XMM-Newton observations of variability in the X-ray binaries of M31: flares dips and a burst
XMM-牛顿卫星已经对M31的核心进行了四次观测，这是整个星系调查的一部分。大部分的X射线辐射来自点源，主要是X射线双星（XB）。令人兴奋的早期结果，从调查的时间变化，在三个XMM曝光的M31核心显示XB表现出Sco X-1一样的耀斑，下降和爆发。M31中的耀斑源还表现出强度和光谱硬度的变化，这是Z源的特征。
2002-03-27 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
Improved Correlation between the Variability and Peak Luminosity of Gamma-Ray Bursts
本文提出了一种平滑伽马射线暴（GRB）光变曲线并计算其光变率的新方法。应用该方法对25个长伽玛暴样品进行了分析，得到了伽玛暴的变率与峰值亮度之间的密切关系。样本中唯一显著的异常值是GRB 030329。排除该离群值后，与Guidorzi等人（2005）相比，通过拟合偏差测量，数据分散度降低了\sim 3倍。讨论了异常值的可能原因。
2005-11-09 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
On The Spectral Energy Dependence of Gamma-Ray Burst Variability
伽马射线暴（GRB）源的可变活动被认为与其绝对峰值亮度相关-如果证实，这种关系可以用于推导GRB红移的独立估计。我们发现，具有高度可变的光变曲线的爆发有更大的nu-F_nu光谱峰值能量，当我们将这些能量转换到宇宙学静止框架使用红移估计来自光学光谱特征或从亮度变化距离指标本身。峰值能量和变异性之间的正相关性跨越了2个数量级，似乎可以容纳GRB 980425，从而使该爆发与SN 1998 bw的关联变得可信。这种相关性的存在不仅提供了一个有趣的线索，这种光度指标的性质，但可能会加强从这种方法得到的红移估计的有效性。这也意味着，休息帧的伽玛暴峰值能量与爆发的内在亮度相关，在过去已经建议作为一个解释所观察到的硬度强度相关的伽玛暴。
2002-05-08 astro-ph
Characteristic Variability Time Scales of Long Gamma-Ray Bursts
通过对410个亮长伽玛暴的功率密度谱的峰值定位，确定了它们的特征变率时标（Δt_p）。我们发现，平均变率的时间尺度与峰值流量减少。这与伽玛暴宇宙学起源的时间膨胀效应是一致的。我们还发现，特征变率时间尺度的出现分布呈现双峰性，这可能解释为长伽玛暴样本由两个不同变率时间尺度的子类组成。然而，我们没有发现这两个子类的其他一些特征有差异。
2003-06-07 astro-ph
The Variability of Gamma-Ray Bursts that Create Afterglows
我们考虑的变化特性的伽马射线暴（GRB），产生明亮的光学和较长波长的瞬态余辉（A-GRB）是相同的一个更大的，包括样品的明亮，长时间的GRB，仅选择他们的伽玛射线发射。这个样本可能包括一个重要的人口的物理上不同的“黑暗”或“微弱的余辉”伽玛射线暴具有不同的变化特性，或可能由一个单一的人口，其中一些缺乏余辉只是因为观测选择效应。我们认为，结构函数是最合适的方法来测量突发的变化，因为它们的瞬态和非周期性。我们定义一个简单的统计：在观察者坐标系中测量的0.1至1 s与0.1至10 s的集成结构函数的比值。为了避免仪器的影响，我们限制我们的分析伽玛暴与BATSE数据。将10个A-GRB与大约500个爆发的“主要”样本进行比较，我们发现只有0.03个样本来自同一人群的概率，A-GRB在亚秒时间尺度上的功率相对较小。我们的结论是，这一结果是初步的证据的性质的变化，影响伽马射线和余辉性质的长持续时间的伽玛射线暴的伽玛射线暴的祖先。此外，我们的方法分析变异性确定了一个特征的时间尺度为1秒，低于该可变性被抑制，并发现在更高的伽马射线能量增加的短时间尺度的变化的趋势。我们认为具有最亚秒时间尺度变化的长持续时间伽玛暴可能是短持续时间伽玛暴的相对明亮的例子。
2005-02-12 astro-ph
Luminosity and Variability of Collimated Gamma-ray Bursts
在内激波模型的框架下，我们研究了准直火球产生的伽马射线暴的光度和变率。特别是我们注意的光球由于$e^\pm$对产生的内部冲击同步辐射光子的作用。它表明，所观察到的造父变星之间的关系的光度和可变性可以被解释为一个标准的能量输出的火球喷流的开口角和质量之间的相关性包括在爆炸。我们还表明，这样的相关性可以是一个自然的后果的Bracksar模型。利用多壳层模型，数值计算了伽马射线暴的时间剖面。准直喷流的典型洛伦兹因子比宽喷流高，由于光球半径处的角扩展时间尺度较小，因此可以产生更多的可变时间剖面。我们的模拟定量再现所观察到的相关性。
2002-06-19 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
Gamma Ray Bursts Have Millisecond Variability
