Hydrodymanic collimation of GRB fireballs
本文给出了相对论性火球被来自环面的重子风流体动力学准直的解析解。所示的开口角是内部火球的功率输出的外部重子风的比率。因此，伽马射线暴990123可能被解释为一个能量输出为10 $^{50}$ erg或更小的重子纯喷流，被来自一个能量输出为$10^{52}$ erg的环面的重子风准直。
2000-01-24 astro-ph
REM observations of GRB 060418 and GRB 060607A: the onset of the afterglow and the initial fireball Lorentz factor determination
伽马射线暴（GRB）的发射被认为起源于高度相对论性的火球。目前，只有下限被安全地设置为初始火球洛伦兹因子伽马_0。我们的目标是提供一个直接的测量γ_0。早期余辉光变曲线携带关于γ_0的信息，其确定余辉峰值的时间。我们用REM机器人望远镜对GRB 060607 A和GRB 060418的近红外余辉进行了早期观测。在这两个事件中，余辉峰都能被清楚地挑出来，从而可以确定火球的Lorentz值为γ_0 ~ 400，充分证实了伽玛暴火球的高度相对论性质。减速半径推断为R_dec ~ 10^17 cm。这比内部冲击波的半径（被认为是瞬发辐射的动力）大得多，从而为伽马射线暴的瞬发和余辉阶段的不同起源提供了进一步的证据。
2007-04-24 astro-ph
GRB Fireball Physics: Prompt and Early Emission
根据多波长Swift卫星的快速跟踪测量，我们回顾了伽马射线暴瞬发和早期余辉发射的火球激波模型。这些观测结果导致了对GRB及其火球的先前标准观点的重新评估和扩展。关于爆发和余辉在分钟到小时时间尺度上的行为的新信息导致了其他结果，其中包括发现和跟踪短GRB余辉，开放z>6的红移范围，以及第一次对长GRB超新星的多波长观测。我们讨论了显着的观测结果和一些相关的理论问题。
2006-09-22 astro-ph
GRBs and the Ghost of the Fireball
伽马射线暴在过去的十年里被广泛认为是超级爆炸：火球。相反，我们认为伽玛暴（以及软伽玛中继器SGR）是进动伽玛喷流。我们提醒的矛盾，火球和它的较小的银河系版本，磁星，必须面对的列表。特别是在主要的伽马射线暴和（罕见的SGR）事件之前存在弱的孤立X射线前兆信号，这与任何爆炸性的、单发的、各向同性的或宽波束的情况都不一致。我们将其解释为早期边缘闪耀外围X锥形射流尾旋进，旋转伽玛射流。
2002-01-17 astro-ph
GRBs, Fireballs and Precessing Gamma Jets
火球是巨大的各向同性爆炸模型，被广泛认为可以解释伽马射线暴，GRB（Piran，1999）;不断更新的版本考虑宽束（10 ^o）射流爆炸击中外壳。相反，自1994-1998年以来，我们认为（Fargion 1995-2000;也可参见Blackman et all.1996）伽马暴（以及软伽马中继器SGR）是旋转和旋进的伽马喷流，这些喷流是由准直的e^+、e^-喷流通过逆康普顿散射以非常窄的角度（0.1^o）产生的，使观测者感到刺眼和闪光。喷流出现在超新星（SN）爆炸中;其能量从最早的SN功率（对应于GRB）缓慢衰减到较低的稳定功率，如软伽马中继器（SGR）制度。GRB和SGR（有时）共享相同的光谱和时间结构：那么SGR是低功率GRB，但没有SN遗迹（或GRB余辉，SN-GRB中喷流的特征）。此外，弱的孤立X射线前兆信号（如GRB 980519、GRB 981226、GRB 000131），对应于巨大的各向同性，sim 10^{47} erg s^{-1}，随后是极端的GRB，sim {10^{52}} erg s^{-1}功率，与任何火球爆炸场景都不一致。我们自然地将这些X射线前兆解释为罕见的最早边缘火焰，边缘火焰是外围的X锥形旋进喷流尾部，围绕着伽马喷流，后来撞击在轴上成为伽马射线暴。
2001-04-27 astro-ph
Emergence of a filamentary structure in the fireball from GRB spectra
结果表明，在对伽马射线暴（GRB）的光谱分析中，自然地出现了具有确定的边界结构的火球的概念。这些结果，可能由最近获得的解析表达式的等时表面的GRB余辉，关键取决于描述的火球发射的X-和γ射线辐射的有效面积的单个参数R。余辉辐射的X射线和伽马射线分量示出有一个热光谱在共同移动的框架的火球和起源于一个稳定的冲击波阵面描述自洽的Rankine-Hugoniot方程。精确的预测提出了光谱变化和强度变化之间的相关性，在即时辐射可验证，例如，以及未来的任务这种高度可变的光学和无线电发射取决于周围介质的参数。GRB 991216用作该模型的原型。
2004-11-29 astro-ph
The apparent size of GRB afterglows as a test of the Fireball model
Taylor等人（2004年）最近报告了对伽玛射线暴余辉表观大小的首次直接测量。在这里，我们将这些观察结果与火球模型的预测进行比较。我们使用一个简单的模型来研究数值的火球的演变，并确定其表观尺寸，从早期的球形膨胀阶段通过射流突破，并进入牛顿政权。我们在均匀星际介质和大质量恒星风环境的背景下进行这些计算。我们发现，在泰勒等人进行测量时计算的表观尺寸仅微弱地依赖于所选择的参数（射流张开角，能量和外部密度分布）。因此，令人放心的是，在合理的参数范围内，模型的唯一可能结果与数据非常吻合。因此，这些测量为我们提供了一个强有力的测试可能的伽玛暴模型，火球模型成功地通过。
2004-06-13 astro-ph
Thermal neutrinos from hot GRB fireballs
