A Sample-oriented Catalogue of BL Lacertae Objects
我们提出了一个目录，233 BL Lacertae对象通过广泛的书目检索更新到1995年年中编译。目录中所列的很大一部分放射源属于定义明确的样本，可用于统计目的。一个较小的部分包括杂项（但确认）BL Lac和分类为BL Lac候选对象。我们讨论了不同样品的选择标准，报告发现了两个以前未被注意的BL Lacs在帕洛玛-格林调查，并评论一些仍然身份不明的高银河纬度伽马射线（EGRET）源与BL Lacs的可能关联。本文还简要讨论了星表的一些统计性质。
1995-11-15 astro-ph
The first COMPTEL Source Catalogue
美国宇航局康普顿伽马射线天文台上的康普顿成像望远镜COMPTEL打开了MeV伽马射线波段，成为天文学的一个新窗口。COMPTEL提供了第一个完整的全天空调查的能量范围为0.75至30兆电子伏。这里介绍的目录主要限于已发表的结果。它包含了对连续谱和线发射源的可靠和边缘探测，并为各种类型的物体提出了上限。最重要的探测数目是32个稳定源和31个伽玛射线爆发。在连续源中，目前已探测到的有自旋下降的恒星、恒星黑洞候选者、超新星遗迹、星际云、活动星系核、伽马射线爆发和太阳耀斑期间的太阳。对1.809 MeV的~（26）Al谱线、1.157 MeV的~（44）Ti谱线、847和1238 keV的~（56）Co谱线以及2.223 MeV的中子俘获谱线进行了谱线探测。为了确定银河系的来源，一个弥漫的银河系辐射的建模是必不可少的。目前尚不存在所需准确度的这种模型。因此，将在对弥漫星际辐射进行详细和准确的建模之后制作第二个COMPTEL源目录。
2000-02-18 astro-ph
Two Classes of Gamma-Ray Bursts
来自3B星表的数据表明，短暴和长暴是不同类别事件的结果，而不是同一类别内的不同参数值：短暴在BATSE波段具有更硬的光谱，但主要是长暴在光子能量超过1 MeV时被检测到，这意味着它们的硬光子是由短暴中没有发现的过程辐射的。短爆发和长爆发的\langle V/ V_{max} \rangle值相差4.3 σ，这意味着不同的空间分布。只有软伽马射线辐射机制在两类中是相同的。
1995-12-12 astro-ph
How common are long Gamma-Ray Bursts in the Local Universe?
到目前为止，探测到的两个最近的伽马射线暴（GRB 980425和060218）都是低亮度、光谱柔和、持续时间长的爆发，光变曲线平滑、单峰。只有大约100个伽玛暴被测量到红移，例如，仅在BATSE目录中就有2704个伽玛暴。因此，似乎有理由认为，其他附近的伽玛暴已经被观测到，但没有被确定为相对较近。在这里，我们寻找BATSE长持续时间伽玛暴和星系样品的后退速度v <= 11，000 km/s（z = 0.0367，~ 155 Mpc）从两个目录的附近星系之间的统计相关性。我们还研究了使用突发子样本的相关性，这些子样本的属性类似于两个已知的附近突发。我们的研究结果表明，整个长伽玛暴样本的相关性保持一致，零出最高半径考虑，而一个子样本选择低通量，光谱软，平滑的单峰光变曲线（177爆发）表明增加的相关性与星系内~ 155 Mpc。测量的相关性（样本的28% +/- 16%）表明BATSE每年观察到2到9个长持续时间的伽玛射线暴，类似于伽玛射线暴980425和060218，并且距离相似。这意味着在155 Mpc范围内观测到的局部速率密度为700 +/- 360 Gpc^{-3}yr^{-1}。
2007-08-16 astro-ph
Gamma-Ray Bursts and Topology of the Universe
在这封信中，我们提出了一个物理解释最近报道的密切和对映伽马射线暴从公开的BATSE目录之间的相关性。我们的模型是基于爆发点位于0.5- 2 ~Gpc量级的宇宙学距离的宇宙学假设。观测到的伽马射线暴的分布强有力地支持了这一假设。如果是这样的话，伽马射线暴可能为研究宇宙的拓扑结构提供一个很好的探针。我们注意到，对跖事件之间的相关性实际上可能表明我们生活在所谓的埃利斯小宇宙中，它具有Friedman-Roberston-Walker度规结构和非平凡拓扑。
1993-10-04 astro-ph
Do Observations Exclude Gamma-ray Bursts Originating In the Oort Cloud Of Comets?
