Magnetization Degree of Gamma-Ray Burst Fireballs: Numerical Study
早期伽马射线暴余辉中正向和反向激波发射的相对强度反映了两个激波区的磁能密度。我们的数值计算表明，与目前的标准治疗，火球磁化被低估了两个数量级。这种差异是特别大的次相对论性的反向冲击制度（即薄壳和中间制度），其中大多数光学闪光被检测到。我们提供了一个更好的冲击近似的基础上，很好地描述数值结果的中间制度的反向冲击发射的新的解析估计。当无量纲参数$ξ_{0}$大于几时，余辉开始时的反向冲击温度是常数$(\barΓ_d-1)\sim 8\times10^{-2}$。我们的方法被应用到GRB 990123和090102的案例研究中，我们发现火球中的磁场甚至比以前认为的还要强。
2013-06-07 astro-ph.HE
Collimated and spinning fireballs for ultra-relativistic jets: long vs short Gamma-ray bursts by angular momentum and mass ratio
本研究探究伽马射线暴喷流前身旋转恒星系统的引力坍缩，分析引力结合能转化形成火球的过程，发现J/M比值影响火球准直度与喷流张角，推测其是区分长短暴的关键，并推导了火球物理量的内禀关联。
2025-07-30 astro-ph.HE
MultiPulse {\it Fermi} Gamma-Ray Bursts. I. Evidence of the Transition from Fireball to Poynting-flux-dominated Outflow
在伽马射线暴（GRB）中，喷流的成分是一个尚未解决的问题。以前的一些研究表明，伽玛暴的瞬发发射光谱很可能是由几个成分，可能产生于不同的喷流成分。在这里，我们提出了一个系统的分析，以寻找伽玛暴，似乎显示过渡从火球之间的坡印廷通量主导的外流以及分离脉冲在一个单一的爆发，如伽玛暴160626 B，使用伽马射线暴监测数据的\emph{Fermi}卫星。我们获得了43个具有明显多脉冲的伽玛暴，通过时间积分谱分析，发现其中有9个（21%）暴可能存在这种跃迁。然后，我们选择了进一步的四个突发与足够的质量的数据进行详细的时间分辨光谱分析，我们发现，在三个突发的热脉冲是一个前兆。此外，基于时间分辨光谱，我们约束这些热脉冲的外流性质，并发现它们与光球发射的典型性质一致。此外，较软的低能量光谱指数的后期脉冲是兼容的光学薄同步辐射模型。我们的分析表明，多脉冲{ \it Fermi}爆发的一个很好的分数可以获得从火球到坡印廷通量主导流出的转变。
2019-11-08 astro-ph.HE
Relativistic Fireball Reprise: Radio Suppression at the Onset of Short Magnetar Bursts
越来越多的证据表明，磁星和射电暴之间可能并不存在明显的区别，这意味着同时表现出射电脉动和爆发活动的中子星的数量可能很大。在这种情况下，通过结合射电脉动的时间行为，可以获得对爆发机制的新见解。我们提出了一个相对论性$e^{\pm}$等离子体外流在磁星耀斑爆发时的射电抑制的一般模型。突然向磁层喷射磁能会产生火球等离子体，并迅速以相对论速度膨胀。这将使等离子体截止频率显著高于静止帧射频，导致无线电波的抑制。我们分析表明，任何GHz的无线电发射所产生的磁层被抑制$\sim100\ {\rm s}$，取决于总的火球能量。另一方面，热辐射预计来自恒星表面上的热点（S），该热点由稠密等离子体的流入产生，这可能是短暴的起源。由于我们的假设预测射电抑制与短爆发一致，这可能是一种间接的方法，以限制短爆发在暗端的发生率，仍然没有被X射线探测器检测到。此外，来自火球光球层的超快伽马射线闪光也被认为是确凿的证据，尽管由于其极短的持续时间$\simμ$ s，机载探测具有挑战性。最后，我们的模型被应用到无线电脉冲星与类磁星活动，PSR J1119-6127在最近的观测。快速射电暴和等离子体透镜的可能性的影响也进行了讨论。
2018-12-12 astro-ph.HE
Investigation of the Gamma-Ray Bursts prompt emission under the relativistically expanding fireball scenario
本文研究相对论性膨胀火球的复合热辐射，通过光学不透明度、光球半径及等到达时间约束解释GRBs瞬时辐射的宽光谱特征。
2024-07-03 astro-ph.HE
Dissecting the Energy Budget of a Gamma-Ray Burst Fireball
喷流成分和辐射效率的伽玛射线暴的数据约束不足。如果喷流成分是物质主导的（即火球），伽玛射线暴的瞬发光谱将包括一个主要的热成分来自火球光球，和一个非热成分可能来自内部的冲击，其半径大于光球半径。我们提出了一种方法，直接解剖的伽玛暴火球的能量收支分为三个组成部分，并测量其值相结合的即时发射和早期余辉数据。测量的参数包括初始无量纲比焓密度（$η$）、光球半径处的体洛伦兹因子（$Γ_{\rm ph}$）和火球减速前的体洛伦兹因子（$Γ_0$）、质量负荷量（$M$）以及γ射线暴辐射效率（$η_γ$）。所有的参数都可以从一个伽玛暴的数据与占主导地位的热谱分量，减速颠簸功能的早期余辉光变曲线，和测量的红移。当成分${\cal Y}$参数（通常为1）被指定时，结果仅微弱地依赖于星际介质的密度$n$。