我们已经在微秒到毫秒的时间尺度上搜索了孤立的耀斑和伽马射线暴光变曲线中的稳定闪烁。我们的20个样本中的两个爆发揭示了四个孤立的耀斑，时间尺度从$256 μs$到$2048 μs$。我们的样本的小波分析显示，在从$256 μs$到33 ms的时间尺度上，所有突发都有低水平的闪烁，其中大多数突发的上升时间快于4毫秒，30%的突发的上升时间快于1毫秒。这些结果表明，毫秒的变化是常见的经典爆发，而不是一些特殊的活动，由一个可能单独的类爆发。这些快速上升时间可以用来对爆发模型施加严格的限制：（1）能量产生区的特征厚度必须沿着视线小于1200 km。(2)从中心源对向的伽马射线发射区域的角尺寸必须小于42弧秒。(3)膨胀的喷出物沿半径线的洛伦兹因子范围必须小于大约2%的色散。(4)在外部冲击的情况下，受影响的云的特征尺寸平均必须小于16个天文单位。(5)在准直射流情况下，准直角必须小于42弧秒。
1998-10-18 astro-ph
The unusual optical afterglow of the gamma-ray burst GRB 021004: Color changes and short-time-scale variability
本文报道了对伽马射线暴GRB 021004光学余辉的UBVRI观测。我们在几个时间尺度上观察到与幂律衰减的显著（10-20%）偏差，范围从几个小时到20-30分钟。我们还观察到在爆发后约1.5天开始的显着颜色变化，证实了Matheson等人（2002）已经报道的光谱结果。我们讨论了这些结果的背景下，最近提出的几个模型，以解释这一事件的异常光度行为。
2002-11-07 astro-ph
Construction and Preliminary Application of the Variability -> Luminosity Estimator
我们提出了一个可能的造父变星的亮度估计的长持续时间的伽马射线暴的光变曲线的基础上。我们还提出了一个初步的应用程序，这个光度估计907长持续时间的爆发从BATSE目录。
2001-03-19 astro-ph
Testing the gamma-ray burst variability/peak luminosity correlation on a Swift homogeneous sample
我们测试的时间变化和峰值亮度的$γ$ -射线轮廓上的36个雨燕/BAT的GRB与公司红移测定均匀样品的伽马射线暴之间的相关性。这是第一次，这种相关性可以测试一个同质的数据样本。只要忽略6个低亮度伽玛暴（在静止坐标系100-1000 keV能带中<5 × 10 ^{50} erg s^{-1}），相关性就得到了证实。我们确认，相当大的分散的相关性已经知道是不是由于不同的仪器与不同的能量带的数据的组合，但它是内在的相关性本身。由于Swift/BAT前所未有的灵敏度，在低光度GRB上测试了可变性/峰值光度相关性。我们的结果表明，这些伽玛暴是明确的离群值。
2007-04-19 astro-ph
Power law burst and inter-burst interval distributions in the solar wind: turbulence or dissipative SOC ?
首次计算了自然界中已知湍流系统的爆发能量e、持续时间T和爆发间隔τ的概率密度函数P。利用美国航天局WIND航天器上的MFI和SWE实验测量了太阳风中1天文单位处坡印廷通量的地日分量的爆发。我们发现P（e）和P（T）是幂律，与自组织临界性（SOC）一致。我们还发现了一个幂律形式的P（τ），区分这种湍流级联的指数P（τ）的理想SOC，但不是从其他一些SOC沙堆模型。我们讨论了SOC和湍流之间的关系的影响。
2000-06-28 astro-ph
The cepheid-like relationship between variability and luminosity explained within the ``cannonball model'' of Gamma-Ray bursts
我展示了如何将Fenimore和Ramirez-Ruiz首次提出的瞬发伽马射线暴的经验变率-光度关系理解为达尔和德鲁尤拉的"炮弹模型“中的特殊相对论光束效应。在这种情况下，可变性是对传播方向和炮弹的洛伦兹因子的度量，而瞬发伽玛射线暴的视亮度又敏感地依赖于这两个因子。观测到的宇宙学时间膨胀的情况下，在“对齐峰值测试”-当使用红移与此关系得出-也得到了解释。支持炮弹模型的最直接的证据是它正确地描述了一个给定的伽玛暴内窄峰宽度和振幅之间的关系。在伽马射线暴的总持续时间中似乎存在宇宙学时间膨胀的迹象，正如炮弹模型所预期的那样。给出了伽玛暴的光度函数和“光谱滞后光度关系”的定量预测。
2000-12-12 astro-ph
Turbulent Mixing in the Surface Layers of Accreting Neutron Stars
