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
A Search for Non-triggered Gamma Ray Bursts in the BATSE Data Base
我们描述了从突发和瞬态源实验（BATSE）的档案数据的搜索。搜索的目的是找到天文学上有趣的瞬变现象，这些瞬变现象没有激活航天器上的爆炸探测（或“探测器”）系统。我们的搜索是敏感的事件峰值通量（在1.024秒的时间尺度上）是由一个因素的2比可以检测到的机载突发触发器低。在345天的档案数据的搜索，我们发现了91个事件，在50- 300千电子伏的范围内，类似于经典的伽马射线暴，但没有激活板载突发触发。我们还探测到了110个低能（25- 50 keV）的未知来源的事件，其中可能包括SGR 1806-20的活动和X射线双星的爆发和耀斑。本文给出了91个候选伽马射线暴的发生时间、估计的源方向、持续时间、峰值通量和注量。这些爆发的方向和强度分布意味着，在板载触发机制中固有的偏见并没有显着影响公布的BATSE伽马射线暴目录的完整性。
1998-07-29 astro-ph
An Estimation of the Gamma-Ray Burst Afterglow Apparent Optical Brightness Distribution Function
通过使用最近公开获得的观测数据，结合美国宇航局雨燕伽马射线暴任务和一种新的数据分析技术，我们已经能够作出一些粗略的估计伽玛暴余辉表观光学亮度分布函数。结果表明，71%的爆发余辉在爆发开始后1000秒时具有mR < 22.1的光学幅度，这是数据样本中最暗的检测对象。有一个强有力的迹象表明，表观光学星等分布函数峰值在mR ~ 19.5。这种估计可能证明是有用的，在指导未来的计划，以改善伽玛射线暴对应的观测计划。所采用的数值技术可能会发现应用在各种其他数据分析的问题，其中的内在分布必须推断出一个异质性的样本。
2007-09-07 astro-ph
Spectral Analysis of Bright Gamma Ray Bursts
我们提出了时间积分和时间分辨光谱分析的样本，从BATSE档案中选择的明亮的爆发。我们拟合了四种不同的光谱模型的时间积分和时间分辨光谱的通量脉冲。我们指出，发现（边际）的参数分布的差异可以归因于不同的光谱形状的模型和平滑弯曲的模型最适合观察到的光谱。我们描述了明亮爆发的光谱形状，并将拟合光谱的低能斜率与同步加速器理论的预测N（E）= E^{-2/3}进行了比较，发现在上升和衰减阶段，峰值周围相当数量的时间分辨光谱违反了这一限制。
2001-12-21 astro-ph
Cosmological Brightness Distribution Fits of Gamma Ray Burst Sources
我们讨论了详细的BATSE和PVO伽马射线暴峰值通量分布与弗里德曼模型，考虑到可能的密度演化和标准烛光或幂律光度函数。卡方分析是用来估计的拟合的良好性，我们推导出的密度演化和光度函数参数的限制的显着水平。宇宙学模型在物理上合理的参数空间范围内提供了很好的拟合。
1995-07-13 astro-ph
A bright millisecond radio burst of extragalactic origin
脉冲星巡天提供了为数不多的机会之一，监测甚至一小部分（~0.00001）的无线电天空的脉冲爆发般的事件与毫秒的持续时间。在对观测资料的分析中，我们发现了一个距离小麦哲伦云3度的30光年、持续时间<5毫秒的分散爆发。爆发的性质反对与我们的银河系或小麦哲伦云的物理联系。目前宇宙中自由电子含量的模型意味着爆发的距离小于1 Gpc在90小时的额外观测中没有看到进一步的爆发，这意味着它是一个单一的事件，如超新星或相对论性物体的合并。每天都可能发生数百起类似的事件，这些事件可以作为深入的宇宙学探测器。
2007-09-27 astro-ph
Evidence for Two Distinct Morphological Classes of Gamma-Ray Bursts from their Short Timescale Variability
我们已经分析了241个爆发的峰值计数$\C$存在于公开可用的突发和瞬态源实验（BATSE）目录。引入峰值计数在1024毫秒作为测量的爆发亮度$\B$和峰值计数在64和1024毫秒的比率作为测量的短时间尺度的变化$\V$，我们发现一个统计学上显着的亮度和短时间尺度的变化之间的相关性\g射线爆发。在短时间尺度上较平滑的爆发既微弱又明亮，而在短时间尺度上可变的爆发仅微弱，这表明存在两种不同形态的爆发。
1993-06-15 astro-ph
Gamma-ray bursts: towards a standard candle luminosity
在伽马射线暴（GRB）的研究中，通常假设亮度级反映距离级，比较亮和暗GRB的平均性质。当亮度是用来反映到光源的距离时，使用一个具有小的本征色散的量仍然很重要。我们在这里提出了一种方法来比较的固有色散的各种措施的伽玛暴亮度。这种方法假设附近的爆发是均匀分布在一个欧氏空间，没有密度或光度的演变。然后我们用它来比较BATSE目录中的5个GRB亮度测量值。我们的分析表明，更好的（即分散）的亮度措施，在低能量和伽玛射线暴更接近标准烛光低于100千电子伏以上。我们认为，超过100千电子伏的发射光束可以解释这种行为。
1997-10-09 astro-ph
Evidence for Brightness-Dependent Anisotropy of Gamma Ray Bursts and Its Galactic Intepretation
