Constraints on Obscured Star Formation in Host Galaxies of Gamma-ray Bursts
本文介绍了利用澳大利亚望远镜紧凑阵列对伽马射线暴（GRB）990705、021211、041006和051022的四个宿主星系进行16厘米波段连续观测的结果。在任何一个宿主星系中都没有发现射电辐射。从主星系的射电观测中得出的恒星形成率的2 σ上限分别为23、45、27和26兆太阳/年，这比从紫外/光学观测中得出的结果低10倍，表明它们没有明显的尘埃遮蔽恒星形成。伽玛暴021211和051022被称为所谓的“暗伽玛暴”，我们的结果意味着暗伽玛暴并不总是发生在被尘埃笼罩的星系中。由于在GRB 021211的余辉中没有观察到大的尘埃消光，我们的结果{ \bf建议的可能性}暗伽玛暴的原因是光学余辉的内在微弱。另一方面，考虑到在GRB 051022的余辉中观察到的高柱密度，暗GRB的可能原因是GRB视线中的尘埃消光。
2012-01-26 astro-ph.CO
The metals-to-dust ratio to very low metallicities using GRB and QSO absorbers; extremely rapid dust formation
定义星系ISM的关键参数之一是锁定在尘埃中的金属比例：金属与尘埃的比例。这个比例不仅关系到ISM及其演化，而且特别关系到宇宙尘埃的起源。我们结合消光和丰富的数据从伽玛暴余辉，从类星体吸收，以及从星系透镜类星体，以确定金属尘埃比的视线通过广泛的多样性的星系从蓝色，矮星暴大规模的椭圆，在一个巨大的范围内红移z=0.1-6.3，近三个数量级的柱密度和金属丰度。因此，我们以独特的方式确定金属与尘埃的比例，提供直接测定原位气体和尘埃柱，而不依赖于具有很大不确定性的假设。我们发现这些系统中的金属与尘埃的比值非常接近于局域群的值（10^{21.3} cm-2 A_V mag-1），平均值为10^{21.2} cm-2 A_V mag-1，标准偏差为0.3 dex。没有证据表明偏离这一平均比率作为金属丰度的函数，甚至下降到我们的最低金属丰度0.01 Z/Z_sun。金属与尘埃的比例与柱密度、星系类型或年龄、红移或金属丰度之间没有明显的依赖关系，这表明金属的形成与尘埃的形成之间存在密切的对应关系。金属和尘埃形成之间的任何延迟都必须短于这些星系典型的金属富集时间。因此，在任何宇宙时期，这些数据都排除了大部分尘埃是在低质量恒星中形成的。此外，在几乎任何星系环境中，尘埃的破坏都不应该超过形成/增长。金属和尘埃之间的相关性是SNe中大量尘埃形成的自然结果。
2013-12-02 astro-ph.CO
The Star Formation History of the GRB 050730 Host Galaxy
在红移z ~ 4处观测到的长GRB 050730允许确定一组不同化学元素的元素丰度。我们使用详细的化学演化模型，同时考虑到尘埃的产生，以约束这个长GRB的宿主星系的恒星形成历史。对于GRB 050730的宿主星系，我们还导出了一些与尘埃有关的量和比恒星形成率，即单位恒星质量的恒星形成率。我们将GRB宿主星系的性质与类星体阻尼莱曼α吸收体的性质进行了比较。
2009-04-14 astro-ph.CO
Dust extinction bias in the column density distribution of gamma-ray bursts; high column density, low redshift GRBs are more heavily obscured
伽马射线暴（GRB）的余辉比银河系中前景气柱的预期具有更多的软X射线吸收。虽然吸收的红移一般不能从目前的X射线观测中得到限制，但人们认为吸收是由于伽玛射线暴宿主星系中的金属。现在可以得到大量的X射线余辉和红移的样本，这使得我们可以构造出有统计意义的金属柱密度分布。我们构建这样一个样本，并显示，在以前的研究中发现，典型的吸收柱密度（N_HX）大幅增加与红移，很少有高柱密度的对象发现在低到中等的红移。然而，我们发现，当高度熄灭的爆发包括在样本中，使用从他们的宿主星系的红移，高柱密度源也发现在低到中等的红移。我们从样本中的单个物体和耀变体的观测结果推断，柱密度随红移的增加不太可能与星系际介质中的金属或介入吸收体有关。相反，我们表明，明显增加的红移的起源主要是由于尘埃消光偏置：在$z\lesssim4$发现的具有高X射线吸收柱密度的伽玛暴通常具有非常高的尘埃消光柱密度，而在最高红移处发现的则没有。目前尚不清楚如此强烈的NHX/A V比值是如何产生的，根据目前的数据，仍然是一个谜。
2012-05-31 astro-ph.CO
The extinction curves of star-forming regions from z=0.1 to 6.7 using GRB afterglow spectroscopy
