Selection effects on GRB spectral-energy correlations
仪器选择效应会影响伽玛暴峰值能量Ep、注量F和峰值通量P的估计。如果是这种情况，那么涉及相应的静止帧量（即Ep，Eiso和峰值亮度Liso）的相关性将受到质疑。我们估计，作为Ep的函数，触发伽玛暴所需的最小峰值通量和最小注量爆发必须考虑不同的仪器（BATSE，雨燕，BeppoSAX），以确定Ep的值。我们发现，后者优于前者。然后，我们研究的Ep-fluence（和通量）的相关性在观察者平面。具有红移的伽玛暴显示出定义良好的Ep-F和Ep-P相关：在这个平面上，存在选择效应，但不确定所发现的相关性。但对于具有红移的雨燕伽玛暴，这是不正确的，因为光谱分析阈值确实会影响它们在观测者平面上的分布。将样本扩展到没有z的GRB，我们仍然发现了显着的Ep-F相关，尽管与红移GRB定义的散射相比具有更大的散射。我们发现6%是Amati相关性的异常值。有无红移暴的Ep-P关联是相同的，无红移暴没有异常值。
2009-02-09 astro-ph.HE
Fermi/GBM and BATSE Gamma-Ray Bursts: comparison of the spectral properties
费米探测器上的伽马射线暴监测器（GBM）可以在前所未有的宽能量范围（8 keV - 35 MeV）内研究伽马射线暴（GRB）的光谱。我们比较了GBM（截至2010年3月）探测到的短和长GRB的光谱特性与CGRO船上的BATSE仪器探测到的GRB。GBM和BATSE长暴具有相似的注量（F）、Epeak和峰值通量（P）分布，但GBM暴的低能谱指数α比BATSE暴稍硬。GBM和BATSE短爆发具有相似的注量、α和峰值通量分布，GBM短爆发具有稍大的Epeak。我们讨论了这些性质的光Epeak和通量和峰值通量之间的相关性。GBM爆发证实，这些相关性不是由工具选择效应。事实上，GBM爆发扩展了Epeak-Fluence和Epeak-P相关性，无论是在通量/峰值通量还是在峰值能量方面。与BATSE的发现类似，有3%的GBM长爆发（几乎所有的短爆发）是在Epeak-Eiso相关性超过3σ时的异常值。相反，对于长和短GBM爆发，没有Epeak-Lp的异常值，iso相关性。
2010-12-17 astro-ph.HE
A New Discriminator for Gamma-Ray Burst Classification: The Epeak-Fluence Energy Ratio
利用BATSE 5 B谱表中导出的伽马射线暴E_peak和注量，研究了伽玛暴E_peak-注量关系的系综特征。这种关系似乎是长爆发和短爆发之间有物理意义和有见地的基本关系。本文讨论了在E_peak-注量平面上对没有观测到红移的BATSE爆发的E_peak-E_iso关系的下限检验结果。我们的研究结果证实了两个GRB类的存在，以及强烈建议两种不同的GRB祖类型。
2010-09-10 astro-ph.HE
Statistical properties of Fermi GBM GRBs' spectra
对伽马射线暴（GRB）谱的统计研究可以为GRB的物理研究提供重要的信息。费米GBM目录包含GRB参数（峰值能量，光谱指数，强度）估计拟合的伽马射线SED的总排放量（注量，flnc），并在峰值通量pflx的时间。利用列联表研究了最佳拟合pflx和flnc时间间隔的模型之间的关系。我们的分析揭示了一个有序的频谱成幂律康普顿光滑破幂律带系列。pflx和flnc光谱分类变量的对应分析（CA）进一步支持了这一结果。我们进行了线性判别分析（LDA），以找到分类（光谱）和模型独立的物理数据之间的关系。LDA导致的光谱类型之间的高度显着的物理差异，这是更明显的情况下的pflx光谱，比flnc光谱。我们解释这种差异是由爆发期间光谱的时间变化引起的。这种光谱变化性通过pflx和flnc光谱之间的低能光谱指数和峰值能量的差异来证实。我们发现同步辐射在GBM光谱中起重要作用。在峰通量期间，平均低能谱指数接近α = -2/3的正则值。然而，对于注量的光谱，$α$约为-0.9。我们解释这种差异表明，冷却的效果是重要的，只有通量谱。
