利用高红移伽马射线暴探测早期宇宙尘埃

X射线尘埃散射行为及其对伽马射线暴X射线余辉的影响

Behavior of X-Ray Dust Scattering and Implications for X-Ray Afterglows of Gamma-Ray Bursts

伽马射线暴（GRB）的余辉通常被认为是由于冲击扫过星周介质而产生的。然而，大多数伽马射线暴都是在致密的恒星形成区域发现的，在那里，大部分的瞬发X射线发射都可以被尘埃颗粒散射。在这里，我们重新审视的行为，尘埃散射的X射线在伽玛暴。我们发现，γ射线触发后数分钟到数天内的某些X射线余辉的特征与γ暴瞬发X射线辐射在宿主尘埃颗粒上的散射是一致的。这意味着一些观测到的X射线余辉（特别是那些没有急剧上升和衰减的耀斑）可以用尘埃散射驱动的发射模型来理解。

尘埃恒星形成区伽马射线暴余辉的可见性

The visibility of gamma-ray burst afterglows in dusty star-forming regions

最近对伽马射线暴（GRB）环境的观测结果显示，大质量恒星是它们的祖先，它们很可能被气体和尘埃所包围。伽玛射线暴的可见光和紫外辐射的可见度取决于尘埃和伽玛射线暴本身的特性。周围尘埃的合理分布能够吸收伽玛暴闪光和余辉的所有光学和紫外辐射，除非闪光的峰值各向同性光度L_peak > 10^49 erg/s。这意味着暗爆发应该存在，并且必须在红外而不是光学波长下研究这些爆发。本文将详细介绍红外伽玛暴尘埃辐射。再处理的粉尘排放在约8微米的静止帧波长处达到峰值。即将到来的太空望远镜，特别是太空红外望远镜设施上的IRAC相机，可以探测到这种红移约为2的辐射。然而，必须提供一个准确的位置的伽玛射线暴余辉，这种排放被识别，因为光曲线的再处理尘埃排放不会改变的时间尺度小于几年。

Dust-scattered X-ray halos around gamma-ray bursts: GRB 031203 revisited and the new case of GRB 050713A

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…

长伽马射线暴中E_peak-E_iso相关性的探讨

Probing the existence of the E_peak-E_iso correlation in long Gamma Ray Bursts

我们利用442个已知E_peak的BATSE暴样本，通过滞后-光度相关估计红移，探讨了长GRB中E_peak-E_iso相关的存在性。该示例证实了静止帧峰值能量与各向同性等效能量相关。最佳拟合线周围的点的散射分布与27个具有光谱红移的爆发所获得的分布相似。我们解释了E_peak-E_iso平面上的散射是由于伽玛暴喷流的张角分布引起的。通过假设准直校正能量与E_peak相关，我们可以导出所观察到的射流开口角的分布，其结果是对数正态分布，峰值为~6.5度。

伽马射线暴周围的尘埃散射X射线膨胀环

Dust scattering X-ray expanding rings around gamma-ray bursts

被我们银河系中的尘埃颗粒散射可以产生X射线晕，在伽马射线暴周围可以看到膨胀的环。迄今为止，这已经在三个GRB中观察到，从而可以导出尘埃云的精确距离以及对未直接观察到的即时GRB X射线发射的一些限制。我们发展了一种新的研究尘埃散射膨胀环的分析方法，并将其应用于所有的XMM-牛顿和Swift/XRT跟踪观测的伽玛暴。

用I型X射线爆发探测中子星的性质

Probing the Properties of Neutron Stars with Type-I X-Ray Bursts

当I型X射线爆发的燃烧大气冷却时，自旋频率的增加对下面的中子星的半径提供了强有力的限制。如果自旋频率的变化是由于大气层厚度的变化，那么对于任何状态方程，恒星的半径必须超过$3 G M/c^2$，对于大多数物理上合理的状态方程，半径必须接近$3.5 G M/c^2$。这种约束的出现是因为径向运动的科里奥利力的方向对于$R < G / c^2 (M + I / R^2)$是相反的。此外，在致密恒星附近，科里奥利力的大小发生了显著的变化，这就直接解释了为什么快速旋转爆发子的频率与慢速旋转爆发子的频率变化相同;它们的质量略大，分别为1.6 M $_\odot$和1.4 M $_\odot$。\

伽马射线暴宿主星系的尘埃消光

On Dust Extinction of Gamma-ray Burst Host Galaxies

虽然伽马射线暴（GRB）的余辉被其宿主星系中的尘埃所遮蔽和变红是众所周知的，但尘埃消光的波长依赖性和数量仍然知之甚少。目前的研究主要依赖于余辉光谱能量分布（SED）与模板消光模型拟合。推断的消光（数量和波长依赖性）和尘埃-气体比往往是在不同意从尘埃耗尽和X射线光谱研究。我们认为，这种差异可能是由于模板灭绝定律的先验假设。我们提出了一个近似伽玛暴宿主消光定律的解析公式。与模板消光定律自包含的，并揭示消光规律不同于传统的能力，它表明，这是一个强大的方法在建模的余辉SEDs得到伽玛射线暴主机消光。

尘埃对伽马射线暴的X射线破坏

X-ray Destruction of Dust Along the Line of Sight to Gamma-Ray Bursts

我们表明，如果所有的伽马射线暴发射X射线的方式类似于BeppoSax观测到的，许多消光沿视线在主星系的爆发可以被摧毁。两种机制主要负责粉尘破坏：粮食加热和粮食充电。后者通常更为重要，它会导致静电应力大于晶粒的抗拉强度。谷物通常会在100秒差距的距离内被摧毁。这种尘埃破坏可以让我们看到紫外线/光学余辉，即使爆发是嵌入在一个高度模糊的区域深处。由于破坏率取决于颗粒的成分和大小，因此有可能在爆发过程中和余辉的最初几分钟内观察到消光变化的量和波长依赖性。也有可能在余辉光谱中检测到星际吸收线，如果没有重元素返回气相，这些吸收线就不会存在。

伽马射线暴宿主星系的尘埃消光：两类的鉴别？

Dust Extinction of Gamma-ray Burst Host Galaxies: Identification of Two Classes?