由于伽玛暴余辉的亮度、简单的幂律谱和遥远的恒星形成星系中伽玛暴的出现，它非常适合于消光研究。在本文中，我们提出了从41个样本的伽玛暴余辉，从X射线到近红外波长的SED分析结果。这是本星系群之外最大的消光曲线样本，也是迄今为止唯一一个基于光谱学的绝对消光曲线样本。视觉消光与HI柱密度以及总和气相金属柱密度的相关性进行了研究。大约一半的样品需要在光学和X射线区域之间的冷却中断。打破幂律的SED显示出delta_beta=0.51的光谱指数的平均变化，标准差为0.02。这与简单同步加速器模型的预期一致。在样品中，63%被SMC型消光曲线很好地描述，并且具有中等或低消光，AV<0.65。我们的样本中几乎有四分之一与无显著灭绝一致（通常AV<0.1）。在7%的样品（3个）中明确检测到2175 AA消光凸点，它们的A_V都大于1.0。我们发现，气尘比和金属丰度之间的反相关性与当地集团的关系。我们从软X射线吸收中得出的金属与尘埃的比值总是大于（3-30倍）本地群值，这可能意味着GRB宿主在将其金属转化为尘埃方面的效率可能较低。然而，我们发现，气体，尘埃和金属柱密度都可能受到光电离和尘埃破坏效应的伽玛射线暴。[删节]
2011-08-09 astro-ph.CO
Dusty MgII Absorbers: Implications for the GRB/Quasar Incidence Discrepancy
从伽马射线暴（GRB）和类星体的视线所确定的MgII吸收体的数量密度相差近四倍。我们使用蒙特卡罗模拟来测试，如果尘埃消光偏差可以解释这种差异。我们应用经验确定的尘埃柱密度和镁II休息等效宽度之间的关系模拟类星体的视线和模型的基本数量的类星体，必须存在解释公布的SDSS类星体的星等分布。我们发现，在0.4 <= z <= 2.0范围内，输入MgII数密度dn/dz为0.273 ± 0.002，并且MgII等效宽度W_0 >= 1.0埃，准确地再现了观察到的分布。从这个值中，我们得出结论，尘埃阻挡偏差不能是观测到的伽玛暴和类星体视线之间的差异的唯一原因：这种偏差可能只会减少约10%的差异。
2009-05-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Evidence for Dust Destruction from the Early-time Colour Change of GRB 120119A
介绍了雨燕伽马射线暴（GRB）120119 A的宽带观测和分析。我们的早期余辉探测开始在主帧（红移z = 1.73）的爆发后15秒内，他们产生的爆发能量和本地环境的约束。对爆发的后期余辉观测显示了中等尘埃柱（A_V ~ 1.1等）的证据，类似于小麦哲伦云视线上看到的尘埃，但在统计上有所不同。深度晚期观测揭示了一个尘埃，快速恒星形成的宿主星系。最值得注意的是，我们的早期观测显示出一个显着的红色到蓝色的变化，在第一个~200秒后的触发水平，迄今为止从未见过的伽玛射线暴余辉。这种颜色的变化，这是一致的最后阶段的即时发射，是一个标志性的预测的光破坏的灰尘在伽玛射线暴余辉。我们测试粉尘破坏特征是否明显不同于其他颜色变化来源，即内在光谱指数β的变化。我们发现，一个随时间变化的幂律谱本身不能充分描述所观察到的颜色变化，并允许灰尘破坏（通过随时间变化的A_V）显着提高了拟合。虽然不能明确排除其他可能性，但这一事件为直接探测伽马射线暴局部环境中的尘埃破坏提供了最好的支持。
2013-05-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Highly Extinguished Host Galaxy of the Dark GRB 020819
分析了光学暗伽马射线暴（GRB）020819（z = 0.41）的宿主星系的性质，并讨论了“暗”GRB背景下可能的含义。本文给出了主星系的g 'r' i 'z'JHK测光结果，并利用恒星星族模型拟合了包含公开的Spitzer IRAC数据的宽光谱能量分布。宽光谱能量分布（SED）表明这个相对大质量的星系具有高消光，A_V ~ 1.8 - 2.6等。这是具有强烈光谱红移的GRB宿主星系的最高全球灭绝。宿主星系的性质表明了尘埃，强烈的恒星形成，这与目前的GRB宿主样本不同。这意味着尘埃消光是低红移爆发黑暗的主要原因之一，长伽玛暴宿主种群的多样性远远超过先前的预期。
2010-05-07 astro-ph.CO
The metallicity and dust content of a redshift 5 gamma-ray burst host galaxy
对长伽马射线暴（GRB）余辉的观测，使我们能够研究宇宙历史上大部分时期的恒星形成星系。在这里，我们提出了GRB 111008 A的观测，从中我们可以测量金属丰度，化学丰度模式，尘埃-金属比和GRB宿主星系在z=5.0的消光。主体吸收系统是阻尼莱曼-α吸收器（DLA），具有非常大的中性氢柱密度，log N（HI）/cm^（-2）= 22.30 +/- 0.06，金属度[S/H]= -1.70 +/- 0.10。它是具有如此精确金属丰度测量的最高红移伽玛暴。精细结构线的存在证实了z=5.0系统是伽玛暴的宿主星系，并使其成为Fe II精细结构线被探测到的最高红移。余辉呈轻微红色，A_V = 0.11 +/- 0.04等，宿主星系的尘埃与金属比等于或低于本星系群的典型值。