我们考虑中微子在火球中的物理学，即光子，正电子和电子的紧耦合等离子体。这样的火球被认为是在伽马射线暴的第一阶段形成的。我们假设火球是以辐射为主的球对称的。能量的考虑限制了重子的密度，由此可见中微子物理学是由轻子过程主导的。我们发现，对于相当一般的初始条件，中微子开始在热力学平衡与火球，并遵循通常的流体动力学演化。当火球冷却时，等离子体变得对中微子透明，中微子随后从等离子体中解耦。虽然总能量的相当大的一部分被带走，但由于各向同性的流出和相对较低的平均能量（约60 MeV），这些中微子爆发的检测可能性是有限的。
2005-11-02 astro-ph
Fireballs and cannonballs confront the afterglow of GRB 991208
Galama等人最近报道了他们对伽马射线暴（GRB）991208的射电余辉（AG）的跟踪测量，直到爆发后293天，以及他们在标准火球模型框架内对宽带AG的重新分析。他们主张根据光学数据和他们在AG头两周的早期观察，对他们先前的分析和结论进行认真的修改。我们对他们的工作进行评论，并填补了一个空白：这些作者忽略了将他们的新数据与炮弹（CB）模型的可用预测进行比较的可能性，这些预测是基于第一轮数据的，就像他们的错误预测一样。新的数据与这些CB模型预测吻合得很好。尽管事实上，与火球模型相比，CB模型更简单，更具预测性，参数更少，几乎没有自由选择。它很好地描述了--在普遍的基础上--所有已知红移的伽玛暴的测量的AG。
2002-11-27 astro-ph
A 450-day light curve of the radio afterglow of GRB 970508: Fireball calorimetry
我们报告的结果，一个广泛的监测活动的射电余辉的GRB 970508，持续450天后爆发。光谱和时间的无线电行为表明，火球已经经历了一个过渡到亚相对论膨胀在t~100天。这使我们能够对爆炸进行“量热”。推导出的总能量，~5 \times 10^{50} erg，远低于根据伽马射线和早期余辉观测的球对称假设推断的~5 \times 10^{51} erg。这一结果的一个自然结果，也可以解释在t<100天时与球形相对论火球模型预测的偏差，即火球最初是一个张开角约为30度的广角喷流。我们的分析还可以确定电子和磁场所携带的能量分数，以及火球周围介质的密度。我们发现，在亚相对论膨胀期间，电子和磁场接近于均分，周围介质的密度约为1/cm ^3。推断出的密度排除了火球膨胀成强烈不均匀介质的可能性，正如预期的那样，对于一个巨大的恒星祖先来说。
1999-11-29 astro-ph
GRB990123, The Optical Flash and The Fireball Model
我们比较正在进行的观测显着的爆发GRB 990123，所有的爆发之母，与余辉理论的预测。我们表明，观察同意最近的预测，反向冲击传播到喷出物将产生一个非常强大的即时闪光。这种反向冲击也产生了8.46GHz的无线电信号，在一天后观察到。传播到ISM的前向激波是经典余辉的起源。它产生了即时的X射线信号以及后期的光学和红外辐射。它很可能在未来几周内产生无线电辐射。观测结果表明，喷出物的初始洛伦兹因子为$\sim 200$。在阶数统一的因子内，这个粗略的模型解释了GRB 990123目前的所有观测结果。
1999-02-02 astro-ph
On the Source and Location of Temporal Variability in Fireballs
大多数伽马射线暴的宇宙学模型都认为在致密区域会产生一个"火球“，正如观测到的伽玛射线暴的短时变率所表明的那样。这种火球中$e^+e^-$对的高密度不可避免地使它们对伽马射线不透明，并且只有在火球膨胀并变得相对于伽马射线光学薄之后才需要伽马射线发射。许多“传统”的方案解释了伽马射线暴的时间变化，因为它是由膨胀的火球中不断增长的不稳定性形成的。在这里，我们探索这种可能性，并检查其有效性。
1995-04-22 astro-ph
Fireball and cannonball models of gamma ray bursts confront observations
比较了伽马射线暴（GRB）及其余辉理论的两个主要竞争者，火球模型和炮弹模型，并在空间限制内，将它们的预测与关键的GRB观测结果，包括SWIFT最近的观测结果进行了比较
2006-07-27 astro-ph
Fireballs in Dense Stellar Regions as an explanation of Gamma Ray Bursts
我们研究了相对论流与密集辐射场相互作用的伽马射线暴的宇宙学方案。结果表明，这种情况是可信的，在非常密集的恒星区域，这是已知存在于坍缩的核心球状星团或致密的星系核。它产生了一个正确的定量描述的伽玛暴的时间行为。伽玛暴的其他几个性质很容易解释。
1995-05-14 astro-ph
Large scale magnetic fields and their dissipation in GRB fireballs
我们考虑可能的几何形状的磁场在伽玛暴外流，以及它们的演变与距离的源。对于磁驱动的外流，与一个假设的比例的磁动能密度的顺序统一，场强是足够的有效生产的伽马射线同步辐射在标准的内部冲击的情况下，而不需要本地生成的小规模的字段。在这些条件下，MHD近似对大距离（> 10^19 cm）是有效的。在由非轴对称磁场驱动的外流中，磁场方向的改变会导致磁场能量因重联而耗散。这种耗散发生在外流的光球层之外，并且可以将相当大一部分的磁能通量转化为辐射。
2000-04-19 astro-ph
Diverse Temporal Properties of GRB Afterglow