在伽马射线暴（GRB）的宿主星系中，尘埃使它们的余辉光谱变暗和变红。了解这些尘埃的性质对于修正灭绝、提供伽玛射线暴祖先的性质的线索、探测高红移星系的星际介质以及当宇宙年轻得多、星系演化得少得多时宇宙尘埃的性质都是至关重要的。伽玛射线暴宿主星系的尘埃和消光性质仍然知之甚少。与以前的工作不同，我们在这封信中推导出10个GRB宿主星系的消光曲线，而没有任何特定的消光类型（如银河系或小/大麦云云）的先验假设。结果表明，存在两种不同类型的消光曲线：一种是相对平坦的灰色消光曲线，另一种则是相对陡峭的波长倒数曲线，与银河系的消光曲线非常相似，只是去掉了2175 $\Angstrom$的特征。

通过引力透镜探测z > 0星系的尘气比

Probing The Dust-To-Gas Ratio of z > 0 Galaxies Through Gravitational Lenses

本文报道了在三个引力透镜MG 0414 +0534、HE 1104 -1805和PKS 1830 -211中对差分气柱密度的探测。结合B1600+434和Q2237+0305的微分柱密度测量和这些透镜的微分消光测量，我们探测了宇宙学上遥远的正常星系的一个小样本的尘气比。我们得到了E（B-V）/NH =（1.4 \pm 0.5）e-22 mag cm ^2/atoms的平均尘埃-气体比，估计本征色散的比例约为40%。这个平均尘埃与气体的比率与银河系的平均值1.7 e-22 mag cm ^2/atoms相一致，估计的本征色散也与银河系中观测到的30%相一致。

用伽马射线暴的高能发射探测最弱星系际磁场的性质

Probing the Nature of the Weakest Intergalactic Magnetic Fields with the High Energy Emission of Gamma-Ray Bursts

我们研究了延迟的，次级GeV-TeV的伽马射线暴发射和它的潜在探测星系际磁场的性质。几何效应被适当地考虑到初级高能光子和次级逆康普顿光子之间的时间延迟从电子-正电子对，产生于$γ$ - $γ$与背景辐射场的相互作用和偏转干预磁场。延迟发射的时间依赖的光谱进行了评估的磁场强度和红移的宽范围内。如果场强为$\sim 10^{-18}$ G，则$z \sim 1$爆发的次级光子的典型通量和延迟时间分别为$\sim 10^{-8}$ GeV cm $^{-2}$ s $^{-1}$和$\sim 10^4$ s，这可能与星系际空洞区的情况相同。我们发现至关重要的区别相干和纠缠的磁场的情况下，以及依赖于场的相干长度。

伽马射线暴余辉作为银河系和星系际尘埃的探测器

Gamma-ray burst afterglows as probes of galactic and intergalactic dust

高红移星系和星系际（IG）尘埃的数量和性质在很大程度上是未知的，但可以使用具有已知内禀光谱的高z天体的多波长测光来研究。观测到的伽马射线暴（GRB）余辉似乎支持绝热爆炸波扩展到外部介质的理论模型。在这个模型中，同步加速器峰值通量与频率无关，随着时间的推移观察时提供平坦的光谱，因此允许直接测量广泛分离的带中余辉通量的相对衰减。将这种方法应用于尘埃消光，我们表明，对于已被银河系消光校正的余辉样本，X射线与光学峰值通量的计数之间的比较可以提供对尘埃星系际成分的约束。类似的技术可以探测GRB形成区域中消光的红移依赖性，而不需要假设消光和尘埃变红之间的关系。探测红移消光的系统变化-特别是在IG和/或非红化尘埃中-对于正确解释Ia型超新星哈勃图和类似观测至关重要，并且有助于理解GRB祖先环境。

利用偏振探测棕矮星大气中的尘埃

Probing Dust in the Atmosphere of Brown Dwarfs Through Polarization

理论分析和观测证据表明，当棕矮星的有效温度大于1400 K时，其大气中会有尘埃云。在这封信中，我们表明，尘埃散射应该产生偏振连续辐射从相对温暖的棕矮星和偏振通量轮廓可能是一个潜在的诊断工具的光学和物理性质的尘埃颗粒。如果颗粒尺寸小，则由于多重散射导致的偏振度在光学区域中将更多，而如果颗粒尺寸大，则在红外区域中应检测到显著的偏振。指出双星系统中伴星的快速自转和潮汐效应使天体形状偏离球形，从而保证了圆盘积分偏振不为零。

伽马射线暴的高柱密度和低反射率：超新星和尘埃破坏的证据

High column densities and low extinctions of gamma-ray bursts: Evidence for hypernovae and dust destruction

我们分析了一个完整的伽马射线暴余辉样本，并发现了X射线证据，证明它们周围的气体柱密度很高。柱密度在1 e +22- 1 e +23/cm ~ 2之间，正好是银河系巨分子云的平均柱密度。我们还估计云的大小为10-30 pc，这意味着质量大于1 e +5太阳质量。这有力地表明，伽马射线暴位于恒星形成区域，因此反对中子星合并和大质量恒星的坍缩作为其来源。然而，光学折射率比高柱密度所预期的小10-100倍。这证实了理论上的发现，即来自伽马射线暴的早期硬辐射及其余辉可以摧毁其环境中的尘埃，从而为分子云的余辉光开辟出一条路径。由于自发的低消光和恒星形成区域的位置，我们期望伽马射线暴提供一个相对公正的高红移恒星形成的样本。因此，它们可能有助于解决高红移恒星形成的典型环境。

伽马射线暴尘埃回声再访：早期的期望

Gamma-Ray Burst Dust Echoes Revisited: Expectations at Early Times

伽马射线暴（GRB）尘埃回波是首次提出的另一种解释的超新星（SN）类成分的余辉GRB 980326和GRB 970228。然而，光谱鉴定与GRB 030329相关的Ic型SN 2003 dh，以及其他GRB余辉的SN样成分的鉴定，似乎已经证实了GRB/SN范式。然而，Ic型SNe的可能的祖先是沃尔夫-拉叶WC星，而晚型WC星被观测到被尘埃包围，距离恒星10^14 - 10^15 cm。因此，我们重新审视了伽玛射线暴尘埃回波的可能性，不是在爆发后的几周内，而是在几分钟到几小时的时间尺度上。我们发现，如果光学闪光是足够明亮的和足够宽的喷流，伽玛暴余辉可能伴随着这个时间尺度上的色彩变化。根据这些特征，可以确定粉尘分布的内半径、射流的初始张开角等模型参数，可以推断。随着HETE-2，Integral和现在的Swift对GRB的快速和定期定位，以及新的和改进的机器人望远镜系统，这些早期GRB尘埃回波可能很快就会被检测到。我们描述了一个这样的机器人望远镜系统，称为PROMPT，北卡罗来纳大学教堂山分校正在建设的塞罗托洛洛美洲天文台更详细。

伽马射线暴的尘埃散射和X射线余辉的回波发射

Echo Emission From Dust Scattering and X-Ray Afterglows of Gamma-Ray Bursts

研究了伽马射线暴中X射线回波发射的影响。我们发现，回波发射可以提供另一种方式来理解X射线浅衰变和喷流中断。特别是，一个浅的衰变，然后是一个“正常”的衰变和进一步快速衰减的X射线余辉可以一起解释为由于即时X射线发射的回声散射的尘埃颗粒在一个巨大的风泡周围的伽玛射线暴的祖先。我们还在X射线回波发射中引入额外的时间中断。通过拟合余辉光变曲线，我们可以测量大质量风泡的位置，这将使我们更接近于找到质量损失率，风速和GRB爆炸前的祖先的年龄。

