Signature of Temporary Burning Front Stalling from a Non-Photospheric Radius Expansion Double-peaked Burst
非光球半径膨胀（non-PRE）双峰爆发可以用热核火焰在中子星表面的扩散（和暂时停滞）来解释，正如我们在先前假设极地点火的爆发研究中所论证的那样。在这里，我们分析罗西X射线定时探测器（RXTE）的正比计数器阵列（PCA）的数据，这样的爆发（但与前一个有很大不同的强度轮廓）从低质量X射线双星（LMXB）系统4U 1636-536，并表明该模型可以定性地解释观测到的爆发轮廓和光谱演化，如果我们假设一个离极，但高纬度的点火，与前一次爆发相比，燃烧锋在更高的纬度上失速。离极点火可以解释从这次爆发中检测到的毫秒周期亮度振荡。这是第一次从这样的爆发中看到振荡。我们的模型可以定性地解释在第一个（较弱）峰期间测量的振荡幅度，以及在第二个峰期间没有振荡。更高纬度的锋面失速有助于首次清楚地探测到这种失速的特征，这是这项工作的主要结果，并可能有助于理解中子星上热核火焰的传播。
2006-03-16 astro-ph
IGR J17254-3257, a new bursting neutron star
当研究从富氢爆发区到纯氦爆发区以及从氦燃烧到碳燃烧的转变时，研究从低光度源发出的具有长达几十分钟的衰变时间的罕见长爆发的观测特性是很重要的。IGR J17254-3257是最近发现的X射线爆发，其中只有两个爆发被记录：一个普通的短I型X射线爆发和一个15分钟长的爆发。其距离上限估计约为14.5千秒差距。利用同期的INTEGRAL和XMM-牛顿数据获得的0.3-100 keV能量带持续发射的宽带光谱表明，在8 kpc的正则距离处，辐射热通量为1.1 × 10 ^-10 erg/cm 2/s，对应于0.1-100 keV之间的光度约为8.4 × 10^35 erg/s，这意味着每年的平均吸积率约为7 × 10 ^-11太阳质量。IGR J17254-3257的低X射线持续光度似乎表明该源可能处于低吸积速率状态，通常与X射线范围内的硬光谱相关。核燃烧状态可能介于纯He和混合H/He燃烧之间。长爆发是厚He层积累的结果，而短爆发是在稍低的吸积速率下由过早的H触发的He燃烧爆发。
2007-05-10 astro-ph
Hydrogen-Triggered Type I X-ray Bursts in a Two-Zone Model
利用Cooper & Narayan的双区模型研究了氢触发的I型X射线爆发在吸积中子星上的发生和时间演化。在最低的吸积速率下，热不稳定的氢燃烧也会点燃氦，并产生氢和氦的混合爆发。对于较高的吸积率，热不稳定的氢燃烧不会点燃氦，因此只会引发微弱的氢闪光。弱氢闪的峰值光度通常比吸积光度低得多。这些结果与前人的理论工作相一致。我们发现，一系列微弱的氢闪光产生了大量的氦层，最终在充满活力的纯氦闪光中点燃。虽然以前被证实，但这是第一次在理论模型中实际证明这种突发行为。对于更高的吸积率，氢燃烧是热稳定的，因此稳定地产生一层氦，最终在纯氦闪光中点燃。我们发现，对于一个狭窄的范围之间的吸积率的混合氢和氦爆发和弱氢闪光制度，不稳定的氢燃烧点燃氦只有在一个短系列的弱氢闪光产生了足够深的层氦。这些爆发的能量密度介于正常的氢氦混合爆发和高能纯氦闪光之间。
2007-02-01 astro-ph
Generation of Type I X-ray Burst Oscillations by Unstable Surface Modes
Rossi X射线计时探测器在17个低质量X射线双星的I型X射线爆发的尾部探测到了几乎相干的振荡。这种振荡被认为是由与旋转的中子星表面模式相关的亮度波动产生的。然而，驱动模式的机制尚不清楚，因为燃烧层对热扰动是稳定的。在这里，我们表明，通过线性微扰分析，即使在条件下，当纯热扰动是稳定的，非径向表面模式可能仍然是不稳定的，由热扰动机制。具体来说，我们发现，如果氦燃烧反应提供了一个合理的比例，在突发衰减的传出通量，非径向表面模式将增长的时间。另一方面，相同的模式很可能是稳定的，在存在氢燃烧通过rp过程。这些结果自然地解释了为什么在I型X射线爆发的衰变阶段的振荡只从短持续时间的爆发中被检测到。
2007-05-04 astro-ph
Spreading of thermonuclear flames on the neutron star in SAX J1808.4-3658: an observational tool
我们分析档案罗西X射线定时探测器（RXTE）的正比计数器阵列（PCA）的热核X射线爆发的数据从2002年爆发的吸积毫秒脉冲星SAX J1808.4-3658。我们提出的证据的非单调变化的振荡频率在突发上升，和振荡频率，振幅的时间演化之间的相关性，推断燃烧区域面积。我们还讨论了振幅和燃烧区面积的演化与热核火焰在中子星表面的传播是一致的。基于这些讨论，我们推断2002年10月15日的热核爆发可能发生在中纬度地区，燃烧区在约0.2 s内几乎包围了中子星的赤道区，之后的低振幅振荡起源于爆发点燃的同一半球内燃烧锋的剩余不对称性。我们的观测结果和理论讨论表明，研究爆发上升过程中爆发振荡特性的演变可以为理解极端物理条件下热核火焰在中子星表面的传播提供一个强有力的工具。
2006-04-03 astro-ph
A Gamma-Ray Bursts' Fluence-Duration Correlation
我们提出了一个分析表明，有一个伽马射线暴的能量密度和持续时间之间的相关性，并提供参数，这反映了总的发射能量和内在的持续时间之间的相关性。对于短（长）爆发，总发射能量大致与固有持续时间的一（二）次方成比例。这种能量-持续时间关系的差异在统计学上是显著的，并且可能对旨在解释短和长伽马射线暴的模型提供有趣的约束。
2005-08-01 astro-ph