我们发现BATSE 3B目录中较亮的伽马射线暴（GRB）稍微集中在银河系平面和中心，这表明至少有一些暴起源于银河系内部。为了解释这种亮度依赖的各向异性，我们认为伽玛暴分布在一个厚盘中心的银河系。作为一个近似的真实光度分布，我们分为两个不同的光度类爆发。大多数爆发起源于低光度，附近的源，而相对较少的高光度源跟踪厚盘的形状。我们发现，特征盘尺寸小至20千秒差距的厚度和30千秒差距的径向范围可以匹配所观察到的亮度依赖的各向异性以及数量通量分布，这些尺寸小于以前认为可行的。对于分布在这些紧凑尺寸的盘中的爆发，低光度源必须具有$\lapprox 5\times 10^{40}$ erg s $^{-1}$的峰值功率和$\gapprox 5\times 10^{-3}$ yr $^{-1}$ kpc $^{-3}$的速率密度。高光度源必须具有$\simeq 10^{42}$ erg/$^{-1}$的峰值光度，但它们的速率密度只需比低光度源的速率密度低5%或更低。如果仙女座星系包含类似的高光度源，它们的峰值伽马射线通量将小于$\sim 0.1$ s $^{-1}$ cm $^{-2}$，使它们的探测成为问题。对自3B星表编制以来获得的伽马射线暴事件的统计分析将决定厚盘解释是否优于各向同性解释。
1997-04-24 astro-ph
SCUBA sub-millimeter observations of gamma-ray bursters III. GRB 030329: The brightest sub-millimeter afterglow to date
我们讨论了我们正在进行的计划的机会目标（ToO）的伽马射线暴（GRB）的亚毫米观测使用的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）的亚毫米波段的公共用户测辐射热计阵列（SCUBA）。本文介绍了GRB 030329的所有ToO观测结果。这是迄今为止看到的最明亮的亚毫米余辉。在850微米处的通量密度近似恒定，直到爆裂后约7天发生断裂。这与飞机休息时间相符。850微米的结果与较长波长的结果一致，后者显示了爆发后7天左右的更明亮的通量，就在爆发的时候。在亚毫米光变曲线中没有检测到短暂的大规模增亮。然而，850微米的光变曲线可能在爆发后<~ 16天有所下降。余辉发射的峰值在光变曲线中的中断之前的几天中在~90 GHz处。一个简单的建模是一致的光谱指数保持不变的余辉演变，在光谱中的休息移动到较长的波长在稍后的时间和通量在峰值下降。没有从宿主星系中检测到明显的亚毫米辐射。
2005-03-26 astro-ph
BATSE Observations of Gamma-Ray Burst Spectra. II. Peak Energy Evolution in Bright, Long Bursts -
我们研究了用BATSE光谱探测器观测到的37个明亮的长伽马射线暴的光谱演化。高分辨率光谱的特征在于\nfn ~的峰的能量，并检查该量相对于发射强度的演变。在大多数情况下，发现该峰值能量随主要强度增加而上升或稍微先于主要强度增加而上升，并且对于脉冲的其余部分软化。脉冲间发射通常在脉冲群的早期较硬。对于具有多个强度脉冲的爆发，较晚的尖峰往往比较早的尖峰更软，表明\nfn ~的峰值的能量由随时间衰减的包络限制。有证据表明，爆发中的大部分流量来以及触发仪器的事件后，往往表现出较少的峰值能量的变化，并不像几个爆发中的发射后立即发生触发硬。最近提出的几个突发模型进行检查，根据这些结果，并没有发现与这里提出的意见的定性冲突。
1994-07-27 astro-ph
The Complete Spectral Catalog of Bright BATSE Gamma-Ray Bursts
本文对BATSE观测到的350个明亮伽玛暴进行了系统的光谱分析，具有很高的光谱和时间分辨率。我们的样本是从2704个BATSE伽玛暴中选出的，其中包括17个短伽玛暴。为了获得良好约束的光谱参数，拟合了四种不同的光子模型，并统计确定了最能代表每个光谱的光谱参数。对350个时间积分谱和8459个时间分辨谱进行了全面分析。利用这些结果，我们比较了时间积分和时间分辨光谱参数，并研究了每个爆发内参数之间的相关性及其演变。由此产生的目录是迄今为止最全面的研究伽玛射线暴的光谱特性的提示发射，并提供了特殊的伽玛射线暴粒子加速和发射机制的统计约束。
2006-01-09 astro-ph
Short-Bright GRBs: spectral properties
我们研究了BATSE探测到的短亮伽玛暴的光谱，并与长亮暴的平均和时间分辨光谱特性进行了比较。我们确认，短事件比长爆发更难，因为已经发现从他们的（注量）硬度比的比较，但我们发现，这种差异主要是由于一个更硬的低能量谱分量存在于短爆发，而不是（轻微）不同的峰值能量。此外，我们还发现短暴与长暴的前1秒辐射相似。短暴和长暴能量的比较还表明，短暴不服从最近提出的长暴峰值能量--等效各向同性能量关联，这意味着短暴比长暴发射的能量要低。尽管如此，短暴似乎发出类似于长伽玛暴的光度，在这种假设下，它们的红移分布似乎与长事件的观测结果一致。这些研究结果可能表明，在这两个类中，在不同的时间尺度上操作的短和长爆发的开始存在一个共同的机制。
2003-12-11 astro-ph
Bright X-ray Flares in Gamma-Ray Burst Afterglows
伽马射线暴（GRB）的余辉为这些大规模爆炸事件的性质提供了重要的线索，提供了附近环境的直接信息和为爆炸提供动力的中心引擎的间接信息。我们报告发现了两个明亮的X射线耀斑的伽玛暴余辉，包括一个巨大的耀斑的总能量相当的爆发本身，每一个峰值分钟后爆发。这些强烈、快速的X射线耀斑意味着爆发的中心引擎有很长的活动周期，在伽马射线发射结束后，强烈的内部冲击会持续数百秒。
2005-07-31 astro-ph
Brightness from the Blackest Night: Bursts of Gamma Rays and Gravity Waves from Black Hole Binaries
