Observations of the Naked-Eye GRB 080319B: Implications of Nature's Brightest Explosion
第一个伽马射线暴（GRB）被证实足够明亮，可以用肉眼看到，GRB 080319 B的红移z = 0.937，允许在电磁波谱上进行精确的后续观测。我们提出了我们详细的光学和红外观测的余辉，包括超过5000幅图像开始后51秒的GRB触发，与我们自己的分析斯威夫特数据。这一事件不仅在观测性质上极端，而且在本质上也是极端的：它是有史以来在光学和红外波长上记录的最明亮的事件，并且在伽马射线中具有极高的各向同性等效能量释放。在早期，余辉的演变大致上是一致的反向冲击占主导地位，但随后被一个前向冲击在1000秒左右。整个光谱能量分布，从紫外线到近红外波长，显示没有证据表明大量的尘埃消光的主机帧。然而，余辉的演变是高度彩色的：从大约1000秒开始，指数向蓝移，然后在后期移回红色。在我们最深的晚期观测中，我们发现了光学喷流破裂和发光超新星的初步证据。最后，我们研究了当前和未来设施对此类事件的可检测性，发现BAT可以在z = 10.7（8 sigma）的伽马射线中检测到此类事件，而标称EXIST灵敏度将允许检测z ~ 32。在K波段，这个源很容易被米级望远镜检测到z ~ 17。
2008-12-15 astro-ph
GRB 080319B: A Naked-Eye Stellar Blast from the Distant Universe
长持续时间的伽马射线暴（GRB）在整个电磁波谱中释放出大量的能量，因此为研究大质量恒星坍缩形成黑洞的过程提供了一个窗口。在过去的四十年里，我们对伽玛射线暴现象的理解有了巨大的进步;然而，偶然的情况下，提供了一个机制尚未探讨。GRB 080319 B提供了这样一个机会，具有非常明亮的即时光发射，峰值为5.3等，使其能够用肉眼短暂地看到。它被宽视场望远镜捕捉到了精致的细节，从爆炸前的时间开始拍摄爆炸位置。这些独特的光学数据与同时进行的伽马射线观测相结合，在爆炸形成后的几秒钟内提供了对爆炸详细物理过程的强大诊断。在这里，我们表明，从这个事件的提示光学和伽马射线的排放可能会产生不同的光谱成分在同一物理区域内位于一个很大的距离，从源，这意味着一个非常相对论流出。宽带余辉的彩色行为是一致的观看GRB下来的非常狭窄的内核的两个组件的射流，是扩大到风一样的环境与大质量的恒星起源的长GRB。这些情况可以解释伽玛暴的极端性质。
2008-05-11 astro-ph
The Gamma Ray Bursts GRB970228 and GRB970508: What Have We Learnt?
我们研究了我们认为是关键的观测结果GRB 970228和GRB 970508，并表明，积累的证据强烈表明，伽马射线暴（GRB）是宇宙学火球。我们进一步表明，观测结果表明，伽玛暴是不相关的活动星系核的核活动，晚型星系是更丰富的伽玛暴的生产者。我们认为伽玛暴可以用来追踪恒星形成速率的宇宙历史。最后，我们表明，伽玛暴的位置相对于其宿主星系中的恒星形成区和总爆发能量可以用来区分不同的理论模型的伽玛暴。
1997-12-06 astro-ph
Determining the GRB (Redshift, Luminosity)-Distribution Using Burst Variability
我们利用Reichart等人（2000）提出的长持续时间伽马射线暴（GRB）的类造父变星光度估算方法，估算了BATSE 4B星表中907个长持续时间GRB的内禀光度，从而估算了红移。我们描述了一种基于贝叶斯推断的方法，它使我们能够推断的内在伽玛暴爆发率的红移的函数与估计的内在亮度和红移的爆发。我们将这种方法应用于上述长持续时间的伽玛暴样本，并给出了一些初步的结果。
2002-10-18 astro-ph
Gamma-Ray Bursts in the SALT/Swift Era: GRB/SN Connection
本文讨论了SALT和Swift时代的伽马射线暴研究，重点讨论了伽玛射线暴与超新星的联系。
2004-11-12 astro-ph
Cluster of Gamma-ray Bursts - Image of a Source. Catalog of Clusters (Sources) of Gamma-ray Bursts
本文考虑了伽马射线暴簇，它被假定为重复的伽马射线暴（GRB）源的图像。结果表明，宇宙伽马射线暴源（GBS）的定域性是由伽玛暴团决定的。以截至2000年年中的BATSE数据为基础编制的星表中列出了近100个候选源。一个星团的伽马射线暴（从5到13）显示出一个源，但它们的位置并不重合。星表中包含了有关GRB源的基本信息，为研究GBS的性质及其鉴别提供了可能。星系团中伽玛暴的诞生使得我们可以预测伽玛暴在时间和空间上的出现。最一般的属性假设伽玛射线暴源进行了讨论。尝试编制第一个伽玛暴源表。
2001-11-01 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
Making a Short Gamma-Ray Burst from a Long one: Implications for the Nature of GRB 060614
由于没有超新星伴随着附近的长GRB 060614，这对该事件的起源提出了很大的疑问，并挑战了目前的GRB分类方案。这个爆发显示了一个短的硬发射插曲，随后是扩展的软发射，具有较强的光谱演化。注意到这个爆发的各向同性伽马射线能量只有GRB 050724的8倍，GRB 050724是合并型短GRB的一个很好的候选者，我们根据GRB 060614的光谱特性和Ep ~ Eiso^{1/2}（Amati）关系产生了一个“伪”爆发，它的能量比GRB 060614低8倍。我们发现，这个伪爆发会被BATSE探测到，作为一个边缘的短持续时间的GRB，并会在斯威夫特BAT和XRT波段的属性类似于GRB 050724。这表明，GRB 060614可能是一个更强烈的事件，在传统的短硬GRB类别将被检测到的BATSE。像GRB 060614这样的事件似乎违背了传统的GRB短与长分类，可能需要修改我们的GRB分类术语。通过与超新星分类的类比，我们建议将伽马射线暴分为I型（通常较短，与老年人口有关）和II型（通常较长，与年轻人口有关）。我们认为GRB 060614属于I型，并预测在椭圆星系中也会探测到类似的事件。
