测到的峰值与发射源的活性几乎是一对一的相关性。大部分的动能转化为辐射。最有效的情况是当内部引擎产生具有可比能量但非常不同的洛伦兹因子的壳时。它也给出了最优选的时间结构。
1997-05-04 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
Quiescent times in Gamma-Ray-Bursts: hints of a dormant inner engine
本文对长伽马射线暴的时间结构进行了统计分析。首先，我们考虑一个样本的爆发，其中有一个很长的静止时间。比较前的宁静后的发射，我们表明，它们显示出类似的时间结构，硬度比和发射功率，但平均而言，后的宁静发射大约是前的宁静发射的两倍。然后，我们考虑一个长而明亮的伽玛暴的样本。我们表明，每个排放周期的持续时间是兼容的，在各种内部发动机模型计算的活跃期的持续时间。相反，如果假设内部发动机总是活动的，即在静止时间期间也是，则在若干情况下，爆发的总持续时间大大超过理论持续时间。因此，我们的分析不支持解释长期的静止时间的随机调制的连续风。相反，静止时间可以被解释为内部发动机的休眠期。在休眠期之前和之后，内部发动机产生类似的排放。
2006-10-04 astro-ph hep-ph nucl-th