我们使用最近的结果，在恒星演化的争论，至少有一个黑洞的双星主导的致密物体合并的速度。两种现象通常可归因于这种合并，伽马射线暴和引力波爆发，因此可能起源于黑洞的事件视界附近。除了数量上的优势外，黑洞在这两种现象上都比中子星更有优势。对于伽马射线暴，事件视界的存在缓解了重子污染问题，因为能量可以储存在旋转中，直到大多数重子被吞噬，然后通过布兰德福德-兹纳杰克过程释放到更清洁的环境中。对于引力波爆发，黑洞由于其更大的质量而提供更高的亮度，从而使探测到更大的距离，这导致预测的LIGO事件率增加了30倍。
1999-05-26 astro-ph
The BATSE Gamma-Ray Burst Spectral Catalog. I. High Time Resolution Spectroscopy of Bright Bursts using High Energy Resolution Data
这是康普顿伽马射线天文台的一系列伽马射线暴光谱目录中的第一个，每个目录都涵盖了爆发现象学的不同方面。在本文中，我们提出了时间序列的光谱拟合参数为156爆发选择其高峰值通量或注量。所有爆发都至少有8个超过背景45 σ的光谱，爆发持续时间从1.66到278秒。在最亮事件的峰值处，单个光谱累积通常为128 ms长，但根据所选数据的类型，可以短至16 ms。我们主要使用来自大面积探测器的高能量分辨率数据，通常覆盖28 - 1800 keV的能量范围。光谱模型的选择是从一个小的功能，如众所周知的“伽玛射线暴”的功能，最适合的时间平均的爆发光谱的精确确定的集合。因此，一般有三个光谱形状参数可用于5500个总光谱中的每一个：一个低能量幂律指数，一个特征断裂能量和可能的高能量幂律指数。我们提出了这些参数的观测集的分布，并评论其影响。本文附带的完整数据集必然很大，因此以电子方式存档于：http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/。
1999-08-10 astro-ph
Interpretations of gamma-ray burst spectroscopy. II. Bright BATSE bursts
我们分析了CGRO BATSE观测到的一个明亮的伽马射线暴脉冲样本的光谱滞后，并将其与高分辨率光谱研究的结果进行了比较。我们发现，硬光谱的脉冲有最大的滞后，有一个类似的，但较弱的硬度强度相关指数，η和滞后之间的相关性。我们还发现，滞后显着不同的脉冲在一个突发。此外，峰值能量主要随着滞后的增加而减小。假设如诺里斯等人所建议的滞后-光度关系，因此将存在正的光度-峰值-能量相关性。我们还发现，硬度比，在两个通道中的总流量，只有弱相关的光谱演化参数。这些结果与文献I中的解析和数值分析结果一致。最后，我们发现，对于这些爆发，由一个单一的脉冲为主，有一个相关性之间的观测到的能量通量，F，和滞后的倒数，t_lag：F propto t_lag^{-1}。我们解释这个流量滞后关系发现的滞后光度关系的结果，这些爆发必须是相对狭窄的分布在z。然而，它们仍然必须主要位于z ~ 0.01之外，因为它们与本地超星系团不一致。我们讨论了观测到的相关性内的Bracksar模型，其中准直的流出变化。无论是热光球发射，以及非热，光学薄同步辐射应该是重要的。
2004-11-09 astro-ph
Gamma Ray Burst Host Galaxies Have `Normal' Luminosities
伽马射线暴的星系环境可以提供很好的证据，关于祖先系统的性质，有两个旧的论点暗示，爆发的宿主星系是显着的亚发光。新的数据和新的分析现在已经扭转了这一局面：（A）尽管前两个已知的宿主星系确实是非常亚亮的，但接下来的八个宿主星系具有典型的场星系绝对星等。对16个已知宿主星系（10个有红移）的详细分析表明，它们与正常星系预期的具有$R^{*} = -21.8 \pm 1.0$的谢克特光度函数一致。(B)来自行星际网络的明亮爆发通常比具有红移的微弱爆发亮18倍，然而明亮爆发没有星系在其误差框内，以限制比基于两个样本的光度相同的预期更深。一个新的解决方案是，一个宽的爆发光度函数，以及随着恒星形成率而变化的爆发数密度，将要求亮样本的平均光度（$>$ $6 \times 10^{58} ph \cdot s^{-1}$或$>$ $1.7 \times 10^{52} \cdot erg \cdot s^{-1}$）远大于暗样本的平均光度（$\sim 10^{58} ph \cdot s^{-1}$或$\sim 3 \times 10^{51} erg \cdot s^{-1}$）。这将明亮的爆发放置在具有正常光度的宿主星系不会违反观测极限的距离处。总之，目前所有证据都表明伽玛射线暴宿主星系的亮度正常。
1999-12-21 astro-ph
On the Frequency Evolution of X-ray Brightness Oscillations During Thermonuclear X-ray Bursts: Evidence for Coherent Oscillations
本文研究了几个中子星低质量X射线双星热核爆发期间X射线亮度振荡频率的时间依赖性。我们发现4U 1702-429和4U 1728-34的X射线暴冷却尾的振荡频率可以用指数“啁啾”模型很好地描述。利用这个模型，我们证明了许多爆发的冷却尾部的脉冲串是高度相位相干的，具有高达Q ~ 4000的振荡品质因数。我们使用这个模型的频率演变，以搜索显着的功率在谐波和330和363 Hz的信号在突发4U 1702-429和4U 1728-34，分别在谐波和第一次谐波，但没有发现任何谐波或次谐波的显着的功率的证据。我们认为，高相干有利于恒星旋转的振荡源。我们简要讨论了角动量守恒热核壳层旋转运动的频率演化。我们讨论了如何利用谐波含量的极限来推断中子星的性质。
