Two-shell collisions in the GRB afterglow phase
在伽马射线暴（GRB）的余辉阶段，经常会出现强的光学耀斑和射电耀斑。有人提出，碰撞超相对论壳层可以产生这些耀斑。这种连续壳层的形成是由于伽玛射线暴中心源的可变性。我们进行高分辨率的1D数值模拟两个超相对论壳层之间的碰撞，以探索这些事件。我们研究的情况下，一个冷的均匀壳碰撞与自相似的Blandford和McKee壳在一个恒定的密度环境中，并考虑不同的洛伦兹因子和能量的均匀壳的情况下。我们产生了相应的轴上的光变曲线和余辉阶段的发射图像，并检查发生的光学和无线电耀斑假设一个球形爆炸和一个硬边喷流的情况。对于我们的模拟，我们使用自适应网格细化版本的通用平流代码（AMRVAC）耦合到一个线性辐射转移代码来计算同步辐射。我们发现急剧上升的耀斑一样的行为，小喷流的开口角和更渐进的rebrightening大的开口角。同步辐射自吸收强烈影响射电耀斑的爆发和形状。
2011-03-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Wind-powered afterglows of gamma-ray bursts: flares, plateaus and steep decays
伽马射线暴的余辉通常表现为耀斑、平台和强度突然下降：这些时间特征很难解释为来自前向激波。我们计算了早期GRB余辉的辐射特性，其中主要贡献来自于由长时间持续的中央发动机产生的超相对论（脉冲星样）风中传播的反向激波（RS）。遥感发射发生在快速冷却制度-这确保高辐射效率，并允许快速强度变化。我们证明：（1）弱风力（$\sim 10^{46}$ erg s $^{-1}$）可以再现余辉的平台期;（2）风的终止可以产生突然的急剧衰减;（3）风光度的轻微变化可以产生短持续时间的余辉耀斑。
2020-07-06 astro-ph.HE
Could the GRB-Supernovae GRB 031203 and XRF 060218 be Cosmic Twins?
由INTEGRAL发现的伽马射线暴（GRB）/X射线闪光（XRF）事件GRB 031203和由Swift发现的XRF 060218是仅有的五个GRB-SNe中的两个，它们的SN成分得到了光谱学的确认。然而，它们观察到的高能特性提供了鲜明的对比：GRB 031203被检测为一个40秒的短爆发，光谱峰值在E_peak > 190 keV，XRF 060218是一个T_90 ~ 2100秒长，平滑演变的爆发，峰值能量E_peak = 4.9 keV。与此同时，在对GRB 031203的快速响应XMM-牛顿观测中观察到的两个扩展的尘埃散射X射线晕的性质表明，该事件伴随着“X射线爆炸”，其通量与瞬发伽马射线事件相当或更大。以这一观测结果为出发点，我们通过对XMM数据的详细建模，研究了GRB 031203 X射线爆炸的可能性质，发现了第三个晕，这是由于在d_3 = 9.94 +/- 0.39 kpc处散射了一个更遥远的尘埃层，以及将X射线爆炸相对于GRB触发时间的定时限制为t_0 = 11 +/-417秒。使用我们的约束条件，我们比较GRB 031203的属性与其他GRB-SNe的属性，以了解其X射线爆炸的可能性质，得出的结论是明亮的X射线耀斑，如GRB 050502 B，或冲击爆发事件，如XRF 060218，提供了最可能的解释。在后一种情况下，我们考虑了另一种可能性，即XRF 060218…
2010-01-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
Study of Envelope Velocity Evolution of Type Ib-c Core-Collapse Supernovae from Observations of XRF 080109 / SN 2008D and GRB 060218 / SN 2006aj with BTA
研究了与X射线闪光XRF 080109和伽马射线暴GRB / XRF 060218有关的两颗超新星SN 2008 D和SN 2006 aj的光谱模拟结果。这些光谱是在SN 2008 D爆炸后6.48和27.61天，以及SN 2006 aj爆炸后2.55和3.55天用俄罗斯科学院特殊天体物理观测站的6米BTA望远镜获得的。用SYNOW程序在Sobolev近似下对光谱进行了解释。一个假设的存在的信封周围的祖星被证实之间的协议解释为氢和氦的线的速度，经验幂律速度随时间下降的信封经典的核心坍缩超新星。在伽玛暴的光学余辉光谱中检测到H-β线的P Cyg轮廓可以是支持这一假设的决定性论据。
2010-04-16 astro-ph.HE
Spectral curvature behavior during X-ray flares in GRB afterglow emission
SWIFT最近最令人印象深刻的发现之一是有证据表明，在GRB余辉期间发生的X射线耀斑是相当普遍的，在大约50%的余辉中被观察到。这些X射线耀斑的能量密度范围与伽玛射线暴的瞬发辐射相当，而且可能是重复性的。已经提出了几种关于其起源的图片，其中最被接受的是内部冲击场景，将X射线耀斑解释为GRB中心引擎的后期活动。我们建议采用最近用来解释GRB瞬发辐射的物理模型：对数抛物线函数来描述X射线耀斑的光谱形状。特别是，我们表明，他们的光谱能量分布（SED）是显着弯曲，而没有显着的曲率出现在底层的X射线余辉发射。此外，对数抛物线函数是统计上有利于其他建议的光谱模型。利用时间分辨谱分析方法，给出了SWIFT观测到的两个最亮伽玛暴余辉中，在X射线耀斑期间SED的峰值能量和曲率参数的演化。我们发现，在X射线耀斑中，峰值能量和曲率之间存在反相关，正如在随机加速情况下所预期的那样。
2011-02-08 astro-ph.HE
Comparative Statistical Analysis of Prompt and Afterglow X-Ray Flares in Gamma-Ray Bursts: Insights into Extended Central Engine Activity
Institute for Frontier in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天体物理研究院）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）
本文统计Swift近二十年315个GRB的瞬时与余辉X射线耀发，发现二者形态及参数相关一致，支持其共同源于持续活动的中心引擎。