2006-12-08 astro-ph
The weak INTEGRAL bursts GRB040223 and GRB040624: an emerging population of dark afterglows
我们在这里报告GRB 040223的伽马射线，X射线和近红外观测以及GRB 040624的伽马射线和光学观测。GRB 040223是由INTEGRAL在银河系平面附近探测到的，GRB 040624是在银河系高纬度探测到的。对INTEGRAL上IBIS仪器检测到的两次爆发的瞬时发射进行了分析。这两个伽玛暴持续时间长，脉冲慢，强度弱。这两个爆发的伽马射线光谱最适合陡峭的幂律，这意味着它们是X射线丰富。GRB 040223是最弱和最长的整数伽玛暴之一。这次爆发的X射线余辉是在事件发生10小时后由XMM-牛顿探测到的。测得的光谱特性是一致的柱密度远高于预期的银河系，表明强的内在吸收。我们在爆发后17小时用ESO的NTT进行了近红外观测，得到了上限。考虑到固有吸收，我们发现这些限制与X射线余辉性质的简单外推是相容的。对于GRB 040624，我们在爆发后13小时在VLT用FORS 1和2进行光学观测，在TNG用DOLoRes进行光学观测，再次获得上限。我们比较这些限制与汇编的及时观察到的同行以前的伽玛暴的幅度，并表明，他们躺在非常微弱的分布结束。这两次爆发是具有黑暗或微弱余辉的爆发群的很好例子，这些爆发通过越来越多地使用参与综合观测计划的大直径望远镜而被揭示。
2005-11-25 astro-ph
Detectability of gravitational wave bursts from a class of neutron star starquake GRB models
一大类伽马射线暴（GRB）模型（直到最近才被广泛采用）涉及中子星地震中的能量释放。尽管BATSE实验所建立的GRB天空的极端各向同性现在已经将人们的兴趣转移到宇宙学模型上，但以前的星震场景仍然很有吸引力，可能会自然地产生携带大部分释放能量的引力波爆发。我们讨论了未来的干涉仪和球形天线检测这些高频爆发的前景，强调最新的结果的分布和性质的伽玛射线暴源。我们发现，即使整体情况是正确的，GRB相关的引力波爆发的积极检测是不太可能的，因此这些事件将不会是探测器的主要目标。
1995-07-19 astro-ph
A tidal disruption model for the gamma-ray burst of GRB 060614
长持续时间和没有任何伴随的超新星的组合清楚地表明GRB 060614不能被归类为两种传统的伽马射线暴，即被认为是双萨星的长/软爆发和被认为是合并双星的短/硬爆发。这种异常的伽马射线暴需要一种新的祖先模型。我们认为GRB 060614可能是通过中等质量黑洞对恒星的潮汐破坏产生的。在这种情况下，自然会预期到长的持续时间和缺乏任何相关的超新星。理论能量输出也与观测结果一致。在GRB 060614的$γ$光变曲线中观察到的9-s周期性也能得到满意的解释。
2008-07-16 astro-ph
The Supernovae Associated with Gamma-Ray Bursts
超新星（SNe）一直被怀疑是伽马射线暴（GRB）的可能祖先。这些论点依赖于间接证据。最近的几个伽玛暴，特别是GRB 030329，提供了直接的光谱证据表明SNe和伽玛暴是相关的。与GRB相关的SNe都是Ic型的，这意味着一个紧凑的祖先，这对GRB模型有影响。其他特殊的Ic型SNe可能有助于扩大对所涉及机制的理解。
2004-10-27 astro-ph
A Unified Model of Short and Long Gamma-Ray Bursts, X-Ray Rich Gamma-Ray Bursts, and X-Ray Flashes
考虑到最近的建议，即短伽马射线暴（GRB）看起来像长伽玛射线暴的前1秒，我们提出伽玛射线暴的喷流由多个子喷流或子壳层组成（即，非均匀射流模型）。子射流沿视线方向的多重数n_s是一个重要的参数。如果n_s很大（>> 1），则事件看起来像长GRB，而如果n_s很小（~1），则事件看起来像短GRB。如果我们的视线离轴到任何子射流，事件看起来像一个X射线闪光或X射线丰富的伽玛射线暴。在同一模型中，短暴和长暴的持续时间也服从对数正态分布。
2004-05-12 astro-ph
New soft gamma-ray bursts in the BATSE records and spectral properties of X-ray rich bursts
Ginga、BeppoSax和Hete-2观测到的X射线为主的伽马射线暴在BATSE数据中应被视为软暴。我们在25- 100 keV能带的BATSE记录中搜索了软伽玛暴。爆发谱的柔软性可能是它被机载程序和以前对调谐到50- 300 keV范围的未触发伽玛暴的搜索所遗漏的一个原因。我们发现了数量少得令人吃惊的软伽玛暴（~20/年，低至0.1 ph cm $^{-2}$ s $^{-1}$），其计数率主要由25- 50 keV能量通道控制。这一事实以及对HETE-2和普通BeppoSAX/BATSE伽玛暴的分析表明，大多数具有低Epeak的伽玛暴具有相对硬的尾部，高能幂律光子指数>-3。在20 keV以下的伽玛射线暴谱中的指数截止可能是区分非伽玛射线暴事件的区别特征。