2014-03-12 astro-ph.CO
On the significance of the excess number of strong MgII absorbers observed towards Gamma-ray bursts
在观测到的伽马射线暴（GRB）中，强（等效宽度> 1埃）MgII吸收体的数量在统计学上大于类星体（QSO）中强吸收体的数量。我们正式这个“MgII问题”，并提出了一个详细的解释所需的统计工具来评估的差异的意义。我们发现，对于高分辨谱的伽玛暴，在4σ水平上存在这个问题。有人认为，这种差异可以通过对类星体的尘埃遮蔽偏差和对伽玛暴的强引力透镜偏差的结合来解决。我们调查的两个最可能的透镜伽玛暴，我们在我们以前的工作（GRB 020405; Rapoport等人）。并发现它没有强烈的引力透镜，限制透镜伽玛暴的百分比< 35%（2σ）。据估计，类星体的尘埃遮蔽是一个显着的效果，有尘埃的MgII系统从通量限制的类星体样本中去除了约20%的吸收物体。我们发现，如果约30%的强MgII系统对类星体的观测样本中失踪，那么伽玛暴和类星体将有相当数量的吸收每单位红移。因此，引力透镜偏置对解决MgII问题的贡献不大。然而，如果尘埃遮蔽偏差被稍微低估，MgII问题将不再存在。
2013-01-03 astro-ph.CO
Herschel/PACS Observations of the Host Galaxy of GRB 031203
我们提出了赫歇尔/PACS观测附近（z=0.1055）矮星系，主办了长伽马射线暴（LGRB）031203。使用PACS数据，我们已经能够对该物体的尘埃温度，尘埃质量，总红外光度和红外衍生恒星形成率（SFR）进行限制。我们发现GRB宿主星系（GRBH）031203的总红外光度为3 × 10^10 L_sun，将其置于红外发光星系群的范围内。它的尘埃温度和sFR与许多高红移（z=0.3-2.5）红外（IR）探测到的伽玛暴宿主相当（T_dust> 40 K; sSFR>10 Gyr^-1），但它的尘埃与恒星的质量比低于通常在红外发光星系中看到的。我们的研究结果表明，GRBH 031203正在经历一个强烈的星暴插曲，其尘埃的性质是不同的本地矮星系在相同的金属丰度和恒星质量范围。此外，我们的测量把它放在一个不同的类，以及研究附近的主机GRB 980425（z=0.0085），确认的概念，GRB宿主星系可以跨越一个大范围的属性，即使在类似的宇宙学时代，使LGRB一个理想的工具，在选择样本的恒星形成星系高红移。
2014-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Behind the dust curtain: the spectacular case of GRB 160623A
本文报道了在伽马射线暴GRB 160623 A余辉周围观测到的X射线尘埃散射特征。在爆发后约2天进行的XMM-牛顿观测中，我们发现了至少6个环的证据，其角尺寸在约2到9弧分之间扩展，正如我们银河系中尘埃云对即时伽马射线暴发射的X射线散射所预期的那样。根据环的膨胀率，我们以极高的精度测量了尘埃层的距离：528.1 ± 1.2pc，679.2 ± 1.9pc，789.0 ± 2.8pc，952 ± 5 pc，1539 ± 20 pc和5079 ± 64 pc。基于适当的尘埃散射模型（Zubko et al. 2004的BARE-GR-B）和估计的爆发通量，对环光谱进行了光谱分析，使我们能够推导出单个尘埃层的柱密度，其范围为7x10^20-1.5x10^22 cm^-2。最远的尘埃层（即造成最小环的尘埃层）也是具有最低的尘埃柱密度的尘埃层，并且可能非常延伸，表明尘埃扩散区。六个尘埃层（距离，厚度和光学深度）的属性一般是在良好的协议与独立的信息沿这条视线的红化和分子和原子气体的分布。
2017-08-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Population of Massive, Luminous Galaxies Hosting Heavily Dust-Obscured Gamma-Ray Bursts: Implications for the Use of GRBs as Tracers of Cosmic Star Formation