伽马射线暴周围介质的尘埃回波

Dust Echoes from the Ambient Medium of Gamma-Ray Bursts

长伽马射线暴（GRB）可能与大质量恒星的坍缩有关，这些恒星产生尘埃，并在尘埃环境中诞生。来自伽玛暴的瞬发、闪光和余辉发射的紫外/X射线光子的吸收和散射产生尘埃回波。我们执行这些回波的时间相关的计算，占的尘埃颗粒分布的演变，由于选择性颗粒破坏的GRB辐射，和离轴波束。我们探索了不同密度和大小的云结构--回波光变曲线和光谱取决于云的半径，较大的云在较长的波长处达到峰值。对于氢密度约为1000/立方厘米的约3 pc大小的区域，热成分和散射成分的回波光谱峰值分别为约3.6微米和约8.8 eV。尘埃回波应该可以用甚大望远镜探测到z ~ 0.1，斯皮策太空望远镜上的IRAC探测到z ~ 0.2，哈勃太空望远镜上的NICMOS探测到z ~ 0.3。此外，回声光曲线的形状允许人们推断：喷射开度角;喷射轴线相对于视线的倾斜度;灰尘排放区域的大小。对于具有对称双极喷流的源，尘埃回波在光变曲线中呈现出两个凸起，使它们很容易与由于潜在超新星而引起的再亮区分开来。

环形暴介质中的尘埃升华和碎裂：具有暗光学余辉的伽马射线暴的大质量云起源的证据

Dust Sublimation and Fragmentation in the Circumburst Medium: Evidence for a Large, Massive Cloud Origin for Gamma-Ray Bursts with Dark Optical Afterglows

The distances to which the optical flash destroys dust via sublimation, and the burst and afterglow change the size distribution of the dust via fragmentation, are functions of grain size. Furthermore, the sublimation distance is a decreasing function of grain size, while the fragmentation distance is a decreasing function of grain size for large grains and an increasing function of grain size for small grains. We investigate how these very different, but somewhat complementary, processes change the optical depth of the circumburst medium. To this end, we adopt a canonical distribution of grap…

两个快速伽马射线暴周围的尘埃散射X射线晕：GRB 061019和GRB 070129

Dust-scattered X-ray halos around two Swift gamma-ray bursts: GRB 061019 and GRB 070129

在对GRB 061019和GRB 070129的早期跟踪观测期间，Swift XRT仪器探测到两个新的膨胀X射线环，使在GRB周围观测到的尘埃散射X射线晕的数量增加到5个。虽然这两个光环特别微弱，但可以进行灵敏的分析，优化Tiengo & Mereghetti（2006）最初开发的方法，以分析Swift卫星的XMM-牛顿观测到的尘埃散射环。在GRB 061019的情况下，一个已知的巨大分子云被确定为负责散射过程，它的距离是精确测量（d=940 $\pm$ 40 pc）通过膨胀环的动力学。在第二种情况下，XRT观测到GRB 070129的瞬发发射的主峰和散射晕，但探测到的晕光子数量很少，使我们无法区分不同的尘埃模型。

IR尘埃泡：探测银河系HII区域的详细结构和年轻大质量恒星群

IR Dust Bubbles: Probing the Detailed Structure and Young Massive Stellar Populations of Galactic HII Regions

我们提出了一个分析风吹，秒差距大小，中红外气泡和相关的恒星形成使用GLIMPSE/IRAC，MIPSGAL/MIPS和MAGPIS/VLA调查。从Churchwell等人（2006）的目录中选择了三个气泡。比较了电离气体（基于20 cm发射）、PAH发射（基于8 um、5.8 um和缺少4.5 um发射）和热尘埃（24 um发射）的相对分布。在每个气泡的中心有一个区域，包含电离气体和热尘埃，周围是多环芳烃。我们确定了可能的来源（S）的恒星风和电离通量产生每个泡沫的基础上SED拟合数值热恒星光球模型。候选YSO也确定使用SED拟合，包括几个可能触发恒星形成的网站。

来自恒星残骸的伽马射线暴：探测高红移宇宙

Gamma-ray bursts from stellar remnants: probing the Universe at high redshift

伽马射线暴（GRB）释放的能量与超新星爆炸相似，结合其快速的变化性，表明它的起源与中子星或黑洞有关。由于这些致密的恒星残骸形成于质量最大的恒星诞生后不久，因此伽马射线暴应该可以追踪宇宙中恒星的形成率;我们证明了伽玛射线暴的通量分布与此一致。由于恒星形成速率随红移的强烈演化，因此已知最暗的爆发具有z ~ 6，远高于通常引用的值，并超过最遥远的类星体。这就解释了为什么在经过充分研究的伽马射线暴误差框中没有明亮的星系。距离的增加意味着峰值光度为8.3e51 erg/s，速率密度为每个星系每百万年0.025。这些值分别比非演化伽玛射线暴率拟合所暗示的值高20倍和低150倍。这意味着伽玛暴要么是由一种比双中子星合并更罕见的现象引起的，要么是由于光束的存在，我们通常看不到它们的伽玛射线辐射。精确的爆发位置从光学瞬变将区分不同的模型从恒星死亡的伽玛射线暴，因为祖出生地和爆发之间的距离有很大的不同。最暗的伽马射线暴是已知的最遥远的天体，可能在第一批恒星形成的时候探测宇宙。

用MIDI/VLTI干涉法探测NGC 3783中Seyfert 1核的尘埃环境

Probing the dusty environment of the Seyfert 1 nucleus in NGC 3783 with MIDI/VLTI interferometry

我们提出了中红外光谱干涉测量的塞弗特1型核的NGC 3783。尘埃环核环境的空间分辨和紧凑的发射的波长依赖性进行了讨论。这些观测是用甚大望远镜干涉仪的N-band射电望远镜进行的。光谱和紫外光谱的光谱分辨率为30，波长范围为8至13微米。对于解释，我们开发了一个简单的尘埃盘模型与小和可变的覆盖因子。在65和69米的基线处，测得的维生素范围为0.4至0.7。N带光谱显示出所测量的通量随波长单调增加，在10微米附近没有明显的硅酸盐特征。我们发现，中红外辐射的核心，可以复制一个扩展的尘埃盘或环面的辐射尘埃云的覆盖因子小。我们对NGC 3783的中红外观测结果与一个云状的环核尘埃环境相一致。用低覆盖因子的尘埃环解释支持了活动星系核统一方案的一个clusterian版本。推断的大小和光度与尘埃混响大小和光学和X射线观测的辐射热光度吻合得很好。

探测伽马射线暴中的环境：X射线前兆、余辉迟发和风对GRB011121和GRB011211中的恒定密度廓线的情况

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。

伽马射线暴分布的球谐展开：探测大尺度结构？

Spherical Harmonic Expansion of Gamma Ray Burst Distributions: Probing Large Scale Structure?