2005-10-07 astro-ph
Gamma-Ray Burst Progenitors Confront Observations
在GRB 030329的余辉中发现了一颗超新星，这一发现显然解决了伽马射线暴起源的性质问题。我们现在知道，至少有一小部分宇宙学伽马射线暴与大质量恒星的死亡有关，而且这两次爆炸很可能是同时发生的。尽管这种关联已经被认为是针对GRB 980425的，但该爆发的特殊性不允许将这种关联扩展到所有GRB。现在的问题是了解GRB 030329是否是一个“标准爆发”。我将讨论GRB 030329的一些特点和它的余辉光曲线，显示它看起来更像是一个过渡对象，而不是一个经典的宇宙学GRB，连接像GRB 980425的弱事件到经典的长持续时间GRB。我还将讨论超新星方案所面临的问题，以解释在几个伽玛暴及其余辉中检测到的X射线特征。
2004-02-02 astro-ph
The Synoptic Swift Synergy -- Catching Gamma-Ray Bursts Before They Fly
天空大型全景光度测量的出现为探索伽马射线暴（GRB）与超新星的关系提供了可能。到目前为止，一些伽马射线暴可能与超新星有关：GRB 980425 - SN 1998 bw，GRB 011121 - SN 2001 ke，GRB 970228和GRB 980326。伽玛射线暴的高探测率和快速覆盖天空的大部分到微弱的星等极限相结合，提供了在关联的伽玛射线暴之前探测超新星的可能性，或者至少限制了这两种现象之间的关联率和它们之间的时间延迟。这将为伽马射线暴的理论模型提供重要的限制。
2003-04-03 astro-ph
Scattering by interstellar dust grains can produce time variable X-ray halos around gamma-ray bursts (GRB). In particular, an X-ray expanding ring is expected when a short pulse of X-ray radiation is scattered by a narrow layer of dust in our Galaxy. We present a new method to detect and analyze dust scattering expanding rings around gamma-ray bursts, using as an example XMM-Newton data of GRB 031203. Consistent with previous reports (Vaughan et al. 2004), we find that the two expanding rings observed in this burst are due to dust unevenly distributed in two layers at distances of 870 and 1384…
2005-11-07 astro-ph
Gamma Ray Burst Beaming Constraints from Afterglow Light Curves: GRB 970508
波束角（zeta）是当今伽马射线暴能量需求的主要不确定性。我们总结了光束爆发的光变曲线的预测，并对GRB 970508的R波段光变曲线进行了建模，得出zeta > 30度。这就产生了一个不可减少的最小能量需求，即3.4乘以10^{49}尔格，以单独为余辉提供动力。
1999-03-25 astro-ph
A Unified Model of Short and Long Gamma-Ray Bursts, X-Ray Rich Gamma-Ray Bursts, and X-Ray Flashes
我们提出了一个可能的短、长伽马射线暴、富X射线伽玛暴和X射线闪光的统一模型。假设GRB的射流由多个子射流或子壳层组成（即，非均匀射流模型）。子射流沿视线方向的多重数n_s是一个重要的参数。如果n_s很大（>> 1），则事件看起来像长GRB，而如果n_s=1，则事件看起来像短GRB。最后，当n_s=0时，事件看起来像是X射线闪光或富X射线的伽玛暴。此外，我们的模型还可以解释BATSE-GRB的T_{90}持续时间的双峰分布。
2004-10-29 astro-ph
GRBlog: A Database for Gamma-Ray Bursts
GRBlog是一个在线数据库，使研究人员能够快速查阅GCN通告中报告的所有信息。GRBlog网站（grad40.as.utexas.edu/grblog.php）的用户可以搜索这些通告，绘制余辉光曲线图，或编制数据表。该网站还提供先进的搜索功能，以协助统计研究或比较研究。大多数全球通信网络已输入全球区域数据库日志数据库，其余的也将很快输入。
2003-12-11 astro-ph
Naked Singularities as Possible Candidates for Gamma-ray Bursters
裸奇点自然出现在爱因斯坦方程的动态演化解中，涉及辐射、尘埃和完美流体的引力坍缩，前提是吸积速率小于临界值。我们建议，伽玛射线暴（GRB）是这些裸奇点解决方案的例子。为了说明，我们表明，根据涉及球对称坍缩的纯辐射场的解决方案，能量$E_γ$和观测到的持续时间$Δt_o$的伽玛射线暴应满足，$\frac{E_γ}{Δt_o} \leq 4.5 \times 10^{58} \ f_γ$ erg秒$^{-1}$，$f_γ$的分数（$10^{-2}$到$10^{-3}$）的能量释放的伽马射线。所有目前观测到的伽玛暴都满足这个条件;那些满足接近相等条件的伽玛暴必然是宇宙学起源的，其红移因子$z$不超过$\sim 2-10$，这取决于精确观测到的通量。