Correlations between various hardness ratios of gamma-ray bursts
本文研究了伽马射线暴（GRB）的各种硬度比之间的相关性，并探讨了这两类天体的硬度比分布是否存在差异。结果表明，从统计上看，长持续时间爆发谱的高频段的斜率与低频段的斜率无关，短持续时间和长持续时间爆发的高频段辐射对于不同的源必然有显著的差异，而物体的低频段辐射相对相似;短持续时间脉冲串的频谱必须比长持续时间脉冲串的频谱更硬，这证实了公知的硬度-持续时间相关性所揭示的;长持续时间脉冲串之间的频谱的轮廓必须比短持续时间脉冲串之间的轮廓更相似。长持续时间突发将比短持续时间突发共享更多的共同属性。提出了一种可能的解释与多普勒助推的概念，在相对论性集束模型在活动星系核。
2000-05-29 astro-ph
Thermonuclear Burning on Rapidly Accreting Neutron Stars
质量转移双星中的中子星从其同伴的表面吸积富含氢和氦的物质。这篇文章简单地解释了与这种材料最终如何融合形成更重的原子核相关的物理学，以及与热不稳定热核反应相关的时间依赖现象（如I型X射线爆发）的观测。我们解释了结果如何依赖于吸积物质的组成，吸积率和质量，半径和热状态的中子星。我们还介绍了许多新的解析关系，便于比较的观察和计算结果。在解释了球对称吸积到中子星上的核燃烧之后，我们讨论了非对称燃烧的可能性。特别是，我们讨论了一些奥秘EXOSAT观测I型X射线暴，以及如何解决这些难题可能在于考虑恒星周围的核燃烧前沿的横向传播。要充分理解这个问题，需要了解以前被忽略的参数，如恒星上新鲜燃料的分布、磁场强度和恒星自转。最近RXTE对爆发子的观测可能最终会告诉我们其中的一些参数。
1997-09-10 astro-ph
INTEGRAL detection of a long powerful burst from SLX1735-269
本文介绍了2003年银河系中心区积分观测期间低质量X射线双星系统SLX 1735-269的爆发行为分析结果。总共探测到6个I型X射线爆发，其中一个比其他的更长，更强大。观察到强烈的依赖性的爆发复发时间上的质量吸积率，这可能是造成的燃烧制度的变化。长时间的爆发显示出光球半径的膨胀。我们讨论了这种长时间爆发的可能情况，并表明这是不太可能的碳燃烧闪光，而不是一个大堆的氢和氦的电子捕获过程中的一个密集的积累层加速爆发。
2004-08-13 astro-ph
A Two-Zone Model for Type I X-ray Bursts on Accreting Neutron Stars
我们构造了一个描述吸积中子星表面H和He燃烧的双区模型，并利用它研究了I型X射线爆发的触发。虽然高度简化，该模型再现了Narayan & Heyl（2003）更完整的全球线性稳定性分析中看到的所有爆发状态，包括延迟混合爆发状态。结果也与I型X射线爆发的观测结果一致。在吸积率Mdot < 0.1 Mdot_Edd时，热核He通过众所周知的薄壳层热不稳定性燃烧触发爆发。然而，随着Mdot的增加，触发机制从快速的热不稳定性发展到缓慢增长的过稳定性，包括H和He燃烧。一方面，通过β限制的CNO循环和三α过程的核加热与另一方面，通过光子扩散和发射的辐射冷却之间的竞争，驱动了周期近似等于H燃烧时间尺度的振荡。如果这些振荡增长，氦层底部逐渐上升的温度最终会引起薄壳层的热不稳定性，从而导致延迟的混合爆发。对于Mdot > 0.25 Mdot_Edd，不存在不稳定性或过稳定性，并且不存在突发。几乎所有其他的理论模型都预测，对于所有的Mdot < Mdot_Edd，都应该发生爆发，这与我们的结果和观察结果相冲突。我们认为，这种差异产生的假设强度的热CNO循环爆发反应15O（α，γ）19 Ne在这些其他模型。该观测结果与Narayan & Heyl和我们的两区模型的结果吻合得更好，这两个模型都忽略了爆发反应，这可能意味着真正的15 O（α，γ）19 Ne截面比以前的研究中假设的要小得多。
2006-07-18 astro-ph
Further Study of the Gamma-Ray Bursts Duration Distribution
到目前为止，已经确定了两类伽马射线暴，其特征是持续时间短于和长于约2秒。1998年，两篇独立的论文指出存在第三类爆发，持续时间大约在2到10秒之间。本文利用全BATSE星表，给出了只有两个子类的概率为0.5%的极大似然估计。蒙特卡罗模拟也证实了这种可能性。
2002-05-01 astro-ph
Carbon Detonation and Shock-Triggered Helium Burning in Neutron Star Superbursts
吸积中子星上12 C点火层的强简并性导致流体动力学热核逃逸，其中核加热时间变得短于局部动力学时间。我们模型产生的燃烧波在这些超爆作为一个向上传播的爆震。我们解决了反应性流体流动，并表明，爆炸传播通过最深层的燃料和驱动器的冲击波，陡峭的，因为它向上传播到低密度的材料。冲击波在到达新吸积的H/He层时足够强，如果超爆发发生在规则的I型爆发周期的后半段，它会触发不稳定的4 He燃烧;这可能是在超爆发开始时观察到的明亮的I型前兆爆发的起源。最外层激波加热层的冷却产生了一个明亮的，约0.1秒的闪光，在I型爆发之前几秒钟;这可能是在4U 1820-30和4U 1636-54爆发开始时看到的尖峰的起源，这是RXTE在高时间分辨率下观察到的仅有的两个爆发。12 C爆轰的主要产物是28 Si、32 S和36 Ar。古普塔等人指出，由这些中等质量元素组成的地壳比由铁峰值元素组成的地壳具有更大的热通量，有助于使超级暴点火深度与从观测中推断的值更好地吻合。
2007-08-13 astro-ph
Are Durations of Weak Gamma-Ray Bursts Reliable?