在吸积过程中，一颗中子星（NS）由于角动量通过其表面层被传输而旋转起来。我们研究了由此产生的差异旋转的配置文件，专注于这对I型X射线爆发的影响。主要粘度可能由泰勒-斯普鲁特发电机提供。径向和方位磁场分量的强度分别为~10^5 G和~10^10 G。这导致在X射线爆发的感兴趣的深度几乎均匀旋转。一个剩余的小切变将吸积的角动量向内传递到NS内部。虽然这种剪切几乎不产生粘性加热，但它可以引发湍流混合。详细的模拟将需要充分理解混合的后果，但我们的模型说明了一些一般特征。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。这发生在高吸积率，低自旋频率，或可能取决于从以前的爆发灰烬。我们发现了两种新的燃烧方式。第一种是在含有来自灰烬的较重元素混合物的层中点燃。如果点火发生在混合层的底部，则重复时间可能短至约5-30分钟。这也许可以解释某些爆发的短重现时间，但仍需要不完全燃烧来解释这些爆发的能量学。当混合足够强时，发现第二个区域，其中吸积氦混合足够深以稳定燃烧，淬灭X射线爆发。我们推测，观测到的X射线暴性质的变化在十分之一的爱丁顿吸积率是从这个机制。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。（节略）
2007-04-10 astro-ph
Redshifts For 220 BATSE Gamma-Ray Bursts Determined by Variability and the Cosmological Consequences
我们发现，伽马射线暴（GRB）的时间变化似乎与绝对亮度的爆发：平滑的爆发本质上是不那么明亮。这种类似造父变星的关系可以用来从仅在伽马射线能量下测量的参数确定伽马射线暴的红移。这种关系目前仅基于7个事件，需要用更多事件进一步证实。本文详细介绍了从暴和瞬变源实验（BATSE）中获得的220个明亮的长伽玛暴的亮度和红移的转换过程，并探讨了宇宙学后果。特别是，我们推导出的伽玛暴率作为$z$的函数，而不假设光度函数或伽玛暴率遵循恒星形成率（SFR）。我们发现伽玛暴的形成速率为（1+z）^{3.3 \pm 0.3}。当z > 2时，用于推导SFR的观测结果会受到尘埃的强烈影响，而GRB观测结果则不会。如果伽马射线暴跟踪恒星形成，那么我们的结果表明，SFR并没有在z \sim 2处达到峰值，而是继续增加，直到z \sim 10。我们已经使用爆发形成率来校正观测到的GRB光度函数的不完整性，由于检测阈值，导致光度函数的幂律指数为\sim -2.3，在低光度下略有翻转。我们的变化-光度关系的现实需要确认，但如果有效，将提供一个强大的工具，研究伽玛射线暴和早期宇宙。
2000-07-27 astro-ph
On the Variability of Gamma-Ray Burst Afterglows - A Possibility of a Transition to Nonrelativistic Motion
在许多伽马射线暴余辉中观察到时间尺度δt < t的变化。众所周知，在简单模型的框架内，如果余辉是由外部激波发射的，那么就不应该有这种变化，外部激波是由超相对论性喷出物与周围星际介质相互作用产生的。Ioka等人（2005年）建立了相应的限制，在某些情况下与观测结果不一致。另一方面，如果运动不是相对论性的，那么余辉的快速变化可以更容易地解释。在这方面，我们讨论了伽玛暴源向次相对论运动转变时间的各种估计。我们指出，这种转变应该发生在一个观察到的时间尺度约10天。在周围星际介质密度较高（~ 10 ^2 - 10 ^4 cm^{-3}）或密度为\dot M ~ 10^{-5} - 10^{-4} M_（\odot）/年的恒星风的情况下，向亚相对论运动的转变可以在~1天的时间尺度上发生。这些密度很可能在恒星形成区和大质量沃尔夫-拉叶星周围。
2008-02-12 astro-ph
Variability and Unification of Blazars and Gamma Ray Bursts
大多数耀变体和伽马射线暴的模型都涉及到相对论等离子体流出，这些流出是由黑洞的吸积过程提供动力的。本文综述了为伽玛暴宇宙学模型而发展的爆炸波物理。提出了与blazar模型有关的两点：（1）将非热相对论粒子在共动系中的注入简化为等离子体从周围介质中扫过物质时的激发过程。(2)耀变体辐射的主要能量来源于外流等离子体的大量动能。因此，等离子体冲击波的减速必须包括在耀变体燃烧计算中，这个过程将引入除了加速和辐射冷却所产生的时间和光谱效应。
1998-10-14 astro-ph
The X-ray afterglow of the Gamma-ray burst of May 8, 1997: spectral variability and possible evidence of an iron line
我们报道了BeppoSAX观测到的GRB 970508伽马射线暴的X射线余辉中可能存在的红移Fe铁谱线发射（统计显著性为99.3%）。它的能量与光谱学确定的假定宿主星系的红移一致。该线在爆裂后约1天消失。我们还分析了在爆发事件的X射线余辉的特点，这伽玛暴的光谱变化。在耀斑期间，光谱变得更硬，当通量减少时变得陡峭。这条线的可变性、强度和宽度表明，发射区的质量应该大约大于0.5个太阳质量（假设铁丰度与其太阳值相似），大小大约为10^15 cm的3倍，分布各向异性，并以亚相对论速度移动。与两颗中子星合并时预期的相当干净的环境相反，观测到的谱线特性意味着爆发的地点嵌入在大量的物质中，与一颗非常大质量的恒星爆炸前的喷出物一致。这种物质可能与伽玛暴后1天的余辉中观察到的爆发和在此阶段测量的光谱变化有关。
1999-02-01 astro-ph
The role of photon scattering in shaping the lightcurves and spectra of gamma-ray bursts