2025-10-21 astro-ph.HE
Plastic damping of Alfvén waves in magnetar flares and delayed afterglow emission
磁星耀斑产生阿尔文波，在封闭的磁层中反弹，能量高达$\sim 10^{46}$ erg。我们表明，在10毫秒的时间尺度上的波传输到恒星，并形成一个压缩包的高能量密度。这个包强烈地剪切恒星地壳并引发塑性流动，加热地壳并使其在表面以下数百米处熔化。一小部分沉积的塑性热最终被传导到恒星表面，在耀斑发生后的几个月到几年内形成表面余辉。很大一部分热量被中微子发射或传导到中子星的核心。
2015-05-13 astro-ph.HE
Multi-wavelength afterglow emission from bursts associated with magnetar flares and fast radio bursts
本文基于气泡内爆发模型计算磁星巨耀发和快速射电暴产生的多波段余辉辐射，扫描参数空间评估射电可探测性，并估算了可探测事件数量。
2023-07-09 astro-ph.HE
X-ray Analysis of Gamma-Ray Burst Flares and Underlying Afterglows: Insights into Origin of Flares
Bar-Ilan University（巴伊兰大学）；KTH Royal Institute of Technology（皇家理工学院）；The Oskar Klein Centre（奥斯卡·克莱因中心）；Indian Institute of Science Education and Research (IISER)（印度科学教育与研究机构）
通过分析89个GRB的X射线光变曲线，发现耀斑光变不对称且持续时间更长，表明耀斑起源不同于平台和后发光，且耀斑可能源于持续的中央引擎活动。
2025-12-08 astro-ph.HE
Self-organized criticality in X-ray flares of gamma-ray burst afterglows
X射线耀斑是高能天体物理中最有趣的现象之一，在近一半的伽马射线暴（GRB）余辉中都能探测到。所有的观测都表明，在伽马射线发射结束后，爆发的中心引擎仍然有很长的活动期，在此期间，高能爆炸会喷射出相对论性物质，导致晚期X射线发射。因此，X射线耀斑有望为伽玛暴的核心引擎提供重要线索，更重要的是，它将揭开迄今为止仍然神秘的耀斑物理机制。本文报道了已知红移的伽玛暴X射线耀斑的统计结果，并表明X射线耀斑和太阳耀斑具有三个共同的统计特性：能量、持续时间和等待时间的幂律频率分布。在自组织临界性（SOC）系统的物理框架内，可以很好地理解所有的分布。伽玛暴X射线耀斑的统计特性与太阳耀斑相似，都可以归结为SOC过程。这两种类型的耀斑都可能是由磁重联过程驱动的，但伽马射线暴的X射线耀斑是在超强磁化的毫秒磁暴或恒星质量黑洞周围的长期超吸积盘中产生的。
2013-08-06 astro-ph.HE
The bulk Lorentz factor of outflow powering X-ray flare in GRB afterglow
提出了两种估算X射线耀斑外流体洛伦兹因子的方法。在第一种方法中，外流被假设为重子流，并被热压力加速，对于这种情况，最终体洛伦兹因子受到外流亮度以及被加速的外流的初始半径的限制。这种方法可以应用于相当一部分耀斑。第二种方法基于耀斑快速衰减的曲率效应解释，可以给出体洛伦兹因子的严格约束估计，但只能应用于少数巨型耀斑。这两种方法得到的结果是一致的。得到的X射线耀斑外流体洛伦兹因子（或只是上限）一般小于伽马射线暴（GRB）外流体的洛伦兹因子，范围从10到几百。
2010-09-21 astro-ph.HE
Flares in gamma-ray burst X-ray afterglows as prompt emission from slightly misaligned structured jets
我们发展了一个模型来解释伽马射线暴X射线余辉中的耀斑活动。我们认为耀斑可能是喷流核心内迅速消散的表现，在X射线波段，由于不太有利的多普勒增强，出现在未对准的观察者看来。这些耀斑出现在余辉阶段，因为核心-观察者光旅行延迟。在这张照片中，这位观察者记录的即时发射来自他们视线上的物质，在喷流的横向结构中，在喷流的核心之外。我们首先制定了基本的分析框架，以确定耀斑的特性作为一个函数的伽马射线脉冲对准观察者会看到。我们发现，有可行的参数空间来解释耀斑与典型的观测时间和光度。然后，我们分析探讨这个模型，表明它自然产生耀斑与小的长宽比，如观察到的。我们将我们的模型与代表两种不同类型形态的两个$Swift$ /XRT耀斑进行拟合，以表明我们的模型可以捕获两者。耀斑核心喷流物质的喷射时间是一个关键参数。虽然它总是保持小相比，观测到的耀斑的时间，确认我们的模型不需要很晚的中央发动机活动，晚喷射时间是强烈的青睐，有时大于观测到的持续时间的母伽马射线暴的即时发射测量的$T_{90}$。
2022-04-01 astro-ph.HE
EP240801a/XRF 240801B: An X-ray Flash Detected by the Einstein Probe and Implications of its Multiband Afterglow
本文分析了Einstein Probe发现的X射线闪光EP240801a的多波段观测，测得红移为1.6734，通过双成分喷流等三种模型解释了其余辉特征，指出其可能为偏离光束的窄喷流或本质微弱的GRB喷流，为揭示XRF起源提供了重要线索。
2025-03-06 astro-ph.HE
Flares In Long And Short Gamma Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）中的瞬发发射脉冲和X射线耀斑在快衰变和余辉阶段的GRB之间的许多相似之处表明了一个共同的起源。在伽玛暴的炮弹（CB）模型中，这种共同的起源是一个新诞生的致密物体上的质量吸积事件。的提示发射脉冲产生的双极射流的高度相对论性等离子体团（CB）在早期，主要事件的质量吸积喷出。随着吸积物质的消耗，人们可以预期发动机的活动会减弱。在这种延迟的质量吸积过程中，产生了结束即时发射和余辉阶段的X射线耀斑。共同的发动机、环境和辐射机制（逆康普顿散射和同步辐射）产生了它们所观察到的相似性。长伽玛暴和短硬伽马射线暴（SHB）中的耀斑也可以由致密物体中由于角动量损失和/或冷却而发生相变后的CB的双极喷射产生。然而，光学耀斑主要是由CB与大质量星风/喷出物或其路径上的密度起伏碰撞产生的，本文证明了能很好地再现它们的瞬发脉冲和光滑余辉的GRB和SHB CB模型的主公式，似乎也很好地再现了光变曲线和光谱演化的突出的X射线和光学耀斑，以及采样。