GUSBAD星表中对伽马射线暴的模拟表明，暴的视持续时间随着其振幅的减小而减小。我们在BATSE目录中没有看到这种效应的证据。我们表明，在检测限的突发，典型的信噪比在T90持续时间的边缘是1.5左右，这表明T90必须是相当不确定的。T50的情况不那么不利。模拟使用确切的程序来获得BATSE目录中的持续时间将有助于量化效果。
2005-08-16 astro-ph
New Views of Thermonuclear Bursts
自从强大的新X射线观测站-美国航天局的罗西X射线计时探测器、意大利-荷兰BeppoSAX任务、XMM-牛顿和钱德拉-出现以来，发现了一些与中子星热核燃烧有关的全新现象。其中包括：（一）毫秒的发现（ii）中子星核燃烧的一种新状态，它通过大约十年一次的长达数小时的耀斑的产生而显现出来，现在称为“超级爆发”，（iii）发现来自低吸积率中子星的爆发，（iv）爆发中子星离散光谱特征的新证据。在这篇文章中，我们回顾了我们目前对中子星热核爆发的认识，重点是这些新的现象。
2003-05-06 astro-ph
Duration Distributions of Bright and Dim BATSE Gamma-Ray Bursts
我们测量了康普顿伽玛射线天文台的暴和瞬变源实验（BATSE）探测到的亮和暗伽马射线暴（GRB）的T90和T50持续时间。T90（T50）持续时间定义为5\%（25\%）至95\%（75\%）突发计数累积的间隔。在BATSE观察到的775次爆发中，分析了159次爆发;排除了持续时间短于1.5 s的爆发。Kolmogorov-Smirnov检验得出暗样本和亮样本的T50持续时间取自相同母体群体的概率为6 x $10^{-5}$。我们发现，昏暗的样本的持续时间分布的质心和范围的缩放约为两个相对于那些明亮的样本的一个因素。测量的时间膨胀因子对能带的选择不敏感。这些结果与以前在较小样本的BATSE爆发中进行的时间膨胀测试在数量上是一致的。较暗的爆发，如果是宇宙学的，应该位于红移的二阶。
1994-08-17 astro-ph
Millisecond Oscillations During Thermonuclear X-ray Bursts
我回顾了在热核X射线爆发期间观察到的毫秒级亮度振荡的基本现象学和理论，从大约70个吸积中子星中的13个低质量X射线双星。令人信服的观测表明，振荡是由快速旋转的中子星表面亮度模式产生的。然而，仍然需要理解的是：（1）为什么在X射线爆发期间产生它们的亮度模式持续长达15 s，而燃烧应该在不到1 s的时间内覆盖整个表面;（2）为什么在爆发过程中频率向上漂移约5 Hz。这些特性可能可以通过考虑燃烧引起的表面层膨胀、赤道和两极之间的压力梯度形成的纬向流以及在表面海洋中激发的Rossby-Alfven模式来解释。通过下一代X射线计时任务，可以进一步了解中子星表面的燃烧过程，这将提供更大的振荡源样本，探测由中子星海洋中应激发的模式谱产生的边带信号，并测量振荡剖面中的谐波结构。这些观测对于测量中子星的自转速率分布、在吸积海洋中不稳定核燃烧的进展以及中子星周围时空的曲率都是至关重要的。
2004-03-16 astro-ph
New class of low frequency QPOs: signature of nuclear burning or accretion disk instabilities?
本文报道了在X射线爆发器4U 1608 -52和4U 1636 -536中发现的一类新的X射线通量的低频准周期变化。我们还报告在Aql X-1中偶尔检测到类似的QPO。在7-9 mHz的频率下观测到了QPO，其与在双折射水平上的通量变化有关。虽然通常通量变化的相对幅度随能量而增加，但新发现的QPO仅限于最软的能量（1-5 keV）。对4U 1608 -52的观测表明，这些QPO只在源X射线光度在一个相当窄的范围内时才存在，它们在X射线爆发后消失。近似在源光度相同的水平上，I型X射线爆发不再存在。根据这些复杂的性质，我们推测中子星表面的一种特殊的核燃烧模式是造成观测到的通量变化的原因。或者，吸积盘中的某些不稳定性可能是造成这些QPO的原因。
2001-03-26 astro-ph
Propagation of thermonuclear flames on rapidly rotating neutron stars: extreme weather during type I X-ray bursts
我们分析了在海洋中的吸积，快速旋转，在LMXB的非磁性中子星在I型X射线爆发的全球流体动力学流。我们的分析考虑了恒星的快速旋转和爆发期间燃烧的海洋的抬升。我们发现了一个新的制度，蔓延的核燃烧前，在那里的火焰进行沿相干剪切流穿过前面。如果湍流粘性较弱，火焰传播速度约为20 km/s，而如果湍流粘性在动力学上很重要，火焰速度会增加，当涡流翻转频率与科里奥利参数相当时，火焰速度会达到最大值，约为300 km/s。我们表明，由于旋转减少重力，热核失控很可能开始在赤道。赤道带首先被点燃，然后火焰从赤道传播到两极。不均匀冷却（赤道第一，两极第二）驱动强大的纬向电流，这可能是不稳定的形成的超导型涡旋，我们推测，这些涡旋负责调制的X射线通量的尾巴，一些爆发。我们认为，强带状电流的调制频率的X射线通量的影响，并表明，在一些突发中观察到的频率漂移的大值可以占我们的模型结合均匀的径向膨胀模型。此外，如果不均匀性被捕获在传播燃烧前沿周围的前向带状流中，则在爆发上升期间可以检测到具有大频率范围（~25-500 Hz）的啁啾。我们认为，MHD发电机内燃烧的前端可以产生一个小规模的磁场，这可能会强制垂直刚性流在前面的尾流，可以解释的连贯性振荡的突发尾部。
2001-08-04 astro-ph
Pulses, Spectral Lags, Durations, and Hardness Ratios in Long GRBs