我们分析了长伽马射线暴的光变曲线的功率谱，使用最近发现的光变-光度相关性，将样品划分为光度的仓。我们发现，变异性参数的值强烈相关的频率，包含大部分的功率在突发共动帧。我们计算亮度仓中的平均功率谱。平均功率谱由一个间断的功率-低值很好地描述，并且间断频率是变异性参数的函数，而两个斜率大致恒定。这使我们可以得出结论，散射过程不发挥相关的作用，在建模的光变曲线。最后，我们讨论在何种条件下散射仍然可以发挥相关的作用，在形成伽玛暴的光谱。
2002-09-01 astro-ph
Inter-occurrence Times in the Bak-Tang-Wiesenfeld Sandpile Model: A Comparison with the Turbulent Statistics of Solar Flares
在间歇性时间序列中观察到的一系列爆发可能是由单个雪崩引起的，即使这些爆发在噪声和/或仪器分辨率施加检测阈值时表现为不同的事件。在Bak-Tang-Wiesenfeld沙堆中，爆发之间的安静时间的统计数据从泊松转换为尺度不变，提高检测瞬时活动的阈值，因为每个零阈值雪崩都分解为相关爆发的层次结构。用GOES资料的时间分辨率对模型进行校正，得到了与不同强度阈值的太阳耀斑发生间隔时间统计的定性一致性。
2005-06-20 astro-ph cond-mat.stat-mech
GRB990712: First Indication of Polarization Variability in a Gamma-ray Burst Afterglow
我们报道了在伽马射线暴后0.44、0.70和1.45天的三个实例中，GRB 990712的光学余辉中检测到显著的偏振，（P，θ）分别为（2.9% ± 0.4%，121.1 ° ± 3.5 °）、（1.2% ± 0.4%，116.2 ° ± 10.1 °）和（2.2% ± 0.7%，139.2 ° ± 10.4 °）。偏振是余辉的固有特性。偏振度不是恒定的，并且在第二次测量时最小。在这些观测期间，偏振角没有显著变化。我们发现，没有现有的模型预测这样的偏振变化在恒定的偏振角，并建议这些模型可能会被修改，以适应观察到的行为，这种余辉的方式。
2000-07-03 astro-ph
Variability in Shell Models of Gamma-Ray Bursts
许多伽马射线暴的宇宙学模型都假设一个相对论性壳层携带动能离开源，然后将其转化为伽玛射线，可能是通过与星际介质的相互作用或壳层内的冲击。我们研究的方法，实现所观察到的变异性使用对称性。由于我们的模型强调几何和统计的考虑，而不是壳的详细物理，它适用于任何依赖于相对论壳的理论。为了实现所观察到的伽玛暴的变化，使用单壳层模型，我们已经发现，伽玛射线发射必须发生在小补丁的壳（实体）。我们已经从这样一个模型中得到了两个重要的时间历程特征。首先，在大部分时间历史中，对信号有贡献的实体的平均数量保持恒定，尽管由于相对论效应，总体光子通量减少。其次，时间历史中的“峰值”可以归因于在任何给定时间对信号有贡献的实体的实际数量的泊松变化。总之，这些性质意味着GRB的相对变化（即峰值相对于信号平均包络的高度）应在整个时间历史中保持恒定。
1997-12-23 astro-ph
The variability of accretion onto Schwarzschild black holes from turbulent magnetized discs
我们使用全球磁流体动力学模拟，在一个伪牛顿的潜力，调查周围的史瓦西黑洞吸积盘的时间变化。我们使用的垂直平均磁应力在模拟光盘作为代理的休息帧耗散，并计算观察到的发射折叠通过传递函数描述的相对论光束，光弯曲和非旋转黑洞附近的时间延迟。预测的来自盘中各个环的发射的时间功率谱由破幂定律描述，高频指数为-3.5，低频指数为0至-1。在圆盘上积分，功率谱近似为指数为-2的单一幂律。增加倾角会提高相对功率，其频率约为边缘稳定轨道的轨道频率的0.3倍，但没有证据表明光变曲线中存在尖锐的准周期振荡。假设荧光铁线发射局部跟踪的连续通量，我们计算模拟宽铁线配置文件。我们发现，相对论光束的非轴对称的发射轮廓，诱导的湍流，产生高振幅的变化，在铁线的轮廓。我们表明，这种子结构内的广泛的铁线轮廓可以生存平均超过一些轨道周期，并讨论了异常的X射线光谱特征的起源，最近报道的Turner等。（2002年）的塞弗特星系NGC 3516，在湍流盘模型的背景下。
2003-02-13 astro-ph
Stability analysis of relativistic jets from collapsars and its implications on the short-term variability of gamma-ray bursts
我们考虑了大质量母源坍缩过程中形成的相对论喷流的横向结构和稳定性。我们的数值模拟表明，在这样的射流的体积速度的强剪切的存在下。这种剪切可以负责一个非常迅速的剪切驱动的不稳定性，出现任何速度剖面。数值模拟和理论分析都证实了这一结论。不稳定性导致主要流体动力学参数（密度、压力、洛伦兹因子等）的快速波动。然而，密度的扰动是有效地解耦的压力，因为束的射流是辐射为主。不稳定性的特征增长时间比射流的寿命短得多，因此，可能导致完全湍流束。在非线性演化的过程中，这些波动可能会产生内部冲击，可以随机分布在射流中。在极端相对论外流中的内部激波是观测到的伽马射线暴现象的原因的情况下，所提出的不稳定性可以很好地解释伽玛射线光变曲线的短时间变化，短到毫秒。
2002-09-27 astro-ph
Are Gamma-Ray Bursts at Cosmological Distances Optically-Thin?