2010-01-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
Orphan optical flare as SOSS emission afterglow, localization in time
本文报道了对一个类余辉光学和X射线瞬变天体AT 2021 lfa/ZTF 21 aayokph的MASTER光学观测。我们在7σ置信水平下检测到瞬态的初始稳定增亮。这使得我们能够使用光滑光学自相似辐射的伽玛暴模型来限制爆炸时间，以优于14分钟，以及估计其初始洛伦兹因子Γ0 = 20 +/- 10。考虑到低的Γ0和在伽马射线中不可检测，我们将该瞬态归类为第一个失败的GRB余辉。
2023-02-12 astro-ph.HE
Dynamics and emission of wind-powered afterglows of gamma-ray bursts: flares, plateaus and steep decays
我们发展了一个早期X射线余辉的伽马射线暴起源于反向冲击波（RS）传播通过超相对论，高磁化脉冲星般的风持久的中央引擎产生的模型。我们首先进行流体和MHD相对论双重爆炸的数值模拟。我们表明，即使是恒定的风的属性的各种时间行为可以产生，取决于初始爆炸的能量和风力，延迟时间的风的开关，和磁化的风。高磁化RS的X射线发射发生在快速冷却状态下-这确保了高辐射效率并允许快速强度变化。我们证明：（i）遥感辐射自然产生的光变曲线显示出各种时间指数的幂律时间演化;（ii）轻度风力，数量级为$\sim 10^{46}$ erg s $^{-1}$（等效各向同性），可以重现余辉的高原阶段：（iii）终止的风可以产生突然陡峭的衰减;（iv）短暂的余辉耀斑是由于风的光度轻微变化，总注入能量很小。
2021-02-16 astro-ph.HE
GRB Afterglow Blast Wave Encountering Sudden Circumburst Density Change Produces No Flares
观测到伽马射线暴的余辉产生的光变曲线的通量随时间服从幂律演化。然而，最近的观测显示，明亮的耀斑有时在几分钟到几天的数量级。对这些耀斑的一种解释是相对论性冲击波与环爆流密度跃迁的相互作用。在本文中，我们模拟这种类型的相互作用计算在一个和两个维度，使用相对论流体动力学代码与自适应网格细化称为RAM，并在一维分析。我们模拟了在恒星风环境中遇到密度突然变化的冲击波，然后是均匀介质，并使用同步加速器模型计算观测到的辐射。我们发现，耀斑是不可观察到的遭遇密度突然增加，如风终止冲击，也没有遇到密度突然下降。此外，通过将我们的分析扩展到二维，我们能够解决爆炸波的传播，准直和边缘效应，因为它遇到的环爆介质的变化。在本文考虑的所有情况下，我们发现，耀斑将不会被观察到的任何密度变化的研究。
2013-08-22 astro-ph.HE
Relativistic simulations of long-lived reverse shocks in stratified ejecta: the origin of flares in GRB afterglows
来自伽马射线暴的早期余辉阶段的X射线光变曲线呈现出令人困惑的可变性，包括耀斑。这些耀斑的起源仍然存在争议，通常与中央引擎的后期活动有关。我们讨论了另一种情况下，中央发动机仍然是短暂的和耀斑产生的传播的一个长期的反向冲击在分层喷出物。在这里，我们专注于冲击相互作用的流体力学。我们对伽马射线暴喷出物中不同初始内部结构的一维超相对论流体动力学进行了模拟。我们用它们来提取热光变曲线，并与以前的研究的基础上，一个简化的弹道模型进行比较。我们发现这两种方法之间有很好的一致性，具有相似的斜率和光变曲线的可变性，但确定了弹道模型中的几个弱点：在冲击区的密度被低估，更重要的是，后期的冲击反射没有被捕获。我们的流体动力学模拟提供了准确的动力学，我们确认，在喷出物的内部冲击导致形成致密的外壳。长寿命的反向激波与致密壳层的相互作用使耗散功率迅速而强烈地增加。假设发射是由于从冲击加速电子的同步辐射，和外部的前向冲击是辐射效率低下，我们发现，这导致在X射线光变曲线中的明亮耀斑，与到达时间，形状和持续时间与观察到的性质的X射线耀斑在伽玛射线暴余辉。
2017-12-05 astro-ph.HE
No flares from Gamma-Ray Burst afterglow blast waves encountering sudden circumburst density change
观测到伽马射线暴的余辉产生的光变曲线的通量随时间服从幂律演化。然而，最近的观测显示，明亮的耀斑有时在几分钟到几天的数量级。对这些耀斑的一种解释是相对论性冲击波与环爆流密度跃迁的相互作用。在本文中，我们使用具有自适应网格细化的相对论流体力学代码（称为RAM），在一维和二维中对这种类型的相互作用进行了计算建模，并在一维中进行了分析。我们模拟了在恒星风环境中遇到密度突然变化的冲击波，然后是均匀介质，并使用同步加速器模型计算观测到的辐射。我们发现，耀斑是不可观察到的遭遇密度突然增加，如风终止冲击，也没有遇到密度突然下降。此外，通过将我们的分析扩展到二维，我们能够解决爆炸波的传播，准直和边缘效应，因为它遇到的环爆介质的变化。在本文考虑的所有情况下，我们发现，耀斑将不会被观察到的任何密度变化的研究。
2013-07-19 astro-ph.HE
GRB Flares: A New Detection Algorithm, Previously Undetected Flares, and Implications on GRB Physics
在发现第一个伽玛暴余辉后不久，人们就观测到了伽玛暴光变曲线中的耀斑。然而，直到雨燕卫星发射后，人们才意识到耀斑是多么常见，XRT仪器观察到的所有X射线余辉中有近50%出现耀斑。这些观测到的X射线耀斑中的大多数都很容易用肉眼分辨，并且已经测量到与原始瞬发辐射一样多的通量。通过研究大量的X射线耀斑，已经确定它们可能是由不同于GRB余辉的不同发射源产生的。如果使用其他能量范围的耀斑发现类似的结果，这些发现可以得到证实。然而，到目前为止，雨燕上的UVOT仪器似乎在UV/光学中观察到的耀斑比在X射线中观察到的要少得多。这主要是由于糟糕的采样和数据分布在多个滤波器上，但是UVOT数据的新的最佳共同添加和归一化使我们能够搜索以前未被检测到的UV/光学中的耀斑。利用基于贝叶斯信息准则的耀斑发现算法，分析了第二个UVOT GRB星表中的光变曲线，在68个GRB余辉中发现了至少118个独特的耀斑。
