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
Effects of Goldstone Bosons on Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）是宇宙中能量最大的爆炸事件。在几秒钟或更长的时间内，从一个小区域释放出相当于太阳静止质量能量的引力能。这将导致形成一个MeV范围内的火球，由电子/正电子，光子和一小部分重子组成。我们利用GRB火球的潜力，作为一个实验室，用于测试粒子物理学超越标准模型，在那里我们发现，温伯格的希格斯门模型作为一个很好的候选人，用于此目的。在伽马射线暴的初始火球中，由于共振效应，通过电子正电子湮没过程可以快速产生Goldstone玻色子。另一方面，戈德斯通玻色子的平均自由程大于GRB初始火球的大小，因此它们不与GRB的相对论流耦合，并可能导致显著的能量损失。使用GRB初始火球能量，温度，半径，膨胀率和重子数密度的通用值，我们发现，温伯格的希格斯门模型的参数上的GRB边界确实是竞争力，目前的实验室限制。
2015-12-16 astro-ph.HE hep-ph
Can there be neutrino oscillation in Gamma-Ray Bursts fireball ?
为伽马射线暴（GRB）火球提供动力的中央引擎产生能量范围约为5-20 MeV的中微子。这些中微子的一部分可能会通过远离中央引擎的火球传播。我们研究了这些中微子在被重子污染的火球中的传播，并指出，如果中微子质量平方差和混合角在大气和/或LSND范围内，则nu_e到nu_{mu,tau}、nu_e到nu_s和反nu_（mu，tou）到反nu_s的振荡是可能的。另一方面，如果中微子参数在太阳中微子范围内，中微子可能很难发生共振振荡。从共振条件出发，我们估计了火球的温度和其中的重子载荷。
2005-02-04 astro-ph hep-ph
5-10 GeV Neutrinos from Gamma-Ray Burst Fireballs
一个伽马射线暴火球除了质子外，很可能还含有中子的混合物，基本上在所有的起源场景中。在火球中不同流动的质子和中子之间的非弹性碰撞产生~10 GeV的μ子中微子（反中微子）和~5 GeV的电子中微子（反中微子），如果中子丰度与质子丰度相当，在千米立方体探测器中每年可以产生~7个事件。π-零衰变产生的~10 GeV光子和中子衰变产生的~100 MeV电子反中微子也会产生，但很难被探测到。来自中子衰变后的冲击的能量<1 MeV的光子产生特征信号，该特征信号可以与质子相关的MeV光子区分开。
2000-06-23 astro-ph hep-ex hep-ph
Diffuse emission of high-energy neutrinos from gamma-ray burst fireballs
伽马射线暴（GRB）被认为是冰立方望远镜最近探测到的高能中微子流的可能来源。假设中微子产生的主导机制是轻强子机制，我们重新审视了火球发射模型，并详细阐述了一个分析公式来估计高能中微子从π介子和K介子衰变中的瞬发发射。为此，我们包括强子，辐射和绝热冷却效应，并讨论它们的相关性长（包括高和低光度）和短持续时间的伽玛暴。预期的漫射中微子背景的推导，通过要求伽玛暴高能中微子同行遵循最新的伽马射线光度函数和红移的长，短伽玛暴的演变。虽然专门的堆叠搜索一直不成功，到现在为止，我们发现，伽玛射线暴可以贡献高达百分之几的观测到的冰立方高能量中微子通量的子PeV的能量，假设后者有一个扩散的起源。然而，伽马射线暴，特别是低光度的伽玛射线暴，可能是冰立方高能中微子流的主要来源。虽然高光度和低光度的伽玛暴具有相当的强度，但短持续时间分量的贡献要小得多。我们的研究结果证实了IceCube对GRB搜索的最新结果，并表明在不久的将来，更大的曝光量对于从高光度GRB中检测高能中微子是强制性的。
2015-08-25 astro-ph.HE hep-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
Heavy Axions Can Disrupt $γ$-ray Bursts
本研究探究重类轴子粒子（ALPs）对γ射线暴（GRB）火球的扰乱作用，通过将ALP相互作用加入GRB火球模型，利用明亮GRB观测对200 MeV-5 GeV质量范围的ALP-光子耦合给出了低至约4×10^-12 GeV^-1的强约束。
2025-01-15 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