我们分析了长伽马射线暴（T90 > 2.6 s）的BATSE 64-ms数据，探讨了光谱滞后、持续时间和每个暴的不同脉冲数Npulses之间的关系。我们使用亮度独立的技术来测量持续时间。在一个类似的亮度独立的框架内，我们使用“贝叶斯块”的方法来找到显着的谷和峰，从而确定不同的脉冲在突发。我们的研究结果表明，在大的动态范围内的峰值流量和Npulses测量，突发具有短滞后和窄脉冲，而长滞后的突发往往只有几个显着的，宽脉冲。有一种倾向，即更硬的爆发只有很少的脉冲，而这些最硬的爆发有很短的滞后。光谱滞后和持续时间似乎几乎是独立的-即使对于那些具有相对较长滞后的爆发：较宽的脉冲往往弥补较少脉冲的持续时间。我们的亮度独立的分析增加了一个脉冲宽度，光谱滞后和峰值光度之间的密切联系与已知红移的爆发的新生图片：我们推断，低光度的爆发应该有更少的有组织的发射事件-更宽的脉冲与更长的光谱滞后。
2001-05-03 astro-ph
Type I X-ray Bursts at Low Accretion Rates
中子星表面引力很强，重元素的沉积时间尺度很短。最近观察到的不稳定热核燃烧（观察X射线爆发）表面的缓慢吸积中子星（$< 0.01$的爱丁顿率）促使我们研究如何沉积的CNO同位素影响这些爆发的点火。我们进一步估计使用一个简单的单区模型与完整的反应网络的突发发展。我们报告了一个弱H闪光的质量吸积率区域。这样的闪光可以导致一个大的水库的He，不稳定的燃烧，这可以解释一些观察到的长爆发（持续时间$\sim 1000$ s）。
2006-11-02 astro-ph
Evidence for a long duration component in the prompt emission of short Gamma-Ray Bursts detected with BeppoSAX
本文对BeppoSAX卫星上的伽马射线暴监测仪（GRBM）探测到的所有短伽马射线暴的光变曲线进行了统计研究。在GRBM的两个1 s计数器（40-700 keV和>100 keV）中发现了与这些事件相关的一个非常弱的长持续时间分量的证据，它在爆发前几十秒开始，在爆发后持续约30 s。该组件的整体硬度与事件本身的硬度相当。在发病时间和类似的硬度之前的信号的检测是一致的解释的长持续时间的组件在与短伽玛暴相关的即时发射。
2005-04-08 astro-ph
Distributions of Peak Flux and Duration for Gamma-Ray Bursts
许多关于伽马射线暴的重要结论都是由峰值通量或持续时间等各种量的分布得出的。我们发现，对于天体物理瞬变，如爆发，多个选择阈值可能会导致各种形式的数据截断，这可能会强烈影响从数据中获得的分布，如果没有适当的考虑。因此，数据应被认为是一个多变量分布。我们还警告说，如果形成多变量分布的变量在统计上不是相互独立的，可能会导致进一步的偏差。描述了一个一般的方法来正确地考虑这些影响，并作为一个具体的例子，我们提取的流量和持续时间的分布从BATSE 3B伽马射线暴数据。结果表明，适当考虑上述偏见往往会增加斜率的$\log{N}$ - $\log{S}$关系在低值的$S$，并显着增加短持续时间的突发的数量。
1995-10-20 astro-ph
Helium-rich thermonuclear bursts and the distance to the accretion-powered millisecond pulsar SAX J1808.4-3658
我们分析了Rossi X射线定时探测器对吸积驱动的401 Hz脉冲星SAX J1808.4-3658的观测，以精确确定源距离。虽然从1996年开始观测到的五次瞬时爆发的通量在不确定性范围内是恒定的，但爆发间隔变化很大，因此时间平均通量（和吸积率）下降了约40%。通过将时间平均X射线通量与引力辐射的预期质量传递速率相等，我们得出了3.4 kpc的距离下限。结合上限，假设在2002年10月爆发期间观察到的四个半径膨胀热核爆发最多达到纯He大气的爱丁顿极限，我们发现源的可能距离范围为3.4-3.6 kpc。基于对应物的光学/IR性质，隐含的倾斜度为i<~30度。我们比较了性质的爆发与点火模型。爆发之间的时间足够长，热CNO燃烧显着消耗吸积的氢，使点火发生在一个纯氦层下面的稳定的氢燃烧壳。这是第一次，这种燃烧制度已被安全地观测确定。观察到的爆发能量给出点火时的平均氢分数<X>约为。0.1，并要求吸积氢分数X_0与CNO金属度Z_CNO之间的关系为Z_CNO = 0.001。0.03（X_0/0.7）^2.我们表明，在这种燃烧制度，测量的爆发复发时间和能量允许本地吸积率到恒星上的吸积组合物独立确定，给出了一个新的方法来估计源的距离，这是在良好的协议与我们的其他估计。
2006-07-11 astro-ph
The hardness-duration correlation in the two classes of gamma-ray bursts
利用4 B星表数据研究了伽马射线暴的硬度-持续时间关系。我们发现，虽然硬度比和持续时间是明显相关的4 B目录的整个集合，它们是不相关的两个子集划分在2秒的持续时间。然而，对于具有可比大小的其他子集，这两个量显著相关。由此得出以下结论：（1）证实了两类伽玛暴的存在;（2）这两类伽玛暴的硬度比和持续时间完全不相关;（3）不同类型的伽玛暴具有不同的硬度比和持续时间的分布，正是这种差异导致了整组伽玛暴的硬度比和持续时间之间的相关性。
2000-05-29 astro-ph
Correlations Between Lag, Luminosity, and Duration in Gamma-ray Burst Pulses
本文导出了一个新的伽马射线暴（GRB）脉冲峰值滞后与峰值亮度的关系。我们最终证明，伽玛射线暴的光谱滞后脉冲，而不是突发属性，并显示如何从CCF测量的突发属性确定的滞后与光度的关系基本上只是一个粗略的衡量这个新衍生的关系为个人脉冲。我们进一步表明，大多数GRB脉冲都具有相关特性：短滞后脉冲的持续时间更短，更明亮，并且在爆发中比长滞后脉冲更硬。我们还发现了一个新的脉冲宽度与脉冲峰值亮度的关系，并指出，长滞后脉冲往往先于短滞后脉冲。虽然大多数脉冲行为是支持内部冲击（包括长滞后脉冲），我们确定了一些脉冲形状，可能会导致外部冲击。