2013-08-21 astro-ph.HE
The long-active afterglow of GRB 210204A: Detection of the most delayed flares in a Gamma-Ray Burst
我们目前的结果，从广泛的宽带后续的GRB 210204A在30天的时间。我们在爆发后7.6 x 10^5 s和1.1 x 10^6 s的余辉中探测到光学耀斑：这是迄今为止在伽马射线暴余辉中探测到的延迟最长的耀斑。在源红移为0.876时，静止帧延迟为5.8 x 10^5 s（6.71 d）。我们调查了这种燃烧的可能原因，并得出结论，最有可能的原因是在射流中的刷新冲击。伽玛暴的瞬发在典型长暴的范围内，它显示了三个不相交的发射事件，它们都遵循典型的伽玛暴关联。这表明GRB 210204A可能没有任何特殊的属性，导致后期耀斑，缺乏对其他余辉的检测可能是由于缺乏后期观测。对较大样本的伽玛暴进行系统的后期跟踪可以更清楚地了解这种余辉行为。对GRB 210204A的进一步分析表明，光变曲线中的晚期隆起不太可能是由于红移（z）= 0.876的SNe，而更可能是由于晚期的耀斑活动。这种变化的原因是不清楚的量化，由于缺乏多波段数据在后期的恶劣天气条件的限制。GRB 210204A的耀斑是迄今为止探测到的最新耀斑。
2022-04-15 astro-ph.HE
Optical-infrared flares and radio afterglows by Jovian planets inspiraling into their host stars
当一颗行星进入它的主星时，它释放出的引力能被转化为一个膨胀的热等离子体气泡。我们研究了从泡沫的辐射，并表明，它包括即时的光学红外发射和随后的无线电余辉。M31和大麦云云的瞬发辐射可以用大视场的光学-近红外瞬变巡天探测到。随后的射电余辉可探测$10^{3-4}$ ~年。事件发生率取决于巨行星形成和动力学中的不确定参数。未来对该速率的观测将制约相关的理论模型。如果事件发生率很高（>每年发生几次事件），则星周盘通常必须像最近的数值模拟所建议的那样大。
2016-12-07 astro-ph.EP astro-ph.HE
Late X-ray flares from the interaction of a reverse shock with a stratified ejecta in GRB afterglows: simulations on a moving mesh
为了解释在伽马射线暴的早期X射线余辉中观察到的耀斑，人们经常援引中心引擎的晚期活动，耀斑的形式要么是活跃的中子星残余物，要么是（回落）吸积到黑洞上。然而，这些情况并不总是合理的，特别是当耀斑延迟到爆发后很晚的时候。最近，有人提出了一种新的设想，认为X射线耀斑可能是长期反向激波穿过分层喷出物的结果，其优点是不需要后期发动机活动。在这项工作中，我们用数值方法证明这种情况是物理上合理的，通过使用我们的新的移动网格相对论流体动力学代码进行一维模拟喷出物的动力学和排放。与以前的工作相比，提高了效率和精度，从而能够探索更广泛的设置。我们可以引入一个更符合物理实际的环暴流中等质量密度的描述。我们还可以在计算这些设置的宽带发射时局部跟踪电子的冷却。我们表明，同步加速器冷却时间尺度可以占主导地位的耀斑衰减时间，如果分层的喷出物被约束到一个局部的角区域内的射流，与大小对应的相对论因果连接角，它对应于观测报告的值。我们证明，这种情况下，可以产生一个大范围的观测耀斑时间，表明耀斑和初始喷射动力学之间的连接，而不是与后期残留活动。
2020-05-20 astro-ph.HE
Fallback accretion on to a newborn magnetar: long GRBs with giant X-ray flares
伽马射线暴（GRB）的X射线余辉中的耀斑与瞬发辐射相比具有更多的特征，如脉冲轮廓和包含的注量。因此，它们被认为是源自中央引擎的后期活动，并可用于限制整体能量预算。本文收集了一个用$19$-XRT观测到的长伽玛暴样品，它们的X射线余辉中含有巨大的耀斑。我们用磁星螺旋桨模型的一个版本来拟合这个样本，修改后的模型包括了后退吸积。该模型已经成功地再现了短伽玛暴的延发辐射。我们的最佳拟合为光变曲线提供了合理的形态匹配。然而，$16$超出$19$的配合要求接近$100\%$的螺旋桨机构的效率。高效率参数是耀斑中包含的高能量和偶极分量的极端持续时间的直接结果，这迫使慢自旋周期或低磁场。我们发现，即使包含显着的回落吸积，在所有情况下，但在少数情况下，它是积极的挑战，以产生即时发射，余辉和巨大的耀斑内的约束的旋转能量预算的磁星。
2018-05-23 astro-ph.HE
GRB Fermi-LAT afterglows: explaining flares, breaks, and energetic photons
费米-LAT合作提出了第二个伽马射线暴（GRB）目录，涵盖其第一个10年的运作。在这个目录中的余辉相位光变曲线的一个显着的部分不能用标准同步加速器前向激波模型的闭合关系来解释，这表明可能有一个重要的贡献，从另一个过程。鉴于上述情况，我们推导出了均匀密度介质中厚壳层和薄壳层区域中反向激波的同步辐射自康普顿（SSC）光变曲线。我们表明，这种排放可以解释GeV耀斑在一些LAT光变曲线。此外，我们表明，通过前向冲击同步加速器冷却突破LAT带的射流在均匀密度的环境中扩大可能是负责后期时间（$\approx10^2$ s）陡峭的LAT GRB余辉光变曲线。作为一个特殊的情况下，我们模拟的LAT光变曲线的GRB 160509A，表现出一个GeV的耀斑连同中断的持久的排放，也有两个非常高的能量光子的能量为51.9和41.5 GeV的观察76.5和242秒后爆发，分别。通过对余辉观测的微物理参数和环暴密度的约束，我们证明了GeV耀斑与SSC逆激波模型是一致的，当流出流携带有显著的磁场时，随着同步加速器冷却的通过，长持续发射中的中断穿过费米LAT带，并且非常高能的光子与来自前向激波的SSC发射一起在密度很低的均匀密度介质中（$n=4.554^{+1.128}_{-1.121}\times 10^{-4}\,{\rm cm^{-3}}$），它会减速。
2020-11-21 astro-ph.HE
Radio transient following FRB 150418: afterglow or coincident AGN flare?
