Compton cooling in the afterglow of gamma-ray bursts: Application to GRB 980923 and GRB 971214
本文考虑了康普顿冷却在伽马射线暴余辉标准模型中的作用。当电子通过散射它们自己的同步辐射光子而冷却时，确定了三种冷却制度，其中所观察到的同步辐射表现出质的不同特性。根据源参数的值，余辉可以通过一个，两个或所有三个这些制度的演变。由于同步辐射可以被看作是由于磁场的虚光子的康普顿散射，在这些制度之一的瞬时同步辐射光谱具有相同的性质时，康普顿冷却是可以忽略的。在这一发展阶段，同步辐射主要落在近红外/光学/紫外光谱范围内。有人认为，观测到的GRB 980923和GRB 971214的余辉位于该简并相之外。源参数的导出值表明康普顿冷却在这两个余辉中都很重要。
2001-05-02 astro-ph
GRB Phenomenology, Shock Dynamo, and the First Magnetic Fields
一个相对论性的无碰撞冲击波传播到非磁化介质后会留下一个强大的大尺度磁场。这似乎遵循两个假设：（i）伽玛射线暴余辉是由相对论激波的同步辐射解释的，（ii）磁场不能只存在于微观尺度上，它会通过相空间混合衰减。假设（i）是普遍接受的，因为一个明显的成功的伽玛暴余辉的冲击同步加速器的唯象模型。假设（ii）在这项工作中证实了低维数值模拟。人们可以假设，相对论激波速度对于磁场的产生并不是必不可少的，并且所有传播到非磁化介质中的无碰撞激波都会产生强大的大尺度磁场。如果这个假设是正确的，那么第一个宇宙磁场可能是在第一个维里化物体的冲击中产生的。
2001-07-05 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
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
Long-time evolution of magnetic fields in relativistic GRB shocks
我们研究了在超和亚相对论天体物理无碰撞激波中由双流不稳定性产生的磁场的长期演化。基于三维PIC模拟结果，我们介绍了一个相互作用的电流细丝的二维玩具模型。在这个模型的框架内，我们证明了在远下游的区域的场相关尺度的冲击增长几乎作为光的交叉时间，λ（t）~ ct，从而使扩散场耗散效率低下。使用数值PIC模拟得到的理论尺度进行了测试。这一结果扩展了我们对伽马射线暴和其他天体中无碰撞激波结构的理解。
2004-09-15 astro-ph
Probing the Efficiency of Electron-Proton Coupling in Relativistic Collisionless Shocks through the Radio Polarimetry of Gamma-Ray Burst Afterglows
$γ$射线暴（GRB）的晚期光/射电余辉被认为是在源周围介质中传播的相对论无碰撞激波中加速的电子的同步辐射。然而，与质子耦合并加速的电子的分数$f$仍然不清楚，并且可能留下大量未与质子耦合的热电子。如果采用$f<1$，则伽玛暴的真实爆炸能量比通常用$f=1$估算的能量大$f^{-1}$倍。因此，$f$的值对伽玛暴的中心引擎的性质和无碰撞冲击的物理性质给出了重要的约束。虽然早期射电观测可以探测热电子，但目前还很困难。我们表明，法拉第旋转效应的热电子可能会抑制线性极化的余辉在频率高于吸收频率在后期的时间，如果磁场是有序的至少在部分，和$f$可以通过观察的效果受到约束。我们发现，对于在1 Gpc内发生的爆发，可以用晚时间（> 1天）的ALMA偏振测定法检测到这些效应（即，z ~ 0.2），如果是$f \sim 10^{-1}$。
2007-12-18 astro-ph
Strong Relativistic Collisionless Shock