A New Connection between Central Engine Weak Physics and the Dynamics of Gamma-Ray Burst Fireballs
我们展示了一个定性的新方面的动态伽马射线暴（GRB）火球：在火球中的中子去耦发生，是足够明显的质子成分的大量分散的发展。这种效应敏感地依赖于火球中的中子与质子的比率，随着中子过剩的增加而变得更加引人注目。简单的物理论证和输运计算表明，质子的洛伦兹因子的色散可以是火球的最终平均洛伦兹因子的量级。我们展示了等离子体不稳定性如何在火球的演化中发挥重要作用，以及它们如何最终控制质子分量中的速度色散的发展。这些不稳定性在设置/减少质子洛伦兹因子色散的作用代表了一个新的和潜在的重要场所等离子体不稳定性的研究。质子速度的显著分散转化为更少的质子获得最高的洛伦兹因子。这等于减少了获得最高能量质子的给定洛伦兹因子所需的总能量。同样，质子成分的色散也会对伽玛暴的电磁和中微子特征产生影响。
2001-02-13 astro-ph hep-ph
Fireballs from Quark Stars in the CFL Phase: Application to Gamma Ray Bursters
最近对致密夸克物质的色味锁定（CFL）相的色超导光子产生机制的研究发现，在10-30 MeV的温度范围内，γ射线发射率超过~ 10^{50} erg cm^{-3} s^{-1}。我们认为，这种性质可以触发伽马射线暴（GRB）和相关的火球在表面的假设热（新出生的）夸克星的能量释放高达10^{48}-10 ^<$50}尔格在几分之一毫秒。如果在形成后被一个吸积盘包围，恒星的爆发活动可以持续几十毫秒到几百秒，释放的总能量高达10^{52}尔格。我们讨论了在我们的模型中观察到的GRB的典型特征，并解释了CFL阶段的夸克星如何可能构成相应的内部引擎的自然候选人。
2005-06-29 astro-ph hep-ph
Weak-Scale Hidden Sector and Energy Transport in Fireball Models of Gamma-Ray Bursts
本文介绍了在γ射线源附近相互作用很弱的粒子对的湮灭，作为克服重子负荷问题的一种可能的机制。这样，我们就可以解释这些非常高能量的伽马射线暴是如何在非常高能的事件（如超新星爆炸或双中子星合并）开始时被提供能量的。我们的方法使用弱尺度隐藏扇区模型，其中标准模型的希格斯扇区被扩展到包括仅与希格斯粒子相互作用的规范单线态。这些粒子可能是在红超巨星核心的坍缩过程中产生的，也可能是在中子星双星合并后产生的。整个能量和相对论冲击波的时间尺度，火球，再现。
2000-02-22 astro-ph hep-ph
TeV Neutrinos from Successful and Choked Gamma-Ray Bursts
大质量恒星的核心坍缩导致相对论性火球喷流突破恒星包层是一个广泛讨论的伽马射线暴产生的场景。对于非常长或旋转缓慢的恒星，火球可能无法突破信封。通过加速质子的光-介子相互作用，穿透和阻塞喷流都将产生能量超过5 TeV的中微子爆发，同时在包层中传播。预测的通量，从穿透和阻塞火球，应该很容易检测到计划立方公里中微子望远镜。
2001-09-11 astro-ph hep-ph
On the Neutrino Flux from Gamma-Ray Bursts
观测表明，伽马射线暴（GRB）是由高度相对论性火球的动能耗散而产生的。在火球耗散区内，质子与伽马射线的光介子相互作用预计会将火球能量的很大一部分转化为>10^14 eV的中微子。我们提出了一个分析的内部冲击模型的伽玛暴，其中生产的同步光子和光介子中微子的自洽计算，并表明，火球能量转换为高能中微子的分数是不敏感的火球模型参数的不确定性，如膨胀洛伦兹因子和特征变异时间。这部分是由于所观察到的伽玛射线暴特性对火球参数施加的限制，部分是由于这样一个事实，即对于光介子光学深度很高的参数值（意味着高质子能量损失到π介子生产）中微子生产被π介子和μ介子同步加速器损失抑制。因此，中微子通量预计主要与观测到的伽马射线通量相关。该模型预测的时间平均中微子强度约为10^-8.5 GeV/cm^2 s sr，这与伽马暴是大于10^19 eV宇宙射线源的假设所预测的通量一致。
2001-02-28 astro-ph hep-ph
GeV Emission from Collisional Magnetized Gamma Ray Bursts