最近，Keane等人报告发现了FRB 150418之后的衰落无线电瞬变，并将其解释为FRB的余辉。另一方面，Williams \& Berger认为射电瞬变类似于一组可变射电源，因此它可能是FRB观测波束中的一致活动星系核耀斑。一个新的VLA观测显示了一个再增亮，这与活动星系核的图像是一致的。这里，使用Ofek等人的无线电测量数据，我们统计地检查产生像FRB 150418瞬变的事件的偶然符合概率。我们发现，产生一个可变的无线电瞬变与至少相同的变化幅度和信噪比的FRB 150415瞬态，没有和VLA点，概率分别为$P_1 \sim 6 \times 10^{-4}$和$P_1 \sim 2 \times 10^{-3}$。此外，在随机时间（FRB时间）之后检测到衰落瞬变的机会概率小于$P_2 \sim 10^{-2.9\pm 1.3}$。把这些放在一起，并假设一个帕克斯波束内的无线电源的数量是16个，具有与FRB无关的FRB 150418类无线电瞬变的最终机会重合分别是$< 10^{-4.9\pm1.3}$和$< 10^{-4.4\pm1.3}$，不具有VLA点和具有VLA点。我们的结论是，无线电瞬变FRB 150418有一个不相关的活动星系核耀斑的可能性很低，是FRB 150418的余辉的可能性不排除。
2016-03-15 astro-ph.HE
The Fast Evolution of SN 2010bh associated with XRF 100316D
(...)自1998年以来，只有六个光谱学证实的关联被发现，与z = 0.059的Ic型SN 2010 bh相关的XRF 100316 D是最新的关联之一。我们在GRB触发后12小时开始用GROND进行观测，一直持续到爆发后80天。GROND提供了六个滤波器波段的出色光度数据，覆盖了约1000至2000个波长范围。350至1800 nm，大大扩展了该事件的现有数据集。结合GROND和雨燕数据，早期的宽带SED模型与黑体和余辉成分衰减的灰尘和气体的吸收。最适合的SED模型意味着沿着通过宿主星系的视线的适度变红（A_V = 1.2 \pm 0.1等）。的温度和半径的演变的热组件进行了分析，并结合早期的测量可从文献中。这揭示了在7 \times 10^11 cm的视初始半径处的冷却包层，这与沃尔夫-拉叶星周围的密集风相一致。SN 1998 bw的多色模板被拟合到SN上，以直接比较光变曲线特性。这表明SN 2010 bh的亮度约为SN 1998 bw的65%。SN 2010 bh在蓝色波段爆发后约8天达到最大亮度，是迄今为止发展最快的GRB-SNe。最后，一个两个组件的参数化模型拟合的准测辐射热光变曲线，提供的物理参数的爆炸。这产生M_Ni = 0.21 \pm 0.03 M \bigodot和M_ej = 2.6 \pm 0.2 M \bigodot，这是GRB-SN人群中的典型值。它的…
2011-11-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
Radio afterglow of magnetars' giant flares
我们建立了一个SGR 1806-20大耀斑的射电余辉模型，该模型是由磁主导云（类似于太阳日冕物质抛射（CME））与星际介质（ISM）相互作用产生的。CME被建模为一个spheromak状配置。CME首先与磁星的风平流，然后与ISM相互作用，产生强烈的向前冲击和复杂的向后排气流。利用三维磁流体动力学模拟，我们研究了各种相对配置的磁场的CME相对于ISM的磁场。我们发现，主要是以下的Sedov-Taylor爆炸波的前向冲击的动力学，而内部结构的冲击介质是相当大的修改由回流，创建一个多冲击配置。我们计算了合成的同步辐射发射率图和光变曲线，使用了两个假设：（i）磁场压缩;（ii）在激波处的磁场放大。我们发现，磁场放大模型更好地解释了观测到的无线电发射。
2021-08-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Deep ATCA and VLA radio observations of short-GRB host galaxies. Constraints on star-formation rates, afterglow flux, and kilonova radio flares
本文报道了对短伽马射线暴（GRB）的宿主星系进行的广泛射电连续观测活动的结果。这项调查的目的是寻找光学模糊的恒星形成，可能表明年轻的短伽玛射线暴祖先的人口。我们的样本包括2005年至2015年16个短伽玛暴的宿主和宿主星系候选者，相当于目前已知的局部短暴集合的大约1/3。ATCA观测到8个GRB场（5.5和9.0 GHz），VLA观测到8个场（主要在5.5 GHz）。观测结果通常达到5至8微焦的1-sigma_rms。在大多数情况下，它们是在相应的爆破后数年进行的。没有发现新的短伽玛射线暴宿主星系，只有一个宿主星系被探测到，那就是z=0.407的伽玛射线暴100206 A。然而，它的星暴性质已经从光学/红外数据中得知。它的射电流量可以解释为恒星形成率（SFR）约为60 M_sol/yr。这是在很好的协议与早期的预期的基础上观察到的宽带光谱能量分布的这个星系。这15个未探测到的星系限制了疑似宿主星系的SFR，并提供了相关射电余辉和预测的千诺瓦射电耀斑的后期光度上限。伽玛射线暴爆炸地点的无线电发射的非检测证实了短伽玛射线暴余辉的固有低光度，并放置在磁星供电的无线电耀斑的参数空间的显着限制。来自基准大质量磁星的发光射电耀斑还没有被发现。
2019-10-31 astro-ph.HE
The physical origin of optical flares following GRB 110205A and the nature of the outflow
GRB 110205A的光辐射由两个耀斑区分。在这项工作中，我们研究了两种可能的情况下的光学余辉发射。在第一种情况下，第一个光学耀斑是主外流的反向激波发射，第二个是由中央发动机的长期活动提供动力。然而，我们发现，除非伽玛暴效率很高（$\sim 0.95$），否则很难合理地解释后期（$t>0.1$日）的余辉数据。在第二种情况下，第一个光学耀斑是低能瞬发辐射，第二个是初始外流的反向激波。在这种情况下，我们可以解释晚余辉发射自洽。反激波区可能是弱磁化的，第二次光学耀斑的衰减可能是由高纬发射主导的，这可能是伴随着快速衰减的强偏振演化，如Fan等人在2008年提出的。RINGO 2型旋光仪的时间分辨旋光将直接检验我们的预测。
2011-07-22 astro-ph.HE
The unusual X-ray light-curve of GRB 080307: the onset of the afterglow?
雨燕探测到的GRB 080307在爆发后100秒左右，其X射线光变曲线出现了不寻常的平稳上升，在爆发开始时，辐射短暂减弱。这种“驼峰”的持续时间比早期耀斑的正常持续时间长，并且没有表现出典型的耀斑轮廓。使用两个分量的幂律到指数模型，可以将上升的发射建模为余辉的开始，这在Swift-X射线光变曲线中非常罕见。然而，我们不能排除这个隆起是一个特别慢的早期耀斑，或者它是由向上散射的反向激波电子引起的。
2009-01-15 astro-ph.HE
A Radio Flare in the Long-Lived Afterglow of the Distant Short GRB 210726A: Energy Injection or a Reverse Shock from Shell Collisions?