在二维空间中，对强相对论无碰撞激波在非磁化介质中的传播进行了直接数值模拟。发现：（i）存在无碰撞激波，（ii）粒子加速是微不足道的，（iii）激波不产生"准静态“磁场，这与其他作者最近的主张相反。所有的结果都符合一个简单的等离子体物理模型的无碰撞冲击。另一方面，天体物理学证据表明，冲击确实加速了带电粒子，伽玛射线暴现象表明冲击确实产生了强磁场。最简单的等离子体物理模型和天文观测无碰撞冲击之间的冲突进行了讨论。
2001-11-16 astro-ph
Magnetic fields and cosmic rays in GRBs. A self-similar collisionless foreshock
被激波加速的宇宙射线在前震区域形成了一个向外射出的粒子流分布。如果与激波和宇宙射线能量学相比，环境场可以忽略不计，则通过流动（韦伯型）不稳定性，可以在激波上游产生更强的磁场。在这里，我们开发了一个自相似模型的前震区，并计算其结构，例如，磁场强度、其相干尺度等，与冲击波的距离有关我们的模型表明，整个前震区域的厚度$\sim R/(2Γ_{\rm sh}^2)$，在晚余辉阶段的冲击半径相比，$Γ_{\rm sh}\sim1$，可以填充大规模的和相当强的磁场（亚高斯强度与顺序$10^{17} {\rm cm}$的相干长度）相比，典型的星际介质磁场。在前震区存在这样的场对于在激波处实现高效率的费米加速是重要的。来自前震场中的加速电子的辐射可以构成在UV/光学通过无线电频带中辐射的单独的发射区域，这取决于时间和冲击参数。我们还推测，这些场最终被传输到激波下游，可以大大提高伽马射线暴余辉激波的辐射效率。
2008-12-10 astro-ph
Intrinsic Radiation from Poynting Jets and Magnetized Collisionless Shocks
本文总结了近年来对坡印廷喷流辐射和强磁化无碰撞激波的PIC模拟结果。我们发现，在所有情况下的辐射功率输出远低于预测的同步辐射和临界频率也远低于同步辐射的临界频率。我们讨论了解释伽玛射线暴提示发射数据的影响。
2006-10-13 astro-ph
Gravitational cooling and density profile near caustics in collisionless dark matter haloes
冷暗物质晕是由高密度结构组成的，这些结构具有尖锐的峰值轮廓，称为焦散线，这些焦散线尚未通过三维数值模拟解决。在这里，我们推导出半解析表达式的密度轮廓焦散线附近的晕形成的自相似吸积的暗物质与无穷小的速度色散。一个简单的重新标度表明，类似于绝对冷介质的情况下，这些配置文件是普遍的：他们是有效的所有焦散和无关的物理参数的晕。我们推导出焦散线的最大密度，并表明它取决于速度色散和焦散线的位置。我们发现，无论是绝对和相对厚度的焦散单调减少的中心的晕，而最大密度的增长。这表明热速度的径向分量在内部流中减小，即无碰撞介质在径向方向上冷却，下降到晕的中心。最后，我们证明了焦散线中的暗物质粒子湮灭对发射测量有显著的贡献。
2005-10-18 astro-ph
Collisionless Halos Around Black Holes
当黑洞缓慢吸积时，下落气体的辐射冷却很弱，不会形成吸积盘。一个热的无碰撞的准球形晕形成了。这种晕的性质进行了讨论。计算了吸积率、辐射效率以及空洞附近的温度和密度。
1999-08-04 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
GRB060218: A Relativistic Supernova Shock Breakout
我们表明，GRB 060218的即时和余辉X射线发射，以及其早期（t<=1 d）光学紫外发射，可以用辐射介导的冲击传播通过致密祖星进入致密风的模型来解释。在这个模型中，当v/c=0.85的相对论性较弱的激波（携带几个10^49尔格的能量）到达风光球层（汤姆逊光球层）时，产生了瞬发热X射线辐射，在那里激波后的热辐射被释放，激波变得没有碰撞。采用这种解释的热X射线发射，随后的X射线余辉的预测，由于同步辐射和逆康普顿散射SN紫外光子的电子加速在碰撞冲击。早期的光紫外辐射也被预测，这是由于在激波通过时被加热到高温的恒星外δM ~10^{-3} M_sun包层的冷却。观测到的X射线余辉和早期光紫外发射都与该模型中预期的一致。对早期光紫外辐射的详细分析可以提供恒星表面附近密度分布的详细约束。