磁场可能在伽马射线暴中起主导作用，费米卫星最近的观测表明，GeV辐射在被探测到时，到达时间比MeV分量的开始时间晚几秒钟。受此启发，我们讨论了一个磁主导的喷流模型，磁耗散和核碰撞都很重要。我们发现，对于典型的观测到的爆发的参数，这样一个模型涉及一个现实的射流结构可以重现的MeV和一个单独的GeV辐射组件，包括两者之间的时间延迟的一般功能。该模型还预测了一个多GeV的中微子组件。
2011-04-26 astro-ph.HE hep-ph
On the neutrino flux from Gamma Ray Bursts: an overview
观测表明，伽马射线暴（GRB）是由高度相对论性火球的动能耗散而产生的。在火球耗散区内，质子与伽马射线的光介子相互作用预计会将火球能量的很大一部分转化为高能中微子。在这次演讲中，我们总结了伽玛暴的内部冲击模型的分析结果，其中同步辐射光子和光介子中微子的产生与能量约为10^14 eV的自洽计算。这些中微子将与伽玛射线暴重合。我们发现，火球能量转化为高能中微子的分数是不敏感的火球模型参数的不确定性，如膨胀洛伦兹因子和特征变异时间。本文还评述了伽玛暴中微子发射的其它过程。在伽玛暴之后，在10 s的时间尺度上，等离子体区域内的光激子相互作用可能产生10^18 eV的中微子爆发。非弹性p-n核碰撞导致产生约10 GeV的中微子爆发，与GRB一致。计划中的1 km^3中微子望远镜预计每年将探测到10个100 TeV的中微子事件和几个10^18 eV的事件，这些事件与伽马射线暴相关。一个适当的密集间隔的探测器可以允许每年探测几个10 GeV的事件。
2001-04-03 astro-ph hep-ph
Multi-GeV Neutrino Emission from Magnetized Gamma Ray Bursts
基于最近的观测和理论发展，我们在磁主导的伽马射线暴碰撞模型中研究了预期的中微子发射率。结果表明，显着的多GeV中微子通量预计模型参数值是典型的电磁检测到的爆发。我们发现，在冰立方和它的深地核子阵列检测至少一个μ介子事件，一个单一的爆发必须接近高端的光度函数和红移$z\lesssim 0.2$。我们还计算了亮度和距离范围，可以产生$0.01-1$ μ子事件每伽玛射线暴在相同的检测器，这可能是感兴趣的，如果同时检测到电磁，或如果测量与未来扩展的Icecube或其他中微子检测器具有更大的有效体积和更好的灵敏度。
2012-04-20 astro-ph.HE hep-ph
GRB941017: A Case Study of Neutrino Production in Gamma Ray Bursts
GRB 941017是一个异常注量的伽马射线暴，最近被证明具有与标准火球现象不一致的高能成分。如果这一成分是爆发火球中光介子相互作用的结果，那么它就为来自这一来源和类似来源的大量高能中微子通量提供了新的和令人信服的支持。在这封信中，我们考虑什么影响，这一新的信息对中微子光谱的伽马射线暴，并讨论如何影响这一新的证据的前景检测这样的事件在下一代中微子望远镜。
2003-10-15 astro-ph hep-ph
Reappraisal of the Constraints on Heavy Axion-like Particles from Gamma-Ray Bursts
Washington University（华盛顿大学）；Johannes Gutenberg-Universität Mainz（美因茨约翰内斯古腾堡大学）；SISSA, International School for Advanced Studies（国际高等研究学院）；IFPU, Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；INFN, Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所的里雅斯特分部）；University of Johannesburg（约翰内斯堡大学）；The George Washington University（乔治华盛顿大学）
该研究利用伽马射线暴重新评估重类轴子粒子与光子耦合的约束，考虑不同能量注入情景下的产生率，更新能量损失界限，指出特定区域ALP产生能形成次级火球，可借此用X射线等望远镜间接探测，未来灵敏度有望约束新参数空间。
2026-07-09 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
High energy particles from gamma-ray bursts
