Comment on "Gamma-ray burst early afterglows: reverse shock emission from an arbitrarily magnetized ejecta" by Zhang and Kobayashi (2004)
Zhang和Kobayashi（2004）试图计算在磁化喷出物的情况下，伽马射线暴流出中的正向和反向冲击系统的早期余辉发射。我们指出了一个基本的动力学模型中的错误。根据作者的说法，喷出物的磁场携带的能量和动量并没有转移到前向激波。这是一个不正确的假设，使结果无效。
2005-03-23 astro-ph
Acceleration at Relativistic Shocks in Gamma-Ray Bursts
最新的河外伽马射线暴模型认为，相对论性冲击波的膨胀，从太阳质量类型的祖源，到周围的星际介质作为其活动的网站。普遍的看法是，光学余辉的结果，从外部冲击界面，而即时瞬态伽马射线信号产生的多个冲击内部的膨胀。本文用标准的蒙特卡罗模拟说明了伽玛暴模型中相对论和超相对论激波的一些加速特性。计算的频谱形状，频谱指数的范围内，和能量增益每冲击交叉，作为冲击速度和粒子散射的类型的函数。
1999-10-07 astro-ph
Gamma-Ray Burst Prompt Emission: Implications from Shock Acceleration Theory
伽马射线暴的主要范例表明，瞬变伽玛射线信号来自相对论膨胀内部的多次冲击。本文阐述了一些性质的扩散加速相对论冲击属于伽玛暴模型，提供解释的BATSE/EGRET数据。使用一个标准的蒙特卡罗模拟，计算的频谱形状，和频谱指数的范围内，作为冲击速度，磁场密度和粒子散射的类型的函数。很明显，虽然准平行的相对论性激波与近似垂直于激波平面的场可以有效地加速粒子，但高度倾斜和垂直的激波不能，除非粒子扩散几乎是各向同性的，即非常接近玻姆极限。因此，一系列的分布指数应该存在于爆发人口，如EGRET数据所示，甚至温和的相对论性内部冲击需要强场湍流，以模拟>100兆电子伏的观测。此外，最近的光谱拟合在BATSE波段的突发数据进行了讨论，提供探针的非热电子注入的效率。
2005-02-08 astro-ph
Bursts from internal shocks: is it really synchrotron emission?
在标准的内激波情况下，同步辐射将产生斜率F（v）与v^（-1/2）成比例的光谱，这是冷却时间尺度短于积分时间的直接结果。这与更难观察到的光谱不一致，表明不同的机制是负责爆发发射。此外，在这种情况下，当考虑逆康普顿发射产生的光子时，预计会产生对。
1999-06-08 astro-ph
Emission from Bow Shocks of Beamed Gamma-Ray Bursts
束流伽马射线暴（GRB）源在其气体环境中产生弓形激波。对于在喷流发射角半径θ之外的视线，来自这种弓形激波的发射通量可能支配来自喷流的直接发射。这些视线的事件率增加了260*（theta/5_degrees）^{-2}倍。对于典型的伽玛暴参数，我们发现，从一个喷流的弓形激波发射约5度的半角是可见的几十Mpc的无线电和数百Mpc的X射线。如果伽马射线暴与超新星有关，那么对局部宇宙中奇特超新星的研究应该会在爆炸后的几周到几个月内揭示这种非热弓形激波发射。
2000-09-29 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
Gamma-Ray Burst Synthetic Spectra from Collisionless Shock PIC Simulations
伽马射线暴的余辉辐射产生于相对论外流与静止的环爆介质之间的无碰撞等离子体激波界面。产生辐射的两个主要成分是高能非热电子和强磁场。在这封信中，我们提出，第一次，合成光谱直接提取的第一原理粒子在细胞模拟的相对主义无碰撞等离子体冲击。光谱是通过对大量粒子中的每一个的电远场进行数值傅立叶变换而产生的，这些粒子直接从粒子细胞模拟中采样。电磁场和非热粒子加速都是韦伯双流不稳定性的自洽产物。我们发现，辐射光谱从$Γ=15$冲击模拟显示出很大的相似性与观测到的伽玛射线暴光谱-我们比较特别是与GRB 000301 C。
2005-11-23 astro-ph
The Synchrotron Shock Model Confronts a `Line of Death' in the BATSE Gamma-Ray Burst Data
伽马射线暴的同步辐射激波模型（SSM）给出了一个可检验的预言：观测到的低能幂律光子数谱指数不能超过-2/3（其中光子模型定义为正指数：dN/dE与E^alpha成正比）。我们已经收集了时间分辨光谱拟合参数超过100个明亮的爆发和瞬态源实验观测到的康普顿伽玛射线天文台。使用这个数据库，我们发现23个爆发，其中的频谱指数限制的SSM被违反。我们讨论的分析方法的元素，影响这个结果的鲁棒性，以及一些逃生舱口留给SSM的理论。
1998-08-18 astro-ph
Constraints on the bulk Lorentz factor in the internal shock scenario for gamma-ray bursts
我们调查，独立于特定的排放模型，对火球的体积洛伦兹因子伽玛值的约束。我们假设，爆发发射来自内部冲击在一个透明的区域汤姆逊散射和减速之前，由于席卷外部物质是有效的。我们认为康普顿阻力的作用，在减速快速移动的壳层之前，他们与较慢的相互作用，从而限制了可能的差异，在大量的洛伦兹因子的壳。更严格的限制可能范围内的伽玛推导出的要求，内部冲击转换成辐射的百分之几以上的散装能源。高效的突发可能需要分层场景，其中外壳经历与其他外壳的多次交互。我们的结论是，火球的平均洛伦兹因子大于1000是不可能引起所观察到的爆发。