2007-06-03 astro-ph
Constraining the environment of GRB 990712 through emission line fluxes
在伽马射线暴（GRB）瞬发和余辉阶段的能量输出预计将把周围的介质光散射到大半径。这种气体的冷却产生线发射，特别是在光学上，其可变性是在爆炸的封闭环境中的气体密度和几何形状的强诊断。我们提出了一个光谱时间序列分析的结果，观测到的GRB 990712的宿主星系爆发后的6年。我们分析的发射线通量与以前的观测相同的伽玛射线暴，在寻找光电离签名。我们发现，发射线通量没有变化的不确定性，6年后的爆发，我们使用测得的线强度设置一个限制在几个秒差距的爆发位置的气体密度。这是第一次在多年的时间尺度上探测冷却的伽玛暴残余物的发射。
2006-07-10 astro-ph
High Energy Neutrino Emission and Neutrino Background from Gamma-Ray Bursts in the Internal Shock Model
讨论了伽玛暴的高能中微子辐射。本文利用GEANT 4模拟软件包计算了光生子产生过程中的质子冷却效率，包括π介子多重数和质子非弹性。首先，我们估计了伽玛暴中加速质子的最大能量。利用所得到的结果，中微子流量从一个爆发和一个弥漫的中微子背景定量评估。我们还考虑到冷却过程的π介子和μ介子，这是至关重要的中微子光谱。我们证实了解析近似处理伽玛射线暴基准参数集的有效性，但也发现，多重性和高非弹性的影响，在某些情况下，质子冷却和由此产生的光谱可能是重要的。最后，假设伽玛暴率跟踪恒星形成率，我们得到一个弥漫的中微子背景光谱伽玛暴的特定参数设置。我们引入了非热重子加载因子，而不是假设伽玛暴是UHECR的主要来源。我们发现，虽然我们的估计依据与Waxman和Bahcall的不同，但得到的中微子本底与他们的预言是一致的。由于模型中的参数较多，本文对模型中的各种参数进行了研究。伽玛暴中高能中微子的探测将是质子在伽玛暴中被加速到很高能量的有力证据之一。此外，中微子背景的观测不仅有可能检验伽玛暴的内激波模型，而且还可以为我们提供有关模型参数的信息，以及伽玛暴是否是UHECR的来源。
2006-02-06 astro-ph
The upstream magnetic field of GRB shocks
伽马射线暴（GRB）余辉发射被认为是由电子的同步辐射产生的，电子被相对论无碰撞激波加速到高能，传播到弱磁化等离子体中。余辉观测已被用来约束冲击后的磁场和结构，以及加速电子能量分布。在这里，我们表明，X射线余辉观测在一天的时间尺度上限制震前磁场满足B>0.2[n/（1/cc）]^{5/8} mG，其中n是震前密度。这表明，要么是激波传播到一个高度磁化的快速风中，速度约为10^3 km/s，要么是激波前的磁场被强烈放大，最有可能是由于高能激波加速粒子的流动。更严格的约束可以通过在晚的，> 1d的时间在高光子能量下的余辉观测来获得。
2006-07-02 astro-ph
Long Term Evolution of Magnetic Turbulence in Relativistic Collisionless Shocks
研究了初始未磁化的无碰撞相对论$e^+e^-$激波产生的磁场的长期演化。我们的二维粒子在细胞的数值模拟表明，下游这样的韦伯介导的冲击，粒子分布近似各向同性，相对论麦克斯韦，和磁湍流是高度间歇性的空间，非传播，和衰减。使用线性动力学理论，我们找到一个简单的解析形式，这些阻尼率。我们的理论预测，总的磁能衰减像$(ω_p t)^{-q}$与$q \sim 1$，这与模拟相比是有利的，但预测过快的衰减短波长模式。磁性结构内的粒子的磁性捕获可能是这种差异的起源。我们的结论是，最初未磁化的相对论冲击的电子-正电子等离子体是无法形成持久的下游磁场。这些结果提出了有趣的约束同步辐射模型的即时和余辉辐射的伽玛暴。