1992-08-29 astro-ph gr-qc hep-th
Archival search for recurrent activity at the position the gamma-ray burst GRB 970228 optical counterpart
我们已经检查了8004板在哈佛大学天文台板收集寻找光学瞬态发射的伽马射线暴GRB 970228。这是迄今为止第一次对具有已知瞬态光发射的伽马射线暴进行档案搜索。总暴露时间约为1.1年。在GRB 970228光学对应物的预期位置上，在12.5 mag以上没有发现令人信服的光学活性。
1998-02-18 astro-ph
The afterglow of gamma ray bursts II: the cases of GRB 970228 and GRB 970508
相对论性壳层的高辐射膨胀解释了GRB 970228和GRB 970508两个爆发余辉的所有观测特征。特别是，在第一种情况下，观测到的软X射线通量的时间依赖性t^-1.32很容易重现。当周围物质密度的比例为r^-2时，同样的模型可以解释GRB 970508}的余辉现象，这种余辉乍看起来可能与GRB 970228的余辉不一致。特别是，它示出，在光学光度和平坦的时间依赖性的X射线光度的后期峰值同时解释周围物质的不均匀性，所观察到的光学时间延迟是正确地再现标准参数值，和无线电发射的时间延迟和通量水平也得到了解释。
1997-06-06 astro-ph
Constraints on the optical afterglow emission of the short/hard burst GRB 010119
我们报告光学观测的短/硬暴GRB 010119错误框，最小的错误框之一，迄今为止报告的短/硬GRB。R > 22.3和I > 21.2的界限分别是在伽马射线事件发生后20.31和20.58小时进行的观测。它们代表了迄今为止对短/硬伽马射线暴余辉的光发射施加的最具约束性的限制。
2001-09-29 astro-ph
Can a simple instrument measure polarization in gamma-ray bursts?
最近关于GRB 021206的瞬发伽马射线暴（GRB）辐射具有高度线性偏振的说法可能对GRB辐射的最终机制有重要意义。虽然这一说法本身仍然存在争议，但对伽玛射线暴偏振的全面描述已成为科学的当务之急。回顾过去和现在的偏振测量任务，激发了一套指导方针，为未来专门的伽玛射线暴偏振实验。也有人认为，伽玛暴的偏振可以测量一个相对简单的仪器，使用现成的技术。
2004-02-25 astro-ph
The X-ray afterglows of gamma-ray bursts GRB 001025A and GRB 010220 observed with XMM-Newton
用XMM-牛顿探测器探测到GRB 001025 A和GRB 010220的X射线余辉，其0.2- 10.0 keV的平均通量分别为4.4和3.3 × 10 ^{-14} erg cm^{-2} s^{-1};观察到GRB 001025 A的余辉衰减。在其他波长的余辉没有检测到任何爆发。在GRB 001025 A的余辉中检测到一组加宽的软X射线发射线，在银河系吸收的幂律连续谱之上5.0 σ显著性。这两个余辉的光谱是显着更好地拟合由一个可变丰度的热等离子体模型比吸收的幂律，并与观测的GRB 011211一致，表明热发射轻元素可能是常见的早期X射线余辉的GRB。
2002-08-02 astro-ph
Determining the Gamma-Ray Burst Rate as a Function of Redshift
我们利用14个已知红移z的伽玛伽马射线暴和7个对z有约束的伽玛暴，用基于贝叶斯推断的方法确定伽玛暴速率R_{GRB}（z）。我们发现，尽管观测到的伽玛暴率和宇宙中的SFR估计值之间存在质的差异，但目前的数据与R_{GRB}（z）与SFR成正比是一致的。
2001-07-28 astro-ph
Investigation on the Bimodal Distribution of the Duration of Gamma-ray Bursts from BATSE Light Curves
通过分析64 ms时间分辨率的光变曲线，研究了BATSE伽马射线暴（GRB）持续时间的双峰分布。我们从伽玛暴剖面的自关联函数定义了伽玛暴的平均脉宽。伽玛暴的平均脉宽分布呈双峰型，表明伽玛暴由长脉冲和短脉冲组成。长脉冲伽玛暴的平均脉冲宽度似乎与峰值通量相关，与伽玛暴宇宙学起源所预期的时间膨胀效应一致。而短脉冲伽玛暴的平均脉宽与峰值通量之间的相关性并没有表现出这种趋势，这需要进一步利用更高的时间分辨率资料进行研究。
1999-03-09 astro-ph
Measurements of Gamma-Ray Bursts (GRBs) with Glast
GLAST主要仪器的科学目标之一是研究能量范围从~20 MeV到~300 GeV的伽马射线暴。为了将能量测量扩展到较低的能量，辅助仪器GLAST Burst Monitor（GBM）将测量~10 keV至~25 MeV的伽马射线暴，因此将允许研究60个能量十年内伽马射线暴的keV和MeV-GeV发射之间的关系。这些前所未有的测量将允许探索高能爆发发射的未知方面，并调查它们与充分研究的低能发射的联系。他们也将提供新的洞察力的伽玛射线暴的物理一般。此外，LAT对伽玛暴的出色定位将激发在其他波长的后续观测，这可能会产生有关爆发源性质的线索。
2004-07-07 astro-ph
Detection of the optical afterglow of GRB 000630: Implications for dark bursts