2021-03-08 astro-ph.HE
Propagation and neutrino oscillations in the base of a highly magnetized gamma-ray burst fireball flow
中子在伽马射线暴的动力学中起着重要的作用。中子在重子火球中的存在是预料之中的。如果中子的丰度与质子的丰度相当，则可以观察到一些重要的特征，例如与亚光球层$γ$射线发射相一致的准热多GeV中微子，稍后的核合成以及余辉发射的重新变亮。此外，热MeV中微子是由电子正电子湮没、电子（正电子）俘获质子（中子）和核子韧致辐射产生的。虽然MeV中微子很难被探测到，但在km $^3$探测器和/或DeepCore+IceCube中有望探测到准热GeV中微子。在本文中，我们表明，中微子振荡有突出的影响，火球演化的动力学，也可以通过它们的味道比在地球上检测到。为此，我们推导了共振和荷电中性条件以及中微子自能和有效势的顺序$m_W^{-4}$在强，中等和弱磁场近似约束火球的动力学。我们发现了重要的影响：i）对于重子密度以及中子丰度大于质子的重子密度，共振振荡被抑制; ii）除了DeepCore探测器中预期的多GeV中微子数量之外，磁场的作用是降低质子与中子的比率。此外，我们还估计了沿喷流和地球上的GeV中微子味比。
2014-04-06 astro-ph.HE
Neutrino Oscillation in Magnetized Gamma-Ray Burst Fireball
能量约为5-20 MeV的中微子是由于恒星坍缩或合并事件而产生的，这些事件触发了伽马射线暴。由于电子正电子湮没和核子韧致辐射，火球内也产生低能MeV的中微子。这些中微子中的许多将通过火球的致密和相对论性磁化等离子体传播。我们利用SNO、SuperKamiokande和液体闪烁探测器的中微子振荡参数研究了$ν_e\leftrightarrow ν_{μ,τ}$共振振荡的可能性。利用共振条件，我们计算了这些中微子的共振长度，并在假设火球半径为100 Km的基础上，估计了火球的轻子不对称性和重子载荷等观测量。
2009-07-07 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
The initial Lorentz factors of fireballs inferred from the early X-ray data of SWIFT GRBs
我们的目的是确定环形暴介质的类型，并直接测量伽玛暴外流的初始洛伦兹因子$Γ_0$。如果早期的X射线余辉光变曲线有一个峰值，且整个曲线与标准的外激波模型一致，则光变曲线的早期上升曲线可以用来区分爆发是在星际介质（ISM）中产生的还是在星风中产生的。在薄壳情况下，与次相对论性反向激波有关，在瞬发发射结束后出现的峰值时间，可以用来导出精确的$Γ_0$，特别是对于ISM情况。本文用解析法导出了$1<p<2$的平电子谱的余辉光变曲线。在我们的GRB样本中，我们得到了ISM中爆发的$Γ_0 \sim 300$。我们没有找到任何好的情况下，爆发出生在恒星风和行为作为一个薄壳，可以用来约束$Γ_0$可靠。
2009-02-16 astro-ph.HE
Do Prompt Gamma-ray Burst Fireball Composition Impact on Afterglow Emission? Cases Study for Long GRBs 080916C/090902B and Short GRBs 090510/130603B
Guizhou Normal University（贵州师范大学）；Guangxi University（广西大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
通过分析两个长暴和两个短暴的多波段余辉，发现火球成分不影响余辉，而环境介质密度起关键作用。
2026-06-23 astro-ph.HE
GRB 210121A: A Typical Fireball Burst Detected by Two Small Missions
中国立方体卫星任务-伽马射线综合探测器最近探测到了其第一次伽马射线暴，即GRB 210121 A，这是由引力波高能电磁对应物全天监测器联合观测到的。这一爆发得到了包括\fermi和\textit{Insight} -HXMT在内的其他几个飞行任务的证实。我们结合多任务的观测数据，并进行了全面的分析爆发的时间和光谱特性。我们的结果表明，爆发是比较特殊的，其高峰值能量，热的类低能指数，和大通量。把它放到$E_{\rm p}$ - $E_{\rmγ, iso}$关系图上，在假定的距离下，我们发现这个爆发可以被限制在[0.3，3.0]的红移范围内。的热光谱分量也证实了直接拟合的物理模型所观察到的光谱。有趣的是，物理光球模型也限制了这次爆发的红移为$z\sim$ 0.3，这有助于我们在位置误差框内确定这样一个距离的宿主星系候选者。假设宿主星系是真实的，我们发现爆发可以最好地解释的光球发射的一个典型的火球与$r_0\sim$ 3.2 $\times 10^7$厘米的初始半径。