探测到与$γ$ -射线暴（GRB）有关的延迟X射线、光学和无线电发射（“余辉”）与火球模型一致，在火球模型中，发射是由相对论性膨胀冲击波产生的，由宇宙学距离上膨胀的火球驱动。许多作者对伽玛暴余辉的发射机制进行了讨论，认为同步辐射是主要的发射机制。观测结果表明，GRB 970228和GRB 970508两个观测到的伽马射线暴的光学光变曲线可以用简单的幂律描述，这似乎支持了同步辐射的解释。然而，在这里，我们将表明，在某些情况下，逆康普顿散射（ICS）可能发挥重要作用的发射光谱，这可能会影响的时间特性的伽玛暴余辉。我们预期伽玛暴余辉的光变曲线可能由多个分量组成，这取决于火球的参数。
1998-11-06 astro-ph
Fireballs with a Neutron Component
标准的伽玛射线暴火球必须携带自由中子。这就改变了火球被外部介质减速的机制。当离子火球减速时，滑行的中子形成一个前沿。它们逐渐衰变，留下与周围介质混合的衰变产物的相对论痕迹。离子火球扫过中子尾并在其中驱动冲击波，因此，在中子尾中产生了观测到的余辉辐射。中子的撞击在距离爆炸中心10^{17}cm处停止，在这里伽玛射线暴的余辉预计会发生光谱跃迁。如果没有中子信号，就意味着火球中没有重子和占主导地位的坡印廷通量。
2003-02-04 astro-ph
GRB 990510: linearly polarized radiation from a fireball
伽马射线暴余辉的模型设想了一个超相对论性的火球，它在爆炸地点周围的环境介质中减速。这种相互作用产生了一个冲击波，它放大了磁场，并将电子加速到相对论能量，为同步加速器光子的有效产生创造了条件。如果产生于大尺度有序磁场的区域，同步辐射可以是高度偏振的。在事件发生后约18.5小时观察到与GRB 990510相关的光学瞬态，并在1.7 +/-0.2%的水平上测量到R波段的线性偏振。这是第一次在伽马射线暴的光学余辉中探测到线偏振。我们排除了这种偏振是由于星际物质中的尘埃，无论是在我们的银河系还是在伽马射线暴的宿主星系。这些结果提供了重要的新证据，有利于余辉发射的同步辐射起源，并约束火球和/或磁场线的几何形状。
1999-06-18 astro-ph
Spectral Implications of Variability in GRB Fireballs
宇宙学上的$γ$射线暴起源于相对论风。风速的时间波动可引起内部冲击，其耗散风动能的显著部分。部分耗散的能量通过费米加速转移到电子。如果激波后的流体被强烈磁化，相对论性电子首先通过同步辐射冷却，然后通过康普顿散射冷却。上升的辐射触发了一系列的$e^{+}e^{-}$ -对。我们计算的发射区域的参数值范围很广的最终光谱。我们发现，BATSE观测到的光谱多样性可以很自然地解释为来自内部冲击的发射，这与观测到的源变率有关。
1997-10-26 astro-ph
A Study of the Afterglows of Four GRBs: Constraining the Explosion and Fireball Model
我们采用了一个火球模型的伽玛射线暴爆炸，以约束的内在和环境参数的四个事件具有良好的宽带余辉数据; GRB 970508，GRB 980329，GRB 980703，和GRB 000926。使用恒定的环爆密度的标准假设和没有演化的爆炸能量的分数在冲击后磁场，我们调查的事件之间的衍生爆炸和冲击物理参数的均匀性。我们发现的密度范围从ISM扩散云，能量相当于总伽玛射线暴的伽马射线能量，从近各向同性的0.04拉德，大量的电子能量分数的10-30%，能量分布指数为2.1-2.9和磁能分数从0.2- 25%的准直。我们还调查的水平，数据约束标准模型的假设，如磁场的演变，并允许密度分布的介质。配合通常随着磁能分数epB的增加而略微改善。当epB~ γ ^x;-2 <=x<=+1时，epB随余辉上的激波强度的积累或衰减可以产生很好的拟合。这些数据对密度分布的增加并不十分敏感，即使在密度约为r ^[10]的情况下也能得到很好的拟合。在改变的假设下，一些参数值的变化高达一个数量级;即使是很好的拟合参数也不能按面值取。这些数据对密度的降低很敏感; r^-2的分布可以产生合理的拟合;更陡的分布，甚至r^-2.5，也不能拟合这些数据。
2003-07-02 astro-ph
Pair loading in Gamma-Ray Burst Fireball And Prompt Emission From Pair-Rich Reverse Shock
伽马射线暴（GRB）被认为起源于超相对论风/火球，以避免“紧凑性问题”。然而，伽马射线暴中能量最高的光子仍然会受到$γ-γ$的吸收，导致在风/火球中产生电子/正电子对。我们在这里表明，在广泛的模型参数范围内，所产生的对可能会主导那些与重子相关的电子。之后，这些对将被带到一个反向冲击中，这样一个被冲击的对丰富的火球可能会在较低的频率下产生强烈的闪光，即在红外波段，与来自对贫乏的火球的光学/紫外辐射形成对比。由于强自吸收，IR发射将显示5/2光谱指数。在红外波段对伽玛射线暴触发的快速反应将检测到如此强烈的闪光。未来对许多红外闪光的探测将推断，即时光学/紫外辐射的罕见实际上是由于恒星形成区域的尘埃遮蔽。
2003-08-26 astro-ph
The Slow Decay of Some Radio Afterglows, a Puzzle for the Simplest GRB Fireball Model
摘要：一半的伽玛射线暴无线电余辉与长期监测的衰减显着慢于在光学频率，相反，在最简单的火球模型的预期。我们研究了四种方法来解耦的无线电和光学衰变：一个不断变化的指数的幂律分布的冲击加速的电子，两个域之间的光谱中断的存在下，一个结构化的外流，和一个长寿的反向冲击贡献的余辉发射。[...]在第四种情况下，它是假设的无线电余辉发射出现在反向冲击传播的稳定流的喷出物，赶上减速的伽玛暴残留。这种情况下，可以容纳的余辉与缓慢的无线电衰减的属性，并要求注入的能量小于或相当于初始火球的能量，而其他余辉参数有合理的值。对于喷流，过渡到半相对论运动减轻了无线电衰减，然而这种情况只有在更陡峭的光学衰减之后观察到更慢的无线电衰减时才有效。一个具有相对论性核心的结构外流，产生快速衰减的光辐射，和一个非相对论性的包络，产生缓慢下降的无线电余辉，不是一个可行的解决方案，因为它不能解耦无线电和光衰减。