2008-03-11 astro-ph
Energy-Dependent Gamma-Ray Burst Peak Durations and Blast-Wave Deceleration
对伽马射线暴的瞬发伽玛射线光变曲线和X射线光变曲线的时间分析表明，暴脉冲时间尺度随能量的减小而增大。对于BATSE猝发的集合，Fenimore等人（1995）表明猝发峰值持续时间的能量依赖性可以用$Δt \propto E^{-γ}$表示，其中$γ\simeq 0.4$ = 0.45。这种幂律依赖性导致了这种效应是由于辐射过程的建议，最明显的是产生辐射的非热粒子的同步加速器冷却。在这里，我们表明，一个类似的幂律依赖发生，在某些假设下，在爆炸波模型的背景下，是一个后果的减速的爆炸波。这种效果将获得是否同步加速器冷却是重要的，但不同程度的冷却将导致峰值持续时间的能量依赖性的变化。
1998-05-22 astro-ph
A Remarkable Three Hour Thermonuclear Burst From 4U 1820-30
本文对Rossi X射线定时探测器（RXTE）从低质量X射线双星（LMXB）4U 1820-30观测到的一次约3小时长的X射线爆发（"超级爆发“）进行了详细的观测和理论研究。这是有史以来从这个来源观察到的最长的X射线爆发，也许是有史以来从任何来源观察到的最长的细节之一。我们表明，超级爆发是热核起源。吸积驱动通量的水平以及~1.5 x 10^{42}尔格的总能量释放表明氦不可能是超级爆发的能量来源。我们概述了有关的物理碳生产和燃烧的氦吸积中子星和目前的碳层的热演化和稳定性的计算，并表明，这一过程是最有可能的解释超级爆发。我们表明，对于大柱的吸积碳燃料，在碳燃烧层中释放的能量的很大一部分作为中微子辐射出去，从燃烧层传导的热量大部分向内流动，只有在比观察到的爆发更长的时间尺度上才被释放。因此，释放的能量可能超过X射线中观察到的能量的十倍以上。在超级爆发的光谱分析显示，存在一个广泛的发射线之间的5.8 - 6.4千电子伏和边缘在8 - 9千电子伏可能是由于反射的爆发通量从内部吸积盘在4U 1820-30。我们相信这是第一次在X射线爆发的光谱中明确检测到这样的特征。
2001-10-29 astro-ph
A Search for Early Optical Emission from Short and Long Duration Gamma-ray Bursts
持续时间短的伽马射线暴可能隐藏着一系列产生暴的现象的重要线索。然而，最近的进展，从观察光学对应物并没有受益于研究的短暴。我们用ROTSE-1远摄阵列探测了六个伽马射线暴的早期光辐射。其中三个事件持续时间很短，包括GRB 980527，这是迄今为止观测到的最明亮的短爆发之一。这些数据包括响应通过GCN传送的BATSE触发而拍摄的未经过滤的CCD光学图像。这是第一次，我们已经分析了整个16度的16度领域涵盖了五个这样的爆发。此外，我们讨论了寻找光学对应的GRB 000201，一个良好的本地化长爆发。单图像灵敏度范围从13至14级约10秒后，最初的爆发检测，14 - 15.8一小时后。在这项分析中没有发现新的光学对应物，这表明短暴光学通量和伽马射线通量是不相关的。
2001-04-11 astro-ph
No supernovae detected in two long-duration Gamma-Ray Bursts
强有力的证据表明，长时间的伽马射线暴（GRB）是在大质量恒星坍缩过程中产生的。在标准版本的坍缩星模型中，一颗宽线且明亮的Ic型核心坍缩超新星（SN）伴随着GRB。这种关联已经在对附近几个伽玛暴的观测中得到证实。最近的观测表明，一些长持续时间的伽玛暴是不同的。没有SN辐射伴随着长持续时间的GRB 060505和060614下降到比任何已知的Ic型SN更暗的极限，比伴随GRB 980425的原型SN 1998 bw暗数百倍。早期余辉的多波段观测，以及宿主星系的光谱学，排除了明显的尘埃遮蔽的可能性。此外，爆发起源于恒星形成的星系，在GRB 060505的情况下，爆发局限于其宿主星系螺旋臂中的一个紧凑的恒星形成结。我们发现，宿主星系的属性，爆发的持续时间长，在GRB 060505的情况下，爆发的位置在其主机内，都意味着一个大规模的恒星起源。因此，在如此深的范围内没有SN表明了一种新的大质量恒星死亡现象。
2007-03-27 astro-ph
A Possible Intrinsic Fluence-Duration Power-Law Relation in Gamma-ray Bursts
我们认为BATSE样品中伽马射线暴的本征能量密度和本征辐射持续时间的分布都符合对数正态分布，其中本征色散远大于宇宙学的时间延缓和红移效应.我们对BATSE短和长爆发样本进行单独的双变量对数正态分布拟合。双变量对数正态行为导致椭圆形分布，其长轴决定了注量和持续时间之间的总体统计关系。我们发现，这种配合提供了证据的能量密度和持续时间之间的幂律依赖性，具有统计学显着不同的指数为长和短组。我们讨论了可能影响这一结果的偏见，并认为这种影响可能是真实的。这可以为长和短突发的模型提供潜在有用的约束。
2001-03-20 astro-ph
The Power Spectra of Two Classes of Long-duration Gamma-ray Bursts
我们研究了Balastegui等人最近分类中的两类长持续时间伽马射线暴的平均功率密度谱。（2001）基于神经网络分析。这两个PDS遵循幂律在很宽的频率范围内具有近似相同的斜率，这表明一个过程具有自相似的时间属性可能是两者的发射机制的基础。对这两类爆发分别按其亮度和光谱硬度分组，计算各组的PDS，发现这两类爆发的PDS都随着爆发亮度和光谱硬度的增加而变平。
2003-01-28 astro-ph