我们已经制定了必要的计算多极分量的球谐展开的爆发源给定任何特定的密度扰动功率谱的形式和技术。使用这种形式主义，我们已经明确计算和制表预期的前几个多极组件的伽玛射线暴分布使用冷暗物质功率谱。不幸的是，我们的分析使我们预期，该模型的结构形成的各向异性信号将低于散粒噪声水平，在可预见的未来。其他人的早期研究声称，在十年左右的时间里，利用伽玛暴的角分布来探测结构的形成是可能的。我们发现，虽然它可能探测偶极由于我们的运动相对于宇宙静止框架，它似乎是不可行的探测多极组件由于内在的波动，如果实际的功率谱是固定的数量级内的冷暗物质模型的结构形成。

利用伽马射线暴亮度分布探测宇宙恒星形成历史

Probing the Cosmic Star Formation History by Brightness Distribution of Gamma-Ray Bursts

在假设伽玛暴发生率与宇宙恒星形成率有关的前提下，详细研究了伽马射线暴（GRB）的亮度分布。分别分析了4 B BATSE星表中长持续时间和短持续时间爆发的两个总体。考虑到目前恒星形成率（SFR）观测估计的不确定性，我们尝试了各种宇宙恒星形成历史的模型，发现如果标准烛光近似成立，则$z$ = 0--1的SFR演化受GRB分布的强烈约束。从紫外观测推断出的从$z$ = 0到1的$\sim$ 15倍的强SFR演化太陡，与任何距离尺度的伽玛暴分布都不一致。一些可能性，以调和这种差异进行了讨论，包括固有的亮度色散的伽玛暴和/或修改的恒星形成历史估计的紫外观测。我们认为，SFR增加因子从$z$ = 0到1可能是低至约4，如果我们选择不同的宇宙学参数集和/或考虑的演变的金属丰度和尘埃消光的紫外数据，这将显着补救的差异。

伽马射线暴余辉中的尘埃损耗和消光

Dust Depletion and Extinction in a Gamma-Ray Burst Afterglow

首次对伽马射线暴（GRB）余辉的环暴介质中的尘埃性质提出了严格的限制。这是基于GRB 020813（z=1.255）的光谱，在爆发后4.65小时用Keck I LRIS获得。从光谱中的吸收线，我们得到非常高的柱密度为六个重元素具有不同的耐火性能。相对丰度类似于银河系中的尘埃贫化模式，由此我们推断在95%置信水平下，目视消光为A_V=0.4和A_V>0.3。然而，金属和尘埃的高柱与观测到的紫外连续光谱形成对比，该光谱非常接近F_nu \propto nu^{-0.9}的幂律形式，没有弯曲的迹象，也没有2200埃的消光特征，表明红化程度较低。银河系或麦哲伦云的红化只可能出现在很低的视亮度（分别为A_V<0.08或A_V<0.2，置信度为95%），这与由亏损分析推断的A_V值不一致。如果我们假设伽玛暴的本征谱和消光定律为F_lambda^i = F_V（5500/lambda）^alpha和A_lambda= A_V（5500/lambda）^gamma，我们得到（当A_V=0.4时）来自连续谱的约束：gamma<0.85和alpha<1.72。

三次伽马射线暴寄主星系中重元素丰度和尘埃贫化

Heavy Element Abundances and Dust Depletions in the Host Galaxies of Three Gamma-Ray Bursts

本文导出了与主星系环暴或星际介质有关的三个伽马射线暴光学瞬变过程中重元素的柱密度。在阻尼莱曼α（DLA）系统沿类星体视线观察到的相同的元素相比，我们发现更高的列密度的ZnII的证据。通过对银河系和麦哲伦云星际吸收的观测，平滑地弥合了类星体DLA分布和GRB DLA分布之间的差距。GRB-DLAs中非常小的[Fe/Zn]、[Si/Zn]和[Cr/Zn]值表明大的粉尘消耗。当尘埃与金属的比值确定后，我们发现消光系数A_V ~ 1，与大多数类星体DLAs中典型的A_V < 0.1相比较。我们的推断高尘埃含量似乎是在矛盾与典型的低红化以前发现的伽玛暴。一种可能的调和方法是尘埃的粒度分布偏向于大颗粒，这将产生灰色消光。可能小尘埃颗粒已经被伽玛射线暴本身摧毁了。我们的研究结果支持的想法，主要是光学选择类星体探测器主要是低气体/尘埃地区的高红移星系，而更强大的伽玛暴可以通过其ISM（分子云和恒星形成区）的密集区域检测。因此GRB-DLAs和QSO-DLAs共同提供了一幅更完整的高红移星系中星际介质的全局性质的图像。

伽马射线暴是星系气体和尘埃的宿主

Gamma-ray Burst host galaxy gas and dust

我们报告的研究结果，以获得限制的吸收柱病房的初始样品的10个长伽马射线暴观察BeppoSAX，使用一种新的方法来SED拟合近红外，光学和X射线余辉数据，在计数空间，包括金属丰度的影响。当测试MW，LMC和SMC消光定律时，我们发现SMC类消光在大多数情况下提供了最佳拟合。对于这些源中的任何一个，类似MW的提取曲线都不是优选的，主要是因为2175A的隆起，原则上在所有这些余辉中都可以检测到，但在数据中不存在。我们排除了SMC样的气体尘埃比或更低的值为这里分析的主机（假设SMC金属丰度和消光定律），而其余的样品有太大的误差来区分。我们提供了一个准确的估计的视线消光，改善了不确定性的消光测量在以前的研究中，这个样本。

红移2.45的伽马射线暴余辉中的2175 A尘埃特征

The 2175 A dust feature in a Gamma Ray Burst afterglow at redshift 2.45

利用ESO/MPI 2.2 m望远镜和GROND多通道成像仪对红移2.45的长伽马射线暴GRB 070802的余辉进行了光学和近红外测光。在g 'r' i 'z'和JHK_S带中的随访观察开始于爆发后约17分钟，并延长至28小时。我们发现，在早期的余辉亮度增加，这可以解释由反向和正向冲击（FS）发射的叠加或余辉FS的发病。此外，我们检测到一个强大的宽带吸收功能，在i'带，我们解释为灭绝的红移2175年在伽玛射线暴宿主星系的凸点。这是2175 A在高红移时最早也是最清晰的观测之一。这是富碳环境的有力证据，表明银河系或大麦云云状尘埃已经在z=2.45的星系中大量形成。

分子云中的伽马射线暴：尘埃和H2的破坏，以及涌现光谱

Gamma-Ray Burst in a Molecular Cloud: Destruction of Dust and H2, and Emergent Spectrum