本文发现短伽马射线暴 GRB 210726A 的射电余辉在约 11 天出现并快速增亮后衰减，提出能量注入或反向激波解释，并指出多数射电搜索过早结束可能遗漏此类事件。
2024-07-19 astro-ph.HE
GRB 070518: A Gamma-ray Burst with Optically Dim Luminosity
本文介绍了在清华大学-中国国家天文台兴隆天文台0.8米望远镜（TNT）上对{ \em Swift} GRB 070518余辉的光学观测。我们的随访观察是在爆发触发后512秒进行的。当红移上限为$\sim$ 0.7时，GRB 070518是一个光学暗暴.光学-X射线的光谱指数$β_{ox}$略大于0.5，表明该爆发可能是一个暗爆发。根据X射线氢柱密度和银河系消光定律，主星系的消光$A_{V}$为3.2等，而根据SMC消光定律，主星系的消光为0.3等。此外，它与其他三个属于XRR或XRF的低红移光学暗爆发相似，并且具有中期持续时间（$T_{90}<10$，除了GRB 070419 A，$T_{90}$ = 116 s）。此外，它的$R$带余辉通量很好地符合指数为0.87的单一幂律。正常段的光学余辉和X射线余辉可能具有相同的机制，这与经典外激波模型的预测是一致的。此外，GRB 070518在合理的假设下符合Amati关系。Ghirlanda关系也与突发测试。
2009-11-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
XRF 241001A/SN 2024aiiq: A faint soft X-ray transient detected by SVOM with a broad-line type Ic supernova revealed by JWST
Aix Marseille University（艾克斯马赛大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；CNES（法国国家空间研究中心）；IRAP（天体物理研究研究所）；Université de Toulouse（图卢兹大学）；School of Physics and Astronomy, University of Birmingham（伯明翰大学物理与天文学院）；Institute for Gravitational Wave Astronomy, University of Birmingham（伯明翰大学引力波天文研究所）；CEA Paris-Saclay（巴黎萨克雷欧洲原子能委员会）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯玻尔研究所）；Radboud University（拉德堡德大学）；Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University（拉德堡德大学天体物理学系/IMAPP）；Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系）；Sorbonne Université（索邦大学）；Institut d’Astrophysique de Paris（巴黎天体物理研究所）；Institut Universitaire de France（法兰西学术院）；Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge（剑桥大学卡弗里宇宙学研究所）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文学研究所）
研究通过SVOM和JWST观测XRF 241001A及SN 2024aiiq，揭示其低能喷流起源及 collapsar 机制，展示SVOM在高能暂现体软区探测潜力。
2026-08-03 astro-ph.HE
BeppoSAX-WFC catalog of fast X-ray transients
SRON Space Research Organization Netherlands（荷兰空间研究所）；University of Ferrara（费拉拉大学）；INAF-OAS Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台）；ESTEC, ESA（欧洲空间研究和技术中心）；INAF-IAPS Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文物理研究所）
BeppoSAX-WFC发现149个快速X射线暂现源，其中63个为首次记录，包括新恒星耀斑和GRBs/XRFs分类，揭示了暂现源的双峰分布特性。
2025-12-18 astro-ph.HE
Diversity of multiwavelength emission bumps in the GRB 100219A afterglow
上下文对伽马射线暴（GRB）余辉的多波长观测提供了有关其中心引擎活动及其环境的重要信息。特别是，短时间尺度的变化，如凸块和/或在多波长光变曲线中可见的再亮特征，仍然知之甚少。目标。我们分析了GRB 100219A在红移4.7的余辉的多波长观测。特别是，我们试图确定在X射线和光学波段检测到的后期消色差耀斑/颠簸的物理起源。方法.我们介绍了GRB 100219A的地基光学光度数据和Swift X射线观测。我们分析了X射线和光学光变曲线的时间行为，以及X射线光谱。结果在爆发触发后约1000 s，X射线和光学光变曲线中的早期耀斑同时达到峰值，而在爆发触发后约20000 s，X射线和光学波段中的晚期消色差凸起出现。这些是余辉现象学中不常见的特征。考虑到时间和光谱特性，我们认为，光学和X射线发射来自同一机制。后期耀斑/颠簸可能是由中央发动机长期活动的后期内部冲击产生的。一个离轴原点的结构射流模型进行了讨论，解释的凸块形状。早期的光学碰撞可以解释为余辉的开始，而早期的X射线耀斑可能是由内部活动引起的。GRB 100219A在密集环境中爆炸，X射线发射的强烈衰减和光-X射线光谱能量分布揭示了这一点。
2011-12-04 astro-ph.HE
Constraints on the Bulk Lorentz Factors of GRB X-Ray Flares
X射线耀斑是10年前由{ \em Swift}卫星在伽马射线暴（GRB）的余辉阶段发现的，被认为是GRB X射线余辉的典型成分。本文用两种不同的方法对伽玛暴X射线耀斑的洛伦兹因子进行了约束。对于第一种方法，我们用耀斑持续时间和喷流破裂时间估计了体洛伦兹因子的下限。在第二种方法中，洛伦兹因子的上限是通过假设X射线耀斑喷流已经经历饱和加速而导出的。我们还重新估计了初始洛伦兹因子，发现理论洛伦兹因子的系数为1.67，而不是通常使用的星际介质（ISM）的2和风的情况下的1.44。我们发现，在统计意义上，ISM情形下的极限洛伦兹因子与X射线耀斑各向同性辐射能量的相关性比风情形下的更符合瞬发辐射的相关性。作为比较，洛伦兹因子的下限在统计学上大于从风的情况下的瞬时爆发的外推。结果表明，X射线耀斑和瞬发爆发是由相同的物理机制产生的。
2015-05-16 astro-ph.HE
A comprehensive statistical analysis of Swift X-ray light-curves: the prompt-afterglow connection in Gamma-Ray Bursts