2004-02-05 astro-ph
Dirty Fireballs and Orphan Afterglows: A Tale of Two Transients
孤儿余辉是由宇宙学火球产生的瞬态事件，类似于伽马射线暴（GRB）余辉，但不伴有伽玛射线。这种瞬变现象可能是由离轴观测的喷流状伽玛暴产生的，因此作为伽马射线暴准直的测试有很大的希望。然而，孤儿也可能是由“脏火球”产生的，即，喷出物携带过多重子而无法产生伽玛射线暴的宇宙学火球。一个设计良好的孤儿余辉搜索可以区分轴上的脏火球和离轴孤儿至少有两种方式。首先，通过将来自大区域的实时触发、快速搜索与更深的后续观察相结合，可以在超过2*t_1的时间内跟踪光变曲线，其中t_1是第一次观察时事件的年龄。这样的光变曲线允许以足够的精度同时拟合t_1和时间衰减斜率α，以区分轴上和轴外孤儿。第二，无线电跟踪孤儿余辉将显示无线电通量是否在时间上下降（如离轴孤儿事件所预期的）或不下降（如轴上事件所预期的）。涉及冷却、自吸收和f_nu峰值频率的多波段监测的附加测试也是可能的，尽管在观测上要求更高。孤儿搜索中的另一个复杂性是脏火球也可能被准直，并且离轴观察的准直脏火球实际上与离轴GRB余辉难以区分。为了识别它们的存在，孤儿余辉调查必须足够广泛，以捕捉至少一些脏火球的轴。
2003-01-01 astro-ph
Nuclear Composition of Gamma-Ray Burst Fireballs
我们研究了形成伽玛暴火球核成分的三个过程：（1）中央引擎中的中子化，（2）火球膨胀和冷却时的核合成，以及（3）随后的内部冲击中的核分裂。火球被发现有一个中子过剩和一个勉强成功的核合成。它们由自由核子、α粒子和氘组成。一个强有力的结果是一个重要的中子成分的生存，这具有重要的意义。首先，如在以前的工作中所示，中子可以导致可观察到的多GeV中微子发射。第二，正如我们在随附的论文中所示，中子在半径达10^{17} cm处影响爆炸动力学，并改变了GRB余辉发射的机制。
2003-01-16 astro-ph
Diagnosing GRB Prompt Emission Site with Spectral Cut-Off Energy
伽马射线暴（GRB）瞬发的位置和机制至今仍不清楚。虽然内部冲击已被广泛讨论的伽玛暴的发射地点，支持其他发射地点的证据最近也提出了建议，包括近在光球的火球变得透明和更远的半径附近的火球减速半径磁耗散可能是重要的。随着GLAST实验的成功运行，在不久的将来，许多伽玛暴的瞬发高能辐射谱将被探测到。我们认为，从伽玛暴的即时发射光谱的截止能量取决于火球的体积洛伦兹因子和未知的发射半径从中央引擎。如果体洛伦兹因子可以独立测量（例如从早期余辉观测），观测到的光谱截止能量可以用来诊断伽马射线的发射部位。这将为理解伽玛暴promp辐射的物理起源提供有价值的信息。
2007-10-15 astro-ph
Gamma-ray burst after-glow: Confirming the cosmological fireball model
最近对与伽马射线暴（GRB）有关的延迟X射线和光发射（“余辉”）的探测支持了这样的模型，即伽玛射线暴是由宇宙学距离上的相对论膨胀冲击波（“火球”）产生的。对1997年5月8日伽玛暴光学余辉中吸收线的探测证实了源位于宇宙学距离处。我们在这里发现，在GRB 970508余辉，无线电发射一周后爆发和2天的光通量增加，检测到的新功能，是一致的爆炸波模型。火球在射频的光学深度比先前估计的要小得多，这说明了观测到的无线电发射。由于电子冷却，光通量的初始抑制与预测一致。结合无线电和光学数据意味着火球的能量是$\sim10^{52}$ erg，爆炸波扩展到的介质的密度是$\sim 1cm^{-3}$，这是星系内气体的典型值。我们预测的时间依赖性的无线电通量和吸收频率，构成测试的火球模型，如本文所述。
1997-09-22 astro-ph
High energy cosmic-rays and neutrinos from cosmological gamma-ray burst fireballs
最近对伽马射线暴（GRB）源的延迟低能辐射的探测证实了GRB的宇宙学起源，并为GRB是由相对论火球的动能耗散产生的模型提供了支持。本文结合近年来的伽玛暴和宇宙线观测，讨论了伽玛暴中的超高能（>10^{19} eV）宇宙线和高能（100 TeV）中微子的产生。重点放在模型预测，可以与操作和计划的宇宙射线和中微子探测器进行测试。预测的中微子强度为E^2 dN/dE=3 \times 10^{-9} GeV/（cm^2 s sr）（10^{14} eV<E<10^{16} eV），这意味着一个平方千米的中微子探测器每年将观测到数十个与伽玛暴相关的事件，并且能够以比目前可能的精度高出许多数量级的精度测试中微子的性质。高能质子的预测生产率，这是一致的，需要考虑到观察到的超高能宇宙射线（UHECR）通量，意味着操作和计划的宇宙射线探测器可以测试的GRB模型的UHECR生产。如果预测的来源被发现，宇宙射线探测器将为我们提供一种研究星系间磁场的技术。
1999-11-21 astro-ph
GRB after-glow: Supporting the cosmological fireball model, constraining parameters, and making predictions