1999-07-06 astro-ph
CME liftoff with high-frequency fragmented type II burst emission
目标：太阳射电II型爆发很少出现在频率高于几百兆赫的地方。由于公制II型爆发被认为是传播冲击波的特征，因此了解这些冲击和II型爆发是如何形成的是很有意义的。特别是，如何产生高频、碎片化的II型爆发？冲击加速度或周围介质的差异是否可以解释与“典型”度量II型的差异？方法：我们详细分析了一个不寻常的度量II型事件，并与白光，EUV和X射线观测进行了比较。由于射电事件与耀斑和日冕物质抛射（CME）有关，我们研究了它们之间的联系。然后，我们利用数值MHD模拟研究的冲击结构引起的爆发日冕物质抛射模型日冕，包括密集的环路。结果如下：我们的模拟结果表明，II型爆发的碎片部分可以形成时，日冕冲击的质量喷射驱动通过一个系统的密集环覆盖的活动region.To产生碎片的发射，等离子体发射的条件必须是更有利的环内比环间区域。与我们的模拟模型一致的明显假设是，在密度更高的环之间的空间中，冲击强度显著降低。后来，更典型的II型爆发出现时，冲击退出密集环系统，最后，在活动区之外，II型爆发消亡时，改变几何形状不再有利于电子冲击加速。
2008-09-02 astro-ph
Gamma-ray bursts from internal shocks in a relativistic wind: temporal and spectral properties
我们建立了伽马射线暴的模型，其中发射来自内部冲击的相对论风与高度非均匀分布的洛伦兹因子。我们使用一种非常简化的方法来跟踪风的演变，在这种方法中，大量的层通过直接碰撞相互作用，但所有的压力波都被抑制。我们假设磁场和电子洛伦兹因子在激波中达到大的均分值。相对论电子发射的同步加速器光子在观测者坐标系中具有伽马射线范围内的典型能量。合成爆发构造的所有内部的基本冲击和它们的时间和光谱特性的观测相比，从贡献的总和。我们再现的突发配置文件的多样性，个别脉冲的“FRED”形状和短时间尺度的可变性。合成爆发也满足持续时间-硬度的关系和个人脉冲被发现在高能量更窄，与观测结果一致。这些结果表明，相对论风中的内部激波可能确实是伽马射线暴的起源。然而，潜在的问题是耗散过程的相对低的效率。如果相对论性风是由圆盘吸积到恒星质量的黑洞而产生的，这意味着相当大一部分可用能量被注入了风中。
1998-01-26 astro-ph
The Fireball Shock Model of Gamma Ray Bursts
伽马射线暴被认为是灾难性事件的结果，导致相对论膨胀的火球，其中粒子在冲击中加速并产生非热辐射。我们讨论的理论预测的火球冲击模型和它的一般协议与观察。最近的一些工作涉及外流的准直及其对能量的影响，在比伽马射线长得多的波长下产生迅速明亮的闪光，余辉的时间结构，它对中央引擎或祖系统行为的依赖，以及环境对余辉演化的作用。
1999-12-22 astro-ph
Emission Spectra from Internal Shocks in Gamma-Ray-Burst Sources
伽马射线暴源的非定常活动导致其相对论风的内震。我们研究了这种冲击的发射光谱，假设它们产生相对论性电子的幂律分布和极强的磁场。由加速电子发射的同步辐射被相同的电子康普顿上散射多次。散射光子的主要成分获得高能量并产生e+e-对。电子对通过康普顿散射将它们的动能转移回辐射。对创建和多次康普顿散射的一般光谱签名是高度敏感的激波耗散发生的半径和风的洛伦兹因子。整个发射光谱在宽范围的光子能量上延伸，从光学范围到TeV能量。对于合理的风参数值，计算的谱与BATSE观测到的突发谱符合得很好。
1997-10-21 astro-ph
Simulations of Gamma-Ray Bursts from External Shocks: Time Variability and Spectral Correlations
我们计算突发光谱和时间结构所产生的同步加速器和逆康普顿散射的非热电子加速冲击，形成在一个薄的超相对论火球和一个固定的外部介质之间的相互作用。我们调查的影响，不同的最重要的模型参数对所产生的突发光谱，我们提出了一组的光谱和时间特征的突发之间的相关性。的光谱硬度，各种光谱的时间相关性和光谱演化的模拟爆发相比，观察到的爆发的一组代表性的模型参数。多脉冲结构模拟使用可变磁场和各向异性发射，这些脉冲的最重要的光谱和时间特性与观测进行比较。
1997-08-07 astro-ph
On the Efficiency of Internal Shocks in Gamma-Ray Bursts
火球动能动能中被内部激波辐射出去的部分对火球初始波动的幅度很敏感。我们给出了一个简单的解析描述的耗散的适度振幅波动，并确认它与直接的数值模拟。在高振幅下，耗散发生在非线性状态，效率接近100%。大部分的爆炸能量被瞬发伽玛射线暴辐射出去，只有一小部分被余辉辐射出去。
2000-04-26 astro-ph
Generation of Magnetic Fields in the Relativistic Shock of Gamma-Ray-Burst Sources
我们证明了相对论双流不稳定性能在伽马射线暴源的无碰撞激波中自然产生能量密度为1 e-5 - 1 e-1的强磁场。所产生的场平行于冲击波阵面，并在等离子体趋肤深度的很短尺度上波动。从边缘增亮的源图像发射的同步辐射在相对于源中心的径向方向上线性偏振。虽然在圆对称条件下，净偏振消失，但伽玛射线暴源的射电余辉辐射被银河系星际介质散射时，应表现出偏振偏振。因此，检测极化极化可以测试上述磁场产生机制。
1999-04-26 astro-ph
Powerful GeV emission from a gamma-ray-burst shock wave scattering stellar photons