只要没有距离伽马射线暴源的指示器，就应继续考虑各向同性分布的所有可能的源。这就是为什么奥尔特彗星云被保留在名单上。我们利用BATSE星表和Marsden和Williams（1992）的彗星轨道星表中关于爆发分布的现有数据，研究爆发角分布和彗星远日点之间是否存在任何观测指示，假设远日点方向的分布至少在某种程度上反映了奥尔特云柱密度的真实变化。我们还将V/ V_{max}检验应用于这两种分布。我们已经进行了各种统计测试（Kolmogorov-Smirnov测试的分布在银河系的纬度，一个$χ^2$测试的球面多重矩，和2-D互相关分析），包括测试子样本隔离可能的观测偏差的影响。这些检验意味着这两个分布不太可能一致，但统计学显著性不足以完全排除任何联系。我们进行了蒙特卡罗模拟，结果表明，只有当突发数量超过$\sim 800$时，才有可能排除角分布之间的相关性。目前，只有这些测试与V/ V_{max}参数的巨大分歧相结合，使得彗星的奥尔特云不太可能与伽马射线暴有关。
1993-04-01 astro-ph
New Evidence for the Cosmological Origin of Gama-Ray Bursts
我们比较了新的（2B）BATSE星表的爆发分布的宇宙学分布。我们发现，该分布是不敏感的宇宙学参数，如欧米茄和拉姆达和宽度的爆发光度函数。长爆发的最大红移为~2.1（假设没有演化），而短爆发的Zm（长）明显较低，Zm（短）=~ 0.5与短爆发的相对较近的起源相一致，我们发现这些爆发与Abell星系团相关（在10度处>=2 sigma水平）。这是第一个已知的爆发与任何其他天体物理人口的相关性，如果通过进一步的观测得到证实，它将为这些爆发的宇宙学起源提供更多的证据。
1994-06-09 astro-ph
The Distribution Of Cosmological $γ$-ray Bursts
我们比较了新的（2B）BATSE星表的爆发分布的宇宙学分布。观测到的分布与宇宙学分布吻合得很好，然而，它对宇宙学参数如$Ø$和$Λ$不敏感。爆发不一定是标准的蜡烛，它们的光度可以变化高达十倍。超过2秒的脉冲串的最大红移$\zm$为$2.1^{+1.}_{-.7}$（假设没有演变）。目前的数据不足以确定短于2秒的爆发的最大红移，$\zm$。
1995-02-01 astro-ph
Updated Z-Burst Neutrinos at Horizons
最近的均匀和各向同性地图的UHECR，建议各向同性的宇宙起源几乎不相关的附近的本地宇宙规定的GZK（十兆秒差距）截止。基于UHE中微子共振散射轻遗迹附近的热中微子暗晕的Z-突发模型，可以克服这样的本地印记的情况下，并解释最近的相关BL Lac在几百Mpc的距离。Z爆发多重印记，由于非常可能的最轻的非简并中微子质量，可以注入能量和调制UHECR ZeV边缘光谱。Z-爆发（和GZK）超高能中微子（ZeV和EeV带）也可能通过UHE中微子质量态混合而发光，并在相应的UHE Tau中微子味中上升，其带电电流Tau的产生及其在飞行中的衰变，可能是UHE在地球上阵雨的来源。我们星球的半径和大气层的大小限制了tau的最大距离和能量，使其成为淋浴。这些地球τ能量接近GZK能量极限。在更大的行星中可以获得更高的距离和能量;最终的太阳大气层可能会放大UHE tau飞行，允许tau以ZeV能量淋浴，提供一种新的方法来揭示预期的Z-爆发极端中微子通量。
2006-11-06 astro-ph hep-ph physics.ao-ph
Evidence for anisotropy in the distribution of short-lived gamma-ray bursts
对现行BATSE星表中收集的407个短伽马射线暴的两点角相关函数w（θ）的测量表明，在θ~ 2-4 °角标度上，两点角相关函数w（θ）偏离各向同性约2 σ。在长伽马射线暴的分布中没有观察到这种各向异性，这暗示了高达~13%的被测源存在重复暴。然而，现有数据不能排除由于存在大尺度结构而导致的信号。在这个假设下，观测到的w（θ）的振幅与从不同星系群导出的振幅一致，红移达到~0.5，结果表明短伽马射线暴是相对局部的源。
2003-02-02 astro-ph
Do Gamma-Ray Burst Sources Repeat
在Quashnock和Lamb（1993）发现了明显过量的具有小角距的$γ$射线爆发对之后，我们重新分析了BATSE星表中爆发的角分布。我们发现，除了过多的近距离爆发对，也有相当多的对映爆发，即在天空中相隔约180度的爆发对。这两种过度都只有适度的统计意义。我们拒绝了Quashnock和Lamb提出的假设，即爆发源是中继器，因为很明显，这个假设并不能预测过量的对映巧合。缺乏任何物理模型的爆发，可以解释的对极对，我们认为，在数据中看到的两个过度是由于一个不寻常的统计波动或一些未知的选择效应。