Properties of the intermediate type of gamma-ray bursts
伽马射线暴按其持续时间可分为三类（“短”、“中”、“长”）。第三种类型的伽马射线暴--众所周知--具有中等的持续时间。我们发现，中间组是最软的。硬度和持续时间之间的关系被发现为这个子类的对比短和长组。
2007-01-16 astro-ph
GRB 060121: Implications of a Short/Intermediate Duration Gamma-Ray Burst at High Redshift
自从2005年发现第一个短硬伽马射线暴余辉以来，人们发现少数观测到的事件都嵌入在附近（z < 1）明亮的底层星系中。我们对短持续时间爆发GRB 060121进行了多波长观测，这是第一次观测到明显超过其宿主星系（因子>10^2）。这一事件的光度红移使其最可能的红移为z = 4.6，而不太可能的情况为z = 1.7。无论哪种情况，GRB 060121都可能是迄今为止探测到的最远的短持续时间GRB，这意味着伽马射线中的各向同性等效能量释放与长持续时间爆发中的能量释放相当。我们讨论了释放的能量对祖细胞性质的影响。这些结果表明，GRB 060121可能属于一个高能短持续时间事件家族，位于z > 1，其光学余辉将超过其宿主星系，不像2005年观察到的第一个短持续时间GRB。本文还讨论了GRB 060121是中等持续时间暴的可能性。
2006-05-19 astro-ph
Opaque or transparent? A link between neutrino optical depths and the characteristic duration of short gamma-ray bursts
宇宙学上的伽马射线暴（GRB）被认为是发生在剧烈的超临界吸积到恒星质量的黑洞上，或者是在大质量恒星的核心坍缩之后，或者是在紧凑的双星合并之后。这种二分法可以反映在具有不同持续时间的两类突发中。如果要建立特征的、相关的时间尺度，这些系统演化的动力学计算是必不可少的。我们在这里显示的第一次的动力学模拟的结果，持续约一秒，合并后的吸积盘周围的黑洞，使用一个现实的状态方程，并考虑中微子发射过程。我们发现，包括中微子光学深度效应产生重要的定性的时间和空间的演变和结构的磁盘，这可能直接反映在短伽玛暴的持续时间和可变性的转变。
2004-04-28 astro-ph
Afterglow upper limits for four short duration, hard spectrum gamma-ray bursts
我们提出了行星际网络定位，光谱和时间历史信息的四个短持续时间，硬谱伽马射线暴，GRB 000607，001025 B，001204和010119。所有这些事件都被灵敏的射电和光学观测所跟踪（这是迄今为止第一次也是唯一一次在射电中跟踪的爆发），但没有探测到，这表明短爆发没有异常强烈的余辉。我们讨论的上限，并表明，缺乏可观察到的对应物是一致的假设，即短脉冲的余辉行为是一样的，长时间的爆发，其中许多同样没有可检测的余辉，以及与假设，短脉冲没有可检测的余辉在所有。少量的统计数据不允许在这些替代方案之间做出明确的选择，但鉴于目前各种特派团的检测率，我们表明可以预期在不久的将来取得进展。
2001-11-02 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
Thermonuclear Flame Spreading on Rapidly Spinning Neutron Stars: Indications of the Coriolis Force?
在热核X射线爆发的强度上升过程中，毫秒周期的亮度振荡可能是由恒星表面上方位不对称的、不断扩大的燃烧区域引起的。在强度上升期间的振荡幅度的时间演化编码了热核火焰如何在恒星表面传播的信息。这一过程取决于吸积燃烧层的性质、表面流体运动和表面磁场结构，因此可以提供对这些恒星性质的深入了解。我们提出了两个例子，从不同的来源，显示在强度上升的振荡幅度下降的爆发。使用理论建模，我们表明，所观察到的振幅演化的这些突发是没有很好地描述了一个均匀膨胀的圆形燃烧区域。我们进一步表明，通过在我们的模型中包括科里奥利力的显着方面（如Spitkovsky，Levin和Ushomirsky所描述的），我们可以定性地再现所观察到的演化曲线。我们的建模表明，爆炸振荡振幅的演化结构是敏感的火焰传播的性质，而实际的振幅值可以是非常有用的约束一些源参数。
2007-08-27 astro-ph
GRB 000301C: a possible short/intermediate duration burst connected to a DLA system
我们讨论了GRB 000301 C余辉的两个主要方面（Fynbo等，2000，Jensen等，2000）;它的短持续时间和它与阻尼Ly-alpha吸收体（DLA）的可能联系。GRB 000301 C属于短暴类，尽管它与属于拟议的中间类或长持续时间GRB分布的极端短端是一致的。基于两个VLT光谱，我们估计HI柱密度为Log（N（HI））=21.2+/-0.5。这是第一次直接表明伽玛射线暴宿主星系和阻尼Ly-alpha吸收体之间的联系。
2001-09-03 astro-ph
An analysis of the durations of Swift Gamma-Ray Bursts
本文对雨燕伽马射线暴（GRB）的持续时间进行了系统的分析，并与雨燕前的观测结果进行了比较。对于95个已知红移的伽玛暴，我们证明了观测到的持续时间有两个对数正态分布，在$T_{90}\simeq2$ s处明显分开。这与之前的BATSE结果一致。内禀持续时间也呈现双峰分布，但系统地向较小的值移动，并且与观察到的分布相比，该分布具有较窄的宽度。我们发现雨燕和雨燕前长伽玛暴的内禀分布有显著的不同，特别是在宽度和中值上。此外，Swift数据表现出更宽的动态持续时间范围。我们的研究不仅证实了在观测者坐标系中短暴的谱一般比长暴的谱硬，而且还表明这种趋势在源坐标系中变弱。