2021-09-23 astro-ph.HE
Photosphere emission in the X-Ray Flares of Swift Gamma-Ray Bursts and Implications for the Fireball Properties
伽马射线暴的X射线耀斑通常在软X射线波段观测到，光谱覆盖范围有限。在本文中，我们提出了一个分析的32 GRB X射线耀斑，同时观察到的BAT和XRT在船上的斯威夫特任务，因此，联合光谱分析与更广泛的光谱覆盖范围是可能的。结果表明，19个耀斑的联合光谱符合吸收的单次幂律或带函数模型。更有趣的是，其他13个X射线耀斑的联合谱都是用吸收的单次幂律模型加上一个黑体（BB）分量拟合的。从现象上看，这13个耀斑的观测光谱类似于几个具有热分量的伽玛暴，但只是具有低得多的$kT=1\sim 3$ keV的温度。假设热辐射是伽玛暴火球的光球辐射，我们导出了13个有红移测量的耀斑的火球性质，如外流的体洛伦兹因子$Γ_{\rm ph}$。导出的$Γ_{\rm ph}$的范围从$50$到$150$，并找到了$Γ_{\rm ph}$与热发射光度的关系，这与对瞬发γ射线发射导出的$Γ_0-L_{\rm iso}$关系是一致的。我们从伽玛暴和X射线耀斑的喷流成分和辐射机制等方面讨论了这些结果的物理意义。
2014-09-18 astro-ph.HE
Neutrino Emission from Gamma-Ray Burst Fireballs, Revised
本文从粒子物理学的角度，对伽马射线暴中的中微子通量进行了综述。我们数值计算的中微子通量相同的天体物理假设的分析火球中微子模型，包括占主导地位的π介子和K介子生产模式，味道混合，和磁场的影响，次级μ介子，π介子和K介子。我们证明，考虑到所有光谱的全部能量依赖性，预期中微子通量的归一化减少了约一个数量级，光谱向更高的能量转移，在那里我们可以通过重新计算分析模型来确定差异的确切来源。我们还重现了IceCube-40分析完全相同的爆发和相同的假设，并说明了不确定性的影响。我们的结论是，火球的重子负载，这是一个重要的控制参数的宇宙射线的发射，可以显着限制与全面的实验后，大约十年。
2012-05-02 astro-ph.HE hep-ph
Afterglows from precursors in Gamma Ray Bursts. Application to the optical afterglow of GRB 091024
大约15%的伽马射线暴具有前兆，即主事件之前的发射事件，其光谱和时间特性与主发射相似。我们认为，前体有自己的火球，产生余辉发射由于通过外部冲击的动能的耗散。在前兆和主事件之间的时间间隔中，我们假设中心引擎没有完全关闭，但它继续以较小的速率喷射相对论性物质，其排放量低于背景水平。前体火球通过与外部环爆介质的相互作用产生第一余辉。在“准静止”阶段，由中央发动机注入的物质使外部介质与相对论运动的物质相互作用。对应于主要瞬发事件的火球与这种移动的物质碰撞，产生第二次余辉，最后赶上并与第一个前体火球合并。我们应用这个新的模型GRB 091024，一个事件的前兆在提示光变曲线和两个明确的颠簸的光学余辉，获得了很好的协议与现有的数据。
2014-09-08 astro-ph.HE
Study of shock wave dynamics produced by interaction of a fireball with the surrounding medium to it, to explain the x-ray afterglow of Gamma Ray Burst-GRBs
伽马射线暴-伽玛暴是宇宙中能量最大的天文事件之一，其发生机制至今尚未得到充分的解释。这个问题促使天文学界对伽玛暴进行辐射测量。他们也在做物理模型来解释这些观测结果的时间行为。科学界正在寻找伽玛暴起源的合理解释。本论文提出了一个包含流体动力学和辐射的天体物理模型。该模型研究了携带膨胀超相对论绝热流体的波的时间演化。此外，本文还将模型与GRB 050525的观测行为进行了比较.结果表明，爆炸波半径R随时间增加：\approx t^{1/4}，超相对论流体中带电粒子的洛伦兹γ因子随时间显著减小，理论辐射流量：F_PDMATHABMM t^{-β}（β在1附近）与GRB 050525的X射线余辉光变曲线的两个斜率非常吻合。
2013-07-04 astro-ph.HE
Standard GRB, Dirty Fireballs, and the Excluded Middle
结果表明，微弱的伽马射线暴（GRB）对全天GRB能流的贡献很小。伽玛射线暴的全天空通量似乎是$5.3 \times 10^{-3}$ erg/ $\rm cm^2 y$，在微弱或无法探测到的伽玛射线暴中几乎没有隐藏的附加成分。这极大地限制了伽玛射线暴和脏火球的物理模型，表明它们之间存在着相当尖锐的二分法。
2011-02-03 astro-ph.HE
Polarization signature of gamma-ray bursts from fragmented fireballs