1999-03-03 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
Gross Spectral Differences between Bright and Dim Gamma-Ray Bursts
我们发现暗的伽马射线暴（GRB）比亮的GRB更软，正如康普顿伽玛射线天文台的爆炸和瞬态源实验（BATSE）的数据所表明的那样。我们表明，这种相关性是统计上显着的变化，由于伽玛暴之间的随机差异。使用各种方法和数据集，包括公共领域的数据，这种影响是可以辨别的。我们分析了几种类型的系统误差和选择效应的BATSE数据，并得出结论，观察到的效果是不占主导地位的任何。因此，我们断言，这种暗淡/软效应是一个真正的性质的伽玛暴。这种相关性可能是诺里斯等人（1994）发现的时间膨胀的结果，这是爆发源位于宇宙学距离的额外证据。
1994-08-15 astro-ph
Prompt GeV emission in the synchrotron self-Compton model for Gamma-Ray Bursts
在10次爆发中检测到的光学对应物发射（即在瞬发GRB阶段期间）比爆发光谱外推到光学频率亮10-10000，表明GRB发射的同步加速器自康普顿起源，同步加速器产生光学对应物发射。在这个模型中，爆发光子的第二次上散射产生了一个即时的GeV-TeV的发射，其亮度强烈依赖于一个未知的量，主要同步加速器光谱的峰值能量。光学、γ射线和GeV瞬发通量的测量可以用来检验伽玛暴的同步辐射自康普顿模型，并直接确定伽玛暴的总辐射输出。对于一组29个伽玛暴与光学对应检测，我们发现，预期的GeV光子通量应与亚MeV的排放的注量，并应与光学对应的亮度，这些相关性的强度降低的同步峰值能量分布的宽度增加。如果亚MeV的爆发辐射非常明亮，而（固有的）光学对应物非常暗淡，那么与爆发光谱外推到更高能量一致的GeV瞬发辐射的检测将排除同步加速器自康普顿模型。
2008-11-07 astro-ph
Swift panchromatic observations of the bright gamma-ray burst GRB050525a
斯威夫特天文台已经探测到了明亮的伽马射线暴GRB 050525 a，从爆发的最早阶段开始提供了独特的多波长覆盖。X射线和光学/紫外余辉衰减光曲线都表现出一个陡峭的斜率约0.15天后爆发，表明喷流中断。这个喷流中断时间与爆发的总伽马射线能量相结合，将喷流的张开角限制为3.2度。我们从BAT数据中得出经验的“时滞”红移z_hat = 0.69 +/- 0.02，与光谱红移0.61吻合得很好。在射流破裂之前，X射线数据可以通过指数α =-1.2的简单幂律来建模。然而，在300 s之后，与幂律拟合相比，X射线通量变亮约30%。光学/紫外数据有一个更复杂的衰减，有证据表明，在第一分钟左右，一个快速下降的反向激波分量占主导地位，在稍后的时间让位于一个平坦的前向激波分量。余辉的多波长X-射线/UV/光谱显示了电子冷却频率在25000 s内通过光学范围迁移的证据。测量的时间衰减和光谱指数在X射线和光学/紫外线制度相比，有利的标准火球模型的伽马射线暴假设膨胀到一个恒定的密度星际介质。
2005-10-26 astro-ph
Detection of a very bright optical flare from a gamma-ray burst at redshift 6.29
本文讨论了25厘米TAROT机器人望远镜在瞬发高能辐射和早期余辉期间探测到的明亮光学耀斑辐射的通量和行为。我们将我们的数据与X射线中同时进行的观测相结合，并分析了宽带光谱。这些观测使我们强调GRB 050904与GRB 990123的相似性，GRB 990123是一个显著的伽马射线暴，其光发射达到9等。虽然GRB 990123到目前为止被认为是一个独特的事件，但这一观察表明存在一群具有非常大的各向同性等效能量和非常明亮的光学对应物的GRB。这些伽玛射线暴的亮度使得它们很容易在整个宇宙中被探测到。由于我们甚至可以用像TAROT这样的小口径望远镜探测到非常高的红移，它们将成为探索高红移宇宙的强大工具，并可能用于探测第一代恒星。
2006-02-06 astro-ph
Spectral energy distributions of submm/radio bright gamma-ray burst host galaxies
我们提出的光无线电频谱能量分布拟合的主机星系的四个长伽马射线暴：980703，000210，000418和010222，这是在亚毫米和/或无线电波长检测。我们发现，只有非常年轻的星爆星系模型是一致的数据，既有蓝色的光学颜色和一个明显的submm发射。对于每个宿主，我们能够构建与光谱的短波长和长波长部分一致的模型。我们发现星系的年龄范围从0.09到2.0 Gyrs和恒星形成率范围从138到380 MSun/yr。
2007-08-29 astro-ph
The Complete BATSE Spectral Catalog of Bright Gamma-Ray Bursts
本文介绍了利用爆发和瞬变源实验（BATSE; $\sim$ 30 keV - 2 MeV）观测到的350个明亮的伽马射线暴（GRB）的高时间和光谱分辨率的系统光谱分析。我们的样本是从完整的2704 BATSE伽玛暴的基础上，他们的能量通量或峰值光子通量值，以确保良好的统计，包括17个短伽玛暴。为了获得约束良好的光谱参数，使用多个光子模型来拟合每个光谱。我们比较了使用不同模型拟合得到的光谱参数，并统计确定了最能代表每个光谱的光谱参数，同时考虑到模型之间的参数化差异。对350个时间积分和8459个时间分辨猝发光谱进行了全面的分析，并探讨了积分时间对确定光谱参数的影响。利用这些结果，我们研究了每个爆发内光谱参数之间的相关性及其演变模式。由此产生的光谱目录是迄今为止对伽马射线暴瞬发辐射光谱特性的最全面的研究，可从高能天体物理学科学档案研究中心（HEASARC）以电子方式获得。该目录提供了在伽玛暴粒子加速和发射机制的可靠约束。