伽马射线暴（GRB）的宇宙学火球模型预测了较长波长的延迟发射，即“余辉”。我们提出了几个关于模型预测的新结果，并表明GRB 970228和GRB 970402的X射线到光学观测结果自然地由模型解释：通量随时间和频率的标度与模型预测一致，并且需要冲击加速电子的幂律分布，dlog N/dlog E=2.3+-0.1（这意味着，并与观察到的一致，1/t的下降，在一个给定的频率观察到的通量）;绝对通量值与推断通过模型从观测到的伽马射线通量。预测了这些爆发的未来余辉发射。观测结果表明，电子携带的磁场与均分值之比和耗散动能的分数F并不远小于1。在固定波长或固定时间的宽光谱上进行更频繁的观测，将对这些参数产生强烈的约束。我们发现，逆康普顿散射在延迟t<T=10（F/0.3）^4小时时抑制了X射线/光发射，因此观测结果意味着F<0.3。T对F的强依赖性意味着T在不同的爆发之间可能有很大的变化，并且在t~T的频繁X射线/光学观测将确定F。对于F~0.2，逆康普顿发射在前2小时内占主导地位，产生> 1 GeV的光子，并为在几次强爆发中观察到的延迟GeV发射提供了自然的解释。
1997-04-13 astro-ph
Shocked by GRB 970228: the afterglow of a cosmological fireball
由于BeppoSAX号卫星宽视场照相机的定位准确性和敏锐的地面跟踪，在经典的伽马射线暴GRB 970228之后探测到了X射线和可见光的衰减余辉。X射线和可见光的余辉在所有波长下都按幂律衰减。这种行为被预测为相对论性冲击波，当它通过犁入周围介质而减速时辐射其能量。因为余辉已经持续了一个多月没有变化的行为，它的总能量必须是10**51 erg的数量级，使它的红移稳定在1的数量级。进一步测试的模型进行了讨论，其中一些可以做现有的数据，并指出了未来的观测策略的影响。我们讨论如何余辉可以提供一个探针的性质的爆发源。
1997-04-24 astro-ph
An alternative interpretation of GRB 970228 data and nature
在火球和进动伽玛喷流模型的框架下分析了GRB 970228的时间演化和特征
1997-04-17 astro-ph
Gamma-ray burst afterglows and evolution of postburst fireballs with energy injection from strongly magnetic millisecond pulsars
具有强磁场的毫秒双星可能是通过几种过程形成的，例如吸积诱导的磁化白矮星坍缩，两颗中子星的合并。在这种脉冲星的诞生过程中，可能会出现一个可用于伽马射线暴（GRB）的初始火球。本文研究了脉冲星通过磁偶极辐射注入能量的相对论性爆发后火球的演化过程，发现该火球的光学余辉强度首先随时间减小，然后逐渐减小，最后再次减小。这可能为GRB 970228的余辉光变曲线的行为提供了一个自然的解释，如果这个爆发是由一个强磁毫秒脉冲星的诞生造成的话。
1998-10-25 astro-ph
Gamma-Ray Burst Afterglows with Energy Injection: Homogeneous Versus Wind External Media
假设伽马射线暴（GRB）火球与外界介质相互作用的绝热演化过程，计算了强磁毫秒脉冲星通过磁偶极辐射注入能量时火球的流体动力学，得到了火球在同步辐射下的光学余辉光变曲线。结果都给出了一个均匀的外部介质和伽玛射线暴祖喷出的风。我们的计算也可在超相对论和非相对论阶段。此外，我们的模型可以很好地拟合观测到的γ暴{000301 C}的R波段光变曲线，这可能为γ暴祖细胞的性质提供一个探针。
2001-06-12 astro-ph
Gamma-Ray Burst Afterglows: Effects of Radiative Corrections and Nonuniformity of the Surrounding Medium
伽马射线暴（GRB）的余辉通常被认为是由于周围介质中相对论膨胀的火球的持续减速。假设火球的膨胀是绝热的，介质的密度是激波半径的幂律函数，即，$n_{ext}\propto R^{-k}$方法，解析地研究了一阶辐射修正和介质非均匀性对伽玛暴余辉的影响。本文首先导出了观测时间、激波半径和火球洛伦兹因子之间的新关系式：$t_\oplus=R/4(4-k)γ^2c$，同时导出了同动时间、激波半径和火球洛伦兹因子之间的新关系式：$t_{co}=2R/(5-k)γc$。接下来我们用Blandford和McKee（1976）的解析解来研究火球的演化。辐射损失可能不会显著影响这种演变。我们进一步导出了新的X射线通量与观测时间之间以及光通量与观测时间之间的标度律。我们利用这些标度律讨论了GRB 970228和GRB 970616的余辉，发现如果电子分布的谱指数为$p=2.5$，则GRB 970616的X射线余辉可以很好地拟合为$k=2$。
1998-06-23 astro-ph
Testing the standard fireball model of GRBs using late X-ray afterglows measured by Swift
我们发现，所有的X射线衰变曲线的伽玛暴测量斯威夫特可以拟合使用一个或两个组件，这两个组件具有完全相同的功能形式，包括一个早期下降指数相，其次是幂律衰减。第一个分量包含瞬发γ射线发射和初始X射线衰变。第二个分量出现较晚，持续时间较长，约80%的伽玛暴都存在。它很可能是由外部冲击引起的，最终发展成X射线余辉。在剩余的~20%的伽玛暴中，第一分量的初始X射线衰变比第二分量衰减得更慢，并且在后期占主导地位，形成余辉，但不清楚这种发射的起源是什么。的时间衰变参数和伽马/X射线光谱指数导出的107伽玛暴的标准火球模型，包括搜索可能的“射流休息”的期望进行比较。对于~50%的伽玛暴观测到的余辉是符合模型，但其余的时间和光谱指数不符合预期的封闭关系，并暗示持续，晚，能量注入。我们确定了几个可能的射流休息，但也有许多例子，这种休息的预测，但缺席。第二分量的指数相转变为最终幂律衰变余辉的时间T_a与γ能谱的峰值E_peak相关。这类似于吉兰达关系，表明这个时间在某种程度上与雨燕前爆发的光学观测到的破裂时间有关。
2006-12-01 astro-ph
Can Fireball or Firecone Models Explain Gamma Ray Bursts?