研究了碎裂火球产生的伽马射线暴瞬发辐射的偏振特性。这样的火球，在文献中以各种名称被称为，是由许多单独的斑点叠加而成的，每个斑点都在光变曲线中产生尖峰。脉冲之间的差异是由于斑点属性的内在多样性以及它们相对于视线的取向。我们表明，每个脉冲的峰值通量和偏振连接通过产生脉冲的斑点的方向，而位置角随机波动，从一个脉冲到下一个，是恒定的在一个单独的脉冲。最极化的脉冲是那些峰值通量大约是最亮脉冲的十分之一的脉冲。这些结论不依赖于假设的辐射机制，也不依赖于斑点的能量和洛伦兹因子。我们比较了这个模型的预测一组模拟的观测，表明有限的样本的伽玛暴与时间分辨偏振测量将提供一个至关重要的测试这个模型。我们最后表明，预测的相关性的暗示可能已经观察到。
2009-06-23 astro-ph.CO astro-ph.HE
IceCube Non-detection of GRBs: Constraints on the Fireball Properties
冰立方观测到的伽马射线暴（GRB）的中微子发射极限越来越深，已经达到了可以对火球性质施加有用限制的水平。首先，我们提出了一个修订的中微子通量的解析计算，预测通量的数量级低于冰立方合作所获得的。对于基准模型参数（例如，体洛伦兹因子为r = 10 ^{2.5}，观测到的长伽玛暴的变时为t_v = 0.01 s，加速质子的能量与辐射的能量之比为η_p = 10），在40弦和59弦组态期间，预测的215次爆发的中微子通量比冰立方灵敏度低3倍。然而，如果我们接受最近发现的体洛伦兹因子和爆发能量之间的内在关系，预期的中微子通量显着增加，光谱峰移到较低的能量。在这种情况下，如果长伽玛暴的变率时间固定为t_v = 0.01 s，则重子装载比η_p <10。相反，如果我们放松标准的内部冲击场景，但保持假设η_p = 10，假设每个爆发的耗散半径和火球的基准参数相同，则未检测到将耗散半径限制为R> 4x10 ^{12} cm。我们还计算了文献中存在的不同光度函数的伽玛暴散射中微子通量。对于某些亮度函数，预期的通量超过了当前的IceCube极限，因此，当长伽玛暴的变率时间固定为t_v = 0.01 s时，无法探测到的约束条件是η_p <10。
2012-04-11 astro-ph.HE
Fast Radio Bursts: Collisions between Neutron Stars and Asteroids/Comets
快速射电暴（FRB）是新近发现的射电瞬变源。他们的高分散措施表明银河系外的起源。但由于缺乏其他波长的观测数据，它们的祖先仍然不清楚。在这里，我们建议中子星和小行星/彗星之间的碰撞作为一个有前途的机制FRB。在撞击过程中，小天体的物质穿入中子星表面后会形成一个热等离子体火球。火球内部的电离物质将沿着磁场线膨胀。来自火球顶部薄壳的相干辐射将解释所观察到的FRB。我们的方案可以合理地解释FRB的主要特征，如它们的持续时间，光度和事件率。我们认为，对于一个单一的中子星，FRB是不可能重复发生在一个可预见的时间跨度，因为这样的影响是低概率的。我们预测微弱的残余X射线辐射应该与FRB有关，但它可能太微弱而无法被工作中的探测器探测到。
2015-07-07 astro-ph.HE
Modeling GRB 170202A fireball from continuous observations with the Zadko and the Virgin Island Robotic Telescopes
我们提出了协调的观测伽玛暴170202A进行的Zadko和维尔京群岛机器人望远镜。观测在事件触发后59秒开始，由于这些望远镜的独特位置，提供了两天几乎连续的覆盖范围。我们清楚地探测到早期的光辐射上升，随后是后期的光耀斑。通过补充这些数据与档案观测，我们表明，GRB 170202A是很好地描述了标准火球模型，如果考虑到多个反向冲击。它的火球被证明在一个恒定密度的星际介质中膨胀，大多数爆炸参数与文献中发现的通常范围一致。电子和磁能参数（ε_e，ε_B）比通常假定的值小几个数量级。我们认为，在获得足够全面的数据集之前，我们的研究所实现的火球模型的全球拟合对于任何爆发都是可能的。这一结论强调了协调伽玛暴观测活动的至关重要性，例如这项工作的核心，以回答有关驱动这些现象的潜在物理学的悬而未决的问题。
2022-02-18 astro-ph.HE
The GROND GRB sample: II. Fireball parameters for four GRB afterglows
本研究利用GROND望远镜观测数据结合多波段公开及自有数据，测定四个伽马射线暴的火球模型参数，证实其爆发于风型环境并发现磁场激波放大的证据。
2025-07-11 astro-ph.HE
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
Neutrinos And Cosmic Rays From Gamma Ray Bursts
IceCube合作组最近报道的来自伽马射线暴（GRB）的超高能中微子通量的上限与基于GRB火球模型的预测相矛盾，但并不排除GRB是超高能宇宙射线的主要来源。
2012-05-17 astro-ph.HE
Dynamical Evolution of an Ultra-relativistic Fireball Colliding with a Freely Expanding Gas