发生在分子云中的具有强紫外光辐射的伽马射线暴将使H2、光致电离H2、H和He解离，并破坏尘埃颗粒。我们模拟这些过程，包括随时间变化的辐射转移在连续辐射和共振线的H2。紫外线会将H2泵入振动激发能级。我们计算了不同时刻伽玛射线暴辐射的吸收光谱。除了H2（v=0）在λ < 1110埃处的强吸收线之外，由于冷的环境气体，我们发现从GRB及其余辉到达我们的辐射将由于振动激发的H2在1110 <λ < 1705埃处显示出强吸收线。这些吸收线，如果观察到，将提供明确的证据，伽玛射线暴与分子气体的协会。低分辨率的光谱会由于单个谱线的聚集而表现出明显的特征;对于光谱分辨率R约为350的斯威夫特紫外光学望远镜上的棱镜特性，给出了最强的这种吸收特征的列表。

通过SAXS（小角度X射线散射）探测Interstellar Dust模型

Probing Interstellar Dust Models Through SAXS (Small Angle X-Ray Scattering)

一个可行的星际尘埃模型--以尘埃颗粒的组成、形态和大小分布以及尘埃中不同元素的丰度为特征--应该适合主要由尘埃与入射辐射或环境气体相互作用引起的所有观测约束。尽管这些相互作用有许多不同的表现，我们仍然缺乏一个全面的尘埃模型，是符合{ \it all}的观测约束。最近，Zubko、Dwek和Arendt在构建这样一个模型方面取得了重要进展（2003年，ZDA 03），他首次将平均星际消光，漫红外发射，{ \it和}星际丰度作为天体物理学尘埃粒子模型构建中的明确约束条件，而这些尘埃粒子的粒度没有任何预定的函数形式分布结果表明，存在许多不同的尘埃模型，满足一套基本的观测约束。X射线晕主要是由大尘埃粒子沿视线向明亮的X射线源的小角度散射产生的，它探测尘埃的性质，在其他波长下很大程度上无法探测到。在这篇文章中，我们简要地回顾了微观物理和宏观效应，决定强度和空间分布的X射线晕。聚焦于亮源GX~13+1周围的X射线晕，我们表明晕观测可以用来区分不同的，目前可行的，ZDA 03尘埃模型。因此，X射线光环可能是一个重要的约束，需要明确包含在所有未来的尘埃模型中。

伽马射线暴中微子探测量子引力

Gamma Ray Burst Neutrinos Probing Quantum Gravity

能量很高、波长很短的中微子可能与量子引力理论预言的时空泡沫相互作用。它们会像光一样通过晶格传播并被延迟，延迟取决于能量。在观察者看来，这似乎违反了洛伦兹不变性。包络线后的计算意味着对伽马射线暴产生的中微子的观测可能达到普朗克尺度的灵敏度。我们重新审视这个问题，考虑到两个基本的复杂性：与中微子在源中的产生机制知之甚少相关的不精确的中微子时间以及高能中微子望远镜对其能量测量的间接性质。

通过对伽马射线暴X射线余辉的吸收探测温暖的星系间介质

Probing the warm Inter-Galactic Medium through absorption against Gamma Ray Bursts X-ray afterglows

伽马射线暴（GRB）的余辉接近其峰值强度，是天空中最明亮的X射线源之一。尽管它们的衰减速度快如幂律，但当在伽玛暴事件后几分钟到几小时内积分通量时，相应的计数（logN-logF关系）远远超过任何其他高红移（z>0.5）源的计数，其通量在相同的时间间隔内积分。讨论了如何利用伽玛暴的X射线余辉作为远距离信标，利用吸收特征探测星系团丝状体和外围的暖（10^5 K<T<10^7 K）星系际物质，即“X射线森林”。根据目前的宇宙学方案，这种物质可能包括宇宙中z<1的重子的30-40%。目前的X射线光谱仪，如钱德拉和XMM-牛顿上的光谱仪，可以沿着大多数伽玛射线暴的视线探测到它，只要在爆发后足够快（几小时内）观察到余辉。一个专用的中型X射线望远镜（有效面积<=0.1平方米），具有与雨燕望远镜类似的指向能力（分钟）和高光谱分辨率（E/DeltaE>=300），将非常适合于利用新的诊断和研究宇宙在结构形成的关键时刻的物理条件。

解析和探测赫比格Ae星MWC 480的1.4毫米的拱星盘：演化的尘埃？

Resolving and probing the circumstellar disk of the Herbig Ae star MWC 480 at 1.4 mm: Evolved dust?

我们目前的高分辨率0.45”× 0.32”的观测从BIMA阵列对赫比格Ae系统MWC 480在λ = 1.4毫米的尘埃连续。我们解决了一个半径约170 AU的拱星盘，并通过将观测结果与平盘模型进行比较来约束盘参数。这些结果表明，盘的典型拟合参数，如质量，Md ~ 0.04-0.18 Mo，表面密度幂律指数，p=0.5或1，是可比的低质量的金牛T星。MWC 480星盘中的尘埃可以被模拟为经过处理的尘埃物质（β ~ 0.8），类似于赫比格Ae星CQ Tau星盘;拟合的星盘参数也与较少演化的尘埃一致（β ~ 1.2）。MWC 480拱星盘中晶粒生长的可能性得到β ~ 0.8的可接受拟合的支持。p=0.5和p=1的表面密度幂律分布可以很容易地拟合到MWC 480盘;然而，在80%的置信水平下，排除了类似于最小质量太阳星云模型p=1.5的表面密度幂律分布。

伽马射线暴余辉中的本征极化和尘埃诱导极化：GRB 021004事例

Intrinsic and dust-induced polarization in gamma-ray burst afterglows: the case of GRB 021004

介绍并讨论了GRB 021004光学对应物的偏振测量。我们的观测是在发现伽马射线暴后的第一个和第四个晚上用TNG和VLT-UT 3（Melipal）进行的。我们发现了偏振时间演变的强有力证据，因此，这至少部分是光学瞬态所固有的。我们没有找到令人信服的证据，波长依赖性的内在偏振的瞬态，与目前的偏振模型的光学余辉。我们讨论了尘埃的作用，无论是在我们的星系和主机，在修改传输的偏振矢量，显示如何观察到的偏振通量的相当大的一部分是由于银河系的选择性消光，而它是不可能挑出任何明确的贡献，从尘埃在宿主星系。我们讨论了我们的数据如何与不同小组获得的数据进行比较，表明需要一个双组分模型来描述完整的数据集。考虑到GRB 021004复杂的光变曲线，这并不奇怪。

用新一代卫星探测器探测低光度GRB星群

Probing the low-luminosity GRB population with new generation satellite detectors

我们比较了低光度（LL）GRB的检测率和红移分布的本地化雨燕与那些预计将被观察到的新一代卫星探测器GLAST（现在费米），在未来，EXIST。虽然GLAST爆发望远镜在15 - 150 keV波段的灵敏度低于斯威夫特，但它的大视场意味着它将使斯威夫特对LL爆发的探测率增加一倍。我们表明，斯威夫特，GLAST和EXIST应检测约1，2和30 LL伽玛暴，分别在5年的运行期。EXIST上的爆发望远镜应该以比斯威夫特的BAT大一个数量级以上的速度探测LL GRB。我们表明，LL伽玛暴的检测范围将从$z \simeq 0.4$的斯威夫特到$z \simeq 1.1$在EXIST时代。此外，LL爆发对观测到的GRB红移分布的贡献将有助于在$z \simeq 1$的分布中的可识别的功能。