观测到的$γ-$射线暴的空间分布表明，它们可能起源于宇宙学距离。在这个距离尺度上，它们的变化时间尺度和MeV以上的通量意味着产生$> 10^{10}$的初始光学深度。这似乎与它们的高度非热光谱相冲突。我们表明，如果从超新星的轴子爆发转换为$γ-$射线在宇宙学的距离，这个困难可以被删除。非热爆与相关的流量，持续时间，变异性和光谱得到的范围内的轴子质量的$10^{-5}-10^{-4}{\rm eV}$占宇宙中的冷暗物质。观测到的$γ-$射线爆发率意味着，在$\sim 10^{4}$超新星中，只有一颗能够有效地将轴子转化为光子。
1993-08-31 astro-ph
On the temporal variability classes found in long gamma-ray bursts with known redshift
通过对已知红移的BATSE和Konus伽马射线暴（GRB）小样本的分析，发现在源的静止坐标系中，自相关函数（ACF）的宽度呈现明显的双峰分布。然而，这两个良好分离的ACF类的起源仍然无法解释。我们补充以前的ACF分析研究相应的功率密度谱（PDS）。随着Beppo-SAX数据的增加，并利用其宽带能力，我们不仅增加了爆发样本，但我们扩展到X射线能量的分析。在伽玛射线能量的休息帧PDS分析表明，这两个ACF类的特点不是简单的不同的低频截止，但他们有一个明显的变化作为一个整体，在研究的频率范围。这两种类别在高频（f' > 0.1Hz）下均表现出具有幂律行为的平均PDS，但斜率显著不同，窄类和宽类的指数值分别接近布朗（-2）和柯尔莫哥洛夫（-5/3）谱的指数值。后一个频谱提供了一个额外的PDS分量，一个具有尖锐截止的低频噪声过量。在X射线能量下，我们发现幂律指数对于宽类没有变化，但在窄类情况下斜率明显更陡（~ -3）。我们解释这是一个迹象表明，广泛的类爆发有较弱的光谱演化比窄的，建议也由我们的ACF能量依赖性的分析。然后，低频和高频PDS分量可以从涉及不同发射机制的两个辐射区域产生。
2007-01-31 astro-ph
On Spectral and Temporal Variability in Blazars and Gamma Ray Bursts
本文研究了一个简单的相对论性等离子体外流的可变性模型，其中非热电子在时间间隔dt内连续均匀地注入到共动系中。的电子分布的演变被假定为占主导地位的同步辐射损失，和能量和时间的依赖性的同步辐射和同步辐射自康普顿（SSC）通量的幂律电子注入函数与指数S = 2计算。对于同步加速器和SSC过程，在光子能量E处测量的耀斑或脉冲的平均时间相对于注入事件的开始分别为E^{-1/2}和E^{-1/4}，直到时间接近极限的本征平均时间（1+z）dt/（2 D），其中z是红移，D是多普勒因子。这种依赖性是符合最近的分析耀变体和GRB的排放量，并提出了一种方法来区分外部康普顿和SSC模型的高能γ辐射耀变体和GRB。用这个模型可以解释BL Lac天体观测到的X射线谱指数/通量关系的定性行为。这表明，同步辐射损失是主要负责的X射线的可变性行为，并加强了一个新的测试相关的硬X射线/TeV观测光束。
1998-05-21 astro-ph
Are there cosmological evolution trends on Gamma-Ray Burst features?
伽马射线暴（GRB）的光变与其绝对峰值亮度有关，这一关系曾被用来估算GRB的红移。最近Amati等人给出了几个已知红移的伽玛暴的光谱和能量性质的结果。本文分析了两组伽玛暴的性质，一组由余辉观测得到红移，另一组由光度-光变关系得到红移。我们研究了不同类型伽玛暴在宇宙学静止坐标系下的红移依赖性特征，包括暴持续时间、各向同性亮度和辐射能量以及$νF_ν$谱的峰值能量$E_p$。我们发现，这两组伽玛暴的性质都与红移有关，即它们的内禀持续时间、亮度、辐射能量和峰值能量$E_p$都与红移有关，这意味着伽马射线暴的特征存在宇宙学演化效应，这为研究伽玛暴的性质提供了一条有趣的线索。如果这是真的，那么结果也意味着由光度-光变关系导出的红移可能是可靠的。
2003-07-04 astro-ph
The Energy Distribution of Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴表观总能量的分布不仅反映了暴机实际释放能量的分布，而且反映了束流角度的分布。利用观测到的能量注量，检测阈值和三个爆发样本的爆发红移，我计算的对数正态分布和幂律分布的表观总能量的最佳拟合参数。其中两个样本包括少量的光谱红移的爆发，而第三个样本有220个爆发的红移确定的建议的可变性光度相关。我发现三个突发样本的参数值不同。贝叶斯比值比不能区分两个较小的爆发样本的光谱红移的两个模型分布函数，但有利于对数正态分布的较大样本的变异性衍生的红移。这些数据并不排除目前无法观察到的低能量尾部分布。我发现，忽略突发检测阈值偏置拟合分布更窄，平均值比真实分布更高，这表明了确定和报告样本中突发的有效检测阈值的重要性。
2001-05-15 astro-ph
Dead Zone Formation and Nonsteady Hyperaccretion in Collapsar Disks : A Possible Origin of Short-Term Variability in the Prompt Emission of Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）的中心引擎被认为是一个热而致密的盘，它与一些太阳质量的黑洞发生了超吸积。我们调查的磁旋转不稳定性（MRI）积极运作的超吸积盘，这可能会导致角动量输运的磁盘。超吸积盘的内部区域可以是中微子不透明的，中微子的能量和动量传输可以显著影响磁共振成像的生长。在合理的吸积盘模型和弱磁场$B \lesssim 10^{14} \rm{G}$条件下，发现在超吸积盘的内部区域，磁共振成像受到中微子粘性的强烈抑制。另一方面，磁共振成像可以驱动主动MHD湍流的中微子透明的外部区域，而不管场强。这表明重子物质被积累到内部死区，在那里MRI不活跃地生长并且角动量输运是低效的。当死区获得大量的质量，并成为引力不稳定，强烈的质量吸积到中央黑洞将发生间歇性通过引力扭矩。这一过程可能是伽玛暴瞬时发射短期变化的物理机制。最后，在我们的情节吸积情景的背景下，在X射线余辉的耀斑活动的起源进行了预测。