2006-05-17 astro-ph
Precursor activity in bright long BATSE gamma-Ray Bursts
我们研究了在检测到GRB瞬发发射之前200 s内明亮的长BatSE GRB光变曲线样本。我们发现，在相当大的比例（20%）的情况下，有证据表明，上述背景的辐射来自同一方向的伽玛射线暴。该发射的特征在于相对于主发射的光谱较软，并且包含总事件计数的一小部分（0.1- 1%）。前兆具有几十秒的典型延迟，（在少数情况下）延长至200秒（研究期间的极限）。它们的光谱是典型的非热幂律，但在少数情况下。如此长的延迟和它们的光谱的非热起源很难与任何祖先的模型相一致。
2004-12-21 astro-ph
Time Resolved Spectral Analysis of Bright Gamma Ray Bursts
本文对从BATSE档案中选取的一个F_{peak} >20 phot cm^{-2} sec^{-1}的亮爆发样本进行了时间积分和时间分辨光谱分析。我们拟合了四种不同的光谱模型的脉冲时间积分和时间分辨光谱。我们将拟合光谱的低能斜率与同步加速器理论的预测[预测光子光谱软于E^{-2/3}]进行比较，并通过直接光谱拟合测试同步加速器激波模型。我们指出，在参数分布的差异可以归因于不同的光谱形状的模型，在大多数情况下，频谱可以描述一个平滑的曲线函数。同步辐射激波模型对时间平均谱和时间分辨谱都不能给出满意的拟合。最后，我们推导出在相当数量的光谱的上升和衰减阶段的峰值附近的同步辐射低能量限制被违反。
2002-06-21 astro-ph
Average properties of the time behaviour of gamma-ray bursts
具有足够数据质量的BATSE检测到的所有脉冲串的平均峰值对齐轮廓具有简单的“拉伸”指数形状F ~ exp[-（t/t_0）^{1/3}]，其中$t$是从事件峰值通量的时间测量的时间，而$t_0$是时间常数。我们研究的行为$t_0$的后峰和前峰斜率的平均时间曲线作为一个函数的峰值亮度范围的突发样本。我们发现，峰后斜率在比较亮爆发和暗爆发时表现出时间膨胀，而峰前斜率几乎没有变化。因此，较暗的爆发具有不同的形状--它们更不对称。在99.6%的置信水平下观察到这种形状-亮度相关性。这种相关性有一个自然的解释内的脉冲雪崩模型，这是简要描述。由许多脉冲组成的复杂事件更对称，本质上更明亮。由一个或几个脉冲组成的爆发本质上更弱，更不对称。要观察到这种相关性，需要伽玛暴的光度距离分布不同于幂律。
1997-01-22 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
Identification of Two categories of optically bright gamma-ray bursts
对1997年2月至2005年8月期间观测到的一个完整的伽马射线暴（GRB）样本的内禀光学余辉光变曲线进行了系统的分析。这些光变曲线通常采样良好，在$R$带中至少有四次检测。样品中所有爆发的红移都是可用的。我们推导出了这些伽玛暴的本征$R$带余辉光变曲线（在宇宙本征静止坐标系内亮度与时间的关系），发现它们在伽玛暴触发后2小时内基本上遵循两条普适轨迹。第1天的光学光度值呈现明显的双峰分布，发光组的峰值为1.4*10^{46}尔格~s^{-1}，暗组的峰值为5.3*10^{44}尔格~s^{-1}。大约75%的伽玛暴属于亮族，另外25%属于暗族。亮群的红移分布范围很广，而暗群的爆发都出现在低于1.1的红移处。
2006-01-10 astro-ph
Evidence That Gamma-Ray Burst Sources Repeat
我们调查聚类的角分布的260 $γ$射线暴在公开的BATSE目录，使用最近邻分析和措施的爆发亮度$B$和短时间尺度的变化$V$，我们前面介绍。我们发现，虽然所有260个爆发只是适度的集群（Q值= $1.8 \times 10^{-2}$），在这个样本中的202个爆发，其位置的统计误差是$<9^\circ$显着聚集在一个角度尺度$\approx 5^\circ$（Q值= $2.5 \times 10^{-4}$，考虑到选择了统计误差的截止）。我们还发现了一个显着的相关性明亮的I型爆发和暗淡的I型和II型爆发的角度尺度$\approx 5^\circ$（Q值= $4.0 \times 10^{-3}$）。该角度尺度小于$6.8^\circ$爆发位置的典型（统计加系统）误差，表明来自各个源的多次复发。我们的结论是，“经典”$γ$射线爆发源重复的时间尺度为几个月，许多微弱的I型和II型爆发来自明亮的I型爆发的来源。
1993-10-19 astro-ph
The Interplanetary Network Supplement to the BATSE Catalogs of Untriggered Cosmic Gamma Ray Bursts
我们提供了211个伽马射线暴（GRB）的行星际网络（IPN）探测和定位信息，这些GRB是由暴和瞬态源实验（BATSE）观测到的，并在Kommers等人（2001）和Stern等人（2001）的星表中发表。通过对11个实验数据的分析，得到了IPN的确认。对于BATSE和另一个遥远的航天器观测到的任何给定的爆发，到达时间分析（或"三角测量“）导致可能到达方向的环形，其半宽度在14弧秒和5.6度之间变化，这取决于爆发的强度，时间历史和到达方向，以及航天器之间的距离。该环通常与BATSE误差圆相交，导致面积减少高达约650倍。当三个相距甚远的航天器观测到一个爆发时，其结果是一个面积比BATSE误差圆小30000倍的误差盒。由于IPN仪器的灵敏度比BATSE低得多，它们通常检测不到最弱的未触发脉冲串，但确实检测到了在触发器被禁用时未能触发BATSE的更强烈的脉冲串。在少数情况下，我们已经能够确定爆发的可能起源为软伽马中继。然而，IPN探测到的绝大多数事件都是伽马射线暴，它们的确认验证了许多用于探测BATSE未触发爆发的程序。