本文对2005-2009年期间雨燕卫星观测到的23个严重尘埃遮蔽的伽马射线暴（GRB）的宿主星系进行了观测和分析，代表了这一时期所有具有明确的A_V>1等主框架消光的GRB。Keck，Gemini，VLT，HST和Spitzer的深度观测成功地检测到了宿主星系，并为所有23个事件建立了光谱或光度红移，使我们能够提供内在宿主恒星形成率，恒星质量和平均折射率的测量。与具有相似红移的未被遮蔽的伽玛暴相比，我们发现被尘埃遮蔽的伽玛暴的质量（平均而言）要大一个数量级，而且恒星形成和尘埃遮蔽的速度也更快。虽然这表明伽玛暴存在于所有类型的恒星形成星系中，包括z~2处质量最大、最明亮的系统，但在红移低于1.5时，总体伽玛暴人口继续显示出对大质量星系的高度显着厌恶，并且相对于纯粹的SFR选择的星系样本，对低质量系统的偏好。这支持了GRB速率强烈依赖于金属丰度的观点，并可能表明宇宙中最大质量的星系在大约9 Gyr前经历了化学性质的转变。基于大质量星系中不存在未遮蔽的伽玛暴和低质量星系中不存在遮蔽的伽玛暴，我们还得出结论，最低质量和最高质量星系的尘埃分布相对均匀，而中等质量星系（~10^9 Msun）具有不同的内部性质。
2013-10-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
No evidence for dust extinction in GRB 050904 at z ~ 6.3
背景：伽玛射线暴余辉是恒星形成星系中气体和尘埃的极好探测器。人们已经假定，早期宇宙中的尘埃必须与z较低的尘埃不同。到目前为止，有两份报告直接支持这一论点，其中一份是基于GRB 050904在z = 6.295处的光谱形状。目的：我们重新研究余辉，以了解在高z尘埃。我们通过同时检查X射线和光学/近红外分光光度数据来解决其宿主星系中不寻常（SN起源）尘埃的证据。研究方法：我们得出的余辉在0.47，1.25和3.4天的固有SED，通过重新减少斯威夫特X射线数据，1.25天FORS 2 z-耿氏光度数据，光谱和z '波段光度数据在约3天的斯巴鲁望远镜，以及关键UKIRT Z波段光度在0.47天，在很大程度上依赖于尘埃探测的索赔。结果：我们没有发现在SED的灰尘灭绝的证据。我们计算通量密度在lambda_rest = 1250 AA直接从观察到的计数在所有时期。在最早的时期，0.47天，Z波段的抑制被发现比以前报道的要小（0.3 ± 0.2等），并且在统计上不显著（<1.5西格玛）。此外，我们还发现这一波段的光度测量是不稳定的，而且很难校准。结论：从余辉SED中，我们证明了没有尘埃消光的证据-在任何时候都可以在没有尘埃的情况下重现SED，特别是在1.25天，可以排除显著的消光，使用SN型消光曲线，A（3000 AA）< 0.27 mag，置信度为95%。我们的结论是，没有证据表明GRB 05…
2010-02-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Luminosity Distribution of Gamma-Ray Burst Host Galaxies at redshift z=1 in Cosmological Smoothed Particle Hydrodynamic Simulations: Implications for the Metallicity Dependence of GRBs
利用星系形成的宇宙流体动力学模拟，研究了伽马射线暴（GRB）前身星系的金属丰度与宿主星系的概率分布函数（PDF）之间的关系.我们施加一个最大限度的气体金属丰度，伽玛暴可以发生，并检查如何预测亮度PDF的伽玛暴宿主星系的变化在模拟中。我们进行了Kolmogorov-Smirnov检验，结果表明，当我们假设核心坍缩超新星（SNe）跟踪恒星形成时，我们的模拟结果与观测到的SNe宿主星系的光度PDF是一致的。当我们假设伽玛暴只发生在一个低金属丰度的环境与$Z\lesssim 0.1 \Zsun$，伽玛暴发生在较低的光度星系，和模拟的光度PDF成为定量一致的观测光度PDF。尘埃消光对暗伽玛暴宿主星系的观测偏差可能是伽玛暴宿主星系光度较低的另一个原因，但在我们的模拟中，观测到的伽玛暴宿主星系的光度PDF不能完全由尘埃偏差重现。
2010-11-19 astro-ph.CO
Dust and Metal Column Densities in Gamma-Ray Burst Host Galaxies
在本文中，我们提出的结果从一个样本的28个伽马射线暴（GRB）余辉光谱能量分布的分析，跨越X射线通过近红外波长。这是迄今为止研究的最大的GRB余辉光谱能量分布样本，为GRB宿主星系中软X射线吸收和尘埃消光系统的光学深度分布提供了强有力的处理。我们检测到79%的样本中的GRB宿主星系内的吸收系统，和71%的样本中的消光系统，并找到小麦哲伦云（SMC）消光定律，以提供一个可接受的适合的宿主星系消光剖面的大多数情况下，与以前的研究结果一致。在软X射线吸收尘埃消光比，N_{H,X} /Av的范围，在伽玛射线暴宿主星系跨越近两个数量级，和典型的比率是显着大于麦哲伦云或银河系。虽然尘埃的破坏可能是一个原因，至少部分，为大N_{H,X} /Av的比率，提供了良好的拟合SMC消光定律为我们的大多数样品表明，有丰富的小尘埃颗粒在伽玛射线暴环境中，我们预计已被摧毁，如果尘埃破坏负责大N_{H,X} /Av的比率。相反，我们的分析表明，N_{H,X} /Av在伽玛暴宿主星系的分布可能主要是固有的这些星系，这是进一步证实了一个强的负相关性之间的证据N_{H,X} /Av和金属丰度已知的伽玛暴宿主的子样本。此外，我们发现的N_{H,X} /Av比和金属丰度为这个子样本的伽玛暴是可比的关系，发现在其他更多的金属丰富的星系。