持续时间长的伽马射线暴（GRB）很可能与大质量恒星的死亡有关。伽马射线发射被认为来自于以超相对论速度移动的流动中内部释放的能量。快速流动驱动冲击波进入外部介质，导致余辉发射。大多数大质量恒星形成于密集的星团中，它们的高光度产生了非常密集的辐射场。在这里，我探索的观测后果的冲击外部介质的爆发与附近的O星的光子场的相互作用。我表明，逆康普顿散射的恒星光子的电子加热的冲击导致强大的伽马射线发射在~1-100 GeV的范围。这种辐射在爆发后几分钟到几小时出现，可以很容易地被切伦科夫望远镜和GLAST卫星探测到。这个信号可能已经在GRB 940217中被观测到，并且可以产生关于环暴环境和河外背景光的重要信息。
2008-09-04 astro-ph
Prompt Gamma-ray and Early Afterglow Emission in the External Shock Model
我们描述了我们的尝试，以确定是否伽马射线暴（GRB）和余辉发射都可能出现在外部冲击简单的GRB-爆发组成的光变曲线中的几个峰值。我们计算峰值通量和峰值频率期间的伽马射线暴的10个观测良好的突发使用相同的一组参数，确定从建模余辉排放。我们发现970508的伽马射线发射特性（具有单峰光变曲线）与其余辉数据的外推很好地吻合，因此这次爆发很可能是在外部冲击中产生的。我们可以把这个样本中的另外两个爆发解释为前向冲击同步辐射，只要爆发期间的磁场参数接近均分，并且比~1天的余辉值大100倍。即使我们允许电子和磁场中的能量分数以及周围介质的密度取任何物理允许的值，剩余的七个爆发也不能用外激波模型来解释;频谱的峰值高于冷却频率，因此峰值通量与这两个参数中的后者无关，并且比观测值小了大约一个数量级。我们还考虑了前向和反向激波区的逆康普顿散射，发现它可以解释少数爆发的伽马射线发射，但要求密度比典型的沃尔夫-拉叶星风大1- 2个数量级，并且比晚余辉观测所允许的大得多。[摘要]
2004-07-22 astro-ph
Possible Evidence for Relativistic Shocks in Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴的相对论激波模型可以通过将其预测的低能渐近谱指数s与观测值进行比较来检验。同步辐射理论预测瞬时光谱具有s =-1/3，并且在电子能量的辐射衰减上积分的光谱具有s = 1/2，其他情况位于这些极限之间。我们研究了BATSE上的大面积探测器获得的11个爆发的光谱。一个与预测的瞬时光谱一致，一秒钟的初始部分也是如此，三个接近预测的综合光谱。所有观测到的渐近光谱斜率都在预测范围内。相对论性冲击的这一证据与详细的爆发模型和关于它们距离的假设无关。用预测的瞬时谱观测到的辐射具有相对平滑的时间依赖性，与必然较长的辐射时间一致，而用预测的积分谱观测到的辐射具有尖峰的时间依赖性，与必然较短的辐射时间一致。
1997-03-19 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
The expected thermal precursors of gamma-ray bursts in the internal shock model
伽马射线暴的迅速发射可能来自于高度相对论性的风，它通过在风本身内部形成激波，将部分动能转化为辐射。如果风的洛伦兹因子分布高度不均匀，就会发生这种“内部冲击”。我们估计预期的光球发射这样的风时，它变得透明。我们比较这种热发射（时间剖面+光谱）的内部冲击产生的非热发射。在大多数情况下，我们预测一个相当明亮的热辐射，应该已经被检测到。这有利于风的加速机制，其中初始能量输入是在磁性而不是热形式下。这种情况可以产生与GINGA和WATCH/GRANAT观测到的类似的热X射线前兆。
2002-07-22 astro-ph
Shock Vorticity Generation from Accelerated Ion Streaming in the Precursor of Ultrarelativistic Gamma-Ray Burst External Shocks
我们研究了在超相对论冲击波中加速的非热离子（质子和原子核）与冲击波传播介质中预先存在的磁场的相互作用。虽然诸如扩散冲击加速的粒子加速过程可以加速离子和电子，但是被加速的电子遭受更大的辐射损失。在某些条件下，离子可以获得更高的能量，并且比电子更早到达激波，因此非热粒子可以部分电荷分离。为了补偿电荷分离，上游等离子体产生返回电流，当其流过磁场时，该返回电流驱动上游等离子体的横向加速和上游激波中密度对比的增长。如果流体受到冲击时密度对比很强，则在冲击过渡时会产生涡量。由此产生的湍流可以将冲击后的磁场放大到从伽马射线暴余辉光谱和光变曲线推断的水平。因此，由于上游不均匀性是由在冲击波中加速的离子引起的，因此即使冲击波传播到均匀密度的介质中，它们也是通用的。我们推测的全球结构的冲击前兆，并描绘了几个不同的物理制度，这些制度是由一个不断增加的距离，从冲击，相应地，一个不断减少的密度，达到该距离的非热粒子分类。
2008-07-25 astro-ph
Analysis of Temporal Features of Gamma Ray Bursts in the Internal Shock Model
在最近的一篇论文中，我们计算了相对论风中多次激波产生的伽马射线暴的功率密度谱。风的光学厚度是功率谱最敏感的因素之一，因此我们进一步发展了我们的模型，考虑到光子在风中的冷电子上的下散射。对于一个几乎光学厚风，我们确定了一个组合的喷射功能和风参数，产生与观测一致的平均功率谱的爆发，并与转换效率的风动能在50-300 keV的排放量的1%。对于同一组模型特征，峰值和脉冲注量之间的间隔时间具有与在真实爆发中观察到的对数正态分布一致的分布。
2000-01-14 astro-ph