我们发现了长持续时间伽马射线暴GRB 000630的光学瞬变现象。光学瞬变是在爆发后21.1小时用北欧光学望远镜探测到的。在发现时，瞬变的幅度为R = 23.04+-0.08。瞬变表现出幂律下降，其特征在于衰减斜率为α = -1.035+-0.097。在爆发后25天获得的深层图像显示，在瞬变的位置没有任何来自超新星或宿主星系的贡献。最近的星系是一个R=24.68+-0.15的星系，在瞬变以北2.0角秒。GRB 980329、GRB 980613和GRB 000630的光学余辉强度都是R>=23，距离爆发时期不到24小时。我们讨论的影响，这对我们的理解没有检测到的光学瞬变伽玛暴。我们的结论是：i）基于当前样本的伽马射线特性，我们不能得出结论，没有检测到OT的GRB属于另一类GRB，而不是检测到OT的GRB; ii）大多数（>75%）光学余辉搜索不成功的GRB与没有检测到的GRB一致，如果它们类似于光波长的GRB 000630爆发。
2001-01-24 astro-ph
The accurate position determination of GRB 970228 by the Beppo/SAX Satellite led to the discovery of a fading X-ray and optical counterparts of the burst. About a month after the GRB event the proper motion of the ejecta was detected and the extended optical source has faded below the Keck detection level. We analyze these observations in the framework of the most popular gamma ray burst models. We find a lower limit on the distance to GRB 970228 d>6.6 pc. We estimate the amount of energy required to explain the motion of a point source and the variability of the extended source. We find that …
1997-04-26 astro-ph
Low-Luminosity Gamma-Ray Bursts as a Distinct GRB Population:A Firmer Case from Multiple Criteria Constraints
Swift/BAT X射线闪光XRF 060218和BATSE-BeppoSAX伽马射线暴GRB 980425的有趣观测，与其他观测到的暴相比，它们的亮度和红移都要低得多，这自然会导致这些低亮度（LL）暴与高亮度（HL）暴如何相关的问题。在CGRO/BATSE和Swift/BAT观测到的限流样本和已知红移的GRB样本的约束条件下，我们通过模拟研究了LL-和HL-GRB的光度函数。我们的多个标准，包括来自通量限制的GRB样品的log N-log P分布，红移已知样品的红移和光度分布，以及使用Swift/BAT对HL-和LL-GRB的探测率，提供了一组严格的约束条件。假设伽玛暴速率遵循恒星形成速率，我们的模拟表明，一个简单的幂律或破坏幂律模型的光度函数无法重现的意见，和一个新的组件是必需的。这个分量可以用一个破断功率来建模，其特征是在L < 10^47 erg s^-1}附近爆发数急剧增加。在红移~0.3处没有探测到中等亮度的伽玛暴，表明这一特征不是由于观测偏差造成的。从我们的模型中推断出，在~ 10^47 erg s^-1时，LL-GRB的局部速率rho_0为~ 200 Gpc^-3 yr^-1，远大于HL-GRB。这些结果意味着LL-GRB可能是与HL-GRB不同的GRB种群。最近发现的本地X射线瞬态080109/SN 2008 D将加强我们的结论，如果所观察到的非热发射有一个类似…
2008-10-11 astro-ph
COBE Observations of the Microwave Counterparts of Gamma Ray Bursts
我们利用COBE卫星的观测资料，寻找伽马射线暴（GRB）的延迟微波辐射（31 - 90 GHz）。COBE的大$7^\circ$束与GRB位置的大位置不确定性很好地匹配，尽管这也意味着来自（点源）GRB物体的通量将被稀释。有鉴于此，我们正在对目前公布的COBE DMR数据（1990年和1991年）中发生的伽玛暴进行统计搜索，这些伽玛暴与GRO记录的$\sim 200$伽玛暴重叠。在这里，我们只关注前10个GRB（峰值计数/秒）。我们得到的限制，通过比较的COBE通量前和后的GRB的GRB位置。由于人们认为微波辐射应该滞后于伽玛暴事件，我们在伽玛暴事件发生后的几个月内搜索了伽玛暴的辐射位置。
1995-06-08 astro-ph
Off-axis Emission from the Beamed Afterglow of Gamma Ray Bursts and a Possible Interpretation of Slowly Declining X-Ray Afterglow of GRB980425
本文导出了同步辐射模型中γ暴束余辉离轴辐射的计算公式。该公式适用于一个非均匀的拱星物质服从n正比于1/r**2建议为SN 1998 bw/GRB 980425。通过选择合适的参数，使GRB 980425与SN 1998 bw的关联性得到进一步加强，得到了与观测值相近的缓慢衰减速率和X射线通量。
1999-07-16 astro-ph
Determining the Gamma-Ray Burst Rate as a Function of Redshift