2004-10-11 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。虽然这两个模型可以解释的平均时间拉伸量，我们发现它们之间的差异的方式的持续时间分布的微弱的爆发偏离明亮的，假设伽马射线暴的光度函数是独立的距离。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。
1994-08-02 astro-ph
An enigmatic long-lasting gamma-ray burst not accompanied by a bright supernova
伽马射线暴（GRB）是来自遥远宇宙的短而强烈的软伽玛射线闪光。长持续时间的伽玛暴（持续时间超过2秒）被认为是源于大质量恒星的死亡，主要是基于伽玛暴和超新星之间的少数固体关联。GRB 060614是发现的最接近的GRB之一，由一个5秒的硬尖峰组成，然后是持续约100秒的较软，较亮的发射。本文报道了对GRB 060614的深空光学观测结果，没有发现绝对视星等大于M_V =-13.7的超新星。因此，任何与GRB 060614相关的超新星，在可见光波段至少比其他与GRB相关的超新星暗100倍。这表明，一些持久的伽马射线暴可能与非常微弱的超新星有关，也可能是由不同的现象产生的。
2007-01-28 astro-ph
A Complexity-Brightness Correlation in Gamma Ray Bursts
我们观察到伽马射线暴（GRB）的时间特性和它们的视峰值亮度之间有很强的相关性。最强的影响（显著性水平为10^{-6}）是简单爆发（由单个平滑脉冲主导）和复杂爆发（由重叠脉冲组成）的亮度分布之间的差异。后者在峰值通量为1.5 ph/cm^2/s时有一个转折点，而简单爆发的分布在BATSE阈值以下是平滑的。我们还观察到伽玛暴的平均峰值对准时间剖面（ATP）的形状与亮度相关的变化。当比较亮爆发和暗爆发时，ATP的衰减斜率显示出时间膨胀，而上升斜率几乎没有变化。ATP的两个斜率变形弱爆发相比，强爆发。对这些效应的解释很简单：一个复杂的脉冲串，其中许多独立的脉冲在时间上重叠，本质上比一个简单的脉冲串更强。然后BATSE复杂爆发的样本覆盖了一些宇宙学因素导致峰值亮度分布中断的较大红移。这种突变可能对应于最近发现的恒星形成率峰值，该峰值发生在z~1.5的红移处。
2011-07-04 astro-ph astro-ph.CO astro-ph.HE
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。
1998-08-20 astro-ph
Late-Time Radio Re-Brightening of Gamma-Ray Burst Afterglows: Evidence for Double-Sided Jets
伽马射线暴（GRB）的中心引擎被认为是喷射双面超相对论喷流。对于一个观测到的伽玛暴，其中一个双喷流应该指向我们，并负责即时伽马射线和随后的余辉发射。在这封信中，我们考虑另一个后退喷流，当它变得非相对论性（NR）和辐射各向同性时，它将引起晚期射电再增亮（RRB）。RRB峰值出现在GRB之后的$5t_{NR}=2(E_{j,51}/n)^{1/3}$年，其中$t_{NR}$是观测到的前一次喷流的NR时标，$E_j$是喷流能量，$n$是周围介质密度。峰值通量与$t_{NR}$的前一次喷流排放相当。我们预计，在15 GHz的通量为$\sim0.6$ mJy的爆发后1.7年，GRB 030329的RRB。本文还讨论了970508和980703伽玛暴的情况。RRB的发现将是伽玛暴中存在双面喷注的直接证据，并证明在其前身核中存在黑洞-盘系统。
2004-09-01 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
SN 2003lw and GRB 031203: A Bright Supernova for a Faint Gamma-ray Burst
本文报道了z = 0.1055的伽马射线暴GRB 031203的光学和近红外观测结果。在我们的第一次红外JHK观测中，一个非常微弱的余辉被检测到叠加到宿主星系上，在爆发后约9小时进行。随后，在所有波段中检测到重新变亮，在爆发后约18个休息帧天在R波段达到峰值。重新变亮的过程非常类似于SN 1998bw这样的超新星的光变曲线，假设GRB和SN几乎同时爆发，但演化速度较慢。接近再亮最大值的光谱显示出与SN 1998bw一样的极其广泛的特征。由于SN 2003lw的大规模不确定性，确定它的绝对星等是困难的，但在VRI波段，它可能比SN 1998bw亮0.5等，达到绝对星等M_V =-19.75 +-0.15。
2004-05-28 astro-ph
Power Density Spectra of Gamma-Ray Bursts