1993-08-05 astro-ph
Results from the First INTEGRAL AGN Catalogue
我们提出的结果的基础上的第一个积分活动星系核目录。该星表包括42个活动星系核，其中10个为Seyfert 1，17个为Seyfert 2，9个为中间型Seyfert 1.5。耀变体所占的比例很小，只探测到5个天体，迄今为止只探测到一个星系团，没有发现星暴星系。样品由明亮（fx > 5e-12 erg/cm ~（**2）/s）、低光度（L = 2 e ~（43）erg/s）、局域（z = 0.020）活动星系核组成。虽然样品是不受流量限制，我们发现一个模糊的活动星系核的比率为1.5 - 2.0，一致的光度依赖的活动星系核的统一模型。在样品中只发现了四个康普顿厚度的活动星系核。这意味着解释宇宙硬X射线背景所需的康普顿厚度的活动星系核必须具有比INTEGRAL迄今发现的更低的通量。
2005-10-31 astro-ph
On the origin of the correlations between Gamma-Ray Burst observables
伽马射线暴（GRB）的几对可观测性质是相关的。许多这样的相关性是伽玛射线暴的“炮弹”模型的直接预测。我们扩展我们以前的讨论的主题，以丰富的新数据，并与其他观测到的“滞后时间”，“可变性”和“最小上升时间”之间的相关性。Schaefer最近对许多已知红移的伽玛暴的观测结果进行了系统的分析，为我们的研究提供了一个很好的更新的数据基础。
2007-03-14 astro-ph
Study of Very Short Gamma-Ray Bursts
我们对持续时间小于100 ms的伽马射线暴（GRB）的形态进行了详细的研究，包括：（1）快速傅立叶谱分析，（2）与Stern分析的长爆发的比较，（3）短爆发性质的内部比较，（4）短暴性质与暴和瞬变源实验（BATSE）4 B星表中的大部分伽玛暴性质的比较。我们使用了公众可获得的时间标记事件（TTE）BATSE 3B数据进行部分分析。我们表明这些爆发与其余的GRB事件非常不同。短暴看起来几乎是相同的，表明是另一类伽玛暴。我们还表明，短脉冲具有欧几里得时空分布，与较长的脉冲与$τ_{duration} >$ 100毫秒，这意味着这些源可能是本地的形成鲜明对比。最后，我们将这些爆发与夸克-胶子（Q-G）相变温度下的原初黑洞（PBH）蒸发模型和其他冲击波模型进行了比较。
1999-05-26 astro-ph
A calorimetric test for Kerr black holes in gamma-ray bursts
宇宙学上的伽马射线暴可能与一个隐藏着黑色旋转黑洞的系统有关。对来自周围环面的引力波中尚未“看不见”的辐射进行量热，可能会提供一种测量其旋转能量的方法。我们引入了一个紧性参数$α=2π\int fdE$来描述引力波的注量$E$和频率$f$。对于黑洞-环面系统，$α\simeq 2πEf\simeq 0.005-0.05$可能超过快速旋转中子星的上界$α^*\simeq 0.005$.如果引力辐射的持续时间与BATSE星表中红移校正的持续时间一致，则说明它与长伽玛暴有关。这预示着对克尔黑洞作为自然界物体的新检验。
2001-10-18 astro-ph
The ATNF Pulsar Catalogue
我们已经编制了一个新的和完整的目录的主要属性的1509年的卫星，其中公布的信息目前存在。该目录包括所有的自旋动力源，以及异常X射线源和软伽马射线中继器，显示相干脉冲发射，但不包括吸积动力系统。列出的所有数据均附有参考文献。我们还开发了一个新的Web界面，用于访问和显示表格或绘图数据，并可以选择通过参数表达式上的逻辑条件显示的参数。网络界面有一个“专家”模式，可以访问更广泛的参数，并允许使用自定义数据库。对于在unix或linux系统上本地安装软件和数据库的用户，可以从命令行界面访问目录。也可以使用C语言函数访问指定的参数。该目录不时更新，以包括新的信息。
2004-12-28 astro-ph
The Long and the Short of Gamma-Ray Bursts
我们报告了来自3B星表的证据，证明长（$T_{90} > 10$ s）和短（$T_{90} < 10$ s）伽马射线暴代表不同的源群。它们的空间分布显著不同，长爆发具有$\langle V/V_{max} \rangle = 0.282 \pm 0.014$，而短爆发具有$\langle V/V_{max} \rangle = 0.385 \pm 0.019$，差异为$0.103 \pm 0.024$，在$4.3 σ$水平显著。长爆发和短爆发在光谱行为上也有质的不同，短爆发在BATSE（50- 300 KeV）波段更难探测，但长爆发在光子能量> 1 MeV时更有可能被探测到。这意味着长和短爆发的空间起源和物理过程不同。长时间的爆发可以用吸积引起的坍缩来解释。短时间的爆发需要另一种机制，我们建议用中子星碰撞来解释。它们能够产生短至几毫秒的中微子爆发，与GRB中观察到的最短时间尺度一致。我们简要地研究了可能发生中子星碰撞的星系团的参数，并讨论了被驱逐和被加速物质的核演化。