利用14个已知红移$z$的伽玛伽马射线暴和7个对$z$有约束的伽玛暴，利用基于贝叶斯推断的方法确定伽玛暴速率$R_{\rm GRB}(z)$。我们发现，尽管在宇宙中观测到的伽玛暴率和估计的SFR之间的定性差异，目前的数据是一致的$R_{\rm GRB}(z)$是成比例的SFR。
2002-10-18 astro-ph
The GRB/SN Connection: An Improved Spectral Flux Distribution for the SN-Like Component to the Afterglow of GRB 970228, the Non-Detection of a SN-Like Component to the Afterglow of GRB 990510, and GRBs as Beacons to Locate SNe at Redshifts z = 4 - 5
我们更好地确定与GRB 970228相关的超新星候选者的光谱通量分布建模的光谱通量分布的主机星系的这个爆发，拟合这个模型的主机星系的测量，并使用拟合的模型，以更好地减去了主机星系的贡献，测量余辉的这个爆发。此外，我们讨论了为什么没有检测到的SN 1998 bw类组件的余辉GRB 990510并不一定意味着SN是不相关的这个爆发。最后，我们讨论了如何突发可以被用作信标，以定位SNe的红移z = 4 - 5。
1999-11-15 astro-ph
GRB 020531: A Short, Hard Gamma-Ray Burst Localized and Observed by HETE-2
HETE-2 FREGATE和WXM仪器在2002年5月31日00：26：18.72 UT探测到一个短的硬伽玛暴。爆炸后88分钟，初步定位报告为GCN位置通知，123分钟后发布了精确定位。在GRB后18小时报告了爆发的IPN定位，并且在爆发后约5天散布了精细的IPN定位。2002年7月25日发布的最终IPN定位结果是一个菱形区域，中心位置为RA= 15 h 15 m 11.18 s，Dec=-19 o 24' 27.08”（J2000），面积约为9平方弧分（99.7%置信区域）。HETE-2对爆发的及时定位，加上IPN对定位的改进，使得迄今为止在无线电，光学和X射线波长上对短而硬的GRB进行最灵敏的后续观测成为可能。GRB 020531在高能量（>30 keV）下的时间历程由一个短而强烈的尖峰和一个强度小得多的次峰组成，这是许多短而硬的爆发的特征。爆发的持续时间随着能量的降低而增加，爆发的频谱从硬到软，这些行为类似于长伽玛暴。这表明短而硬的伽玛暴与长的伽玛暴密切相关。
2003-12-18 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
GRB 040403: a faint X-ray rich Gamma-ray Burst discovered by INTEGRAL
GRB 040403是最微弱的伽马射线暴之一，人们已经对它进行了快速而精确的定位。在这里，我们报告的伽马射线属性的爆炸，根据与IBIS仪器上INTEGRAL的观测，和搜索其光学余辉的结果。陡峭的光谱（在20-200 keV范围内，幂律光子指数= 1.9）意味着GRB 040403很可能是一个富含X射线的爆发。我们在爆发后16.5小时的光学极限R > 24.2，表明有相当微弱的余辉，类似于其他相对较软和微弱的爆发。
2004-12-01 astro-ph
Temporal behaviour of emissions from Gamma-ray bursts and optical/near-IR afterglows of GRB 991208 and GRB 991216
本文分别测定了GRB 991216和GRB 991208在相应的伽马射线暴触发后约1天和约3天的余辉在GRB R和I测光通带内的CCD星等。余辉辐射的光变曲线是通过结合公布的数据与目前的测量在R和I通带GRB 991208和R，Gunn I和J通带GRB 991216。结果表明，GRB 991208和GRB 991216的光通量衰减常数在各个通带内几乎相同，分别为2.2和1.2，表明前者的光通量衰减非常快，这可能是由于聚束效应造成的。然而，GRB 991216余辉的R光变曲线在爆发后2 - 2.5天之间变陡0.23 +/- 0.06 dex的原因目前还不清楚。红移测定表明，这两个伽玛暴都在宇宙学距离上，伽玛暴991208的值为4.2 Gpc，伽玛暴991216的值为6.2 Gpc。观测到的20 keV以上的注量表明，如果各向同性，这些明亮的伽马射线闪光释放的能量对于GRB 991208约为1.3 x 10^{53} erg，对于GRB 991216约为6.7 x 10^{53} erg。在GRB 991208和GRB 991216爆发后8.5天和35小时测定了余辉的准同时宽波段光度谱能量分布，其通量随频率呈指数衰减。GRB 991208和GRB 991216在光学近红外区的光谱指数分别为-0.75 +/- 0.03和-1.0 +/- 0.12。
2000-03-17 astro-ph
Observational Prospects for Afterglows of Short Duration Gamma-ray Bursts
如果短持续时间伽马射线暴（GRB）和长持续时间GRB产生$\siml 2$-射线的效率相同，则短GRB的平均动能必须比长GRB的小$\sim 20$倍。进一步假设短、长持续时间暴的相对论性激波具有相似的参数，我们证明短持续时间暴的余辉平均比长持续时间暴的余辉暗10- 40倍。我们发现，一个典型的短伽玛射线暴的余辉将低于检测限（$\siml 10 \microJy$）的搜索在射频。余辉也很难在光学上观察到，我们预测$R \simg 23$在爆发后几个小时。如NS-NS和NS-BH合并模型所预期的那样，如果短伽玛暴发生在低密度介质中，则射电和光学余辉将更加微弱。探测短伽马射线暴余辉的最佳前景是早期（$\siml 1$日）的X射线观测。