研究了超相对论火球与自由膨胀气体碰撞的流体动力学演化。火球和气体的流体动力学相互作用导致形成几何薄壳。我们研究的动力学演化的壳的解析方法，并进行数值模拟配备了自适应网格细化调查的内部结构的壳。受冲击的气体可以在X射线和伽马射线能量范围内产生明亮的发射。我们认为，前向激波的爆发发射和反向激波火球的光球发射对伽马射线暴的早期伽玛射线发射有贡献。
2014-09-24 astro-ph.HE
Constraining the Rate of Primordial Black-Hole Explosions and Extra Dimension Scale using a Low-Frequency Radio Antenna Array
一个爆炸的原始黑洞（PBH）可能会产生一个电磁辐射脉冲，在无线电频谱的低频端可以检测到。此外，PBH爆炸产生的无线电瞬变可能是额外空间维度的特征。本文介绍了一种利用低频无线电天线阵搜索PBH爆炸的方法，并作为一个实际例子，给出了利用8米波长瞬态天线阵（ETA）搜索PBH爆炸的结果。在$\approx 4$小时的数据中没有检测到令人信服的天体物理信号，这意味着对于佩奇和霍金的标准场景，对于火球洛伦兹因子为$10^{4.5}$的爆炸PBH，爆炸PBH速率的观测上限为$4.2 \times 10^{-7} \,\rm{pc}^{-3}\,\rm{yr}^{-1}$。这个速率限制是迄今为止对具有这种火球洛伦兹因子的PBH爆炸的最强约束。使用阿雷西博天文台的观测（$\sim300$小时）被用来为$10^{4.6}$的火球洛伦兹因子设置一个更强的限制PBH爆炸的速率，但这些观测设置的限制为火球洛伦兹因子在这里考虑的是不那么严格的一个数量级以上。这里考虑的限制适用于爆炸PBH在星系晕。这些观察也意味着上限的$2.0 \times 10^{-4} \,\rm{pc}^{-3}\,\rm{yr}^{-1}$的PBH爆炸率的背景下，某些额外的维模型所描述的Kavic等人。这一速率限制是一个火球洛伦兹因子的$10^{4.3}$对应于额外的维度紧化尺度$3.0 \times 10^{-18}$ m。
2016-08-20 astro-ph.HE
GeV emission from Gamma Ray Bursts: a radiative fireball?
我们研究了费米/大面积望远镜（LAT）探测到的11个伽马射线暴（GRB），直到2009年10月的能量大于100兆电子伏的发射。GeV辐射有三个主要特性：（一）它的持续时间通常比费米望远镜上的伽马暴监测器（GBM）探测到的较软辐射的持续时间长[这证实了高能伽马射线实验望远镜（EGRET）早期的结果];（二）它的光谱与F（v）propto v^（-1）一致，没有显示出强烈的光谱演化;（iii）对于最亮的爆发，LAT探测到的通量以幂律衰减，其典型斜率为：t^（-1.5）。我们认为，所观察到的>0.1 GeV的通量可以被解释为余辉发射后不久，在较小的频率看到的即时相发射开始。衰变斜率是如果火球发射是在辐射状态下产生的预期值，即所有耗散的能量都被辐射出去。我们还认为，在GeV的能量范围内的可探测性取决于散装洛伦兹因子伽玛的爆发，强烈赞成在大伽玛的情况下。这意味着在高能量下检测到的爆发的分数对应于具有最大伽马的爆发的分数。辐射解释可以帮助解释为什么观测到的X射线和光学余辉能量比瞬发阶段发射的能量小得多，尽管事实上与外部介质的碰撞应该比内部冲击更有效地产生我们看到的辐射。
2009-12-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Magnetar Fireballs and Short Bursts: Curved Spacetime Lensing, QED Effects, Spectra, Polarization, and Impulse Responses
University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Center for Research and Exploration in Space Science and Technology, NASA/GSFC（NASA/GSFC空间科学与技术研究探索中心）；Rice University（莱斯大学）；Washington University in St. Louis（华盛顿大学圣路易斯分校）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；University of Maryland, Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩县分校）；University of Toulouse（图卢兹大学）
本文提出结合广义相对论光线弯曲、磁化光球中偏振传输、磁光分裂衰减和磁层真空双折射的新火球模型，以解释磁星短爆发的高能光谱、偏振特性及能量-时间脉冲响应，同时探讨其在磁星巨大耀斑脉动尾部中的应用。
2026-08-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Transition from Fireball to Poynting-flux-dominated Outflow in Three-Episode GRB 160625B