2007-03-16 astro-ph
Relativistic Outflows in Gamma Ray Bursts
尽管伽马射线暴是一种与吸积致密天体完全不同的现象，但它们的硬X射线发射可能与非常相似的能量耗散机制有关。在这两种情况下，我们可以处理的重联的湍流磁场与密集的e+e-对生产和准热康普顿。
1999-02-15 astro-ph
Simultaneous X-ray and Ultraviolet spectroscopy of the Seyfert galaxy NGC 5548. III. X-ray time variability
钱德拉使用HETGS和LETGS光谱仪对塞弗特1星系NGC 5548进行了为期一周的观测。本文研究了连续谱辐射的时变特性。在我们的观测过程中，该光源的通量在四天内逐渐增加，随后迅速下降，光变曲线变平。叠加在这些相对缓慢的变化几个短持续时间的爆发或准周期振荡发生了一个典型的持续时间为几个小时和0.6-0.9天之间的间隔。爆发显示硬X射线相对于软X射线延迟了几个小时。我们将这些爆发解释为由于大约10个引力半径处的旋转、波动热点造成的;爆发产生的硬X射线的时间延迟与软吸积盘光子在热介质上的逆康普顿散射的典型图像一致，该热介质相对靠近中心黑洞。
2004-04-23 astro-ph
Temporal variability in early afterglows of short gamma-ray bursts
激波模型成功地解释了观测到的长伽马射线暴（GRB）余辉行为。在这里，我们用它来调查所谓的早期余辉从短伽玛暴，这是由爆炸波，并没有被周围介质大大减速。我们考虑一个附近的介质加载$e^{\pm}$对（Beloborodov 2002）。时间的行为表现出第一个软到硬的光谱演变，从光学到硬X射线，然后通常的硬到软的演变后，冲击波开始减速。光变曲线显示出变异性，并且由两个峰组成。第一个峰，由于对效应，可以在X射线中观察到，尽管在光学上太微弱和太短。{ \it Swift}将很容易检测到第二个峰。研究表明，对早期余辉光变曲线中双峰结构的探测有助于确定短暴的所有激波参数，包括相对论源参数和环境参数。此外，从短暴的前向激波辐射应低于BATSE探测阈值的要求出发，对激波模型参数给出了较强的约束。特别地，源的初始洛伦兹因子被限制为不大于$\sim 10^3$，并且周围介质密度被推断为低的，$n\la 10^{-1}$ cm $^{-3}$。
2003-08-27 astro-ph
On the Fast Spectral Variability of GRBs
伽马射线暴发射的快速光谱变化被认为是由Konus-Wind实验所看到的一些事件。可变性本身表现为瞬时能量通量$F$和峰值能量$E_p$之间的强相关性。在（$F,E_p$）平面中，相关性以分支和环的形式产生代表突发时间历史的不同部分的不同轨迹。尽管在不同的事件中看到的各种特征，光谱演变的主要特征产生了一个相当一致的模式。
2001-02-09 astro-ph
XMM-Newton light curves of the low-mass X-ray binary EXO 0748--676: dips, eclipses, and bursts
我们分析了低质量X射线双星EXO 0748 - 676的XMM-牛顿光变曲线，着重于从秒到小时的时间尺度上的变化。观测到的变化可以大致分为三种类型：倾角，日食和爆发。我们发现，后两者的出现，强烈地依赖于第一的强度。我们发现，吸收下降的变化从光谱硬光谱软，因为他们变得更深，这支持的建议，该源是由一个光谱硬紧凑源和一个光谱软扩展源。柔光曲线的快速变化表明，导致下降的大结构是由较小的吸收芯组成的。我们提出了第一个明确的检测与XMM-牛顿的日食低于2千电子伏在这个来源，并表明浸渍活动显然是无关的源光度。我们还测试了几个提出的模型，在下降过程中的光谱演变，并确认存在的散射/反射成分的日食光谱。
2003-10-09 astro-ph
Discovery of Millisecond Variability in the Neutron-Star X-Ray Transient SAX J1750.8-2900
我们报告了在X射线瞬态SAXJ1750.8 -2900中发现的X射线发射的毫秒振荡。毫秒准周期振荡（kHz QPO）存在于持续发射的频率范围从543 Hz至1017 Hz。在观察到的最亮的X射线爆发中存在频率为600.75 Hz的振荡。我们从这个X射线爆发中推导出源距离的上限为6.3 +/- 0.7 kpc。
2002-04-24 astro-ph
Variabilities of Gamma-Ray Burst Afterglows: Long-acting Engine, Anisotropic Jet or Many Fluctuating Regions?
我们发现，简单的运动学参数可以限制伽马射线暴（GRB）余辉的时间尺度和振幅，特别是当余辉的时间尺度小于观测时间Δt < t时。这些限制有助于我们确定余辉变化的来源。GRB 011211和GRB 021004的余辉稍微违反了这些限制。如果Swift卫星证实了这种违反，一个可能的解释是：（1）驱动GRB喷流的致密天体持续喷射间歇性外流，持续时间很长（> 1天），（2）中央发动机的GRB喷流具有时间各向异性，大亮度对比度> 10，小角结构< 10^{-2}，或（3）在发射位置中许多（> 10^{3}）区域同时波动。