本文对伽马射线暴（GRB）的Swift X射线光变曲线进行了全面的统计分析。有两个问题推动了这项工作：（1）X射线发射是否保留了任何形式的瞬发相记忆？(2)长伽玛暴和短伽玛暴的分界线在哪里？我们表明，短伽玛暴比长伽玛暴衰减得更快，亮度更低，能量更低，但有趣的是，它们具有非常相似的固有吸收特征。我们的分析揭示了存在的一些关系，链接的X射线提示参数在长的伽玛暴，短的伽玛暴是离群值的大多数这些2参数的关系。在这里，我们集中在一个3参数（E_pk-Egamma，iso-E_X，iso）标度，这是共享的伽玛射线暴类作为一个整体（短伽玛射线暴，长伽玛射线暴和X射线闪光-XRF）：解释的发射效率，这种标度可能意味着伽玛射线暴与高$E_{\rm{pk}}$更有效地在其即时发射。
2012-07-02 astro-ph.HE
X-ray afterglow of GRB 050712: Multiple energy injections into the external shock
观测到的X射线耀斑表明，伽马射线暴（GRB）爆发后的中心引擎可以释放出大量的能量。作为一个自然的结果，伽玛射线暴的外部冲击可以被一次又一次地激发。利用这种多重能量注入模型，我们研究了GRB 050712独特的X射线余辉光变曲线，它存在四个明显的浅衰变平台。再加上三次早期的X射线耀斑，GRB 050712的中心引擎应该在爆发后至少释放了七次能量。此外，我们还发现，在四个平台期间释放的能量都在同一数量级上，但亮度随时间显著下降。这些结果可能会提供一些有趣的启示伽玛暴中心引擎。
2014-02-19 astro-ph.HE
Discoveries enabled by Multi-wavelength Afterglow Observations of Gamma-Ray Bursts
本文综述了伽马射线暴余辉观测的各个方面，以及由观测数据所得出的推论。经过短暂的光学瞬变搜索和BeppoSAX号卫星的发现，主要议题包括瞬时多波长发射、暗爆发、谱线和连续谱可变性、早期光变曲线行为、喷流中断、X射线耀斑、晚期余辉特征、偏振和孤儿余辉。
2011-02-02 astro-ph.HE
GRB Cosmology and Self-organized Criticality in GRBs
伽马射线暴（GRB）具有各向同性的能量，能量可达$10^{54}$ erg，是研究宇宙早期性质的理想工具，包括宇宙的暗能量、恒星形成速率和金属富集历史。我们将简要回顾伽玛暴宇宙学领域的进展。同时，X射线耀斑也是伽玛暴余辉中常见的现象，它可能是发现中心引擎的重要线索。我们提出了X射线耀斑的统计结果，即，能量、持续时间和等待时间的分布，并与太阳耀斑的结果进行了比较。发现两类耀斑的相似性，这可能表明伽玛暴X射线耀斑的物理机制是磁重联。
2015-07-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Probing the Bright Radio Flare and Afterglow of GRB 130427A with the Arcminute Microkelvin Imager
我们提出了一个最好的采样早期光变曲线的伽马射线暴（GRB）在无线电波长。利用Arcminute Mircrokelvin成像仪（AMI），我们在爆发后0.36 ~ 59.32天观测到中心频率为15.7GHz的GRB 130427 A。这些结果产生了最早的伽玛射线暴的无线电探测之一，并表明在伽玛射线触发后不到一天，通量明显上升，随后迅速下降。这种早期的射电辐射可能起源于GRB反向激波，因此我们的AMI光变曲线揭示了在射电域中首次确认的反向激波峰值的检测。在稍后的时间（大约爆发后3.2天），下降率下降，表明前向冲击分量已经开始主导光变曲线。AMI光变曲线与Perley等人进行的模型比较表明，早期15.7 GHz峰值最可能的解释是由自吸收翻转频率引起的，而不是峰值频率，反向冲击移动通过观察波段。
2014-03-10 astro-ph.HE
X-Ray Flares In GRB090812 - Case Study
长持续时间伽马射线暴CB模型的主公式很好地再现了其瞬发脉冲和光滑余辉的光变曲线和光谱演化，也很好地再现了其X射线和光学耀斑的光变曲线和光谱演化。在这里，我们证明，对于GRB 090812
2009-09-03 astro-ph.HE
GRB 170519A: Thermal Radiation in an X-ray Flare and Decaying Magnetic Fields for the Early-Time Afterglow
本文分析了 GRB 170519A 的多波段余辉光变曲线，发现其 X 射线耀斑中存在温度和洛伦兹因子随时间衰减的热辐射成分，并指出早期余辉可由磁场能量随时间衰减的外部激波模型很好地拟合。
2025-04-03 astro-ph.HE
Late-Time Optical Afterglow Observations with LBT and MDM
利用2.4米MDM和8.4米大双筒望远镜观测了9次GRB余辉，系统地研究了余辉的后期行为，包括喷流破裂、耀斑和超新星碰撞。特别是，LBT观测在Sloan r'波段具有25-26 mag的典型通量极限，这使我们能够将测量喷流破裂的时间基线在时间尺度上再延长十年。我们发现了四个喷流断裂（包括GRB 070125中的“教科书”喷流断裂）和第五个候选者，所有这些都是无法检测到的，没有深，晚时间光学观测。在其他四种情况下，我们没有检测到喷流断裂，因为来自宿主星系光的污染，超新星隆起的存在，或者光学余辉的内在模糊。这表明伽玛暴被准直的基本图像仍然有效，斯威夫特喷流断裂的明显缺乏是由于余辉光变曲线采样不佳，特别是在后期。除了喷射中断，我们还探测到了晚期耀斑，这可能归因于晚期的中央发动机活动，以及两颗超新星碰撞。
2009-02-19 astro-ph.HE
X-ray Through Radio Observations and Modeling of the Soft X-ray Flash GRB 250419A
Cornell University（康奈尔大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；University of Utah（犹他大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；NSF NOIRLab（美国国家光学红外天文研究实验室）
本研究通过多波段观测与建模，揭示软X射线闪GRB 250419A由低动能高洛伦兹因子喷流驱动，支持XRF为经典伽马射线暴向低能量延伸的观点。
2026-10-02 astro-ph.HE
Magnetar Giant Flares in Multipolar Magnetic Fields --- II. Flux Rope Eruptions With Current Sheets
我们提出了一个物理机制来解释巨型耀斑和无线电余辉的磁层模型包含一个螺旋扭曲的磁通绳和电流片（CS）。随着CS的出现，我们采用区域分解方法求解混合边值问题，得到磁层场。我们研究了背景多极场中存在CS时磁绳平衡曲线的性质。在磁星表面的变化，它准静态地演变在稳定的平衡态。平衡的丧失发生在一个临界点，超过这个临界点，它就会灾难性地爆发。当考虑CS时，新功能出现。特别是，我们发现了两种物理行为，即，灾难性的状态转换和灾难性的逃逸。在状态转换过程中会释放磁能。释放的磁能足以驱动巨大的耀斑。磁绳会准静态地离开磁星，这与射电余辉不一致。幸运的是，在后一种情况下，灾难性的逃逸，磁绳可以逃离磁星，并以动力学的方式走向无穷远。这与巨型耀斑的射电余辉观测结果更为一致。我们发现磁绳的小半径对它的喷发有重要的影响。小半径较大的磁通绳更容易爆发。我们强调CS为磁重联提供了一个理想的场所，这将进一步增强喷发过程中的能量释放。