长伽马射线暴的功率密度谱（PDS）提供了伽玛暴的有用信息，表明它们具有自相似的时间结构。最好的幂律脉冲序列由最长的脉冲串（T_90 > 100 s）显示，其中自相似时间尺度的范围超过20年。较短的爆发有明显的PDS斜率更强烈地受统计波动的影响。然后，通过对大样本突发的PDS进行平均，可以高精度地再现潜在的幂律。该幂律具有斜率α \approx -5/3和在1 Hz处的急剧突变。幂律PDS为研究伽马射线暴提供了一种新的灵敏工具。特别地，我们计算了亮爆发在不同能量通道中的偏振态。在硬通道（hν> 300 keV）中PDS变陡，在软通道（hν< 50 keV）中PDS变陡，而测辐射热光变曲线的PDS近似遵循-5/3定律。然后，我们研究暗爆发，并将其与明亮的爆发进行比较。我们发现一个很强的相关性之间的爆发亮度和PDS的斜率。这种相关性表明，爆发是远远不是标准的蜡烛和昏暗的爆发应该是本质上弱。暗爆发的时间膨胀可能与爆发中发生的物理过程有关，而不是宇宙学红移。最后，我们测试内部冲击模型对所观察到的PDS。我们演示了该模型如何再现-5/3幂律。
1999-11-08 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
Sub-GeV flashes in $γ-$ray burst afterglows as probes of underlying bright UV flares
在许多伽马射线暴（GRB）的余辉中观测到明亮的光学和X射线耀斑。这些耀斑被归因于中央发动机的后期活动。在大多数情况下，峰值能量是未知的，并且有可能甚至很可能存在显著的远紫外成分。这些远紫外光子之所以能逃过我们的探测，是因为它们在到达地球之前就被中性氢吸收了。然而，这些光子穿过了为最初的伽马射线暴提供动力的喷出物所产生的冲击波。它们可以被冲击波中的热电子逆康普顿向上散射。这一过程将产生一个强烈的亚GeV耀斑，它跟随着远紫外耀斑的高能（软X射线）尾部，但持续时间要长得多，可以被即将发射的{ \em伽马射线大面积望远镜}（GLAST）卫星探测到。这个特征可以用来探测潜在的远紫外耀斑的光谱。这种逆康普顿过程产生的额外冷却可以降低前向激波的X射线发射率，并解释在许多伽玛暴中观察到的意想不到的低早期X射线通量。
2006-04-17 astro-ph
Power Density Spectra of GRBs
长伽马射线暴（GRB）的功率密度谱（PDS）提供了有关GRB的有用信息，表明它们具有自相似的时间结构。最好的幂律脉冲序列由最长的脉冲串（T_90>100 s）显示，其中自相似时间尺度的范围超过20年。较短的爆发有明显的PDS斜率更强烈地受统计波动的影响。然后，通过对大样本突发的PDS进行平均，可以高精度地再现潜在的幂律。该幂律具有约等于-5/3的斜率和在约1Hz处的急剧突变。幂律PDS为伽玛暴的研究提供了一种新的灵敏工具。特别地，我们计算了亮爆发在不同能量通道中的偏振态。在硬通道（hν>300 keV）中PDS变陡，在软通道（hν<50 keV）中PDS变陡，而测辐射热光变曲线的PDS近似遵循-5/3定律。然后，我们研究暗爆发，并将其与明亮的爆发进行比较。我们发现一个很强的相关性之间的爆发亮度和PDS的斜率。这种相关性表明，爆发是远远不是标准的蜡烛和昏暗的爆发应该是本质上弱。暗爆发的时间膨胀可能与爆发中发生的物理过程有关，而不是宇宙学红移。
2000-01-23 astro-ph
Correlations of Prompt and Afterglow Emission in Swift Long and Short Gamma Ray Bursts
由于很少有伽玛暴的余辉测量具有全面性和可比性，因此对不同谱带的伽马射线暴（GRB）的瞬发和余辉辐射的相关性研究一直很困难。在本文中，我们提出了一个大的和统一的数据集相关分析的基础上检测到的雨燕任务的爆发。这是第一次可以分析和比较短脉冲和长脉冲。它被发现为这两个类的光学，X射线和伽马射线的排放量是线性相关的，但有一个大的传播的相关线;较强的爆发往往有更明亮的余辉，和爆发更明亮的X射线余辉往往有更明亮的光学余辉。平均而言，短爆发的瞬发和余辉发射都较弱。没有短爆发被认为是极低的光学X射线比发生的“黑暗”长爆发。虽然短爆发的统计数据仍然很差，但还没有证据表明短爆发的一个亚群具有长爆发的高灭绝性。长爆发在暗类中被检测到，与雨燕前爆发的比例相同。有趣的情况下，发现了长的爆发，在光学检测，但有足够低的光学X射线比被归类为黑暗。对于瞬发辐射，短爆发和长爆发在通量与注量图上有不同的平均轨迹。在雨燕中，伽玛射线暴的探测往往是通量有限的短爆发和通量有限的长事件。
2008-08-25 astro-ph
HETE-2 Localization and Observation of the Bright, X-Ray-Rich Gamma-Ray Burst GRB021211
2002年12月11日11时18分34.03秒，HETE-2探测到一个明亮的富含X射线的伽玛暴。WXM定位于14'，并在爆发开始后22秒中继到GCN。SXC的定位在R.A. 08时09分00秒，12月06日44时20分（J2000）。GRB 021211由单个类似于FRED的脉冲组成，t90为2.3 s（85-400 keV）和8.5 s（2-10 keV）。在2-400 keV波段，峰值光子数和光子能流分别为34.0 +/- 1.8 ph cm^-2 s^-1和1.68 +/- 0.11 x 10^-6 erg cm^-2 s^-1。在2-30 keV和30-400 keV的能带中，能量注量分别为S_X = 1.36 +/- 0.05 x 10^-6 erg cm^-2和S_gamma = 2.17 +/- 0.15 x 10^-6 erg cm^-2。因此GRB 021211是一个富X射线暴（S_X/S_gamma = 0.63 > 0.32）。谱通过带函数（alpha =-0.805，beta =-2.37，E_peak = 46.8 keV）良好拟合。迅速的定位允许检测到光学余辉，否则将是一个“光学黑暗”的伽玛射线暴。GRB 021211证明了爆发余辉的一部分是“光学暗”的，因为它们在爆发后> 1小时的光学余辉非常微弱，因此通常无法被检测到。GRB 021211表明，这种“…
2003-09-02 astro-ph
Is pulsar B0656+14 a very nearby RRAT source?