2005-06-08 astro-ph
Heliospheric Origin of Gamma-Ray Bursts
揭示了1991年4月至1994年9月期间伽马射线暴（GRB）的平均观测特征和各参数间的相关特性随时间的系统变化。很难用实验条件的变化来解释观察到的长期变化。伽玛暴性质随时间尺度的变化，从月到年，再加上伽玛暴、太阳硬X射线耀斑和地面伽玛射线闪光之间的相似性，可能表明伽玛暴的起源，至少部分地，在日光层。在日球外层，由破坏性放电产生的高压高温箍缩等离子体柱可以产生硬X射线和γ射线闪光，其能谱和谱演化特征与伽玛暴一致。
1997-05-29 astro-ph
Implication of the discovery of the proper motion of the optical counterpart of GRB 970228 for the models of gamma-ray bursts
Beppo/SAX卫星对GRB 970228的精确定位导致发现了该爆发的衰落X射线和光学对应物。伽玛暴事件发生后约一个月，喷出物的自行被检测到，扩展光源已经褪色到凯克检测水平以下。我们在最流行的伽马射线暴模型的框架下分析这些观测结果。我们发现到GRB 970228 d的距离有一个下限，即> 6.6pc.我们估计所需的能量来解释一个点源的运动和扩展源的可变性。我们发现宇宙学模型被排除了。如果到爆发的距离大于100千秒差距，或者扩展源的变化与爆发直接相关，则银河日冕模型会遇到困难。对于起源于6.6千秒差距和$\sim 10$千秒差距之间的伽玛暴，没有发现约束。
1997-04-26 astro-ph
On the nature of the flux variability during an expansion stage of a type I X-ray burst: Constraints on Neutron Star Parameters for 4U 1820-30
1997年5月2日，利用Rossi X射线计时探测器观测到低质量X射线双星4U 1820-30的一次强I型X射线爆发。我们密切关注的流量分布在爆发膨胀阶段。应用半解析模型，我们可以揭示光球半径的行为，并模拟中子星（NS）-吸积盘系统的演化。底部通量L_{bot}是外层的爱丁顿极限L_{Edd}的几倍，因为在这样的高温下电子截面比汤姆逊截面小几倍。相对于爱丁顿的剩余能流，即$L_{bot}-L_{Edd}$，进入展开包络的势能。当燃烧区开始冷却时，剩余减少，因此包层收缩，而出射光子通量保持相同的$L=L_{Edd}$。在某个时刻，先前被圆盘遮蔽的NS低半球变得对观察者可见。因此，观测器检测到的通量增加。事实上，我们观察到的矛盾的情况下，燃烧区冷却，但表观流量增加，因为NS-吸积盘的几何形状。我们证明了一个强有力的观测证据NS-吸积盘掩星的行为所观察到的测辐射热通量。我们估计由于几何形状的各向异性，并发现该系统应该有一个高的倾角。最后，我们应用一个中子星大气层爆发衰变阶段X射线谱形成的解析模型来推导中子星的质量-半径关系。
2004-03-20 astro-ph
Discovery of a tight correlation between pulse lag/luminosity and jet-break times: a connection between gamma-ray burst and afterglow properties
本文给出了七个已知红移的BATSE伽马射线暴的脉冲滞后与喷流破裂时间之间的关系。据我们所知，这是伽马射线暴阶段（脉冲滞后）和余辉阶段（喷流中断时间）之间的第一个已知的直接紧密相关性。由于已经发现脉冲滞后和亮度是相关的，这也代表了峰值亮度和喷流中断时间之间的相关性。观测到的时间尺度（变化或光谱滞后）以及峰值亮度自然有很强的依赖于流出的洛伦兹因子，所以我们建议，伽玛暴之间的变化有一个纯粹的运动学起源（流出的速度或方向）。我们探讨了一个模型，其中伽玛暴之间的变化是由于喷流开口角的变化，并发现，最西端的喷流有最快的流出。我们还探讨了模型中的射流具有相似的形态和大小，和突发之间的变化是由视角的变化和/或由于速度分布。光度，可变性，光谱滞后和喷流中断时间之间的关系，可以定性地理解从模型中，其中的洛伦兹因子作为一个函数，从喷流轴的角度减少。人们期望看到高亮度，短脉冲滞后和高可变性，以及轴上观察到的爆发的早期喷流中断时间，而较高的观察倾角将产生较低的亮度，较长的脉冲滞后，较平滑的爆发和较晚的喷流中断时间。
2002-02-26 astro-ph
Gamma-Ray Burst and Relativistic Shells: The Surface Filling Factor
在许多复杂的伽马射线暴（GRB）中观察到的变异性与单个对称的相对论性壳层与周围物质相互作用（“外部冲击”）中的因果关联变异不一致。相反，壳的对称性必须在比γ ^{-1}小得多的角度尺度上被破坏，其中γ是壳的体洛伦兹因子。在外部冲击模型中观察到的变异性来自于（随机）变得活跃的因果连接区域的数量。我们将“表面填充因子”定义为因果连接区域的面积与壳层的可观察面积之比。从观测到的52个BATSE爆发的变化，我们估计表面填充因子通常为0.005，虽然有些值接近统一。我们发现，表面填充因子约为0.1 Δ T/T在恒定的伽玛阶段（这可能产生的伽玛暴）和减速阶段（这可能产生的X射线余辉）。这里，ΔT是变异性的典型时间尺度，T是自初始信号以来的时间。我们分析了2小时耀斑看到ASCA 36小时后的GRB，并得出结论，表面填充因子必须是小的（0.001）在X射线余辉阶段以及。与对称壳的预期能量相比，低表面填充因子的膨胀可能需要更多或更少的能量（大约1000倍）。
1998-10-31 astro-ph
Can We Identify Lensed Gamma Ray Bursts?