观测到的伽马射线暴的余辉，特别是6个月后的GRB 970228，似乎排除了相对论火球和相对论火锥驱动的合并或吸积引起的星系中的致密恒星天体的崩溃作为伽玛射线暴的起源。伽马射线暴可以由这类事件的超光速喷流产生。
1998-01-04 astro-ph hep-ph
Optical Flashes and Radio Flares in GRBs afterglow: Numerical Study
ROTSE观测到的强烈闪光，以及与GRB 990123相关的射电耀斑，可以归因于火球喷出物的发射，最初被反向冲击加热。我们数值研究了绝热相对论火球与周围均匀介质相互作用的演化，包括初始能量转移阶段和后期演化。结果表明，布兰德福德-麦基解决方案充分描述了相当早的冲击壳的演变，只要火球材料具有相对论温度。在反向激波只是轻微相对论性的情况下，受冲击的壳层几乎立即变冷，演化偏离了Blandford-McKee解。我们推导出在其冷制度的喷出物演变的解析表达式。该解给出了数值结果的一个很好的近似。我们估计从火球喷出物的辐射在这两种情况下使用数值流体动力学演化：冷壳和热壳。令人惊讶的是，我们发现，这两个演变给出了相当相似的光变曲线，衰减约为$T^{-2}$在光学和峰值在一天左右的无线电，即使流体动力学是不同的。
1999-10-13 astro-ph
A Common Origin for Cosmic Explosions Inferred from Fireball Calorimetry
过去的研究表明，在超相对论性喷出物（“喷流”）中，长持续时间的伽马射线暴（GRB）的标准能量为E_gamma ~ 10^51 erg。然而，最近发现了一组次高能爆发，其中包括与SN 1998 bw（E_gamma ~ 10^48 erg）有关的特殊GRB 980425。在这里，我们报告了GRB 030329的无线电观测，这是迄今为止最近的爆发，这使我们能够对爆炸进行热量测量。我们的观测需要一个双分量爆炸：一个窄的（5度）超相对论分量负责伽马射线和早期余辉，一个宽的，温和的相对论分量负责超过1.5天的无线电和光学余辉。虽然伽马射线能量较小，但总能量释放（由宽分量主导）与其他伽马射线暴相似。鉴于GRB 030329与SN 2003 dh之间的紧密联系，我们的结果表明宇宙爆炸有一个共同的起源，其中，由于尚不清楚的原因，最高速度喷出物中的能量是高度可变的
2003-08-11 astro-ph
The Remarkable Afterglow of GRB 061007: Implications for Optical Flashes and GRB Fireballs
我们对Swift GRB 061007进行了多波长分析。2米长的机器人南方福克斯望远镜（Faulkes Telescope South，FTS）在伽马射线发射开始后137秒开始观测，当时光学对应物已经从R 10.3等衰减，并在接下来的5.5小时内继续观测。这些观测开始于最后的伽玛射线耀斑，并继续穿过和超越一个长长的、柔软的伽玛射线辐射尾，其通量显示出一个基本的简单幂律衰减，与在光学和X射线波长处看到的相同，时间斜率为α 1.7。我们认为，余辉发射开始早在30-100秒，是同时期的正在进行的变量提示发射从中央发动机，但起源于一个物理上不同的地区占主导地位的前向冲击波。余辉持续不减，直到至少10^5 s，没有出现中断的迹象。观测到的GRB 061007的多波长演化可以用一个膨胀的火球来解释，火球的光学、X射线和晚期伽马射线发射主要是由前向激波的发射所控制的，前向激波的典型同步辐射频率nu_m早在t=137 s时就已经低于光学波段，冷却频率nu_c至少在t=10^5 s时高于X射线波段。相反，反向激波的典型频率在早期位于射电波段。我们认为，从大多数雨燕伽玛暴中意外缺乏明亮的光学闪光可以用小的微物理参数，nu_e和nu_B产生的低nu_m来解释。（节录）
2007-01-06 astro-ph
The Enigmatic Radio Afterglow of GRB 991216
我们目前的宽带无线电观测跨度从1.4 GHz到350 GHz的余辉的GRB 991216，采取从1到80天后爆发。这次爆发的光学和X射线余辉是相当典型的，可以用喷流火球来解释。与此相反，射电光变曲线在两个方面是不寻常的：（a）射电光变曲线没有显示通常在数周的时间尺度上上升到最大通量，而是似乎在第一天已经下降;（b）幂律指数显示从射电到X射线波段的显著陡峭。我们表明，标准的火球模型，其中的余辉是从一个前向冲击，是无法解释（b），我们的结论是，大部分的无线电发射必须来自不同的来源。我们考虑两个模型，这两个都不能排除与现有的数据。在第一个（传统）模型中，早期的射电辐射是由于反向激波的辐射，如GRB 990123的情况。我们预测，即时光辐射将与8等星一样明亮（或更明亮）。在第二个（奇异的）模型中，射电辐射来源于各向同性高能火球（10^54 erg）膨胀进入稀薄介质（10^-4 cm^-3）的前向激波。由此产生的火球将在数月内保持相对论性，并可能通过VLBI技术解决。最后，我们注意到余辉的近红外隆起与GRB 971214中看到的相似，没有火球模型可以解释这种隆起。
2000-03-09 astro-ph
Gamma-Ray Bursts and the Fireball Model
伽马射线暴（GRB）自六十年代末被偶然发现以来一直困扰着天文学家。COMPTON-GRO卫星上的BATSE探测器在过去六年中每天都探测到一次爆发。它的发现彻底改变了我们对这些物体性质的看法。他们已经证明伽玛射线暴在宇宙学距离上。这个想法起初很难被接受。意大利/荷兰卫星BeppoSAX最近发现的X射线余辉导致在GRB 970508的光学余辉和其他几个爆发中探测到高红移吸收线，并确定了其他星系的宿主星系。这证实了宇宙学的起源。宇宙学伽马射线暴在几秒钟内释放出$\sim 10^{51}-10^{53}$尔格，使它们成为宇宙中（电磁）最亮的物体。对这些观测结果最简单、最传统、实际上也是不可避免的解释是，伽玛暴是由超相对论粒子的动能或坡印廷通量的电磁能在光学薄区域中转化为辐射而产生的。这种一般的“火球”模型也被余辉观测所证实。加速相对论流的“内部引擎”隐藏在直接观测之外。因此，很难直接从目前的观测中推断出它的结构。然而，最近的研究表明，这种“内部引擎”是伽马射线暴中观察到的复杂时间结构的原因。这种时间结构和能量的考虑表明，"内部引擎"与一个紧凑的物体的形成有关-最有可能是一个黑洞。
1998-10-16 astro-ph
The detection of linear polarization in the afterglow of GRB 990510 and its theoretical implications
本文报道了GRB 990510光学余辉的线偏振现象。可能会引入虚假偏振的影响进行了讨论，表明它们不适用于GRB 990510的情况下，这是固有的极化。它将表明，这一观察约束余辉辐射的发射机制，火球的几何形状和有序度的磁场。然后，我们提出了这种观察的理论解释，特别强调在光束火球观察偏振的可能性。
1999-12-13 astro-ph
Stability of the Forward/Reverse Shock System Formed by the Impact of a Relativistic Fireball on an Ambient Medium