Spectral Evolution of Gamma Ray Bursts and the "Death Line" of the Synchrotron Shock Model
我计算光谱演化系列脉冲的伽玛暴，在BATSE光谱范围内，连续粒子注入和冷却同步加速器，逆康普顿，和绝热膨胀。相对论性出流的流体动力学性质在整个发射区是均匀的，发射区是一个锥形射流。流动是在偏离其对称轴的角度观察的;时间延迟被考虑在内。我讨论了低能量的光谱斜率的一部分，鉴于最近声称的光子斜率在明亮的BATSE爆发是不一致的光学薄同步辐射激波模型（SSM）。
1999-03-12 astro-ph
The Inverse Compton Emission Spectra in the Very Early Afterglows of Gamma-Ray Bursts
我们计算的伽马射线暴（GRB）冲击时产生的相对论喷出物遇到外部星际介质，假设一个破碎的幂律近似的同步加速器种子光谱的逆康普顿（IC）排放的光谱。考虑了4种离子碰撞过程，包括伽玛暴正向和反向激波中的同步自康普顿（SSC）过程，以及两种离子碰撞组合过程（正向激波中反向激波光子对电子的散射和反向激波中正向激波光子对电子的散射）。我们发现，从反向冲击SSC的排放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，为一个广泛的冲击参数。这种机制可能是高能伽玛射线实验望远镜（EGRET）探测到瞬发高能伽玛射线的原因。然而，在TeV的能量带，组合IC排放和/或SSC排放的正向冲击变得越来越占主导地位的冲击电子的适度陡峭的分布。
2001-04-07 astro-ph
Weibel Filament Decay and Thermalization in Collisionless Shocks and Gamma-Ray Burst Afterglows
同步辐射的伽马射线暴余辉模型表明，磁场产生的冲击波，形成相对论喷出物犁通过环爆介质。横向韦伯不稳定性有效地产生磁场与后冲击能量密度均分。详细的饱和状态的不稳定性，在粒子模拟中看到的，由磁自箍缩电流丝。细丝平行于激波的传播方向，半径约为等离子体趋肤深度，形成准二维结构。我们使用一个基本的分析模型，认为韦伯细丝是不稳定的扭结状模式，这破坏了他们的准-二维结构。对于比趋肤深度更长的波长，不稳定性以等于光速除以波长的速率增长。我们计算了无碰撞测试粒子在经历不稳定性的细丝中的运输，并表明粒子在能量上扩散。这种扩散标志着激波过渡层热化的开始，并随着粒子从细丝中逃逸而引起初始磁场衰减。我们讨论了这些结果的冲击波的结构和余辉的偏振的影响。
2005-08-22 astro-ph
Radio Bursts Associated with Flare and Ejecta in the 13 July 2004 Event
我们研究了2004年7月13日GOES M6.7级耀斑和日冕物质抛射（CME）的日冕瞬变。在耀斑的上升阶段，观察到的灯丝喷发，环膨胀，莫尔顿波，和喷出物。其后，天文台探测到一个EIT波，其射电动力频谱的主要特征是一个频移连续谱和两个II型爆发。我们的分析表明，如果第一个II型爆发是在低日冕形成的，爆发的高度和速度接近的投射距离和速度的莫尔顿波（色球冲击波签名）。频率漂移的无线电连续体，从1 GHz以上开始，在任何冲击特征变得可见之前几乎两分钟形成，并且快速膨胀的活塞（作为连续体可见）可能已经发射了另一个冲击波。一种可能的情况是，耀斑爆炸超过了早期的瞬态，并点燃了第一个II型爆发。第二个II型爆发可能是由同一个冲击波形成的，但前提是冲击波以恒定的速度传播。这种解释还要求激波产生区域位于传播结构的不同部分，或者激波穿过具有高度不同大气密度的区域。这个复杂的事件，具有众多的无线电特征和其他波长的瞬变，为爆炸波相关和CME相关的无线电发射提供了证据。
2008-09-23 astro-ph
On the Mechanism of Gamma-Ray Burst Afterglows
由前向激波产生余辉的标准模型不被最近的观测所支持。我们提出了一个模型，其中前向冲击是不可见的，余辉是由一个长寿命的反向冲击爆发喷出物发射。它解释了观测到的光学和X射线光变曲线，包括在10^3-10^4秒处的平台，以及一个特殊的色变突变，以及先前与爆炸的光束角有关的第二个突变。高原形成后，暂时下降的反向冲击压力远低于向前冲击压力。可以描述这种冲击波的最简单的形式主义是“机械”模型（Beloborodov，Uhm 2006）;我们在计算中使用它。
2007-08-11 astro-ph
The Cosmic Ray Precursor of Relativistic Collisionless Shocks: A Missing Link in Gamma-Ray Burst Afterglows
无碰撞冲击通常被认为是宇宙线加速的场所。研究了CR对弱磁化相对论无碰撞激波的影响，并将结果应用于伽马射线暴（GRB）余辉中的外激波。一般认为，横向韦伯不稳定性（TWI）产生了一个小尺度的磁场，促进碰撞耦合和热化的冲击过渡。预计TWI场将在过渡的有限数量的质子等离子体趋肤深度上迅速衰减。然而，同步辐射在伽玛射线暴余辉表明，一个强大的和持久的磁场是目前在等离子体中，通过冲击，这个领域的起源是一个关键的悬而未决的问题。在这里，我们建议，涉及TWI的共同图片需要修改。也就是说，CR驱动湍流的激波上游的尺度远远大于集肤深度。这种湍流产生大规模的磁场，淬灭TWI并产生磁化冲击。新的磁场有效地限制了CR，提高了加速效率。CRs至少在相对论性的情况下改变了伽玛暴余辉中的激波。产生同步辐射的磁场的起源可能是在CR驱动的湍流中。我们不期望在外部GRB冲击中产生高能宇宙线。
2007-01-06 astro-ph
Shock-related radio emission during coronal mass ejection lift-off?