2008-01-29 astro-ph
Optical Lightcurve & Cooling Break of GRB 050502A
我们给出了GRB 050502 A的余辉光变曲线，包括t-t_{GRB} <60 s的非常早期的数据。光变曲线由ROTSE-Ⅲ b在爆发后44秒至6小时的光学观测、R波段在爆发后1.6至8.4小时的MDM观测和PAIRITEL J H K_s在爆发后0.6至2.6小时的观测组成。光学光变曲线符合破幂定律，其中在5700 s时，t ^{alpha}从alpha =-1.13 +-0.02变陡到alpha =-1.44 +-0.02。这种变陡与冷却频率nu_c通过光学带的预期演变一致。即使在我们最早的观测中，在爆发后44秒，也没有证据表明光通量比后面的幂律向后外推所建议的更亮。观测到的衰变指数和光谱指数与ISM或风火球模型一致，但略有利于ISM的解释。ISM解释中的预期光谱指数与观测到的光谱指数β =-0.8 +-0.1在1 sigma内一致; Wind解释将意味着比观测到的光谱指数略浅（约2 sigma）。在源红移处的少量尘埃消光可以使本征光谱变陡，足以解释观测到的β值。在这张照片中，早期的光学衰减，峰值在44秒时等于或低于4.7e14 Hz，需要非常小的电子和磁场能量从火球中分离出来。
2005-09-20 astro-ph
Cooling Time Scales and Temporal Structure of Gamma-Ray Bursts
产生宇宙学伽马射线暴（GRB）的主要机制是通过膨胀火球中的超相对论粒子。当向外流动的粒子遇到星际介质时，粒子的动能在前向激波和反向激波中转化为热能。热能通过同步辐射和康普顿化辐射。我们估计的同步辐射冷却时间尺度的冲击区域的电子的各种洛伦兹因子，特别是对那些电子的辐射落在能量探测范围内的BATSE探测器。我们发现，为了产生在大多数爆发中观察到的快速变化，在冲击材料中的磁能密度必须大于约1%的热能密度。此外，电子必须与质子几乎均分，否则辐射效率低。逆康普顿散射可以增加相关电子的冷却速率，但康普顿化发射本身永远不会在BATSE范围内。这些论点使我们能够查明伽玛暴辐射区域内的条件，并确定重要的辐射过程。此外，该模型预测，占空比的强度变化的伽玛射线暴光变曲线应该是几乎独立的爆发持续时间，并应规模成反比的平方根所观察到的光子能量。这两种相关性都与观测结果一致。该模型还提供了一个合理的解释双峰分布的突发持续时间。然而，对于伽玛射线暴谱中的特征破裂能却没有任何解释。
1996-05-01 astro-ph
Earliest detection of the optical afterglow of GRB 030329 and its variability
本文报道了日本东京工业大学的一台30厘米望远镜对伽马射线暴（GRB）030329的极亮光学余辉的最早探测。我们的观测在爆发后67分钟开始，并持续了两个晚上，直到余辉消失到望远镜的灵敏度极限（大约18等）以下。结合GCN通报中的数据，我们发现前半天的余辉光变曲线符合破幂律（t^{- alpha}）函数，索引alpha_{1} = 0.88 +/- 0.01（0.047 < t < t_{b1}天），alpha_{2} = 1.18 +/- 0.01（t_{b1} < t < t_{b2}天），和alpha_{3} = 1.81 +/- 0.04（t_{b2} < t < 1.2天），其中分别为t_{b1} ~ 0.26天和t_{b2} ~ 0.54天。在t ~ 0.26天的第一个转折点的幂律指数的变化是一致的，从“冷却中断”时，冷却频率越过光学波段的预期。如果解释是正确的，在冷却中断之前的衰减指数意味着一个统一的ISM环境。
2003-11-05 astro-ph