2009-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metallicities, dust and molecular content of a QSO-Damped Lyman-α system reaching log N (H i) = 22: An analog to GRB-DLAs
本文报道了一个具有极大氢柱密度的阻尼莱曼α（DLA）系统的元素丰度和氢含量的测量结果，log N（Hi）（cm-2）= 22.0+/-0.10，zabs = 3.287，指向类星体SDSS J 081634+144612.我们从高信噪比和高光谱分辨率的VLT-UVES光谱测量H2、Cl、Cl ^*、Zn ii、Fe ii、Cr ii、Ni ii和Si ii的柱密度。该系统的总金属丰度为[Zn/H] = -1.10 +/-0.10。两个分子氢吸收组件被认为是在z = 3.28667和3.28742（速度分离\approx 52 km s-1）在旋转水平J = 3。我们推导出总H2柱密度log N（H2）（cm-2）= 18.66和平均分子分数f = 2N（H2）/[2N（H2）+ N（H1）] = 10-3.04+/-0.37，这是已知含H2 DLA系统的典型。从观测到的丰度比，我们得出结论，尘埃是存在于该星系的星际介质（ISM），在含H2云的丰度增强。然而，沿着视线的尘埃总量并不大，不会使背景类星体产生任何明显的红化。含H2云的物理条件直接受不同旋转水平C i和C i^* 中H2的柱密度的限制。的动力学温度被发现是T = 75 K和粒子密度位于范围内nH = 50-80 cm-3。该DLA的中性氢柱密度与在γ暴红移时观测到的DLA的平均氢柱密度相似。我们研究了GRB DLAs和类星…
2012-05-10 astro-ph.CO
Spatially-resolved dust properties of the GRB 980425 host galaxy
伽马射线暴（GRB）已被提议作为研究宇宙中恒星形成的工具，因此研究它们的宿主星系和直接环境与其他恒星形成星系相比是否有任何特殊之处至关重要。在这里，我们提出了空间分辨地图的尘埃排放的宿主星系的最近的已知GRB 980425在z=0.0085使用我们的新的高分辨率观测从赫歇尔，阿塔卡马探路者实验（APEX），阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）和澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）。我们模拟了主机和恒星形成区域的光谱能量分布，在光谱（WR区域）中显示Wolf-Rayet签名，距离GRB位置800 pc。其宿主的特点是低尘埃含量和高比例的紫外可见恒星形成，类似于其他矮星系。这些星系在本地宇宙中非常丰富，因此在其中一个星系中发现GRB并不奇怪，假设GRB率与恒星形成之间存在对应关系。WR区域在远红外、毫米和无线电波长上对宿主发射有很大贡献，我们认为这是其高气体密度的结果。如果在其他伽玛暴附近也发现了致密环境，那么ISM密度和金属丰度也应该被考虑在内，这是影响给定的恒星星族是否能产生伽玛暴的一个重要因素。
2014-06-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
GRB 090417B and its Host Galaxy: A Step Towards an Understanding of Optically-Dark Gamma-Ray Bursts
GRB 090417 B是一个异常长的爆发，其T_90持续时间至少为2130 s，在能量为15-150 keV的多峰光变曲线。它在光学上是黑暗的，并且与一个红移为0.345的明亮恒星形成星系有关，该星系与银河系大致相似。这是为数不多的几个被清楚地确定为暗伽马射线暴的宿主星系的案例之一，因此是研究暗暴起源的理想候选者。我们发现，GRB 090417 B的黑暗性质不能解释的高红移，不完整的观察，或不寻常的物理在生产的余辉。假设标准的相对论火球模型的余辉，我们发现，光通量是至少2.5 mag比预测的X射线通量。雨燕/XRT X射线数据与余辉被一层致密的局部尘埃所掩盖的情况是一致的，这层尘埃沿着视线距离爆发大约30-80 pc。我们的研究结果表明，这个尘埃片赋予消光的A_V >~ 12等，这是足以解释丢失的光通量。GRB 090417 B是一个伽马射线暴的例子，由于其宿主星系中的局部尘埃结构而变暗。
2010-05-10 astro-ph.CO
A Photometric Redshift of z ~ 9.4 for GRB 090429B