目的：我们确定的快速漂移分米制无线电发射，有时被观察到之前，所谓的耀斑连续发射的来源。快速漂移结构和连续爆发也被观察到与日冕物质抛射（CME）有关，而不仅仅是耀斑。研究方法：我们分析了无线电频谱特征和图像，在无线电，H-α，EUV和软X射线波长，在2003年6月2日接近太阳边缘的事件。结果如下：快速漂移的分米波射电爆发对应于无线电图像中移动的宽发射锋，这通常被解释为传播冲击波的特征。一个分米制的II型爆发，只有第二谐波通道是可见的，可以解释的意见。在活动区域中的长期活动之后，热和致密的环可以吸收或抑制基本等离子体频率的发射。所观察到的爆发速度表明爆发驱动程序的超阿尔夫文速度。与耀斑和CME升空的早期阶段有关的膨胀和开放环可能是驱动冲击波的原因。或者，一个瞬间但快速的环膨胀可能会引发一个自由传播的冲击波。后来，复杂的十米-百米波III型爆发表明存在传播激波，尽管在事件期间没有观察到行星际II型爆发。数据不支持CME弓形激波或CME侧翼的激波作为快速漂移分米波射电源的起源。因此，super-Alfvenic环膨胀是冲击波起始的最佳候选者，这一结果挑战了目前关于米制/日冕冲击波起源于CME侧翼或耀斑冲击波的观点。
2008-03-13 astro-ph
A Simple Test of the External Shock Model for the Prompt Emission in Gamma-Ray Bursts
它在这里表明，如果即时伽玛射线暴辐射产生的最简单的版本的外部冲击模型，一个特定的关系，应占上风之间的观测持续时间，各向同性等效能量，光子峰值能量。本质上，出现这种关系是因为爆发持续时间和发射的同步加速器光子的典型能量都取决于减速半径处的外部密度（通常约束较差）$n_{dec}$和初始体洛伦兹因子（$Γ_0$）的相同组合。幸运的是，这使得关系独立于$Γ_0$和$n_{dec}$。除非电子加速的效率非常低，否则来自外部冲击的同步辐射伽马射线将无法满足绝大多数伽玛暴的当前观测限制，包括那些具有平滑单峰时间轮廓的伽玛暴。这既反对伽玛暴中的瞬发辐射的外部冲击起源，也反对我们对冲击区域内发生的微物理和辐射过程的理解发生变化。
2006-08-17 astro-ph
Gamma-ray burst internal shocks with magnetization
（请注意，摘要已显着缩短）我们研究伽马射线暴（GRB）的内部冲击与中等磁化，磁化参数$σ$范围从0.001到10。通过引入一个参数$k$（$0<k\leq 1$），即上游和下游的电场强度之比，考虑了剥离磁化壳层中可能存在的磁耗散.通过求解一般的MHD跳跃条件，我们证明了具有磁耗散的激波的动力学演化不同于我们所熟悉的理想MHD极限下的动力学演化。考虑到GRB 021206可能具有高度的线偏振，以及GRB 990123和GRB 021211中可能存在高度磁化流，我们认为具有中等磁耗散的轻度磁化内激波模型（$0.01<σ<1$）是解释GRB瞬发数据的一个很好的候选模型。
2004-08-26 astro-ph
The Gamma-ray burst 050904 : evidence for a termination shock ?