Inverse Compton X-ray Flare from GRB Reverse Shock
本文研究了反向冲击火球的同步辐射自逆康普顿辐射。如果逆康普顿过程主导了冲击电子的冷却，则由一级康普顿散射产生的X射线耀斑将在非常早的余辉阶段出现，其中大部分冲击能量在10-100 MeV的二级散射分量中辐射。逆康普顿冷却的优势导致缺乏即时的光学闪光。我们表明，对于合理的参数，这个散射过程可以产生一个X射线耀斑的相对振幅变化的几个因素。振幅较大的耀斑和一次事件中的多个X射线耀斑很可能是由另一种机制（例如内部冲击）产生的。
2006-10-16 astro-ph
GRB Radiative Efficiencies Derived from the Swift Data: GRBs vs. XRFs, Long vs. Short
系统分析了2005年9月前由{ \em Swift}探测到的31个伽玛暴样品的瞬发和早余辉数据，并估算了伽玛暴的辐射效率。BAT的窄带抑制了精确测定的伽玛暴光谱参数，我们已经开发了一种方法来估计这些参数的硬度比信息。在早期X射线余辉中普遍存在的浅衰变成分，如果解释为外部冲击中的连续能量注入，则表明以前从晚期X射线数据导出的GRB效率是不可靠的。我们计算了两个余辉动能E_K分别在假定的减速时间（t_{dec}）和在中断时间（t_b）时，能量注入阶段结束时，得出。在t_b，XRF的效率似乎低于正常伽玛暴。然而，当我们分析t_{dec}的数据时，发现XRFs与GRB一样有效。短伽玛暴和长伽玛暴的辐射效率相似，尽管它们的祖先不同。样品中的22个爆发被确定为具有低于X射线波段的余辉冷却频率。当ε_e = 0.1时，我们发现η_γ（t_b）通常<10%，而η_γ（t_{dec}）从几个常数到> 90%不等。样品中有9个暴的余辉冷却频率长时间高于X射线波段。这表明ε_B很小和/或环境密度n很低。
2006-10-05 astro-ph
Analytic Light-Curves of Gamma-Ray Burst Afterglows: Homogeneous versus Wind External Media
假设一个伽马射线暴（GRB）残留物与外部介质相互作用的绝热演化，我们计算的注入，冷却和吸收的中断频率，和余辉通量的合理排序的中断和观察频率。分析计算仅限于相对论残余物，并在准直喷出物的情况下，有一个微不足道的横向扩张的阶段。结果给出了一个均匀的外部介质和风喷射的伽玛射线暴祖。我们比较了余辉发射在不同的观测频率，为每种类型的外部介质。据发现，在亚毫米频率的观测在第一天提供了最好的方式来区分这两种模式。通过考虑逆康普顿散射对电子冷却的影响，确定了一个新的可能的冷却中断的时间依赖性。上散射损失的签名可以看到在光学同步辐射从伽玛射线暴残留物与预喷射风相互作用，作为一个暂时的温和的平坦的余辉衰减。上散射辐射本身应该在软X射线辐射中被检测到，这些软X射线来自GRB残余物进入更密集的外部介质，在主事件发生后几个小时开始。
2000-06-07 astro-ph
Spectra of Poynting-flux powered GRB outflows
本文研究了坡印廷通量主导的伽玛暴外流的伽玛能谱产生。在这样的流中非常高的磁场强度（超均分）导致非常有效的同步辐射。与内部冲击相反，通过重联的磁能耗散是逐渐的，并且不产生与冲击加速相关的冷却电子的谱。我们表明，如果磁耗散加热了一小部分（\sim 10^{-4}）电子，则会产生BATSE能量范围内具有中断的谱。
2004-10-25 astro-ph
Early BVRcIc imaging and the discovery of the optical afterglow of GRB 041218
我们报告了INTEGRAL GRB 041218的早期BVRcIc成像。在爆发后129秒开始观察，并重复V、Rc、Ic和B波段的曝光序列。在Rc和Ic波段检测到的光学余辉，而没有检测到在B和V。我们发现，早期的余辉偏离一个单一的幂律衰减，并确定两个特征的时间尺度（休息）。这种破裂在理论上是从相对论火球的同步加速器冷却中预期的（Sari等，1998），我们粗略地限制了相对论激波的物理条件。