本文分析了伽马射线暴（GRB）火球撞击周围介质时形成的相对论性正/反双激波系统的稳定性。我们发现，无论是均匀的或风（r^{-2}）的周围介质的密度分布，这个冲击系统是稳定的线性全球扰动。对于风的情况下，我们分析计算的正常模式，可以调制早期的短期变化的伽玛暴余辉的频率。我们发现，在双激波系统中的扰动可能会引起所观察到的流量在短（下至秒）的时间尺度在余辉的早期阶段的振荡波动。
2001-09-14 astro-ph
Gamma-Ray Burst Precursors as the Remnant of the Thermal Radiation Initially Trapped in the Fireball
在伽马射线暴（GRB）的标准火球模型中，火球起始于光学厚相。当它膨胀时，火球在某个阶段变得光学薄。被困在最初不透明的火球中的热辐射然后泄漏出来，产生瞬态事件。事件的外观调查的框架内的一个均匀的，球对称的，自由膨胀的火球立即产生的爆炸过程中没有连续注入的质量和能量。我们发现，一般情况下，事件的持续时间短于主爆发，这可能是由内部冲击后，火球变得光学薄产生的。该事件与主爆发之间有一个静止的时间间隔，至少在高能带内比主爆发弱。因此，该事件对应于GRB前兆。模型预测的前兆事件具有平滑的FRED（快速上升和指数衰减）型光变曲线和准热谱。典型地，特征黑体光子能量在X射线带中。然而，如果考虑电子散射对黑体光谱的畸变，特征光子能量可以被提升到γ射线波段。我们的模型可以解释一类观察到的GRB前体-那些具有光滑和FRED形状的光变曲线和准热谱。
2007-06-07 astro-ph
Images and Spectra From the Interior of a Relativistic Fireball
伽马射线暴（GRB）后余辉的探测，可以用相对论球形膨胀冲击波的同步辐射来描述。我们进行了详细的计算，考虑从整个区域的冲击波前后面的排放。我们用Blandford McKee自相似绝热解来描述激波后的流体。使用这个详细的模型，我们推导出表达式的峰值通量，并在给定的观测时间的峰值频率。这些表达式提供了重要的数值修正以前，更简化的模型。计算了几种磁场模型的光变曲线和光谱。我们发现光变曲线和光谱在峰值附近都是平坦的。这排除了将GRB 970508的光学峰解释为现有火球模型预测的光变曲线的峰值。我们计算了观测到的伽玛射线暴余辉图像。观察到的图像在边缘附近是明亮的，在中心是暗淡的，因此形成了一个环。边缘和中心之间的对比度在高频处较大，并且环的宽度较小。
1998-06-14 astro-ph
An Intrinsic Smoothing Mechanism For Gamma-Ray Burst Spectra in the Fireball Model
结果表明，火球模型中爆炸波阵面不同块与视线成不同角度时的差分多普勒频移可以为伽马射线暴（GRB）及其低能余辉的频谱提供一种内在的平滑机制。对于感兴趣的模型参数，它被示出，在爆炸波共动框架中的$ν$处的单色光谱被平滑并且观察到具有$\sim (0.6-2.0)ν$的半高宽（HWHM）。这种平滑过程的其他影响进行了讨论。特别是，如果环爆介质是均匀的，电子和磁能是总的冲击后能量随时间的固定分数，则所观察到的GRB或余辉谱不可能比具有$α=0.75-1.25$的$ν^{-α}$更陡，而不管在共动冲击帧中的本征谱如何;即，非常陡峭的电子分布函数（用$p>3$）可以用$α\sim 1$产生观察到的光谱。此外，一个通用的快速上升-缓慢衰减类型的伽玛射线暴的时间轮廓是预期的。
1999-08-22 astro-ph
Multi-GeV Neutrinos from Internal Dissipation in GRB Fireballs
在相对论性伽玛暴火球模型中，光球下的内激波和体洛伦兹因子的横向差异导致中子相对于质子的扩散，导致非弹性核碰撞。这产生了大量的~3 GeV μ子中微子（反中微子）和~2 GeV电子中微子（反中微子），其比例与洛伦兹因子eta < 400有关。这大大扩展了预期来自非弹性碰撞的中微子的参数空间，在没有上述效应的情况下，这需要eta > 400。中子从较慢的风侧向扩散到快速喷流的模型可以导致产生2-25 GeV或更高范围的μ子和电子中微子（反中微子），这取决于eta的值。在z~1处来自这些机制中的任一个的发射可以在适当密集间隔的检测器中检测到。
2000-07-07 astro-ph hep-ph
GRB 970228 Revisited: Evidence for a Supernova in the Light Curve and La te Spectral Energy Distribution of the Afterglow
在它被发现的时候，GRB 970228的光学和X射线余辉似乎是对以前从未尝试过的伽马射线暴（GRB）余辉的相对论火球模型的有力支持，但是现在已经观察到了近十几个GRB的光学余辉，这种余辉的波动的光变曲线和变红的光谱，使它可能是观测到的余辉中最难与火球模型在这封信中，我们认为这种余辉的不寻常的时间和光谱特性可以归因于一颗超新星，它在伽玛射线暴发生近两周后超过了光变曲线。这是迄今为止伽玛射线暴与超新星联系最强的案例。这一发现加强了超新星也主导了GRB 980326的晚余辉，以及GRB 980425与SN 1998bw有关的观点。
1999-07-30 astro-ph
The afterglow of GRB 021004: surfing on density waves
我们提出了GRB 021004早期光学余辉的模型。这个爆发有最早探测到的光学余辉之一，允许密集的光学采样。光变曲线是奇特的，因为在许多其他事件中观察到的规则的幂律衰减叠加了明亮的凸起。我们表明，鉴于它们的时间尺度和形状，颠簸是由于火球与周围介质密度的适度增强的相互作用。增强的密度对比度为10级，仅略微改变了火球的动力学，因此火球会在它们上面冲浪而不是撞上它们。一个相对论性的反向激波不会发展。由于相互作用发生在火球仍然是超相对论性的时候，所以不可能理解超密度是局部的团块还是围绕伽玛射线暴的前身球对称的。然而，连续再亮的对比度的单调下降表明在平均均匀的环境中存在团块。这样的解释，加上在光谱中检测到几个高速吸收系统，强烈表明GRB 021004在以前爆炸的残余物中爆炸。
2002-12-05 astro-ph
Effects of conversions for high energy neutrinos originating from cosmological gamma-ray burst fireballs
我们研究了最近设想的高能中微子源（$E \geq 10^{6}$ GeV）中的中微子转换，即宇宙学伽马射线暴火球（GRB）附近的中微子转换。我们主要考虑的中微子转换的可能性，由于中微子跃迁磁矩，$μ$的相互作用，和违反等效原理（VEP），参数$Δf$，在一个合理的磁场强度附近的伽玛暴。我们指出，对于$Δf \sim 10^{-25}(δm^2/1 {eV}^2)$，在$μ\sim 10^{-12} μ_{B}$（$μ_{B}$是玻尔磁子）的GRB附近可能发生$\barν_μ$和$ν_τ$之间的共振自旋味旋进，从而增强了预期的来自GRB的高能$ν_τ$通量.