引力透镜伽马射线暴（GRB）表现为多个光变曲线相同的暴，在时间上分开，不同之处仅在于振幅的比例。然而，噪声可能使它们难以识别为透镜图像。此外，微弱的，本质上相似的，但不同的光变曲线可能被错误地识别为透镜事件。在本文中，我们开发了两个统计检验来区分噪声突发光变曲线。我们使用傅立叶分析技术来分析信号的固有变化和由于噪声引起的变化。我们能够确定噪声水平，并且我们仅在信号占主导地位的频率信道上比较突发。利用这些方法，我们能够定量地说明两个爆发是否是不同的。我们把这些统计量应用于GRB 910503的两个亚暴的缩放版本-Wambsganss（1993）以前用不同的统计检验研究过的亚暴。我们发现，我们的方法是能够区分这些突发在稍小的幅度比那些Wambsganss的方法成功。然后，我们应用我们的技术“候选”透镜事件从BATSE目录，我们发现，几乎所有的，除了非常短的（持续时间$\aproxlt 0.3 ~s$），是可区分的。因此，我们预计大多数爆发将彼此区分。
1994-01-27 astro-ph
The Dynamic Behavior of Soft Gamma Repeaters
软伽马重复源（SGR）在强烈的爆发活动期间经历脉冲特性和持续发射的变化。SGR 1900+14和SGR 1806-20在过去几年中的自旋下降率都显示出显著的变化，但这种变化的大部分与爆发活动无关。SGR 1900+14在1998年爆发活动后经历了通量的巨大变化和剧烈的脉冲轮廓变化。SGR 1627 $-$ 41的通量水平自其唯一记录的爆发活动以来一直在下降。在这里，我们回顾了全球性的SGR的特性，以及观察到的动态的脉冲和持续发射性能的SGR 1900+14，SGR 1806-20和SGR 1627-41期间和之后的突发活动事件，并讨论这些结果有什么影响的突发发射机制，磁星的磁场动态，扭矩的变化性的性质，和SGR一般。
2003-04-21 astro-ph
Peak Luminosity-Spectral Lag Relation Caused by the Viewing Angle of the Collimated Gamma-Ray Bursts
我们计算了峰值亮度、脉冲宽度和峰值亮度的光谱滞后与喷流视角$θ_v$的运动学关系。对于适当的模型参数，我们得到的峰值亮度光谱滞后关系类似于观察到的一个包括GRB 980425。具有短（长）光谱滞后的亮（暗）峰对应于具有小（大）视角的喷流。这表明，喷流的视角可能导致伽玛暴的各种关系，如峰值亮度-变率关系和亮度-宽度关系。我们的模型还表明，富含X射线的伽玛暴（或X射线冲洗或快速X射线瞬变）是从大的$θ_v$中观察到的典型伽玛暴，具有大的光谱滞后和低的变异性。
2003-01-15 astro-ph
Time dependent photoionization opacities in dense Gamma-Ray Burst environments
最近在GRB 990705的X射线瞬发发射中探测到的瞬态吸收特征表明，这种观测对于理解伽马射线暴及其前身具有重要意义。我们研究了在不同环境中爆发瞬发过程中光电离边缘的时间依赖性。我们表明，它们的变化可以用来推断周围介质的密度和几何形状，提供重要的线索，揭示爆发祖的性质。
2001-06-12 astro-ph
On the Power Spectrum Density of Gamma Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）具有短时变和幂律特性，其功率谱密度指数为-1.67。重新分析扩展后的数据，我们发现：a）幂律来自于爆发的整体轮廓，而不是来自于自相似的镜头，也不是来自于光度轮廓的快速波动。b）功率指数随爆发的不同而变化，-1.67只是作为分布的平均值给出;伽玛暴之间没有系统的相关性来产生幂律。
2001-04-13 astro-ph
Gamma-ray Burst 080319B: Evidence for Relativistic Turbulence, Not Internal Shocks
我们表明，优秀的光学和伽玛射线数据可用于GRB 080319 B排除了内部冲击模型的即时发射。相反，数据指向一个模型，其中观察到的辐射产生的减速半径（$\sim10^{17}$ cm）附近的湍流源与随机洛伦兹因子$\sim10$在共动帧。光辐射是由相对论电子的同步辐射产生的，伽马射线是由同步光子的逆康普顿散射产生的。伽马射线辐射起源于涡旋和涡旋间介质，而光学辐射主要来自后者。因此，伽马射线的发射是高度可变的，而光学的变化要小得多。该模型解释了GRB 080319B的瞬发光学和伽马射线数据中观察到的所有特征。我们无法有把握地确定爆炸的能量主要是由粒子（动能）还是磁场向外携带的。因此，我们无法判断湍流介质是位于反向激波中（我们可以排除前向激波）还是位于坡印廷主导的喷流中。
2008-12-01 astro-ph
Flares in long and short Gamma-Ray Bursts: a common origin in a hyperaccreting accretion disk
雨燕卫星对伽玛暴的早期X射线观测揭示了一种比以前更复杂的现象。特别是，在广泛的时间尺度上的耀斑活动的存在可能需要在伽玛射线暴发动机内的后期能量生产。由于在长的和短的伽马射线暴中都观察到了耀斑活动，因此它的起源一定是在两类暴的两个可能的祖先的共同之处：一个围绕着几个太阳质量的黑洞的超吸积吸积盘。在这里，我们表明，一些观测性质的耀斑，如持续时间-时间尺度的相关性，和持续时间-峰值亮度的关系显示的大多数耀斑在一个给定的爆发，定性一致的粘滞盘的演变，提供的磁盘在大半径的碎片或以其他方式遭受大幅度的变化。我们讨论了磁盘的外部的物理条件，并得出结论，重力不稳定性，可能其次是碎片，是最有可能的候选人，这种变化。
2005-11-16 astro-ph
A New Scenario on X-ray Shallow Decay of Gamma-ray Bursts
在这封信中，我们提出一个微物理过程在伽玛暴的瞬发区中起着至关重要的作用。湍流能量包含在由激波的动能传递的内能中。在浅衰变阶段，电子通过随机加速耗散，以提供早期的X射线发射。我们对微物理参数的时间演化施加了约束。用这种方案可以得到早期的X射线通量，这些结果与Swift观测结果一致
2008-01-06 astro-ph
A Shotgun Model for Gamma Ray Bursts
我们认为，伽马射线暴（GRB）是由一簇以高度相对论性速度撞击星周物质的重斑点产生的。伽马射线发射是在这些子弹撞击周围介质时产生的。伽玛射线暴的短期变化是由子弹的减速时间决定的，而爆发的总持续时间是由中央引擎的寿命决定的。这个模型的一个要求是，周围的介质是致密的，与强烈的恒星风相一致。突发的效率可以相对较高。
1999-10-21 astro-ph