本文综述了伽马射线暴的火球模型以及伽玛射线暴火球中高能质子和中微子的产生。最近的余辉观测，支持协会的伽玛暴和超高能宇宙射线（UHECR）源的模型上施加的约束进行了讨论。预测的GRB模型的UHECR生产，可以测试计划的大面积UHECR探测器和计划的高能中微子望远镜，进行审查。
2001-03-13 astro-ph hep-ph
Gamma-Ray Bursts and Afterglows from Rotating Strange Stars and Neutron Stars
本文讨论了一种基于异旋奇异星的$γ$射线暴的新模型。该模型中的奇异星和Kluuberniak-Ruderman模型中的差速旋转中子星可以产生伽玛暴所需的极端相对论性的、可变的火球，然后成为毫秒级伽玛暴。本文研究了这种粒子通过磁偶极辐射对爆后火球膨胀的影响。这两个模型不仅能自然地解释伽玛暴的各种特征，而且能解释余辉的光变曲线。
1998-10-21 astro-ph hep-ph nucl-th
Gamma-Ray Bursts: Super-Explosions in the Universe and Related High-Energy Phenomena
讨论了伽马射线暴、余辉和宿主星系研究的最新进展。重点是与伽马射线暴有关的高能现象：高能宇宙射线，中微子，引力波。我们还展示了如何相对论火球模型的伽玛暴可以用来约束现代理论的大和无限的额外的维度。特别地，在标准模型局域于3D膜的5D引力框架中（Dvali et al. 2000），$\sim 10^{53}$尔格的相对论火球的存在使得量子引力标度$\sim 0.1$ eV的下限。
2001-07-06 astro-ph hep-ph
Gamma-ray bursters as sources of cosmic rays
我们对伽马射线爆发的物理条件所知甚少，这使得它们有利于高能宇宙射线的加速，特别是如果它们处于宇宙学距离的话。我们发现，从观测到的伽马射线暴的统计和通量来看，宇宙学暴可能是观测到的两个区域的宇宙射线的重要来源：1。在极高能量端（E>10^{19} eV），宇宙射线必定来自河外。2.在已经被描述为隆起和/或拐点的光谱特征周围和上方，其发生在10^{15} eV附近，并且开始于约10^{14} eV。银河系内部偶尔发生的爆发--如果爆发发射是各向同性的，大约几十万年才发生一次;如果是光束发射，则更常见--可以将银河系宇宙射线的密度维持在这个范围内的观测水平。这两个能量范围可能对应于两个典型的能量尺度：一个与由于磁化火球前沿与周围介质相互作用而产生的加速度有关;另一个与火球本身的加速度有关（例如冲击加速度）。
1995-06-20 astro-ph hep-ph
Quark Stars as inner engines for Gamma Ray Bursts?
提出了一种基于夸克星（推测自然界中存在）的伽马射线暴内引擎模型。我们描述了如何以及为什么这些对象可能构成新的候选人的伽玛射线暴内引擎。该模型的核心是在这样的恒星表面夸克物质的奇异相的开始，特别是2味色超导。这样一个阶段的一个新的特点是产生的粒子是不稳定的光子衰变提供了一个自然的机制，火球产生的方法，这是从根本上不同的模型中产生的火球期间的崩溃或转换的中子星夸克星的过程。该模型能够再现伽马射线暴的关键特征，如引擎的偶发活动（多次和随机壳层发射）和两种不同类别的暴（两个制度是孤立的模型与\sim 2秒和\sim 81秒的爆发总持续时间）。
2002-03-20 astro-ph hep-ph
Gamma-ray bursts: a Centauro's cry?
提出了一个新的伽马射线暴中心引擎的候选者：如果在某个高能宇宙事件中能形成宏观数量的无序手征凝聚体泡，那么它们随后的衰变将产生一个相对论性火球，而不存在重子加载问题。中子星到奇异星的转变被认为是这种宇宙事件的一个候选例子。
2003-06-30 astro-ph hep-ph
Is GRO J1744-28 a Strange Star?
康普顿γ射线天文台（GRO）最近发现的异常硬X射线爆发GRO J1744-28可以用偶极磁场为$\le 10^{11} $高斯的奇异星来模拟。当恒星的吸积质量超过某个临界质量时，它的外壳可能会破裂，导致吸积物质转化为奇异物质并释放能量。随后，一个火球可能形成并相对论地向外膨胀。膨胀的火球可能与周围的星际介质相互作用，导致其动能以冲击波的形式辐射，产生x射线辐射的爆发。由此模型得到的爆发能量、持续时间、间隔和频谱与GRO J1744-28的观测结果一致。
1998-06-02 astro-ph hep-ph nucl-th