1995-12-25 astro-ph
Gamma-Ray Bursts from Radio-Quiet Quasars
本文研究了BATSE 3B星表中的伽马射线暴与Veron-Cetty & Veron星表中的类星体/活动星系核的位置符合。对于大多数类活动星系核，BL Lac对象和射电大声类星体，我们没有发现超过随机预期的多余的巧合，我们给他们的爆发发射率的上限。然而，令人惊讶的证据发现，伽马射线暴和射电宁静类星体之间的位置相关性。共选出134个位置误差半径<1.8d的爆发，最近的和本征最亮的射电宁静类星体（M_v<-24.2，z <1.0）相互关联的概率>99.7%。对行星际网络伽马射线暴位置的小样本分析支持这一结果。这种相关性强烈支持伽马射线暴的宇宙学起源，并能够估计其距离尺度。我们直接将这些伽马射线暴与射电宁静类星体联系起来，其平均亮度约为4*10^52尔格（假设各向同性发射）。
1996-12-16 astro-ph
Sub-luminous X-ray Bursters Unveiled with INTEGRAL
在2005年3月22日，INTEGRAL卫星捕捉到了一个I型X射线爆发，它来自于2003年XMM-Newton偶然发现的不明来源XMMU J174716.1-281048。根据I型X射线爆发的性质，我们导出了该天体的距离，并认为该系统正在经历一个多年的吸积插曲。我们提出了来自Swift/XRT活动的新数据，加强了这一建议。AX J1754.2-2754是一个在银河中心巡天的ASCA星表中报告的未分类来源。INTEGRAL在2005年4月16日观测到了一次I型爆发。最近，一个Swift ToO让我们能够改进源代码的位置，并建立其持久性。
2008-03-12 astro-ph
A BATSE-based search for repeaters in the sample of gamma-ray bursts detected by the WATCH experiment
这项研究是已知的第一次试图寻找伽马射线暴中继器的尝试，它结合了在不同卫星上进行的伽玛射线实验的数据，并利用了所有实验同时探测到的暴所产生的信息。所提出的方法适用于关联部分或全部时间重叠的实验提供的伽玛暴数据。作为这种方法的一个应用，我们将WATCH/GRANAT和WATCH/EURECA观测到的57个伽马射线暴的位置与BATSE探测到的1905个暴的位置进行了关联。将WATCH和BATSE爆发之间的所谓"附加相关“与模拟WATCH目录获得的相关进行比较，我们得出结论，在BATSE样本中没有迹象表明WATCH爆发的经常性活动。我们推导出的上限为15.8%，置信水平为94%，为数量的手表伽马射线暴，可以代表一个人口的重复在BATSE样本。
1998-04-23 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
Evidence for the Galactic Origin of Gamma-Ray Bursts
我们调查的角度分布的$γ$射线爆发在公开可用的BATSE目录，使用的措施，爆发亮度$B$和短时间尺度（$\simless$ 0.3 s）的变化$V$，我们前面介绍。我们发现，在中等亮度范围内的54个Ⅰ型（$\log V \le -0.8$）爆发（490计数$\le B \le$ 1250计数，相当于Ⅰ型爆发的1/3），其银河系偶极矩为$\langle \cos θ\rangle = 0.204 \pm 0.079$ { \it}，银河系四极矩偏离$\langle \sin^2 b \rangle - 1/3 = -0.104 \pm 0.041$的1/3。使用Monte Carlo模拟，其中包括BATSE的天空曝光地图，并考虑到划分为三个相等的样本的I型爆发，我们发现，概率的各向同性分布的54个爆发表现出的值的$\langle \cos θ\rangle$ { \it和}的负的$\langle \sin^2 b \rangle - 1/3$等于或超过观测值是$6.6 \times 10^{-5}$。我们得出结论，$γ$射线爆发是银河系的起源。
1993-10-13 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