我们分析了用TAROT和SWIFT获得的GRB 050904的光学和X射线观测结果。我们进行X射线和光学数据的时间和光谱分析。我们发现显着的吸收在早期阶段的X射线光变曲线，与一些证据（3西格玛水平）的变化。我们将其解释为渐进式光电离。我们调查了爆发的环境，并限制其密度分布。我们发现，余辉的整体行为是兼容的爆炸后的第一个2000秒（观察框架）在风环境中膨胀的火球。另一方面，晚（0.5天后，观察者框架）余辉是一致的星际介质，表明可能存在的终止冲击。我们估计终止激波位置为R_t ~ 1.8 × 10^{-2} pc，风密度参数为A_* ~ 1.8。我们试图用不同的模型来解释在光学和X射线波段观测到的同时耀斑：来自厚壳层的延迟外激波，来自反向激波的逆康普顿发射，来自晚期内激波或很长时间内激波活动的逆康普顿发射。在这些模型中，那些基于单一的发射机制，无法解释宽带观测。模型调用后期的内部冲击，包括IC发射，或适当调整非常长的内部冲击活动，提供了可能的解释。
2006-10-27 astro-ph
Electromagnetic Catastrophe in Ultrarelativistic Shocks and the Prompt Emission of Gamma-Ray Bursts
结果表明，在中等密度的星际介质（密度大于$\sim 1000 $ cm $^{-3}$）中传播的洛伦兹因子为数十或更高量级的超相对论激波，经历了一个快速的、戏剧性的转变，成为一个高辐射态。导致这种现象的过程类似于一阶费米加速，不同之处在于能量通过光子而不是质子传输穿过冲击波阵面。在两个方向上穿过激波阵面的能流的反射是由于光子-光子对的产生和康普顿散射。这样的机制引发了一个失控的非线性对级联直接馈送的动能的冲击。最终叶栅反馈流体动力学，将尖锐的冲击波阵面转换成平滑的速度梯度，并且失控演化转变为准稳态区域。这种效果已经研究了数值使用非线性大粒子蒙特卡罗代码的电磁分量和简化的流体动力学描述的流体。该效应最有趣的应用是伽马射线暴现象，它解释了高辐射效率，并给出了解释伽玛射线暴光谱及其时间变化的观点。结果预测的现象“GeV爆发”出现，如果外部介质的密度不够高，以提供一个大的紧凑性。
2003-01-20 astro-ph
The Distribution of Burst Energy and Shock Parameters for Gamma-ray Bursts
我们计算观测到的余辉通量的统计分布，在一些固定的观测频带，并在一些固定的观测时间后，爆炸（$t_{obs}$）在两个模型-一个爆炸发生在一个均匀的密度介质和其他周围的介质具有幂律分层，如预期的恒星风。对于大于约500电子伏和$t_{obs}\gta 10^3$秒的光子能量，均匀ISM和风模型的余辉通量分布函数几乎相同。我们比较了理论分布的宽度和观测到的X射线余辉通量，发现爆炸能量和电子分数能量（$ε_e$）分布的半高宽都小于约一个数量级，电子能量指数的半高宽为0.6或更小。
1999-12-31 astro-ph
X-Ray and high energy flares from late internal shocks of gamma-ray bursts
在详细描述两个均匀壳层碰撞产生的一对激波动力学的基础上，在晚期内激波（LIS）模型的框架内研究了伽马射线暴（GRB）的余辉耀斑。首先，通过面对模型的一些基本的观测特征的X射线耀斑，我们发现一些约束的性质的预碰撞壳直接决定的中央引擎的伽玛暴。其次，在宽的参数空间中研究了与X射线耀斑相关的高能辐射，这种高能辐射来源于LISs的同步辐射自康普顿（SSC）辐射。预测的高能耀斑的通量可能高达$\sim 10^{-8}\rm erg cm^{-2}s^{-1}$，这可能是由\textit{the Fermi Space Telescope}上的大面积望远镜（LAT）探测到的
2008-11-07 astro-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
Nonthermal gamma-ray and X-ray flashes from shock breakout in gamma-ray bursts/supernovae
首次从一颗与伽马射线暴（GRB）有关的超新星GRB 060218/SN 2006 aj中探测到与瞬发伽玛射线同时发生的热X射线辐射。它被解释为起源于一个温和的相对论性，辐射为主的冲击波从周围的祖星密集的恒星风爆发。根据X射线和射电余辉，也有证据表明GRB 980425/SN 1998 bw中存在温和的相对论性喷出物。本文研究了冲击波爆发热光子与中等相对论性喷出物的重复体康普顿散射过程。在冲击波爆发过程中，一部分热光子会在冲击前物质和冲击物质以及温和相对论性喷出物之间反复散射，结果，热光子被提升到越来越高的能量。这种整体运动康普顿化机制将产生非热伽马射线和X射线闪光，这可以解释低光度超新星连接的GRB（如GRB 060218）中的瞬发伽马射线暴发射。已经开发了一个蒙特卡罗代码来模拟这种重复的散射过程，这证实了相当一部分的热光子得到“加速”，形成一个非热分量，具有主导的光度。这种对GRB 060218的非热辐射的解释可能意味着，在这些低光度的GRB中，通常来自高度相对论性喷流的内部激波辐射很弱，或者，在这类特殊的爆发中没有高度相对论性喷流。
2007-04-26 astro-ph
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
A Unified Treatment of the Gamma-Ray Burst 021211 and Its Afterglow Emissions