在伽马射线暴（GRB）物理中，喷出物的成分是一个悬而未决的问题。在时间分辨光谱分析中，一些伽玛暴具有准热谱成分，表明其起源于热火球。另一些则显示出一个无特征的非热光谱，称为“带”函数，与同步辐射的起源一致，并表明喷流在中央发动机处是坡印廷通量主导的，很可能也在发射区。也有爆发，显示一个次主导的热分量和一个主导的同步加速器组件建议可能的混合喷流成分。在这里，我们报告了一个非常明亮的伽玛暴160625 B，同时观察到的伽玛射线和光学波长，其即时发射由三个孤立的事件分开长的静止间隔，与每个“子突发”的持续时间分别为$\sim$ 0.8秒，35秒，和212秒，分别。它的高亮度（具有各向同性的峰值光度L $_{\rm p, iso}\sim 4\times 10^{53}$ erg/s）使我们能够在每个事件中进行详细的时间分辨光谱分析，从前兆到主爆发和扩展发射。前两个子爆发的光谱特性是明显不同的，使我们能够观察到从热辐射到非热辐射之间的过渡以及分离的发射事件在一个单一的伽玛射线暴。这样的转变是一个明确的指示射流成分的变化，从火球到坡印廷通量占主导地位的射流。
2017-10-02 astro-ph.HE
Fast Radio Bursts from Induced Upscattering. I. Magnetar Polar Fireballs
Center for Gravitational Physics and Quantum Information, Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University（京都大学汤川理论物理研究所引力波与量子信息研究中心）；The Hong Kong Institute for Astronomy and Astrophysics, The University of Hong Kong（香港大学香港天文及天体物理研究所）；Department of Physics, The University of Hong Kong（香港大学物理学系）
本文提出磁星极区火球中受激康普顿上散射产生快速射电暴的模型，推导光度与带宽关系，解释银河系FRB 20200428并预测重复暴趋势。
2026-09-30 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Dynamic Monte Carlo Simulations of Radiatively Accelerated GRB Fireballs
提出了一种新的动态蒙特卡罗程序（DynaMo代码），它自洽地模拟了康普顿散射驱动的等离子体动态演化。我们使用DynaMo程序通过改变初始不透明度和重子含量来研究无耗散伽玛暴火球随时间的膨胀和加速。我们研究的不透明度和能量密度的演变最初光学厚，辐射占主导地位的火球在其整个相空间-特别是在$R_{\rm ph} < R_{\rm sat}$制度。我们的研究结果揭示了火球演化的新阶段：一个过渡阶段，径向范围为几个数量级-火球从$Γ\propto R$过渡到$Γ\propto R^0$，一个后湍流加速阶段-火球加速超过光球，和一个汤姆逊主导的加速阶段-其特征是光学厚，物质主导的火球由于汤姆逊散射缓慢加速。我们通过给出洛伦兹因子演化的解析表达式来量化新的相位，这将有助于推导射流参数。
2018-02-06 astro-ph.HE
Synchrotron self-Compton in a radiative-adiabatic fireball scenario: Modelling the multiwavelength observations in some Fermi/LAT bursts
本研究针对标准GRB余辉模型无法解释部分高能光子的问题，提出考虑不同电子能谱的辐射-绝热SSC解析模型，通过9个Fermi/LAT暴样本多波段观测建模约束相关物理参数。
2024-09-18 astro-ph.HE
Vacuum Polarization Effects in Baryon-Loaded Magnetar Bursts and Implications for X-ray Polarization
本文构建三组分等离子体真空共振通用框架，给出共振发生判据，并应用于重子加载磁星火球以估算X射线偏振特征，为探测真空极化和重子加载提供观测依据。
2025-11-10 astro-ph.HE
A "Boosted Fireball" Model for Structured Relativistic Jets
我们提出了一个相对论性喷流模型，该模型产生了每个立体角的洛伦兹因子和能量的特定角分布。本文考虑一个具有比内能E/M的火球，它的发射具有体洛伦兹因子γ_B。这个“助推火球”模型的动机是由天体喷流的现象学，但适用于各种各样的相对论性流动。在其动量中心坐标系中，火球各向同性膨胀，将其内能转化为具有渐近洛伦兹因子η_0 ~ E/M的径向膨胀流。在实验室坐标系中，流动被束化，沿其初始整体运动方向以洛伦兹因子r = 2 η_0 γ_B膨胀，并以特征张开角θ_0 ~ 1/γ_B膨胀。流动是射流状的，其Γθ_0 ~ 2 η_0，从而自然产生了Γ> 1/θ_0的射流。选择η_0 ~ γ_B ~ 10产生轴上为Γ~ 200的喷注，其角结构特征为与宇宙学伽玛暴相关的张开角θ_0 ~ 0.1，而γ_B >~ 1可能与低光度伽玛暴相关。该模型产生了一族与不同相对论现象相关的外流，其结构完全由η_0和γ_B决定。我们计算了该模型的每单位立体角的能量，并用它来计算光变曲线，与广泛使用的礼帽模型进行比较。与大礼帽模型相比，助推火球光变曲线中的喷流中断被大大减弱，因为喷流的边缘比大礼帽更平滑。这可能解释了余辉光变曲线中缺少喷流间断的原因。