利用天基日冕仪探测Interstellar Dust

Probing Interstellar Dust With Space-Based Coronagraphs

我们表明，太空望远镜，如拟议中的类地行星日冕物质抛射，将能够探测到沿视线通过我们银河系恒星附近的星际颗粒散射的光。在0.1个氢原子cm^-3的均匀星际介质中，恒星在100 pc处的1角秒内散射光的相对通量约为10^-7。光环的强度随着距离恒星的距离而增加，不太可能限制日冕探测最近恒星周围的行星。经过类太阳恒星100天文单位范围内的颗粒会受到辐射、重力和磁力的偏转，导致散射光的特征，这些特征可能揭示恒星风的强度、恒星磁场的方向以及恒星与周围星际介质之间的相对运动。

用伽马射线暴探测暗能量

Probing dark energy with gamma-ray bursts

提出了一种利用伽马射线暴作为探测暗能量的新方法。在Ia型超新星（SNIa）的距离-红移关系已经确定的情况下，通过标定低红移下的亮度-变率和亮度-滞后时间关系，高红移下的伽玛暴可以作为距离指示器。我们调查的潜在影响，未来的伽玛暴数据确定当前的物质密度$Ω_{m}$和暗能量状态方程$w$，这是假定为常数。我们表明，从{ \it Swift}和当前SNIa数据预期的数据集的组合分析结果在两个$Ω_{m}$和$w$优秀的测定。

甚高红移伽马射线暴的射电到红外辐射：通过分子和原子吸收线探测早期恒星形成

The Radio to Infrared Emission of Very High Redshift Gamma-Ray Bursts: Probing Early Star Formation through Molecular and Atomic Absorption Lines

利用标准的相对论性冲击波模型，计算了甚高红移伽马射线暴的宽带余辉辐射。对于一个广泛的参数范围，红移为$z \sim$ 5- 30的伽玛暴的一个一般性质是，在毫米到远红外波段的毫央斯基通量水平的发射峰值，首先在爆发后几个小时，由于反向冲击，然后再次在几天后，由于前向冲击，流量略低。无线电、亚毫米波和红外连续辐射应可通过阿塔卡马大型毫米波天线阵（ALMA）、扩展甚大天线阵（EVLA）、平方公里天线阵（SKA）和其他设施轻易探测到$z \ga 30$。对于相对明亮的爆发，由于周围的原恒星气体的分子和原子吸收线的光谱测量是可能的。利用模型的原始原恒星云，我们表明，在某些条件下，可感知的吸收可能会引起HD旋转过渡，即使在无金属的环境。在足够的金属富集之后，来自CO转动跃迁和[OI]精细结构跃迁的吸收也可以变得强。通过适当的观测策略与光学望远镜相结合，ALMA和/或SKA可能能够探测到这样的谱线，为个别Pop III和早期Pop II恒星形成区域的物理条件提供独特的探测。我们还评论了潜在的近红外吸收功能，由于电子跃迁的H $_2$。

尘埃和暗伽马射线暴：相互影响

Dust and dark Gamma-Ray Bursts: mutual implications

在宇宙学的背景下，人们对尘埃的了解一直很少。对于伽玛暴的统计也是如此，因此我们启动了一个程序来了解它在伽玛暴和z函数中的作用。本文提出了一个复合模型在这个方向。该模型考虑了一个相当通用的尘埃分布在螺旋星系，并考虑了改变一些参数的影响，特别是尘埃颗粒的大小。我们首先以银河系为模型，模拟了500个伽玛暴作为宿主星系的质量分布。如果我们考虑与我们在银河系中观察到的性质相同的尘埃，我们发现由于吸收，我们错过了大约10%的余辉，假设我们在大约1小时甚至100秒内观察到事件。在我们的第二组模拟中，我们将GRB随机放置在巨型分子云中，考虑了宿主云内外不同类型的尘埃以及云内GRB引起的尘埃升华效应。在这种情况下，吸收主要是由于宿主云和尘埃的物理性质起着强烈的作用。该模型的计算结果与宿主星系的消光曲线类似于小麦哲伦云的假设一致，而宿主云也可以由具有较大颗粒的尘埃表征。为了证实我们的发现，我们需要一组均匀的红外观测。使用即将到来的专用红外望远镜，如REM，将提供大量新的余辉观测案例。

用伽马射线暴余辉的射电偏振测量探讨相对论无碰撞激波中的电子-质子耦合效率

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$f \sim 10^{-1}$。

伽马射线暴和恒星形成的历史

Gamma-ray bursts and the history of star formation

伽马射线暴（GRB）起源的流行模型包括短寿命的大质量恒星作为火球的祖先。因此，伽玛暴的红移分布应该准确地跟踪大质量恒星的宇宙恒星形成率。大部分的高质量恒星形成活动似乎发生在被星际尘埃遮蔽的光学波段区域。通过观测被年轻恒星加热的尘埃在远红外和亚毫米波段产生的热辐射，估计了被尘埃包裹的恒星形成活动的数量。在这里，我们讨论一个替代探针-红移分布的伽玛暴。伽玛暴在最高的红移下是可以探测到的，因为伽玛射线不会被尘埃吸收，所以伽玛暴的红移分布应该不会受到尘埃消光的影响。目前，伽玛暴的红移只能从相关的光学瞬变辐射来确定，然而，关于尘埃遮蔽恒星形成的流行程度的有用信息也可以从有和没有相关的光学瞬变的伽玛暴的比率中获得。目前有八个伽玛射线暴具有光谱红移。一旦知道大约100个红移，伽玛暴的数量将为宇宙恒星形成历史的不同模型提供重要的测试。

用CO谱线和尘埃连续谱探测碳星的质量损失历史

Probing the mass loss history of carbon stars using CO line and dust continuum emission

一个广泛的模拟CO线的排放量从拱星的信封周围的碳星。结合射电观测和红外观测，研究了大径向范围内的星周包络特征。在辐射转移分析中，观测数据一致地再现，假设球对称和平滑的风以恒定速度扩展。合并后的数据集给出了更好的确定包络参数，并对这些碳星的质量损失历史提出了限制。尘埃中的CO激发的重要性是解决使用所观察到的连续发射的辐射转移分析，它被发现只有轻微的影响，派生线强度。粉尘排放的分析也进一步限制了质量损失率的历史。在过去的几千年里，这里展示的恒星不太可能经历过任何剧烈的长期质量损失率调制，至少不到5倍。在ISO观测到的九颗碳星中，只有三颗被观测到足够长的时间，可以探测到CO的远红外旋转线。