2008-03-17 astro-ph
Thermonuclear Burning on the Accreting X-Ray Pulsar GRO J1744-28
研究了吸积X射线脉冲星GRO J1744-28核燃烧的热稳定性。中子星的偶极磁场<3 \times 10^{11} G，如果持续的上旋意味着磁层半径小于共旋半径。在推断出中子星的性质后，我们研究了氢/氦燃烧的热稳定性，并表明热核不稳定性不太可能是在非常高的吸积率下每小时爆发的原因。然后，我们讨论了热核燃烧的稳定性如何依赖于全球吸积率和中子星的磁场强度。我们强调，不稳定的出现（即，无论它看起来像是I型X射线爆发还是持续几分钟的耀斑）将产生关于中子星表面磁场和磁场在对流中的作用的关键信息。我们认为，吸积盘中的热不稳定性是长（~300天）爆发的起源，这些爆发的重现时间是>50年。我们还讨论了双星的性质，指出伴星的速度测量（很可能是一颗m_K>17的充满罗氏瓣的巨星）将限制中子星的质量。
1996-09-23 astro-ph
Quiescent times in gamma-ray bursts: I. An observed correlation between the durations of subsequent emission episodes
虽然已经探测到了2000多个天文伽马射线暴（GRB），但造成这些事件的确切起源却不得而知。在伽玛暴中观察到的时间现象可以显著地约束不同的模型。在这里，我们分析的时间历史的一个样本的明亮，长的伽玛暴，寻找那些表现出相对较长的（超过5%的总爆发持续时间）的静止时间，定义为相邻的事件之间的间隔期间，伽玛射线计数率下降到背景水平的排放。我们发现一个定量关系的持续时间的排放插曲和静止时间过去了，因为前一集。我们在这里建议，负责提取和能量耗散的机制必须发生在一个亚稳定的配置，这样的积累时间越长，更高的是存储的能量可用于下一个发射情节。
2001-02-12 astro-ph
Hyper- and suspended-accretion states of rotating black holes and the durations of gamma-ray bursts
我们分析了大尺度磁矩作用下旋转黑洞吸积的时间演化。风力矩单独驱动盘在有限时间内趋向坍缩$\sim t_{ff} E_k/E_B$，其中$t_{ff}$是初始自由落体时间，而$E_k/E_B$是动向磁能与极向磁能之比。来自快速旋转的黑洞的额外自旋扭矩可以阻止磁盘的流入。我们将短/长伽马射线暴与缓慢/快速旋转的黑洞上的超吸积/悬浮吸积联系起来。该模型预测了短脉冲的余辉发射，并可通过HETE-II进行测试。
2001-03-27 astro-ph
GRBs 070429B and 070714B: The High End of the Short-Duration Gamma-Ray Burst Redshift Distribution
我们给出了短持续时间伽马射线暴GRB 070429 B和可能的短持续时间扩展发射GRB 070714 B的宿主星系的光谱。在这两种情况下，我们发现一个单一的发射线，我们确定为O II λ 3727在z ~ 0.9。这两个事件都比以往任何短持续时间的伽玛暴与安全的主机协会从光学余辉的亚弧秒位置更遥远。GRB 070429 B和070714 B提供了强有力的证据，支持我们先前在Berger等人中的主张，即很大一部分短持续时间宿主（> 33%）位于z > 0.7。我们讨论了短持续时间的伽玛暴的能量，以及祖模型的存在这个人口的影响。在退化的二元合并的情况下，这样的事件需要祖系统的寿命范围和不利于祖模型与长，窄的寿命分布。
2008-02-07 astro-ph
The Unusually Long Duration Gamma-ray Burst GRB 000911
GRB 000911是所有局部化良好的伽马射线暴中持续时间最长的（T_90 ~ 500 s），其能量密度在BATSE暴中排在前1%。在这里，我们报告了这一独特爆发的余辉的发现。为了同时符合我们的射电和光学观测，我们需要调用一个模型，涉及硬电子分布，p ~ 1.5和喷流破裂时间小于1.5天。在爆发后111天拍摄的宿主星系的光谱显示了一条单一的发射线，在红移z = 1.0585处被解释为[OII]，以及一个连续中断，我们将其解释为在这个红移处的巴耳末极限。尽管T_90很长，GRB 000911的余辉与迄今为止研究的余辉相比，在其他方面并不罕见。我们的结论是，伽玛暴的持续时间起着很小的作用，在确定余辉的物理。
2001-10-13 astro-ph
An exceptionally bright flare from SGR1806-20 and the origins of short-duration gamma-ray bursts
软伽马射线中继星（英语：Soft gamma ray repeater，SGR）是银河系中的X射线星，在零星的活动期间会发出大量短持续时间（约0.1秒）的硬X射线爆发。它们被认为是磁星：强烈磁化的中子星，其发射是由磁能的耗散提供动力的。在这里，我们报告了SGR 1806-20的长（380秒）巨型耀斑的探测，它比我们银河系中以前观测到的任何瞬态事件都要明亮得多。(In在最初的0.2秒，耀斑释放的能量相当于太阳在25万年内辐射的能量。）它的力量可以用一种灾难性的不稳定性来解释，这种不稳定性涉及全球地壳破裂和磁星上的磁重联，以及恒星外部磁场线可能发生的大规模解扭。从很远的距离看，这一事件似乎是一个持续时间短、光谱硬的宇宙伽马射线暴。因此，至少有相当一部分神秘的短时间伽马射线暴可能来自河外磁星。
2005-05-11 astro-ph
Does The Addition of a Duration Improve the L_iso - E_peak Relation For Gamma-Ray Bursts?