2001-08-08 astro-ph
H.E.S.S. Observations of the Prompt and Afterglow Phases of GRB 060602B
我们报告了使用大气成像切伦科夫望远镜阵列首次完全同时观测到的伽马射线暴（GRB），该望远镜对甚高能（VHE）伽玛射线范围（>~100 GeV）中的光子敏感。2006年6月2日，雨燕爆发警报望远镜（BAT）记录到一个异常柔软的伽马射线暴（GRB 060602 B）。使用高能立体视觉系统（H.E.S.S.）观察爆破位置。在爆炸发生的时候在爆破前、爆破期间和爆破后采集数据。在2006年6月2日至3日的晚上，总共获得了5个小时的观测，在接下来的3个晚上又获得了5个小时的观测。在H.E.S.S.所涵盖的时间段内，未发现VHE伽马射线信号。意见。GRB 060602 B瞬发相（9 s）的99%置信水平通量上限（>1 TeV）为2.9 × 10 ^-9 erg cm^-2 s^-1。由于暴的BAT光谱与其他雨燕伽玛暴相比非常软，而且它靠近银河系中心，因此暴很可能与银河系X射线暴有关，尽管不能排除它是宇宙学伽玛暴的可能性。我们讨论了这两个突发情况下，我们的通量限制的影响。
2008-09-13 astro-ph
Optical afterglows of short Gamma-ray Bursts and GRB 040924
短持续时间伽马射线暴（GRB）（\leq 2{ \rm s}）由于缺乏余辉探测直到最近仍然是一个谜。解释短伽玛暴的模型调用不同的祖先场景。在这里，我们提出了一个通用的分析短伽玛暴余辉，并计算不同的祖先模型的框架内的短伽玛暴的光学光变曲线。我们表明，所有这些光学余辉都足够明亮，可以通过{ \em Swift}天文台上的紫外线和光学望远镜（UVOT）检测到，并且可以通过监测良好的光变曲线区分不同的模型。我们还模拟了最近发现的短暴GRB 040924的余辉数据。我们发现，有限的数据是一致的低中密度的环境，这是一致的前概念的紧凑型恒星合并的祖先模型，虽然模型与恒星的祖先不排除。
2005-03-08 astro-ph
Expected characteristics of the subclass of Supernova Gamma-ray Bursts (S-GRBs)
伽马射线暴（GRB）980425和超新星（SN）1998 bw之间的时空重合促使人们推测存在一类由SNe产生的GRB（"S-GRB“）。在射电观测的基础上，已经提出了相对论性激波存在的有力论据。基于射电观测的物理模型使我们提出超新星GRB（S-GRB）的以下特征：1）瞬发射电辐射和隐含的亮度温度接近或低于逆康普顿极限，2）光学光球的高膨胀速度，如从线宽和能量释放比通常更大，3）没有长寿命的X射线余辉，（4）单脉冲（SP）伽玛暴剖面。对以前SNe的射电研究表明，只有Ib型和Ic型可能满足第一个条件。因此，我们已经调查了建议协会的伽玛暴和超新星发现没有令人信服的证据（主要是缺乏数据），以确认任何单一的连接的SN与伽玛暴。如果有一个更严格的物理基础的爆发的时间历史的S-GRB超出SP的要求，我们建议的BATSE目录中的1%的光变曲线类似的GRB 980425可能构成的子类。未来对具有类似轮廓的爆发的光学跟踪应该确认这种伽玛暴是否起源于Ib/Ic型SN的某个部分。
1998-07-05 astro-ph
On the Possibility of Identification of a Short/Hard Burst GRB 051103 with the Giant Flare from a Soft Gamma Repeater in the M81 Group of Galaxies
光变曲线，能量特性，和本地化的短/硬GRB 051103爆发被认为是。在附近的M81群相互作用星系的软伽马中继站的巨型耀斑有利于确定这一事件的证据进行了讨论。
2006-09-22 astro-ph
The Optical Transient of GRB970228, 16 hours after the burst
直到最近，伽马射线暴的位置在短时间尺度内还没有被充分地了解，以定位和识别它们与已知的天体源。继Beppo-SAX卫星对GRB 970228爆发的X射线余辉（从主峰后30 s到3天）和爆发后21 h的光学瞬变的历史探测之后，我们在这里报告在爆发后仅16 h获得的图像中探测到相同的光学瞬变。
1997-09-11 astro-ph
External Shock Model for the Prompt Phase of Gamma Ray Bursts: Implications for GRB Source Models
本文对伽马射线暴的瞬发伽玛射线发光相的外激波模型进行了解析和数值处理。一个被广泛引用的推导，声称一个快速变化的伽玛暴的外部冲击模型必须是非常低效的角时标采用了一个不正确的表达式。数值计算结果表明，相对论火球的定向动能转化为γ射线的效率大于10%，可以形成可变的伽玛暴。总结了外激波模型的成功之处和内风/碰撞壳模型的困难。脉冲外部冲击模型与supranova模型是一致的。
2003-01-17 astro-ph
Probing the environment in Gamma-ray bursts: the case of an X-ray precursor, afterglow late onset and wind vs constant density profile in GRB011121 and GRB011211