河外源X射线被干涉星系中尘埃的小角散射

Small-Angle Scattering of X-Rays from Extragalactic Sources by Dust in Intervening Galaxies

伽马射线暴现在被认为是宇宙学上的一种天体，通常伴随着X射线和光学余辉。余辉中发射的总能量可以与伽马射线暴本身辐射的能量相似。如果一个包含大量尘埃柱密度的星系靠近伽马射线暴的视线，由于尘埃颗粒的衍射，X射线的小角度散射将产生余辉的X射线回波。在观测到余辉后的某个时间，对回波的角尺寸进行测量，可以得到散射星系和伽马射线暴的角直径距离的组合，这可以用来约束宇宙学模型，就像引力透镜中的时间延迟一样。散射星系通常也会引起引力透镜，这应该会改变来自圆环的X射线回波的形状。检测这种现象的主要困难是回波的预期通量非常低。当伽马射线暴被引力透镜高度放大时，或者当偏转星系处于低红移时，通量会增加。类星体等连续（但可变）源的X射线回波也可以用高分辨率仪器探测到，并允许进行类似的测量。

确定伽马射线暴宿主星系的尘埃消光：一种基于光学和X射线测光的直接方法

Determining the Dust Extinction of Gamma-ray Burst Host Galaxies: A Direct Method Based on Optical and X-ray Photometry

伽马射线暴（GRB）宿主星系的尘埃消光，包含了GRB祖先的性质的重要线索，对去红化至关重要，仍然知之甚少。在这里，我们提出了一个简单的方法来确定GRB宿主星系的消光比较观察到的光谱的内在的X射线光谱外推。该方法的基本原理是从标准火球模型出发：如果光通量衰减指数等于X射线通量衰减指数，则光学和X射线带之间不存在突变频率，因此我们可以从X射线谱中推导出内禀光通量。我们将该方法应用于三个光学和X射线通量具有相同衰变指数的伽玛暴和一个具有推断的冷却突变频率的伽玛暴，得到了它们的宿主星系的静止坐标系消光曲线。得到的消光曲线是灰色的，不像任何本地星系的消光曲线（例如牛奶路，小/大麦云云，或附近的星暴星系）。消光量相当大（视觉消光$A_V$ $\sim$ 1.6--3.4 $\magni$）。我们的模型推导消光曲线的硅酸盐-石墨星际颗粒模型。正如所预期的那样，从“灰色”的性质派生的消光曲线，灰尘的大小分布是倾斜的大颗粒。我们确定，第一次，使用模型导出的尘埃参数和氢柱密度从X射线散射确定的伽玛暴宿主星系的本地尘埃气体比。

GRB 061126麻烦的宽带演化：灰暴是否意味着灰尘？

The Troublesome Broadband Evolution of GRB 061126: Does a Grey Burst Imply Grey Dust?

本文报道了一个具有极亮（峰值R ~ 12等）早期光学余辉的伽马射线暴（GRB 061126）的观测结果。在触发后22秒，光学余辉已经按照幂律衰减，在我们的第一次曝光中没有可检测到的即时贡献，这与一个大的伽马射线发射脉冲相一致。的光学-红外光度光谱能量分布是一个很好的适合幂律，但它表现出一个温和的红色到蓝色的光谱指数在爆发后约500秒的演变。这种颜色变化与从相对快速的衰减到较慢的衰减的切换是同时发生的。快速衰减的早期余辉与反向冲击的同步加速器发射大致一致，但在标准余辉模型的假设下，中晚期X射线观测预测的明亮的前向冲击分量并未观察到。事实上，尽管它的早期亮度非常高，但根据它几乎平坦的光学到X射线光谱指数，这个爆发在后来的时间里将有资格成为一个暗爆发。我们的光度光谱能量分布没有提供宿主星系灭绝的证据，要么需要宿主系统中有大量的灰色尘埃（红移为1.1588 +/- 0.0006，基于我们后期的凯克光谱学），要么需要X射线和光学余辉的单独物理来源。

探测IM Lupi星周盘中的尘埃颗粒演化。尘埃盘的多波长观测和模拟

Probing dust grain evolution in IM Lupi's circumstellar disc. Multi-wavelength observations and modelling of the dust disc

我们提出了一个全色的研究，涉及多技术的方法，围绕金牛座T星IM狼（Sz 82）的拱盘。我们利用测光、分光、毫米干涉测量和多波长成像对Lupi IM进行了全面的观测研究。这是第一次，光盘是解决从光学和近红外波长的散射光，毫米制度的热发射。我们的数据集，结合现有的光度数据，提供了一个广泛的覆盖范围的光谱能量分布，包括硅酸盐发射带的详细光谱。我们进行了同步建模的各种观测，使用辐射转移代码MCFOST，并分析了网格模型的参数空间的很大一部分通过贝叶斯推断。我们已经建立了一个模型，可以重现所有的观察光盘。我们的分析说明了结合广泛的观察，以充分约束光盘模型的重要性，每个观察提供了一个强有力的约束，只有在某些方面的光盘结构和尘埃含量。尘埃演化在光盘的定量证据：晶粒生长到毫米级的颗粒，垂直分层的尘埃颗粒与微米颗粒接近光盘表面和较大的颗粒已经解决了对光盘中面，并可能形成蓬松的聚集体和/或周围的冰幔颗粒。

用射电色散探测宇宙再电离历史和伽马射线暴的局域环境

Probing the Cosmic Reionization History and Local Environment of Gamma-Ray Bursts through Radio Dispersion

讨论了电离介质的色散延迟对伽马射线暴射电辐射的影响。对于高红移伽玛暴（$z \ga 3$），电离星系际介质（IGM）应该是色散的主要来源，而没有大量的局部或前景污染，通过测量不同红移的自由电子柱密度提供了宇宙再电离时期的独特探测。从$z \sim 10$开始的延迟时间在100 MHz下可以是$\sim$ 1小时，在30 MHz下可以是$\sim$ 10小时。另一方面，如果伽玛暴发生在致密的分子云内部或后面，则本地电离物质的色散对较低红移的伽玛暴可能很重要，这为伽玛暴环境提供了线索;在这种情况下，自由-自由吸收也可能很重要。由于相关频率下的低通量，检测已知无线电余辉发射中的色散延迟应该是极具挑战性的，但对于{ \it平方公里阵列}的罕见明亮余辉，可能是勉强可能的。如果伽玛暴也像Sagiv & Waxman（2002）预测的那样发射瞬发、相干射电辐射，观测前景会好得多;由{ \it低频阵列}探测到足够多的高$z$伽玛暴样本，就可以区分不同的再电离历史。有趣的限制，低红移，温暖的热IGM也可以通过色散获得。

伽马射线暴余辉作为环境和爆炸波物理学的探测器I：宿主星系气体和尘埃的吸收

Gamma-Ray Burst afterglows as probes of environment and blastwave physics I: absorption by host galaxy gas and dust