伽马射线暴（GRB）是早期宇宙的强大探测器，其明亮的余辉揭示了最高红移的恒星形成星系的位置和物理性质，并可能定位第一代（第三族）恒星。由于伽玛射线暴余辉具有非常简单的光谱，它们允许从低信号到噪声光谱学或光度学的鲁棒红移。在这里，我们提出了一个光度红移的z~9.4的雨燕检测GRB 090429 B的基础上深观测双子北，甚大望远镜，和GRB光学和近红外探测器。假设存在小麦哲伦云尘埃定律（这在大多数伽玛射线暴的视线中都能发现），红移的90%可能性范围是9.06 < z < 9.52，尽管有一个低概率的尾巴到稍微低的红移。采用银河系或大麦云云尘埃定律会导致非常相似的结论，而马约利诺定律确实允许较低的红移解决方案，但在所有情况下，最有可能的红移被发现是z>7。在我们用哈勃太空望远镜进行的后期光学和红外观测中，没有探测到宿主星系的深度极限（Y_AB >~ 28等，这大约相当于z=1时的0.001 L*），这有力地支持了GRB 090429 B的极端红移起源，因为我们希望探测到任何低z星系，即使它是高度尘埃的。最后，GRB 090429 B的能量与其他GRB相当，并表明它的祖先与低红移爆发没有太大的不同。
2011-05-31 astro-ph.CO
Evidence for Supernova-Synthesised Dust from the Rising Afterglow of GRB 071025 at z~5
本文对雨燕GRB 071025的宽带余辉进行了观测和分析。使用光学和红外（RIYJHK）测光，我们得到了4.4 < z < 5.2的光度红移;在这个红移下，我们的同步多色观测开始于主框架中GRB触发后约30 s和余辉的初始上升阶段。我们将观测者坐标系中580 s处的光变曲线峰值与前向激波的形成联系起来，给出了初始洛伦兹因子γ_0 ~ 200的估计。红色光谱的能量分布（即使在没有受到莱曼-α突变影响的区域）提供了一个大尘埃柱的可靠证据。然而，推断出的消光曲线在2000-3000埃之间的静止框架中显示出一个突出的平坦部分，与任何当地观测到的模板不一致，但与超新星形成的尘埃模型非常吻合。与时间相关的消光曲线拟合显示没有尘埃破坏的证据，并将消光柱的减少限制在静止坐标系中t = 50 s后的Δ A_3000 < 0.54 mag。我们的观测结果提供了在z~5处尘埃性质转变的证据，与高z类星体的研究一致，并表明SN形成的尘埃继续主导典型星系在此红移处的不透明度。
2010-01-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Molecular Hydrogen in the Damped Lyman-alpha System towards GRB 120815A at z=2.36
本文报道了在伽玛暴120815 A的余辉光谱中发现了分子氢（H_2），包括振动激发的H_2^*。来自GROND和Swift/XRT的X射线观测的同时测光宽波段数据进一步限制了视线沿线尘埃的数量和性质。GRB 120815 A的银河系环境的特征是强DLA，log（N（H2）/cm^-2）= 21.95 +/- 0.10，莱曼-维尔纳带中有显著的H2吸收（log（N（H2）/cm^-2）= 20.53 +/- 0.13），因此分子气体分数log f（H2）=-1.14 +/- 0.15。吸收中性气体和GRB 120815 A之间的距离d通过Fe II和Ni II的精细结构和亚稳跃迁的光激发建模被约束为d = 0.5 +/- 0.1 kpc。DLA金属量（[Zn/H] = -1.15 +/- 0.12），视觉消光（A_V < 0.15 mag）和粉尘消耗（[Zn/Fe] = 1.01 +/-0.10）介于在高光谱分辨率下观测到的缺乏H_2的GRB-DLAs值和近似太阳金属丰度之间，高度模糊的富氢GRB 080607视线。就N（H）、金属丰度以及尘埃消光和贫化而言，GRB 120815 A相当代表GRB-DLAs的平均性质。这表明，分子氢存在于至少一部分更典型的GRB-DLA中，并且H_2和H_2^* 在GRB选择的系统中的分布可能比以前检测到的少数例子所暗示的更广泛。
2013-06-26 astro-ph.CO
The X-ray Asynchronous Optical Afterglow of GRB 060912A and Tentative Evidence of a 2175-A Host Dust Extinction Feature
我们目前的光学测光的GRB 060912 A余辉获得的地面望远镜，从约100秒后的GRB触发后，约0.3天后，补充雨燕光学余辉数据发布在其官方网站上。光学光变曲线（LC）在整个观测时期显示出平滑的单一幂律衰减，幂律指数约为-1，并且没有显著的颜色演变。这与X射线LC形成对比，X射线LC在两个正常幂律衰减之间具有约-1和-1.2的相应指数的平台阶段。结合X射线和光学数据分析表明，这种非同步行为与标准余辉理论和能量注入假说是难以调和的。我们还建立了一个光-X射线的光谱能量分布在约700秒后的伽玛暴触发。它在B波段显示出一个显著的通量凹陷，提醒我们可能存在一个宿主星系（z=0.937）2175-A尘埃吸收，类似于银河系灭绝定律的特征。这样的鉴定，虽然是试探性的，可以证实我们的详细分析使用模板消光定律和余辉理论。到目前为止，这一特征在很少的伽玛射线暴余辉中被报道。大多数似乎有一个宿主星系，要么对于GRB来说异常明亮，就像这一个，要么是早期类型，支持该特征与恒星形成活动之间的反相关性的一般建议。