ON THE MEASUREMENT OF A COSMOLOGICAL DIPOLE IN THE PHOTON NUMBER COUNTS OF GAMMA-RAY BURSTS
如果伽玛射线暴是宇宙学的或在晕分布中，它们的性质预计是各向同性的（至少到一阶）。然而，我们相对于爆发母体的运动（其适当的坐标系被认为是宇宙微波背景（CMB）的坐标系，或者是静态晕的坐标系）将在爆发的分布和它们的光子数计数中引起偶极效应（统称为康普顿-吉丁效应）。我们认为，光子数计数信息是必要的，以区分真正的康普顿-Getting效应从其他一些各向异性，并充分测试适当的帧各向同性的爆发。利用2B爆发目录和由CMB确定的偶极，我们发现了令人惊讶的结果，尽管数加权分布与各向同性一致，但注量加权偶极与CMB偶极具有相关性，对于各向同性光子分布，这种相关性只有10%的概率出现。此外，光子和数偶极子是不一致的假设下，各向同性，在2-西格玛水平。这可能是一个迹象，表明一个不可忽略的部分伽玛射线暴起源于本地，各向异性的宇宙。（摘要缩短）
1995-06-01 astro-ph
Evolution of the double neutron star merging rate and the cosmological origin of gamma-ray burst sources
计算了不同恒星形成率的模型星系中双中子星（NS）和中子星-黑洞（BH）双星的合并率演化。假设伽马射线暴（GRB）起源于遥远星系的NS+NS或NS+BH合并，首次计算了考虑合并率的伽马射线暴（GRB）的理论logN-logS分布和<V/V_max>检验。我们使用一个平坦的宇宙模型（Ω =1）与不同的值的宇宙学常数λ和各种假设下的恒星形成历史的星系。计算的源演化预测在计数率比校准BATSE灵敏度极限低3-10倍的情况下，源统计增加5-10倍。在拟合第二个BATSE星表时，最重要的参数是恒星形成的初始红移，它取决于一个很难确定的伽玛暴平均谱指数，z_*=2-5。
1995-04-13 astro-ph
A Study of Compact Object Mergers as Short Gamma-ray Burst Progenitors
本文从理论上研究了双致密天体作为潜在的短/硬伽马射线暴（GRB）的起源。用改进的粒子数合成程序StarTrack计算了双中子星和黑洞中子星双星的性质。我们得到它们的形成率，估计合并时间，并最终预测它们最可能的合并位置和余辉性质的不同类型的宿主星系。我们的研究结果与最近HETE-II和SWIFT观测到的几个短爆发进行了直接比较，其中检测到了余辉和宿主星系。我们还讨论了可能的限制，这些意见把双紧凑物体形成的进化模型。我们强调，我们的双紧凑物体模型可以成功地在两个年轻的恒星形成星系（例如，GRB 050709和GRB 051221 A），以及旧的椭圆形主机（例如，GRB 050724和可能的GRB 050509 B）
2006-05-27 astro-ph
The updated E_peak - E_gamma correlation in GRBs
最近发现的长GRB中静止帧GRB峰值谱能量$E_{\rm peak}$和准直校正能量$E_γ$之间的相关性可能是非常重要的，但有待于独立样本的证实。这可能有助于阐明即时伽玛射线暴阶段的辐射机制，以及能量从中央发动机释放的方式和形式。我们在这里提出了一些额外的证据的相关性（两个新的突发），并重新推导出最佳拟合参数。相关性的紧密性得到证实（σ =0.1 dex）。我们表明，这种相关性使我们能够，第一次，使用伽玛射线暴作为宇宙学探针，以约束宇宙的膨胀历史。
2005-04-07 astro-ph
Evidence for Supernova light in all Gamma-Ray Burst afterglows
我们提出了一个更新的系统分析所有伽马射线暴（GRB）余辉数据，现在发表到2004年底，试图检测预测的超新星光组件。我们将观测到的光度光变曲线拟合为余辉、底层宿主星系和超新星组成部分的总和。后者是使用公布的SN 1998 bw的UBVRI光变曲线作为模板建模的。在确定红移的余辉样本中，现在共有29个爆发（GRB 970228 - GRB 041006）。与我们先前的结果（Zeh et al. 2004）一致，我们发现在更新的样本中，所有红移< 0.7的爆发在余辉光变曲线上都显示出超新星过剩。在较大的红移下，通常没有检测到超新星的成分，这可以用选择效应来解释。这些结果有力地支持了我们先前基于1997年至2002年所有余辉数据得出的结论，即实际上所有长持续时间伽玛暴的余辉都包含来自相关超新星的光。
2005-03-15 astro-ph
Are There Any Redshift >8 Gamma-Ray Bursts in the BATSE Catalog?