2005-05-12 astro-ph
Particle Acceleration, Magnetic Field Generation, and Associated Emission in Collisionless Relativistic Jets
从包含相对论喷流和激波的天体物理系统观测到的非热辐射，例如，活动星系核（AGN）、伽马射线暴（GRB）和银河系微类星体系统通常具有幂律发射光谱。最近使用注入的相对论电子-离子（正负电子）射流的PIC模拟表明，加速发生在下游射流。激波加速是天体物理等离子体中普遍存在的现象。等离子体波及其相关的不稳定性（例如，Buneman不稳定性，其他两个流不稳定性，和韦伯不稳定性）中创建的冲击负责粒子（电子，正电子，和离子）加速。模拟结果表明，韦伯不稳定性是负责产生和放大高度不均匀，小尺度磁场。这些磁场有助于电子在喷射头后面的横向偏转。来自偏转电子的"抖动“辐射与同步辐射具有不同的性质，同步辐射假定有均匀的磁场。这种抖动辐射对于理解伽马射线暴、相对论喷流和超新星遗迹中复杂的时间演化和/或光谱结构可能是重要的。
2008-02-13 astro-ph
Relativistic Particle-In-Cell Simulation Studies of Prompt and Early Afterglows from GRBs
从包含相对论喷流和激波的天体物理系统，如伽马射线暴（GRB）、活动星系核（AGN）和微类星体中观测到的非热辐射通常呈现幂律发射谱。最近的PIC模拟的相对论电子-离子（或电子-正电子）射流注入到一个固定的介质中显示，粒子加速发生在下游射流。在无碰撞的相对论激波中，粒子（电子、正电子和离子）的加速是由于在激波区域中产生的等离子体波及其相关的不稳定性（例如韦伯不稳定性）。模拟结果表明，韦伯不稳定性是造成和放大高度不均匀的小尺度磁场的原因。这些场有助于电子在喷射头后面的横向偏转。与假定有均匀磁场的同步辐射相比，偏转电子产生的"抖动“辐射具有不同的性质。抖动辐射对于理解伽马射线暴、相对论喷流和超新星遗迹中复杂的时间演化和/或光谱可能是重要的。
2008-02-18 astro-ph
New Relativistic Particle-In-Cell Simulation Studies of Prompt and Early Afterglows from GRBs
从包含相对论喷流和激波的天体物理系统观测到的非热辐射，例如，伽马射线暴（GRB）、活动星系核（AGN）和微类星体通常呈现幂律发射光谱。最近的PIC模拟的相对论电子-离子（或电子-正电子）射流注入到一个固定的介质中显示，粒子加速发生在下游射流。在无碰撞的相对论冲击中，粒子（电子、正电子和离子）加速是由于等离子体波及其相关的不稳定性（例如，在激波区域中产生的韦伯（Weibel）不稳定性）。模拟结果表明，韦伯不稳定性是负责产生和放大高度不均匀，小尺度磁场。这些场有助于电子在喷射头后面的横向偏转。由偏转的电子产生的“抖动”辐射与假定有均匀磁场的同步辐射相比具有不同的性质。抖动辐射对于理解伽马射线暴、相对论性喷流和超新星遗迹中复杂的时间演化和/或光谱可能是重要的。
2008-10-15 astro-ph
Analytical light curves in the realistic model for GRB afterglows
考虑到爆炸波的辐射损失对时间行为的显著影响，解析地构造了真实的伽马射线暴残余物在均匀星际介质或星风环境中减速的余辉光变曲线.考虑逆康普顿散射。逆康普顿效应显著地抑制了快速冷却阶段，在此阶段，相对论激波是半辐射的，辐射效率近似为常数。结果进一步表明，激波在进入慢冷却阶段后，在相当长的时间内仍然是半辐射的。在这个半辐射阶段的X射线余辉光变曲线的时间衰减指数是更符合观察到的$<α_{X}> \sim 1.3$比常用的绝热。在相对论性阶段，要使X射线余辉表现为凸点甚至占主导地位，在星际介质情况下，密度应大于1-10 cm $^{-3}$，或者在恒星风情况下，风参数$A_{\ast}$应大于1。