Firmani等人提出了一种新的伽马射线暴（GRB）亮度关系，该关系比L_iso-E_peak关系有显着改善。新提出的关系简单地通过将E_peak值乘以T_0.45的幂来修改E_peak值，其中T_0.45是GRB持续时间的特定度量。我们首先复制Firmani的19次爆发的结果。然后，我们测试Firmani关系相同的19个爆发，除了我们使用独立的测量值为L_iso，T_0.45，和E_peak，我们发现，关系大大恶化。我们进一步用60个测得光谱红移的伽玛暴来检验这个关系，并找到了一个与原来的L_iso-E_peak关系具有可比散射的关系。也就是说，一个更大的样本的突发不重现小的分散报告Firmani等人。最后，我们调查是否Firmani关系改善使用任何32措施的持续时间在T_0.45的地方。每个替代持续时间测量的质量是通过观察到的对数Liso值和拟合对数Liso值之间的离散度的均方根来评估的。虽然我们发现一些持续时间产生的结果略好于T_0.45，但持续时间度量之间的差异很小。我们发现，持续时间的增加并没有增加任何显着的改善L_iso-E_peak关系。本文还从L_iso-E_peak和Amati关系出发，给出了Firmani关系的一个简单而直接的推导。总之，我们得出的结论是，Firmani关系既不独立存在，也没有对以前已知的更简单的关系提供任何显着的改进。
2008-08-14 astro-ph
Optical Afterglow Observations of the Unusual Short-Duration Gamma-Ray Burst 040924
利用鹿林天文台的1米望远镜和利克天文台的0.76米Katzman自动成像望远镜对短持续时间（1.2- 1.5 s）伽马射线暴（GRB）040924的光学余辉进行了观测。这个天体有一个柔软的高能谱，因此使它成为一个例外，也许实际上属于长持续时间伽玛暴的短持续时间尾部。我们的数据，结合其他报道的测量，表明早期的R-波段光变曲线可以用两个指数α = -0.7（t = 16-50 min）和α = -1.06（在以后的时间）的幂律来描述。在光谱指数的相当小的差异可以更容易地解释一个余辉模型调用冷却中断，而不是射流中断。
2005-06-10 astro-ph
Observations of Type I Bursts from Neutron Stars
对I型X射线爆发的观测一直被认为是中子星的证据。黑体模型近似的光谱数据，并意味着突然加热的中子星冷却的特征时间秒到分钟。这些现象用有低质量伴星的中子星上吸积气体的核燃烧得到了令人信服的解释。RXTE和未来飞行任务的详细理论和数据将有助于更好地确定重要的物理参数（中子星质量和半径、吸积气体的成分、源的距离），前景是光明的。在观察到的各种爆炸中，可能有不同种类的爆炸燃烧的代表。RXTE在一个I型爆发中发现了2.5毫秒的持续相干周期，现在无可争议地将爆发与中子星的缩影联系起来，中子星是一种快速旋转的磁性致密天体。有些爆发中的振荡已经被认为是由中子星的自转引起的。对这些振荡的详细观测是爆炸爆发如何产生和发展的试金石，也是对中子星参数的独立测量。
2000-05-24 astro-ph
Likelihood Estimation of Gamma Ray Bursts Duration Distribution
到目前为止，已经确定了两类伽马射线暴，其特征是T90持续时间短于和长于约2秒。结果表明，BATSE 3B数据与log T90中的三个高斯分布拟合良好。在ApJ的同一卷中。另一篇文章则认为可能存在第三类伽玛暴。使用完整的BATSE目录在这里，我们提出了极大似然估计，这给我们0.5%的概率只有两个子类。MC模拟证实了这种可能性。
2005-06-15 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
Search for Short Duration Bursts of TeV Gamma Rays with the Milagrito Telescope
米拉格里托水切伦科夫望远镜运行了一年多。最可能的伽马射线能量约为1 TeV，触发频率高达400 Hz。我们已经开发了一种有效的技术，用于搜索整个天空的TeV光子的短时间爆发。这样的爆发可能是由“传统的”伽马射线暴造成的，这些伽玛射线暴不在任何其他仪器的视野内，原始黑洞的蒸发，或者一些尚未发现的现象。我们已经开始搜索米拉格里托的数据集，寻找持续时间为10秒的爆发。在这里，我们将介绍该技术和预期的结果。最终结果将在会议上公布。
1999-06-24 astro-ph
The Turbulent Story of X-ray Bursts: Effects of Shear Mixing on Accreting Neutron Stars
在吸积过程中，一颗中子星（NS）由于角动量通过其液体表面层而旋转起来。我们研究了由此产生的差异旋转的配置文件，重点是这对I型X射线爆发的影响。粘性加热可以忽略不计，但可以激活湍流混合。混合有最大的影响时，浮力在成分之间的不连续性增生的物质和灰烬被克服。这优先发生在高吸积率或低自旋频率，并可能取决于从以前的爆发灰成分。我们发现了两种新的燃烧方式。第一种是在含有重元素混合物的地层中点火，复发时间短至约5-30分钟，类似于短复发时间爆发。当混合足够强时，第二个区域被发现，其中吸积氦混合足够深以稳定燃烧，完全猝灭X射线爆发。稳定的氦燃烧产生的富碳物质对于触发和助长超级爆发非常重要。
2007-10-16 astro-ph
On the nature of gamma-ray burst time dilations
最近的一项发现是，微弱的伽马射线暴相对于明亮的伽玛射线暴在时间上被拉长了，这一发现被解释为宇宙学距离的支持：微弱的伽玛射线暴相对于明亮的伽玛射线暴的持续时间有红移。然而，有人指出，相对时间拉伸也可以由附近有界分布的伽马射线暴的持续时间和亮度之间的内在相关性产生。虽然这两种模型都可以解释时间拉伸的平均量，但我们发现它们之间的一般差异在于微弱爆发的持续时间分布偏离明亮的持续时间分布。这使我们能够根据伽马射线暴的持续时间分布来区分这两大类模型，从而可能明确地确定伽马射线暴的距离尺度。我们将我们提出的测试应用于第二个BATSE目录，并得出结论，谨慎地说，这些数据有利于时间膨胀的宇宙学解释。
1994-06-02 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