对于伽马射线暴（GRB），已经发现了几种亮度指标，其中可测量的光变曲线和光谱特性与峰值亮度有很好的相关性。有几篇论文分别应用了不同的光度关系来寻找BATSE伽玛暴的红移，并声称可以识别z>8的特定爆发。这种高红移事件的存在并不令人惊讶，因为BATSE有足够的灵敏度看到它们，并且伽马射线暴预计会在第一颗恒星形成时发生红移。为了改善结果，我们使用了五个亮度关系与更新的校准，以确定红移与误差条。结合这些关系，我们计算了36个z>8的BATSE伽玛暴的红移。我们的结果包括了13个最佳红移z_best>8的爆发，这在一开始看起来是有希望的。但在这些选定的情况下，计算的红移不确定性显着大。除了一个例外，我们所有的爆发都有z_1siglow<9。一个例外（BATSE触发器2035）可能是在z>~4处的短持续时间突发。对于非常高的红移事件，我们最好的情况是BATSE触发器3142，z_best>20，z_1siglow=8.9，但是我们只能说z>4.1在2 σ置信水平。总之，我们不能肯定地指出任何一个BATSE爆发具有z>8。其中一个含义是大大削弱了先前的说法，即伽玛暴有一个急剧上升的速率密度高红移。
2007-08-09 astro-ph
Possible Detection of Gamma Ray Air Showers in Coincidence with BATSE Gamma Ray Bursts
GRAND项目介绍了在BATSE探测到的九个伽马射线暴（GRB）的方向和时间上寻找符合高能伽玛射线事件的结果。伽马射线有一个不可忽略的强子产生截面;对于每一个能量为100 GeV的伽马射线，有0.015 μ子达到检测水平（Fasso & Poirier，1999）。这些μ子被识别，并在比例丝室（PWCs）的八个平面的站中测量它们的角度。底部一对平面上方50 mm的钢板用于区分μ子和电子。在XZ和YZ平面中的+/-61度范围内，平均角分辨率为0.26度。BATSE伽玛暴目录是检查在天顶附近的大项目。计算每个事件的几何验收。然后将伽玛射线暴通量与GRAND的几何接受度相乘。选择探测效率和BATSE强度最佳组合的9个源进行数据检验。这九个源中最显著的探测是在+3.7 σ的统计显著性处;这也是具有最高伽玛暴通量和几何可接受性乘积的伽玛暴。
2000-05-08 astro-ph
Possible association of ultra-high-energy cosmic-ray events with strong gamma-ray bursts
我们指出，已知的两个最高能量的宇宙射线簇射事件的误差框中的每一个都与强伽马射线暴（GRB）的误差框重叠。伽玛射线暴分别比宇宙射线早5.5个月和11个月。在一种情况下，已知最强的宇宙射线与BATSE目录中最强的伽马射线暴配对。这件事偶然发生的可能性似乎相当小。在没有事后统计数据的情况下，我们认为上述情况足以表明宇宙射线和伽马射线暴是由同一次爆发产生的。由于带电宇宙射线粒子的轨迹会因干扰的磁场而扭曲，因此预期会有时间延迟（以及较小的位置差异）。我们估计，银河系的领域单独可能会产生一个观察到的顺序的延迟。我们讨论了一些后续的影响，如果这样的协会被证实。例如，到宇宙射线源的距离上限，再加上伽马射线暴源的位置已经确定得多，这就大大缩小了寻找光学对应物的范围。在时间延迟中还存在有用的信息，例如，星系间的磁场。
1995-05-03 astro-ph hep-ex hep-ph