2004-11-01 astro-ph
Assessing Millisecond Proto-Magnetars as GRB Central Engines
磁星是中子星普查中一个相当大的子类。他们非常高的磁场强度被认为是一个成功的核心坍缩超新星诞生时快速（毫秒）旋转的结果。在它们存在的最初几十秒内，磁星从热的、扩展的“原始”磁星过渡到冷却的、磁主导的天体，我们在$\sim10^4$几年后将其确定为软伽马射线中继器（SGR）和反常X射线脉冲星（AXP）。毫秒原磁星风在这个冷却阶段同样从非相对论性和热驱动的磁离心驱动，最后相对论性和坡印廷通量占主导地位的过渡。在这里，我们回顾一下与这种转变相关的基本考虑。特别是，我们讨论了整个开尔文-亥姆霍兹冷却时代的毫秒原磁星的自旋下降。由于它们拥有大量的旋转能量，它们与超新星的联系，以及它们的风在它们诞生后的几秒钟内就会变得高度相对论性，原磁星被认为是长时间伽马射线暴的中心引擎。我们讨论了一些问题和悬而未决的问题，在评估他们。
2006-11-12 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
Early GRB Afterglows from Relativistic Blast Waves in General Radiative Regimes
我们提出了简单的分析表达式的预测的早期余辉辐射的光谱和时间行为的伽马射线暴之间的绝热和完全辐射的解决方案的爆炸波流体动力学方程的辐射制度的中间。我们的表达式是有效的，只要负责所观察到的同步辐射的相对论电子在快速冷却制度和冲击波是相对论的。我们发现，即使是轻微的偏离一个完美的绝热演化的余辉发射的时间特性的显着变化的结果。
1999-10-29 astro-ph
The Synchrotron Spectrum of Fast Cooling Electrons Revisited
我们讨论的频谱所产生的同步辐射快速冷却（FC）电子，当新鲜的电子不断加速由一个强大的冲击波，成幂律分布的能量。到目前为止，FC频谱由四个幂律段除以三个断裂频率$ν_{sa} < ν_{c} < ν_{m}$来描述。这对于均匀的电子分布是有效的。然而，热电子位于冲击波之后，而大多数电子则位于更远的下游，并且已经冷却。这种空间分布改变了光谱的光学厚部分，引入了新的断裂频率$ν_{ac} < ν_{sa}$，以及$ν_{ac} < ν< ν_{sa}$的新光谱斜率$F_{ν}\propto ν^{11/8}$。熟悉的$F_{ν}\propto ν^{2}$仅适用于$ν< ν_{ac}$。这种中断频率的排序与ISM环境中典型的伽马射线暴（GRB）余辉有关。其他的可能性出现在密集的星周风中的内震或余辉。我们讨论了可能的影响，这一频谱的伽玛暴及其余辉，在内部-外部冲击模型的背景下。对$F_ν \propto ν^{11/8}$的观测将使我们能够探测比系统的典型尺寸小得多的尺度，并限制激波后面的湍流混合的量。
2000-03-27 astro-ph
On The Synchrotron Self-Compton Emission from Relativistic Shocks and Its Implications for Gamma-Ray Burst Afterglows
本文研究了伽玛暴余辉中同步辐射光子与相对论电子的逆康普顿散射效应。我们计算了逆康普顿辐射的光谱，发现它可以在初始爆炸后的几个月甚至几年内主导余辉的总冷却速率。我们表明，存在强逆康普顿冷却可以推断出它的效果上的时间演化的冷却中断的同步辐射光谱组件，因此在光学和X射线余辉光曲线。然后，我们将展示如何的物理解释所观察到的同步加速器光谱的特性必须修改，以考虑到这个额外的冷却源，并给出了一个修改后的处方计算物理参数的特征扩展冲击波从所观察到的数量。我们发现，对于一组给定的观测值（同步辐射中断频率和通量），要么没有一致的物理解释，要么有两个。最后讨论了利用Chandra直接探测逆康普顿辐射的前景。我们认为，对于在密度相当大（n>1 cm^-3）的介质中爆炸的伽玛暴，这种探测是可能的。