高能瞬变探测器（HETE）II探测到的伽马射线暴（GRB）021211在X射线和伽玛射线能量带中具有简单的光变曲线，除了预期的泊松变化之外，包含一个峰值和很少的时间波动。这样的爆发提供了对伽马射线暴和余辉辐射统一认识的最好机会。我们提供了一个详细的建模观测到的辐射从GRB 021211在爆发和余辉阶段。早期光发射与（11分钟前），这可能来自反向冲击加热的喷出物，和后期余辉发射的正向冲击（晚于11分钟）需要喷出物中磁场的能量密度，表示为均分值的分数或$ε_B$，比11分钟时的前向激波大大约10倍的$^3$。我们发现，唯一一致的伽玛射线暴021211中的伽玛射线发射模型是同步辐射的前向冲击波，解释峰值流量在伽玛射线暴需要$ε_B$在前向冲击波减速大于在11分钟的值约10 $^2$的一个因素。这些结果表明，在反向冲击波和早期的正向冲击波的磁场是最有可能冻结在现场的爆炸，因此，在爆炸中的能量的大部分最初存储在磁场。我们可以排除GRB 021211爆发的喷出物中每个质子包含超过10个电子-正电子对的可能性。
2003-05-23 astro-ph
Gamma-Ray Bursts Above 1 GeV
康普顿伽马射线天文台在研究伽马射线暴方面取得的主要成果之一是EGRET仪器探测到少数明亮爆发中的高能（$>$ 100 MeV）光子。其中最极端的是来自GRB 940217源的单个18 GeV光子。考虑到EGRET的灵敏度和有限的视野，检测率意味着这种高能量发射可能在爆发中无处不在。因此，预期爆发发射出至少TeV的能量是相当现实的，TeV伽马射线社区的相关目标机会活动是有根据的。这篇评论总结了观测和少数理论模型产生GeV-TeV发射的爆发源，概述了可能的方式，未来的积极检测可以区分不同的情况。在GeV-TeV范围内的观察，以区分光谱结构固有的爆发，由于干预源和观察者之间的介质的权力也进行了讨论。
1997-11-21 astro-ph
Gamma-ray bursts and collisionless shocks
无碰撞激波中的粒子加速被认为是宇宙射线产生的原因，宇宙射线的能量范围很广，从几个GeV到>10^{20}eV，以及各种高能天体物理源的非热辐射。然而，基于第一原理的无碰撞冲击理论并不存在。对伽马射线暴（GRB）“余辉”的观测为诊断相对论性无碰撞冲击的物理学提供了一个独特的机会。大多数伽马射线暴被认为与大质量恒星的爆炸有关。它们的“余辉”，即伽马射线迅速爆发后延迟的低能辐射，可以通过一个模型很好地解释，其中余辉辐射是由于电子在爆炸驱动的相对论无碰撞冲击波中加速同步辐射到周围的等离子体中。在这个模型的框架内，无碰撞相对论冲击波的一些显著特征被揭示出来。这包括产生能量密度超过上游磁场约8个数量级的下游磁场，这种强磁场在激波下游距离约10^{10}趋肤深度处的生存，以及粒子加速到幂律能谱d \log n/d \log E ~-2，可能延伸到10^{20}eV。在这次演讲中，我回顾了现象学的考虑，基于这些特征的推断，以及对我们目前的粒子加速模型和无碰撞冲击中磁场产生的挑战。本文简要讨论了基于自相似激波结构假设的一些最新理论结果。
2006-10-17 astro-ph
Power Density Spectra of Gamma-Ray Bursts in the Internal Shock Model
我们模拟了相对论风中由内激波引起的伽马射线暴，计算了它们的功率密度谱（PDS），并确定了PDS最敏感的因素：风喷射特征，它决定了风的动力学和它的光学厚度，以及能量释放参数，它给出了脉冲50-300 keV的辐射效率。对于某些组合的喷射功能和风参数的PDS表现出的功能，观察到在真正的爆发。我们发现，风动能转换成50-300 keV光子的效率的上限是$\sim$ 1%。风与调制的洛伦兹因子分布的喷出物产生的PDS符合当前的观测，并有效率接近$10^{-3}$，而风与随机，均匀的洛伦兹因子喷射必须光学厚的短持续时间的脉冲，以产生正确的PDS，并有一个整体效率约$10^{-4}$。
1999-05-04 astro-ph
X-ray flares following short gamma-ray bursts from shock heating of binary stellar companions
在短伽马射线暴之后发现的持续时间长（~100 s）的X射线耀斑最初引起了人们对它们是否是真正经典的短硬暴的质疑。在过去的几年里，人们的观点集中在一个观点上，即短硬爆发是由成对的中子星合并而成的，或者是一颗中子星与一个恒星质量的黑洞合并而成的。然而，与这些过程相关的自然时间尺度基本上排除了持续约100 s的X射线耀斑。在这里，我们表明，伽玛射线暴外流和一个非紧凑的恒星伴星之间的相互作用，在一个光分的距离提供了一个自然的解释耀斑。在这个模型中，爆发是由中子星从伴星吸积物质后的坍缩引发的。这让人想起Ia型超新星，在形成和爆炸之间有一个广泛的延迟时间分布，导致与恒星形成星系和旧椭圆星系的关联。
2005-10-06 astro-ph
GeV-TeV and X-ray flares from gamma-ray bursts
最近在伽马射线暴（GRB）的余辉阶段探测到的延迟X射线耀斑表明，在减速半径内的半径内的发动机起源，表征了前向冲击余辉发射的开始。鉴于观测到的耀斑和余辉之间的时间重叠，必须有逆康普顿（IC）发射所产生的耀斑光子散射的前向冲击余辉电子。我们发现，这种IC发射产生GeV-TeV耀斑，这可能是由GLAST和地面的TeV望远镜检测。我们推测EGRET可能已经从一个非常强的爆发GRB 940217中检测到了这种发射。在耀斑期间，X射线耀斑光子对前向激波电子的增强冷却可能抑制余辉的同步辐射。GeV-TeV耀斑的探测与低能观测相结合，可能有助于限制余辉地震中鲜为人知的磁场。我们还考虑了X射线耀斑的内激波和外激波模型中的自IC发射。从内部冲击以上的GeV的排放是低的，而外部冲击模型也可以产生GeV-TeV耀斑，但与不同的时间行为所造成的IC散射的余辉电子耀斑光子。这为区分X射线耀斑是起源于后期中心发动机活动还是起源于外部冲击提供了一种有用的方法。