最近发现的RRAT源的特点是非常明亮的无线电爆发，而周期性相关，很少发生。我们发现已知脉冲星B0656+14的爆发具有相同的特征。这些爆发代表了来自扩展的平滑脉冲能量分布的亮端的脉冲，并且被证明不同于巨脉冲、巨微脉冲或正常的脉冲星。这些脉冲中最亮的脉冲的极端峰值通量表明，PSR B0656+14，如果不是如此接近，只能被发现为RRAT源。对RRAT的长期观测可能会揭示，它们和PSR B0656+14一样，除了爆发外，还会发出较弱的辐射。
2006-06-14 astro-ph
Energetics - Spectral correlations vs the BATSE Gamma-Ray Bursts population
最近提出的伽马射线暴（GRB）的能量和它们的光谱特性之间的相关性，即它们的即时发射的峰值能量，被发现可以解释观测到的所有“明亮”的BATSE GRB的注量分布。此外，对于一个固有的GRB峰值能量分布向较低的能量相对于表征明亮的GRB延伸，这种相关性允许再现整个BATSE长GRB人口的注量分布。我们讨论的限制，这种分析施加的峰值能量分布的形状，开角分布和这种相关性的紧密性。
2005-02-09 astro-ph
The bright optical afterglow of the nearby gamma-ray burst of 29 March 2003
过去对宇宙学伽马射线暴（GRB）的许多研究都受到限制，因为典型的GRB距离很远，导致微弱的余辉。长期以来，人们一直认为，附近的伽玛射线暴将揭示这些神秘的宇宙爆炸的起源，以及它们的火球的物理学。然而，接近z=0.2的伽玛暴是非常罕见的，估计每十年就会发生一次。在这里，我们报告了GRB 030329明亮光学余辉发射的发现。我们的迅速传播和余辉的亮度导致了从无线电到X射线波段的广泛跟踪（超过65台望远镜），以及红移的测量，z=0.169。伽玛射线暴030329的伽马射线和余辉性质与宇宙学伽玛射线暴相似（考虑到距离很小），使其成为已知的最近的宇宙学伽玛射线暴。观测已经确定了它的前身是一颗爆炸为超新星的大质量恒星，我们期待着从对这一来源的研究中进一步揭示GRB现象。
2003-09-16 astro-ph
BeppoSAX measurements of the bright gamma-ray burst 010222
我们分析了BeppoSAX测量的即时和余辉发射的伽马射线暴GRB 010222。在BeppoSAX卫星上的宽视场照相机探测到的45个伽玛暴中，40-700 keV的（9.3+/-0.3）E-5 erg cm-2的注量仅超过GRB 990123。在各向同性的20-2000 keV能量输出7.8E53 erg方面，它在所有测量距离的伽玛暴中排名第三。由于这个爆发是如此明亮，数据提供完整的和有价值的覆盖范围，直到65小时后的事件，除了3.5和8.0 hr. The 2-10千电子伏通量的历史之间的差距显示出明确的迹象，这是一个突破，这是一致的，在光学上看到的休息，并提供支持证据的消色差性质的休息。在准直膨胀的背景下对断裂的解释并不简单。相反，一个模型是有利的，即火球制动到非相对论制度迅速（在一天的一小部分）由一个密集的1 E6 cm-3环爆介质。这意味着，经过轻微的光束修正后，GRB 010222可能是迄今为止观测到的能量最高的爆发。破裂后的X射线衰变指数为1.33+/-0.04，光谱指数为0.97+/-0.05。这种衰减与光学观测到的衰减完全一致，具有前所未有的精确度。
2001-06-28 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
Structure in the early afterglow lightcurve of the gamma-ray burst of 29 March 2003
伽马射线暴（GRB）是一种高能爆炸，在0.01- 100 s内是天空中最亮的伽玛射线源。对余辉早期演化的观测，我们希望能提供有关爆发性质的线索，但它们的快速衰落阻碍了这类研究;最近对爆发的快速定位改善了这种情况。在这里，我们报告了2003年3月29日爆发（GRB 030329）的非常明亮的余辉的早期检测。我们的数据表明，即使在aferglow阶段的早期，光变曲线也显示出叠加在衰落背景上的意想不到的复杂结构。
2003-06-19 astro-ph
Swift multi-wavelength observations of the bright flaring burst GRB051117A
本文报道Swift观测到的伽马射线暴051117 A早期X射线辐射的时间和光谱特征。早期的X射线光变曲线和光谱的这个源，在这样的早期看到的最明亮的X射线望远镜之一，允许一个前所未有的看光谱和时间的演变的提示和早期余辉发射的伽玛射线暴，并允许我们把严格的限制检测线。早期的X射线光变曲线是散粒噪声过程的特征，单个的散粒噪声可以很好地模拟快速上升和指数衰减，其上升时间和衰减率范围很广。早期光变曲线的时间光谱分析表明，光子指数和源强度与光谱高度相关，当更亮时，光谱明显更硬，与个别耀斑后带函数峰值向低能量移动一致。从WT模式数据的第一轨道获得的高质量光谱使我们能够对EW < 15 eV的任何发射线特征的强度设置3 sigma上限，假设在有效面积的峰值处100 eV的窄发射线（删节）。
2007-04-17 astro-ph
GRB 061121: Broadband spectral evolution through the prompt and afterglow phases of a bright burst
雨燕触发了GRB 061121（z=1.314）主爆发的前兆，允许从光学到伽马射线波段进行观测。许多其他望远镜，包括Konus-Wind，XMM-Newton，ROTSE和Faulkes Telescope North，也观察到了爆发。γ射线、X射线和UV/光学发射都在触发后约75秒显示出峰值，尽管光学和X射线余辉分量也在早期出现-在主峰之前或期间。在整个爆发过程中可以看到光谱的演变，快速发射显示出亮度和硬度之间明显的正相关关系。瞬发辐射的光谱能量分布（SED）从1 eV延伸到1 MeV，非常平坦，在~ 1 keV处有一个通量密度峰值。此时的光学-X射线光谱更好地符合一个破碎的，而不是单一的幂律，类似于以前的X射线耀斑结果。随着余辉随时间的变化，SED显示出光谱硬化。这种行为可能是自康普顿化的一种症状，尽管需要类似于分子云核心的星周密度。余辉的衰减速度也太慢，无法用标准模型来解释。虽然前兆和主辐射表现出不同的光谱滞后，但两者都符合长爆发的滞后光度相关。GRB 061121是雨燕探测到的瞬间最亮的长爆发。结合Swift和Konus-Wind的数据，我们估计在GRB静止坐标系中，在1 keV-10 MeV范围内，各向同性能量为2.8 × 10^53尔格。在约2x10^5秒时探测到一个可能的喷流破裂，由此估算出经射束校正的伽马射线能量约为10^51尔格。
2007-04-12 astro-ph