2000-05-11 astro-ph
Self-Regulation of Solar Coronal Heating Process via Collisionless Reconnection Condition
我提出了一个新的范式太阳日冕加热视为一个自我调节的过程，保持等离子体轻微碰撞。该机制是基于两个效应之间的耦合。首先，日冕密度控制等离子体的碰撞性，因此之间的缓慢碰撞Sweet-Parker和快速碰撞重联制度的过渡。反过来，日冕能量释放导致色球蒸发，增加密度，从而抑制新重新连接的环的后续重新连接。因此，从统计学上讲，密度在某个临界水平附近波动，与日冕中观察到的密度相当。从长远来看，日冕加热可以通过快速重连事件（纳米耀斑），蒸发事件和日冕等离子体的长期缓慢磁应力积累和辐射冷却的重复循环来表示。
2007-12-23 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
Magnetar-energized supernova explosions and GRB-jets
利用轴对称广义相对论MHD模拟方法，研究了偶极磁场为B=10^{15}G，自转周期为2 ms的磁星诞生后，核坍缩超新星爆发的早期演化过程.数值模型显示出高度准直的磁驱动射流非常早。射流是超Alfvenic，但保持亚快，直到模拟结束（t=0.2s）。喷流中释放的功率约为3 × 10 ^{50}erg/s，这意味着自旋下降时间约为37 s。磁星的总旋转能量E~10^{52}erg足以驱动超新星爆发，但尚不清楚这些能量中有多大一部分可以转移到恒星包层。考虑到观测到的喷流的传播速度v_p~0.17c，预计它们将在几秒钟内穿过祖先，在此之后，大部分释放的旋转能量将被这些喷流简单地带到周围的空间中。我们的研究结果提供了第一个或多或少的自洽的数值模型的中央引擎能够生产，在超新星设置和长期的基础上，准直喷流有足够的功率来解释长时间的伽玛暴和他们的余辉。虽然喷流的速度相对较低（vj ~0.5c$），但原中子星的冷却最终将导致其磁层的磁化强度大大提高，喷流的渐近速度也达到超相对论性。考虑到相对较长的冷却时间尺度，我们仍然期望喷流在爆发时只是弱相对论性的。这导致了一个模型的伽玛暴喷流与系统的纵向变化的洛伦兹因子，可能有特定的观测签名都在提示和余辉发射。
2007-09-22 astro-ph
Fast Collisionless Reconnection Condition and Self-Organization of Solar Coronal Heating
我认为，太阳日冕加热是一个自我调节的过程，使日冕等离子体大致边缘碰撞。自我调节机制基于两种效应的相互作用。首先，等离子体密度控制日冕能量释放之间的过渡缓慢碰撞Sweet-Parker制度和快速碰撞重联制度。当Sweet-Parker层变得比特征无碰撞重联尺度更薄时，就会发生这种转变。根据上游等离子体密度（n_e）、重联（B_0）和引导（B_z）磁场分量以及重联层的整体长度（L），我提出了一个简单的判据：L <6.10^9 cm [n_e/（10 ^{10}/cm^3）]^（-3）（B_0/30 G）^4（B_0/B_z）^2。接下来，日冕能量释放通过重连通过色球蒸发提高了周围的等离子体密度，这反过来又暂时抑制了随后的重连，包括新重连的环。然而，随着时间的推移，辐射冷却逐渐降低密度再次低于临界值，快速重联再次成为可能。因此，密度是高度不均匀和间歇性的，但在统计上，并没有强烈偏离临界值，这是与观测到的日冕密度。因此，从长远来看，日冕加热过程可以通过由快速重连事件组成的重复循环来表示（即，纳米片），接着是快速蒸发事件，接着是相对长的时间（1小时），在此期间磁应力建立，同时等离子体冷却并沉淀。
2007-08-30 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