2009-12-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
Monster in the Dark: The Ultraluminous GRB 080607 and its Dusty Environment
我们提出了明亮的伽马射线暴GRB 080607的早期光学通过红外测光，开始只有6秒后，在休息帧的初始触发。通过我们以前发表的光谱学补充，这个高质量的光度数据集使我们能够解决红移3.036视线的消光特性，可能是迄今为止我们本地组之外任何视线的紫外连续吸收特性的最详细信息。任何普通的消光模板（包括银河系、大麦云云和小麦哲伦云的平均曲线）都不能充分模拟这种消光特性，部分原因是2175埃的特征（虽然存在）比在当地类似情况下看到的要弱大约两倍。然而，光谱能量分布可以精确地用更一般的费茨帕特里克和马萨（1990）的本群消光参数化来拟合，将其与一些特殊的银河系消光曲线放在同一个家族中。在修正了这种（相当大的，A_V = 3.3 +/- 0.4等）消光之后，GRB 080607被揭示为有史以来观测到的光学上最明亮的事件之一，可以与裸眼爆发GRB 080319 B相媲美。它的早期峰值时间（t_rest < 6 s）表明有一个高的初始洛伦兹因子（Gamma > 600），而极端的亮度可以部分地解释为一个大的环爆流密度。只有因为它早期的高光度，GRB 080607的余辉才能被如此详细地研究，尽管衰减很大，距离很远，使这次爆发成为了解其他高度模糊的河外天体的一个很好的原型，特别是“黑暗”GRB。
2010-08-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
Identifying high-redshift GRBs with RATIR
本文提出了一种确定候选高红移伽马射线暴测光红移的模板拟合算法$z_{\rm phot}$。使用余辉光度学，获得的再电离和瞬态反射红（RATIR）相机，该算法占固有的伽玛射线暴余辉光谱能量分布（SED），主机尘埃消光和中性氢（本地和宇宙）沿视线的影响。我们提出的结果，通过这种算法和RATIR测光的GRB 130606 A，找到一系列的最佳拟合解决方案$5.6 < z_{\rm phot} < 6.0$的几个主机尘埃消光定律（无，MW，LMC和SMC）的模型，符合光谱测量的红移的GRB。使用模拟RATIR光度学，我们发现我们的算法提供了精确的测量范围内的$4 < z_{\rm phot} \lesssim 8$和$9 < z_{\rm phot} < 10$的$z_{\rm phot}$，并可以鲁棒地确定何时$z_{\rm phot}>4$。进一步的测试强调了在高度尘埃覆盖的宿主星系的情况下所需的谨慎。这些测试还表明，我们的算法不会错误地发现$z_{\rm phot} < 4$时，$z_{\rm sim}>4$，从而最大限度地减少假阴性，使我们能够快速识别所有潜在的高红移事件。
2014-04-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Effect of Dust Extinction on Gamma-ray Burst Afterglows
为了研究尘埃消光对伽马射线暴（GRB）余辉的影响，基于严格的Mie理论和最新的星际尘埃粒子光学性质，进行了高精度的数值计算，分析了不同物理参数的尘埃粒子产生的不同消光曲线。结果表明，绝对消光量主要由介质密度和金属丰度决定。然而，消光曲线的形状主要取决于尘埃颗粒的尺寸分布。当尘埃颗粒聚集成较大的尘埃颗粒时，消光曲线会变平或变灰，消光量也会降低。相反，如果尘埃颗粒由于某些不确定的过程而解离成较小的尘埃颗粒，它们将导致消光曲线更陡，消光量更大。这些结果可能为理解光暗伽玛暴的起源提供重要的线索。
2011-08-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Galactic dust-to-metals ratio and metallicity using gamma-ray bursts