2013-10-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
Neutrino emission from high-energy component gamma-ray bursts
伽马射线暴有可能产生粒子能量（高达$10^{21}$ eV）和能量收支（$10^{44} \rm{erg yr^{-1} Mpc^{-3}}$），以适应最高能量宇宙射线的光谱;另一方面，还没有观测证据表明它们加速了强子。费米最近观察到两个爆发，它们表现出典型（能带）谱的幂律高能扩展，扩展到$\sim 30$ GeV。在火球现象的基础上，我们认为，它们与EGRET在1994年观测到的GRB 941017一起，显示了相当大的重子负载的间接证据。由于中微子的探测是确定伽玛暴加速宇宙射线的唯一明确的方法，我们使用两种方法来估计重子与火球光子相互作用产生带电π介子和中微子时产生的中微子通量。虽然费米爆发预期的事件数量很小，但我们得出结论，如果伽马射线暴确实是宇宙射线的来源，那么像GRB 941017这样的事件将被IceCube探测到。
2009-11-11 astro-ph.HE
A Comptonized Fireball Bubble: Physical Origin of Magnetar Giant Flares
长期以来，人们一直认为磁星巨耀斑（MGFs）至少是观测到的短伽马射线暴（GRB）的一个子样本。最近在附近星系NGC 253中发现的短GRB 200415 A在这两种现象之间建立了教科书版本的联系。与以往对银河系MGF的观测不同，GRB 200415 A的不饱和仪器光谱首次提供了一个用观测到的$γ$射线光子测试理论模型的机会。本文提出了一个新的适用于MGFs的模型，该模型引用了一个在光球半径处被相对论磁星风康普顿化的膨胀火球。在这个模型中，由于磁重联或恒星表面的星震，大量的能量从磁星壳释放出来，注入到封闭的磁力线中，形成一个被困的火球气泡。在突破束缚并扩展到光球半径后，火球的热光子最终被磁星风区的相对论性$e^{\pm}$对康普顿化，从而产生额外的高能伽马射线辐射。该模型预测了一个修改后的类热光谱，其特征在于在瑞利-金斯制度的低能量分量，在中间能量范围内的相干康普顿散射（CC）的影响，和高能量的尾巴由于逆康普顿过程的平滑组件。通过对GRB 200415 A的观测光谱进行Monte-Carlo拟合，我们发现观测到的爆发与我们的模型预测完全一致。
2023-02-27 astro-ph.HE
Afterglow from GRB 070610/Swift J195509.6+261406: an explanation using the fireball model
GRB 070610，也被命名为雨燕J195509.6+261406，是一个特殊的银河系瞬变现象，在短时间尺度上的X射线和光学光变曲线都有显著的变化。一个可能的解释是GRB 070610/Swift J195509.6 + 261406是银河系中的软伽马射线中继器（SGR）。本文采用通常被认为是伽马射线暴（GRB）余辉标准模型的火球模型和能量注入假说解释了GRB 070610/Swift J195509.6 + 261406的X射线和光学余辉光变曲线。结果表明，该模型与观测值基本一致。
2009-09-05 astro-ph.HE
The energy budget of GRBs based on updated prompt \& afterglow observations
我们比较了由91个具有已知红移的快速伽马射线暴（GRB）样品发射的各向同性等效15 - 2000 keV伽玛射线能量E_gamma，以及在火球模型框架内由这些暴的X射线余辉观测估计的各向同性等效火球能量E_fb。E_gamma的不确定度范围为~10^51 erg~~10^53.5 erg，平均约为25%，主要是由于从BAT探测器波段外推到15 - 2000 keV波段。E_fb的不确定性大约是2的因子，主要是由于X射线测量的散射。我们发现E_gamma和E_fb是紧密相关的。η ^11hr_gamma的平均值（std）约为log_10（E_gamma/（3 ε_eE^11hr_fb））=-0.34（0.60），η_gamma的本征扩散上限约为0.5（ε_e是电子携带的冲击等离子体能量的分数，E ^x hr_fb是从x小时的X射线通量推断的）。我们还发现，由3小时和11小时的X射线观测结果推断的E_fb是相似的，log_10（E^3hr_fb/E^11hr_fb）的平均值（标准差）为0.04（0.28）。η_gamma的小变化意味着ε_e和火球能量转换为γ射线的效率在爆发间的变化很小，并表明两者都是一阶的。η_gamma的小变化以及E^3hr_fb和E^11hr_fb的相似性进一步表明，ε_e并不随激波洛伦兹因子而显著变化，并且对于大多数爆发，在余辉阶段，通过辐射损失或延长持续时间的…