1999-01-29 astro-ph hep-ph
Can a Large Neutron Excess Help Solve the Baryon Loading Problem in Gamma-Ray Burst Fireballs?
我们指出，在伽马射线暴（GRB）模型的重子加载问题可以得到改善，如果一个显着的比例的惯性限制火球的重子转换为中子。在某些情况下，高中子分数会导致火球中相对论性轻粒子向重子的能量转移减少。因此，在伽玛射线暴中产生所需的相对论性流动所需的能量减少了，在某些情况下减少了几个数量级。这可能与GRB模型有关，因为在中子星合并火球环境中计算出了高的中子质子比。在具有高中微子通量的致密物体附近也可能发生显著的中子过剩。
2000-09-10 astro-ph hep-ph
The Luminosity - E_p Relation within Gamma--Ray Bursts and Implications for Fireball Models
利用Preece等人提出的91个BATSE伽马射线暴（GRB）的2408个时间分辨谱样本，我们证明了在宇宙学静止坐标系中各向同性等效光度（L_iso）和光谱峰值能量（E_p）之间的关系，L_iso \propto E_p ^2，不仅在这些暴中成立，而且在这些暴之间也成立，假设暴速率作为红移的函数与恒星形成速率成正比。这种关系的辐射模型的伽玛暴的可能影响进行了讨论。我们认为动能主导的内激波模型和磁耗散主导的外激波模型都能很好地解释这种关系。我们对这两个模型的参数进行了约束，发现它们与余辉数据（删节）的拟合参数非常一致。
2004-03-17 astro-ph
Characteristics of the curvature effect of uniform jets or spherical fireballs
Qin等人（2004）基于高度对称的膨胀火球模型导出了计数率公式，其中多普勒效应是需要考虑的关键因素。本文将该公式应用于Qin模型和均匀喷流模型，研究了局部脉冲的上升时标$Δτ_{θ,r}$和衰减时标$Δτ_{θ,d}$对伽玛暴光变曲线的影响。我们的分析表明，它们确实对伽玛暴光变曲线的上升和衰减部分都有贡献。无论是在Qin模型中还是在均匀喷流模型中，与具有上升和衰减两个部分的局部脉冲相关联，上升部分的伽玛暴光变曲线都将经历一个先凹后凸的过程，我们称之为“凹-凸”特征，而衰减部分的伽玛暴光变曲线则将经历一个相反的过程，我们称之为“凸-凹”特征。这些特性与局部脉冲形状及其静止坐标系辐射形式无关。光变曲线的多样性是由不同形式的局域脉冲和不同的$Δτ_{θ,r}$与$Δτ_{θ,d}$的比值引起的。通过对康普顿γ射线天文台BATSE仪器探测到的86个伽玛暴脉冲样本的研究，发现某些伽玛暴的光变曲线确实存在由球面曲率效应（或称多普勒效应）引起的“凹凸”（光变曲线上升段）和“凹凸”（光变曲线衰减段）特征。
2005-08-28 astro-ph
Optical and GeV-TeV flashes from gamma-ray bursts
GRB 990123中捕获的同步加速器光学闪光与MeV辐射前沿重叠，并且光学发射电子也必须通过MeV光子的逆康普顿散射产生GeV-TeV发射。超高能闪光可以比其光学对应物强得多。我们还注意到，除非火球的洛伦兹因子超过10 ^3，否则MeV光子的康普顿冷却会立即终止光发射。严重的康普顿损失可以解释在几个长伽玛暴中没有检测到光学闪光。这种失败的光学闪光应该是特别有效的GeV生产者，并可能发展e+级联。这可能发生在GRB 941017中，其神秘的高能成分可以通过火球减速半径处GRB光子的康普顿上散射来解释。所提出的GeV辐射机制不适用于较短的伽马射线暴，因为这些伽玛射线暴较早地与火球分离，并避免了与减速闪光中的电子相互作用。Swift和GLAST的观察将提供一个检验这些期望的机会。GRB 990123的现有数据已经对爆炸施加了有趣的限制。
2004-11-19 astro-ph
Gamma-Ray Burst Afterglows from Realistic Fireballs
伽玛射线暴的余辉通常被认为是由于爆炸后火球的持续减速造成的。许多分析模型对火球的减速动力学及其辐射性质进行了简化，尽管它们成功地解释了观测到的余辉的总体特征。在这里，我们提出了一个模型的伽玛射线暴余辉中，一个postburst火球的演变是在绝热和高辐射膨胀之间的中间情况。在我们的模型中，余辉是由于在火球的外部冲击波后面的绝热电子的贡献和由于辐射电子的贡献。此外，该模型可以描述火球从极端相对论性相到非相对论性相的演化过程。我们的计算表明，如果假设加速电子占据了总的内能，火球将在大约一天后进入绝热膨胀阶段。在所有考虑的情况下，火球将在大约$10^4$秒后进入温和的相对论阶段，并在几天后进入非相对论阶段。这些结果意味着相对论绝热模型不能描述几天后火球的减速动力学。计算的光变曲线与后期观测结果的比较可能意味着存在脉冲事件或持续时间长得多的能量注入。
1998-06-25 astro-ph