银河系的金属丰度和尘埃与金属的比例是理解ISM的基本参数，但围绕这些参数仍然存在不确定性。本文利用几百个伽马射线暴（GRB）样品的X射线余辉的光电吸收来确定金属柱密度，结合银河系尘埃图来确定GRB方向上通过银河系的视线尘埃消光，从而确定银河系中的尘埃-金属比。伽玛射线暴的余辉通常有很大的河外软X射线吸收，因此伽玛射线暴样本的上限将定义银河系尘埃与金属的关系。使用一个二维的两个样本KS测试，我们确定这个上限，从而得出银河系的尘埃金属比。我们发现N_H = 2.2^{+0.3}_{-0.4} e21 cm^-2 A_V，假设太阳能，Anders & Grevesse（1989），金属丰度。这一结果与先前使用银河系中明亮X射线源的发现一致。使用同样的技术，但取代HI地图从莱顿阿根廷波恩调查的尘埃地图，使我们能够把一个限制在银河系的金属丰度。我们发现金属丰度与Anders & Grevesse（1989）太阳值一致，通常用于X射线拟合。基于这一点和以前的研究，我们认为，一个典型的ISM视线通过银河系的金属丰度是~0.25德克斯高于目前最好的估计太阳金属丰度。我们进一步表明，尘埃-气体比似乎与总气柱密度相关，这可能是由于朝向银河系中心观察到的金属丰度梯度。基于尘气比的非常数性质，我们提出，在N_H = 2.2e21 cm^-2 A_V处的尘柱密度比HI图更能代表软X射线吸收柱密度。
2011-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The First Positive Detection of Molecular Gas in a GRB Host Galaxy
我们报道了伽马射线暴（GRB）080607的宿主星系内气体对H2和CO的强吸收。对凯克/LRIS余辉光谱的分析显示，在z_GRB = 3.0363处有一个非常大的HI柱密度（NHI = 10^22.70 cm^-2）和很强的金属线吸收，金属丰度大致与太阳相当。我们从CO中探测到一系列A-X带头，估计N（CO）= 10^16.5 cm^-2，T_ex^CO > 100 K。我们认为，高激发温度的结果从紫外泵浦的CO气体的伽玛射线暴余辉。类似地，我们通过莱曼-维尔纳带观测到了H2的吸收，并估算出N（H2）= 10^21.2 cm^-2，T_ex^H2 = 10- 300 K。余辉光度测定表明，消光定律为R_V=4，A_V=3.2等，并要求存在适度的2175 A凸点。此外，对Swift/XRT X射线光谱的建模证实了一个大的柱密度，N（H）= 10^22.58 cm^-2。值得注意的是，这种分子气体具有消光特性，金属丰度和CO/H2比，与银河系的半透明分子云相当，这表明在高z下的恒星形成过程与今天的环境相似。然而，综合尘埃与金属的比例是亚银河系的，这表明尘埃主要与分子相关联，而原子气体的尘埃与气体的比例要低得多。像GRB 080607这样的视线是年轻宇宙中核合成和恒星形成区域的有力探针，并有助于形成“黑暗”的GRB余辉。
2009-01-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
Testing an unifying view of GRB afterglows
雨燕卫星发射四年后，伽玛暴宽带余辉行为的性质仍然是一个悬而未决的问题。标准的外激波火球模型不能很容易地解释光学余辉到X射线余辉的时间和光谱特性。我们分析了33个已知红移和消光的伽玛暴样品的静止帧去吸收和K校正的光学和X射线光变曲线。我们模拟他们的宽带行为的总和标准的前向冲击波发射由于相互作用的火球与环爆介质和一个额外的组件。这种描述提供了一个很好的协议与所观察到的光变曲线，尽管其复杂性和多样性，也可以解释缺乏消色差的后期射流休息和存在的彩色休息在几个伽玛暴光变曲线。为了测试这种模型的预测，我们分析了X射线时间分辨光谱，在观察到的XRT能带内寻找可能的光谱断裂，发现7个GRB显示出这样的断裂。这些伽玛暴的光学到X射线SED演化与我们的解释所预期的一致。
2009-08-05 astro-ph.CO 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
The Host Galaxies of Swift Dark Gamma-Ray Bursts: Observational Constraints on Highly Obscured and Very High-Redshift GRBs
在这项工作中，我们提出了我们的成像活动在凯克天文台的第一个结果，以确定“暗”的伽马射线暴（GRB），事件没有检测到的光学余辉或检测到的光通量显着比预期的微弱，从观察到的X射线余辉。我们发现，在2008年3月由Palomar 60英寸望远镜快速观察到的29个雨燕爆发的统一样本中（其中14个我们归类为黑暗），所有事件都有检测到的光学余辉，可能的光学宿主星系检测，或两者兼而有之。我们的结果限制了来自非常高红移（z > 7）的雨燕伽玛暴的比例，例如最近的伽玛暴090423，在80%的置信度下在0.2- 7%之间。相比之下，相当一部分样品需要大的消光柱（主框架A_V > 1 mag，有几个事件显示A_V > 2-6 mag），确定尘埃消光是暗GRB现象的主要原因。我们推断，一个显着的比例的伽玛暴（和协会，高质量的恒星形成）发生在高度模糊的地区。然而，暗伽马射线暴的宿主星系似乎具有正常的光学颜色，这表明遮蔽尘埃的来源是伽马射线暴祖先附近的本地或在宿主星系内高度不均匀分布。
2009-11-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