我们使用一种新的方法，以获得限制的吸收柱对初始样品的10个长伽马射线暴观察BeppoSAX和选择的基础上，其良好的光学和近红外覆盖，从同时适合近红外，光学和X射线余辉数据，在计数空间，包括金属的影响。在测试MW、LMC和SMC消光定律时，任何情况下都不优选MW样消光。2175A的碰撞原则上在所有这些余辉中都可以检测到，但在数据中不存在。对于这里分析的4个宿主（假设SMC金属丰度和消光定律），可以排除SMC样气尘比或更低的值，而其余样品的误差太大，无法区分。我们提供了一个更准确的估计的视线消光和改进的不确定性，为大多数消光测量在以前的研究中，这个样本。我们讨论这种方法来确定消光值与最常用的现有方法相比。

早期X射线余辉具有陡衰减相的伽马射线暴喷流结构探测

Probing the Structure of Gamma-Ray Burst Jets with Steep Decay Phase of their Early X-ray Afterglows

我们发现，伽马射线暴（GRB）的喷流结构可以用瞬发GRB的尾辐射来研究。我们认为尾辐射是由Swift上的X射线望远镜观测到的早期X射线余辉的一种陡衰变成分。利用蒙特卡罗方法，我们首次导出了各种喷流模型的伽玛暴尾辐射衰减指数的分布。提出了时间零点和拟合区域时间间隔的新定义。这些光变曲线的拟合定义使我们得到了一个独特的衰变指数的定义，这对研究伽玛暴喷流的结构是有用的。我们发现，如果伽玛暴喷流具有核-包结构，预测的分布的衰变指数的尾巴有一个广泛的分散和有多个峰值，这是不能看到的情况下的均匀和高斯喷流。因此，衰减指数分布告诉我们有关喷流结构的信息。特别是，如果我们观察到的事件的衰变指数小于约2，均匀和高斯喷流模型将不赞成根据我们的模拟研究。

用伽玛暴探测宇宙学参数

Probing cosmological parameters with GRBs

根据最近发现的伽马射线暴（GRB）发射的几何校正γ射线能量的窄聚集，我们研究了将这些源作为标准烛光探测宇宙学参数如物质密度Omega_m和宇宙学常数能量密度Omega_Lambda的可能性。通过模拟不同的伽马射线暴样品，根据最近的观测结果，我们发现，只要能对标准烛光进行局部校准，用300个伽玛暴的数据可以确定Omega_m（先验Omega_m + Omega_Lambda = 1），精度约为7%。

用点源高角分辨率X射线晕探测Interstellar Dust介质的空间分布

Probing the Spatial Distribution of the Interstellar Dust Medium by High Angular Resolution X-ray Halos of Point Sources

利用{ \it Chandra}数据研究了17个亮X射线点源周围的X射线尘埃散射晕。我们用一种迭代的方法从CC模式的零阶数据或TE模式的一阶数据中分辨出小散射角下的晕。利用Weingartner $&$ Draine（2001，WD 01）和Mathis，Rumpl $&$ Nordsieck（1977，MRN）的晕模型拟合晕剖面，得到了氢柱密度和散射尘埃粒子沿这些源视线的空间分布。我们发现非常接近这些源的散射尘埃密度远高于正常的星际介质。对于伴有强星风的X射线源GX 301-2和船帆座X-1，由于X射线源周围的致密介质产生极小的角散射，即使用\textit{Chandra}的角分辨率也无法将其与点源区分开来，因此X射线吸收柱密度远高于导出的散射柱密度。对于LMC X-1，大部分的散射和吸收发生在大麦哲伦星云，而不是在银河系。从获得的X射线光谱，冷气体吸收，从而当量氢柱确定。我们得到了从光谱拟合得到的$N_{H}$与从晕模型WD 01和MRN（GX 301-2和船帆座X-1除外）得到的$N_{H}$之间的线性相关：$N_{H,WD01} = (0.720\pm0.009) \times N_{H,abs} + (0.051\pm0.013)$和$N_{N, MRN} = (1.156\pm0.016) \times N_{H,abs} + (0.062\pm0.024)$，单位为$…

用Spitzer探测CS Cha过渡盘中的尘埃和气体

Probing the Dust and Gas in the Transitional Disk of CS Cha with Spitzer

在这里，我们提出的斯皮策IRS光谱的CS查，一个成员的~2万年的老变色龙恒星形成的地区，它揭示了一个光学厚的拱星盘截断在~43 AU，最大的洞模型在过渡盘的日期。在这个内孔中，约5x 10 ^-5月球质量的尘埃位于一个小的光学薄的内部区域，从0.1到1 AU。此外，CS Cha的盘具有更大的粒度和更多的沉降比以前模拟的过渡盘DM Tau，GM Aur和CoKu Tau/4，这表明CS Cha是在一个更先进的尘埃演化状态。斯皮策IRS光谱还显示出[Ne II] 12.81微米的精细结构发射，其光度为1.3 × 10^29尔格·秒^-1，这表明在这个~43 AU的黑洞中存在光学稀薄的气体，这与H_alpha测量结果和紫外线过剩一致，后者表明CS Cha仍在吸积1.2 × 10 ^-8 M_sun·年^-1。我们没有发现[Ne Ⅱ]通量与L_X的相关性，但可能与质量吸积速率有关，如果证实吸积引起的EUV通量是形成[Ne Ⅱ]线的主要因素。

伽马射线暴局部环境中的尘埃和气体

Dust and Gas in the Local Environments of Gamma-Ray Bursts

利用雨燕上X射线和紫外/光学望远镜（XRT和UVOT）探测到的伽马射线暴（GRB）余辉样本，我们模拟了光谱能量分布（SED），以确定GRB局部环境中的气柱密度和尘埃消光。在七个案例中，我们发现了六个与伽马射线暴宿主星系相关的X射线吸收体，其柱密度（假设太阳丰度）范围为（0.8 - 7.7）x10^{21}cm^{-2}。利用SMC、LMC和银河系消光曲线模拟GRB宿主星系中的尘埃，我们确定了静止框架视消光A_V，其范围为A_V = 0.12 \pm 0.04 ~ A_V = 0.65^{+0.08}-0.07}。余辉SED通常通过具有SMC消光曲线的模型最佳拟合。只有一个例子是伽玛射线暴的余辉可以用银河系的消光曲线更好地模拟，它在2175埃处有一个突出的吸收特征。我们研究了在我们的样本中存在的选择效应，以及这些效应如何扭曲伽玛暴宿主星系中A_V的真实分布。我们估计，在5500埃的蓝色方向上没有发现余辉的伽玛暴，其平均静止帧视反射率几乎是在光学明亮的伽玛暴中观测到的平均静止帧视反射率的8倍。这可能有助于解释雨燕观测到的约1/3的伽玛暴没有被UVOT探测到的余辉。