2015-11-23 astro-ph.HE
Rayleigh-Taylor Instability in a Relativistic Fireball on a Moving Computational Grid
数值计算了洛伦兹因子Γ = 10、30和100时相对论外流减速引起的瑞利-泰勒不稳定性的增长和饱和。不稳定性产生湍流，其尺度表现出对洛伦兹因子的强烈依赖性，因为只有角尺寸小于1/Γ的模式才能增长。我们开发了一个简单的诊断来测量湍流波动中的动能，并计算出在受不稳定性影响的区域中湍流动能与热能的比率为0.03。虽然我们的数值计算不包括磁场，我们认为，小规模的湍流发电机放大磁场几乎相同的分数，给出了一个比率的磁场热能的~ 0.01，在一个因素的两倍。这种不稳定性完全破坏了喷出物和被卷起来的环周暴流介质之间的接触不连续性。反向激波是稳定的，但受到瑞利-泰勒不稳定性的影响，它加强了反向激波，并将其推离正向激波。前向冲击波阵面不受不稳定性的影响，但在爆炸的两个冲击波阶段，瑞利-泰勒指可以穿透到冲击波后面的高能区域的10%。我们计算了爆炸的余辉辐射，发现由于它的洛伦兹因子减小以及激波前沿的密度和压力改变，在稍后的时间出现了反向激波辐射峰。这些计算是使用包括移动计算网格的新型数值技术进行的。移动网格是必不可少的，因为它保持接触不连续性，以高精度，可以很容易地演变与非常大的洛伦兹因子流。
2013-10-03 astro-ph.HE
Identifying the Origin of FRB-associated X-ray Bursts with X-ray Polarization
本文通过数值模拟和拟合FRB 20200428D的X射线暴能谱，计算三种模型的X射线偏振信号，发现其偏振模式在相位、时间和能量上存在差异，可用于未来观测检验模型。
2024-10-04 astro-ph.HE
Neutrino emission from high-energy component gamma-ray bursts
伽马射线暴有可能产生粒子能量（高达$10^{21}$ \，eV）和能量收支（$10^{44}\, \rm{erg\, yr^{-1}\, Mpc^{-3}}$），以适应最高能量宇宙射线的光谱;另一方面，没有观测证据表明它们加速了强子。费米GST最近观察到两个爆发，表现出典型的（带）光子光谱的幂律高能扩展，扩展到$\sim 30$ GeV。在火球现象的基础上，我们认为，它们与EGRET在1994年观测到的GRB 941017一起，显示了相当大的重子负载的间接证据。由于中微子的检测是唯一明确的方式来建立伽玛暴加速质子，我们使用两种方法来估计中微子流量时，他们与火球光子相互作用，产生带电π介子和中微子。虽然到目前为止，从费米爆发中探测到的事件数量很少，但我们得出结论，如果伽马射线暴确实是观测到的宇宙射线的来源，那么冰立方中微子望远镜将探测到像GRB 941017这样的事件。
2010-03-24 astro-ph.HE
Probing blackbody components in gamma-ray bursts from black hole neutrino-dominated accretion flows
本研究针对恒星级黑洞-中微子主导吸积流作为伽马射线暴中心引擎的模型，利用7个带已知红移和黑体成分的伽马射线暴检验，证实多数样本参数合理，支持黑体成分来自中微子湮灭的结论。
2024-10-09 astro-ph.HE
Pair Fireball Precursors of Neutron Star Mergers
如果至少有一颗中子星（NS）在NS合并过程中被磁化，那么在最后的螺旋过程中，导电伴星的轨道运动会沿着连接NS的磁场线感应出强电压和电流。如果提取的电磁能量的一小部分，η，加速相对论粒子，产生的伽马射线发射紧凑的体积将导致形成电子-正电子对火球。应用稳态对风模型，我们量化的探测能力的前体火球与伽马射线卫星。对于eta ~ 1，γ射线探测视界D_max ~ 10（Bd/1 e14 G）^{3/4} Mpc比Advanced LIGO/Virgo的200 Mpc近得多，除非NS表面磁场强度很大，Bd > 1 e15 G。由于辐射的准各向同性性质，具有较弱NS场的合并可能会在附近产生短伽马射线暴。接近双星时未耗散的能量被大尺度的坡印亭通量沿着开放磁力线带到无穷远。在这个外流中的重新连接，远在对光球之外，为非热发射提供了一个潜在的场所，例如相干毫秒射电爆发。
2016-06-24 astro-ph.HE gr-qc
Prompt-to-afterglow transition of optical emission in a long gamma-ray burst consistent with a fireball
本文利用专用望远镜阵列探测到长伽马射线暴GRB 201223A的瞬时光学辐射，清晰揭示了从瞬时辐射到余辉的物理跃迁过程，从而区分了早期光学辐射的物理机制并诊断了喷流成分。
2023-04-10 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
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