2014-09-16 astro-ph.HE
An Explanation of GRB Fermi-LAT Flares and High-Energy Photons in Stratified Afterglows
本文将反向激波 SSC 模型推广至分层星风介质，并用前、反向激波的同步辐射与 SSC 联合解释 Fermi/LAT 暴的早期耀发及最高能光子。
2023-11-03 astro-ph.HE
GRB 130603B: No Compelling Evidence For Neutron Star Merger
哈勃太空望远镜（HST）测量的短硬伽马射线暴（SHB）130603 B的余辉中的近红外（NIR）耀斑/再亮和所谓的晚时间X射线过剩被解释为这SHB的中子星合并起源的可能证据。然而，用Swift-XRT和Newton XMM测量的X射线余辉具有由高度相对论性喷流产生的同步辐射余辉的典型行为。在爆发后9.41天用HST观测到的H带通量是从测得的晚期X射线余辉中预期的。SHB的近红外光学余辉的晚期耀斑/再增亮可以由喷流与星际密度碰撞或千诺瓦产生，但喷流加千诺瓦也可以由致密恒星（中子星、奇异星或夸克星）由于冷却、角动量损失或质量吸积而坍缩成更致密的物体产生。
2014-02-22 astro-ph.HE
Origin for the Prompt Spectral Evolution Characteristics and High Energy Emission during the X-Ray Flare in GRB 180720B
GRB 180720 B是一个非常特殊的γ射线暴。一方面，通过对瞬发相进行详细的时间分辨谱分析，发现了一些有趣的特征。首先，“通量跟踪”模式表现出的低能量谱指数$α$和峰值能量$E_{p}$在频带功能。其次，一些参数关系表现出强单调的正相关性，包括$E_{p}-F$，$α-F$，$E_{p}-α$和$E_{p}-L_{γ,iso}$的所有时间分辨光谱。最后，应注意$α$的值不超过同步加速器极限（从$-\frac{3}{2}$到$-\frac{2}{3}$）。另一方面，LAT在瞬发相和余辉中都探测到了能量为$\gtrsim$ 100 MeV的光子。值得注意的是，在GBM触发后142秒观察到5 GeV的光子。LAT范围内的该爆发的光谱可以描述为余辉阶段的$F_ν\propto ν^{-1.3} t^{-1.54\pm0.02}$。在X射线耀斑期间，当较低能量的辐射衰减到较弱的水平时，有6个GeV的光子。对余辉中的瞬发发射和高能发射（100 MeV ~ GeV）给出了合理的解释。同步辐射起源可以解释瞬发辐射，同步辐射自康普顿辐射可以解释100 MeV ~ GeV余辉辐射的光谱和时间行为。
2019-12-23 astro-ph.HE
Lag-luminosity relation in gamma-ray burst X-ray flares: a direct link to the prompt emission
对Swift观测到的113个耀斑中的9个明亮的X射线耀斑的时间和光谱分析表明，耀斑的现象与瞬发γ射线辐射非常相似：高能耀斑的轮廓上升快，衰减快，峰值出现在低能辐射之前。然而，耀斑和瞬发脉冲在一个关键方面不同：耀斑随时间演变。随着时间的推移，耀斑变得更宽，峰值滞后更大，光度更低，发射更柔和。耀斑谱峰能量E_{p,i}随耀斑通量的指数衰减而向低值演化。当与E_{p,i} - E_{iso}和E_{p,i} - L_{iso}提示相关比较时，具有最佳统计的两个耀斑显示出高于预期的各向同性能量E_{iso}和峰值光度L_{p,iso}。发现E_{p,i}与单个耀斑内的L_{iso}相关，产生时间分辨的E_{p,i}（t）- L_{iso}（t）。像瞬发脉冲一样，耀斑定义了一个滞后-光度关系：L_{p,iso} ^{0.3-10 keV} t_{lag} ^{-0.95+/-0.23}。滞后光度被证明是一个在时间上延续50年、在能量上延续50年的基本定律。此外，这是直接的证据，伽玛暴X射线耀斑和瞬发伽玛射线脉冲是由相同的机制产生的。最后，我们建立了一个耀斑余辉形态连接：耀斑优先检测叠加到一个突破或典型的X射线余辉。
2010-04-09 astro-ph.HE
GRB Flares: UV/Optical Flaring (Paper I)
提出了一种新的探测伽马射线暴（GRB）光变曲线中耀斑的算法，并将该算法应用于紫外/可见波段的耀斑探测。该算法利用贝叶斯信息准则（BIC）来分析拟合的光变曲线的残差，去除所有主要特征，并通过迭代地向光变曲线添加额外的“中断”来确定与数据的统计最佳拟合。这些额外的中断表示检测到的耀斑的各个分量：T_start、T_stop和T_peak。我们提出了检测119个独特的耀斑期间检测应用该算法从第二雨燕紫外/光学望远镜（UVOT）伽玛射线暴余辉目录的光变曲线。我们分析了201个UVOT GRB光变曲线，发现其中68个光变曲线中有闪烁现象。对于有耀斑的光变曲线，我们发现每个伽玛暴平均有~2个耀斑。一般来说，耀斑只出现在余辉的前1000秒，但在10^5秒后仍可以观测到。80%以上的耀斑持续时间较短，Δ t/t < 0.5。观测到耀斑的通量比相对于基本的光变曲线在0.04到55.42之间。许多最强烈的耀斑也在爆发后1000秒以上被看到。
2013-03-01 astro-ph.HE
From precursor to afterglow: The complex evolution of GRB 210312B
本研究通过MCMC建模分析INTEGRAL探测的GRB 210312B，分离前兆与光学耀发及前向激波辐射，揭示瞬时-余辉过渡的复杂演化，验证标准余辉理论。
2025-05-22 astro-ph.HE
Thermal Electrons in an Ultra-Relativistic Shock Shape the Optical Afterglow of GRB 250702F
Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Gran Sasso Science Institute（格兰萨索科学研究所）；INFN – Laboratori Nazionali del Gran Sasso（意大利国家核物理研究所-格兰萨索国家实验室）；Department of Theoretical Physics and Astrophysics, Faculty of Science, Masaryk University（马萨里克大学理学院理论与天体物理学系）；Purdue University（普渡大学）；Institute of Physics of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院物理研究所）；INAF – Osservatorio Astronomico di Cagliari（意大利国家天体物理研究所-卡利亚里天文台）
本文通过GRB 250702F的高时间分辨率光学观测，发现一个由热电子同步辐射导致的陡峭衰减阶段，揭示了超相对论激波中热电子存在的证据。
2026-03-05 astro-ph.HE