本文介绍了2001年12月11日的X射线丰富事件（GRB 0111211）和2001年11月21日的硬极亮事件（GRB 011121）的两个长伽马射线暴的BeppoSax和XMM观测结果。在这两个事件中，我们都发现了一个迟发的X射线爆发的证据，它发生在即时发射之后的几分钟。这种现象的时间和光谱行为表明，它代表了余辉的开始。余辉的宽带光谱模拟表明，在12月爆发的火球演化发生在ISM环境。相反，在11月的爆发中，风的情况是由X射线衰减揭示的，比在光学中观察到的慢（$δ_{\rm X}=1.29\pm0.04$ vs $δ_{\rm O}=1.66\pm0.06$）。风廓线应在大半径处变为恒定密度廓线，以便使后期无线电数据与喷流相一致。另外两个结果得到了这个突发。一个X射线爆发比硬得多的伽玛射线暴早30秒。与简单模型对类星体前体活动的预测相反，它的光谱与黑体并不一致。最后，在瞬发发射的早期部分检测到大量吸收柱（$\NH=(7\pm2)\times10^{22}$ cm $^{-2}$）。这比风大得多，因此它可能与爆发周围的区域有关。
2004-12-22 astro-ph
Extended GeV-TeV Emission around Gamma-Ray Burst Remnants, and the Case of W49B
本文研究了超高能宇宙射线（UHECR）引起的伽马射线暴（GRB）残余周围的高能光子辐射。我们将结果应用到最近的报告中，超新星遗迹W49B是我们银河系中的GRB遗迹。如果这是正确的，并且如果伽玛暴是UHECR的来源，那么这种识别的自然结果将是伽玛暴残余周围可检测到TeV光子发射。对周围辐射的成像可以为伽玛暴的喷流结构提供新的约束。
2004-08-25 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
On the Polarization of Gamma Ray Bursts and their Optical Afterglows
伽马射线暴（GRB）的光学余辉（AG）的偏振只在少数情况下在不同的时间后的GRB测量。在所有的情况下，除了最好的测量（GRB 030329），观察到的偏振和它的演变是简单的，很容易解释在最天真的版本的“炮弹”模型的GRB：“内在”AG偏振是小的，观察反映了“前景”的影响，主机星系和我们的。在GRB 030329中观察到的极化行为是混乱的，它的理解需要合理但特别的成分。伽玛射线暴的伽玛射线偏振只在伽玛射线暴021206的情况下被测量过。结果是有争议的，但类似的测量将是至关重要的GRB生成机制的确定。
2004-02-29 astro-ph
Swift detects a remarkable gamma-ray burst, GRB 060614, that introduces a new classification scheme
已知伽马射线暴（GRB）有两种持续时间，间隔约为2秒.长爆发起源于星系中的恒星形成区，当足够近可以观察到时，伴随着超新星（SNe），并且可能是由双恒星双星引起的。最近的观测表明，短爆发起源于其宿主星系内恒星形成率较低的区域，与双星中子星（NS）或NS -黑洞（BH）合并一致。此外，虽然它们的宿主主要是附近的星系，但到目前为止，还没有SNe与短GRB相关联。我们在这里报告的是明亮的，附近的GRB 060614，它不属于任何一类。它的持续时间约为102 s，属于长伽玛暴，而它的时间滞后和峰值亮度完全属于短伽玛暴子类。此外，非常深的光学观测排除了伴随的超新星，类似于短伽玛暴。这种组合的一个长时间的事件，没有伴随的SN构成了挑战，既一个GRB和合并NS的解释，并打开了一个新的GRB分类方案，跨越长和短的爆发的大门。
2006-10-20 astro-ph
The Broken Light Curves of Gamma-Ray Bursts GRB 990123 and GRB 990510
我们收集了GRB 990123和GRB 990510的所有已发表的测光结果，并确定了它们的光变曲线形状和光变曲线的断裂时间。GRB 990123和GRB 990510是前两个光学余辉光变曲线出现断裂的伽马射线暴。这些参数被用来调查的物理机制负责的休息和周围介质的性质，发生的突发。GRB 990123的光变曲线最符合破幂定律，在爆发后1.68 +/- 0.19天出现一个破幂定律，在破幂定律前α 1的斜率为-1.12 +/- 0.08，破幂定律后α 2的斜率为-1.69 +/- 0.06。这与具有大约5度的固定开口角（θ 0）的准直流出一致。在这种情况下，光变曲线的中断是由于相对论性火球减慢到伽马因子约为1 /θ 0。GRB 990510的光变曲线最适合于一个连续函数，其早期斜率为α 1 = -0.54 +/- 0.14，晚期斜率为α 2 = -1.98 +/- 0.19，并且在爆发后大约一天在两种状态之间缓慢过渡。这是一致的准直流出与一个开放的角度约为5度，最初是辐射，但经历了侧向膨胀，开始约一天后爆发。这种侧向膨胀是造成光变曲线缓慢中断的原因。
2001-03-05 astro-ph
INTEGRAL Spectrometer SPI's GRB detection capabilities. GRBs detected inside SPI's FoV and with the anticoincidence system ACS
光谱仪SPI是INTEGRAL航天器的两个主要仪器之一，具有重要的伽马射线暴探测能力。在其35度（全宽）视野中，SPI能够以每月约0.8次的平均速度定位伽马射线暴。由于其512公斤BGO晶体的大型反符合屏蔽，SPI能够以非常高的灵敏度准全方位地探测伽马射线暴。反符合屏蔽的爆破警报由INTEGRAL爆破警报系统发布。在任务的前8个月，通过与其他航天器的行星际网络三角测量，用反符合屏蔽获得了大约0.8/天的伽马射线暴候选者和0.3/天的伽马射线暴位置。
2003-08-20 astro-ph