2006-03-13 astro-ph
Short Timescale Variability in the External Shock Model of Gamma Ray Bursts
我们建立了一个计算机模型，用来计算单个薄爆炸波与外部介质中云相互作用的伽马射线暴（GRB）光变曲线和效率。当云的半径r << R/Gamma时，就会出现大幅度的尖峰变化，其中R是云到伽玛暴源的平均距离，Gamma是爆炸波洛伦兹因子。效应>~ 10%需要大量的小云团，每个云团都有足够大的柱密度，以提取相互作用区域中大部分可用的爆炸波能量。对于这样的效率，我们发现，不稳定的变化持续在模拟的伽玛射线暴光变曲线。如果伽玛暴源周围的云具有这样的属性，那么伽玛暴的短时间尺度的变化是可能的外部冲击模型。
1999-01-13 astro-ph
Gamma-Ray Burst Afterglow emission with a decaying magnetic field
在伽马射线暴余辉的模型中，通常假设外部冲击强烈地放大了磁场，并且该磁场在整个冲击区域保持稳定的值。我们讨论修改这个（可能是简单的）假设，允许一个短的衰减时间的影响。这些观测结果与衰减过快的激波后场不相容。然而，如果电场只占受冲击壳层总厚度的百分之几（而电子在其余部分只经历逆康普顿损耗），模型可能与数据兼容。这表明模型参数对冲击物理学的不确定性有很强的依赖性，因此需要独立的外部密度估计。我们主张余辉发射应该被看作是一个实验室，在那里我们可以理解相对论激波物理。我们在这里提出的模型，以及在所有波段的余辉观测可以帮助确定场结构。
2002-11-06 astro-ph
Cooling of Accelerated Nucleons and Neutrino Emission in Gamma-Ray Bursts
利用蒙特卡罗模拟，我们证明了费米加速质子产生的中微子和产生的中微子在伽马射线暴。除非内部冲击发生在离中心相当远的地方，否则超高能量的质子会被质子离子的产生和同步辐射耗尽。在基准距离的内部冲击导致中微子爆发，伴随着源自电磁级联的伽马射线暴。
2005-03-11 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
Gamma-Ray Bursts, Collisionless Shocks and Synthetic Spectra
伽马射线暴（GRB）的余辉辐射是在无碰撞等离子体激波中产生的。辐射背后的两个主要成分是高能非热电子和强磁场。我认为，为了从观测中得出关于伽马射线暴和余辉参数的正确结论，对无碰撞激波的微观物理有一个坚定的理解是至关重要的。我提出了弱磁化等离子体壳碰撞的自洽、三维粒子单元计算模拟的结果：实验表明等离子体不稳定性如何在冲击中产生磁场。磁场强度可达均分值的三分之一。实验还揭示了一种新的非热电子加速机制，与费米加速机制有很大不同。最后，我提出了一个新的数值工具，使我们能够直接从实验中提取合成辐射光谱的结果。初步结果与同步辐射不同，但与GRB余辉观测结果一致。我的结论是，强磁场的产生，非热粒子加速和辐射的排放，是符合伽玛射线暴余辉观测，都是两个相对论等离子体壳层之间的碰撞不可避免的后果。
2005-06-23 astro-ph
Is GRB 050904 a super-long burst?
在考虑同步辐射过程的内激波模型下，假设所有内激波能量几乎相等，分析了不同观测时刻下不同半径的伽马射线暴（GRB）辐射。我们将该模型应用于GRB 050904，发现我们的分析结果可以为GRB 050904的多波段观测提供一个自然的解释。这表明，X射线耀斑发射和这次爆发的光学发射可能源于内部冲击，这是由于从中央发动机喷射出的能量几乎相等的炮弹之间的碰撞。因此GRB 050904看起来是一个具有超长中央引擎活动的爆发。
2007-03-07 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
Pair loading in Gamma-Ray Burst Fireball And Prompt Emission From Pair-Rich Reverse Shock
伽马射线暴（GRB）被认为起源于超相对论风/火球，以避免“紧凑性问题”。然而，伽马射线暴中能量最高的光子仍然会受到$γ-γ$的吸收，导致在风/火球中产生电子/正电子对。我们在这里表明，在广泛的模型参数范围内，所产生的对可能会主导那些与重子相关的电子。之后，这些对将被带到一个反向冲击中，这样一个被冲击的对丰富的火球可能会在较低的频率下产生强烈的闪光，即在红外波段，与来自对贫乏的火球的光学/紫外辐射形成对比。由于强自吸收，IR发射将显示5/2光谱指数。在红外波段对伽玛射线暴触发的快速反应将检测到如此强烈的闪光。未来对许多红外闪光的探测将推断，即时光学/紫外辐射的罕见实际上是由于恒星形成区域的尘埃遮蔽。
2003-08-26 astro-ph
Study of Gamma-Ray Bursts of energy E>10 GeV with the ARGO-YBJ detector
高能伽马射线暴的研究可以通过在非常高的海拔高度上运行的大面积空气簇射阵列来进行。ARGO-YBJ是一个用于观测小尺度空气簇射的探测器，将在羊八井实验室（西藏，P.R.）建造。中国）海拔4300米。该实验的目标之一是研究能量E > 10 GeV的伽马射线暴。这可以通过使用“单粒子”技术和“低多重性”技术来实现，前者在E < 50 GeV的能量区域更有利，后者适合于在更高能量下观察伽玛暴。ARGO-YBJ的灵敏度允许探测能流密度在1- 100 GeV范围内的γ暴，根据暴的光谱特性，能流密度低至F~10^{-6} - 10^{-5} erg cm^{-2}。
1999-06-10 astro-ph