2017-12-28 astro-ph.HE
The properties of prompt emission in short GRBs with extended emission observed by {\em Fermi}/GBM
具有扩展发射（EE）的短伽玛暴最初由短硬尖峰和随后的长持续EE组成，被认为是短伽玛暴的一个亚类。在{ \em Swift}时代，狭窄的能带加上缺乏光谱信息，阻碍了对这些事件内在性质的发现。本文利用现有的{ \em Fermi}/GBM数据，对具有EE的短伽玛暴进行了系统的研究。检索识别出26个GBM检测到的短GRB，其EE与{ \em Swift}/BAT观察到的GRB 060614相似。我们重点研究了26个伽玛暴的硬尖峰和EE分量的光谱和时间特性，并探讨了它们之间的差异和可能的相关性。我们发现，虽然硬尖峰的峰值能量（$E_{\rm p}$）比EE的峰值能量稍硬一点，但它们的通量相当。较硬的$E_{\rm p}$似乎对应于较大的注量和峰值通量，硬尖峰和EE组分的散射较大。此外，硬尖峰和EE的$E_{\rm p}$与其他短伽玛暴进行了比较。最后，我们还比较了GRB 170817 A和具有EE的短GRB的性质，发现它们之间没有显著的统计差异。我们发现GRB 170817 A具有最低的$E_{\rm p}$，可能是因为它离轴。
2020-01-23 astro-ph.HE
A lingering non-thermal component in the GRB prompt emission: predicting GeV emission from the MeV spectrum
由\emph{Fermi} /LAT探测到的高能GeV伽马射线暴（GRB）发射与由\emph{Fermi} /GBM探测到的低能MeV伽马射线暴发射相比，具有显著不同的形态。虽然晚时间的GeV辐射被认为是通过外部冲击产生的同步辐射，这种早在瞬发阶段的辐射是令人费解的。这两种辐射之间有意义的联系只能通过精确描述即时MeV谱来得出。我们进行了时间分辨光谱的GBM数据的长GRB具有显着的GeV的排放，使用的模型由2个黑体和幂律。我们详细研究了光谱成分的演变，发现具有高GeV发射的GRB（GRB 090902 B和GRB 090926 A）具有延迟的幂律成分，在GBM光谱中，它徘徊在提示发射的后期部分。这种行为模仿LAT中的通量演变。与此相反，明亮的GBM GRB的数量级较低的GeV的排放（GRB 100724 B和GRB 091003）显示了耦合的变化的总通量和幂律通量。此外，通过分析一组17个伽玛暴的数据，我们发现在MeV的幂律通量和LAT通量之间有很强的相关性（皮尔逊相关：r=0.88和斯皮尔曼相关：$ρ=0.81$）。我们证明，这种相关性是不受总的和幂律的能量密度之间的相关性在2.3 $σ$的置信水平。我们推测可能的辐射机制负责的相关性。
2013-08-13 astro-ph.HE
Lorentz Factor-Isotropic Luminosity/Energy Correlations of GRBS and Their Interpretation
伽马射线暴（GRB）喷出物（γ_0）的体洛伦兹因子是理解GRB物理的一个关键参数。Liang等人发现了γ_0和各向同性γ射线能量之间的相关性：γ_0 \proptoE_{gamma,iso,52}^{0.25}。通过包括更多的具有更新数据的伽玛暴和更多的方法来获得γ_0，我们证实了这种相关性，并获得了γ_0 ~91 E_{gamma,iso,52} ^{0.29}。对同一样品中各向同性伽玛暴的平均亮度L_{gamma,iso}进行了计算，发现它们之间有更紧密的相关性：γ_0 ~249 L_{gamma,iso,52} ^{0.30}。我们提出了一个解释，后来的相关性。我们假设恒星质量黑洞周围的中微子冷却超吸积盘是伽玛暴的中心发动机，从中微子驱动的风中导出了中微子湮灭和重子加载驱动的喷流光度。应用聚束校正，我们最终得到了与实验数据符合较好的伽玛0 \proptoL_{gamma,iso}^{0.22}。这表明长伽玛暴的中心引擎很可能是一个被超吸积盘包围的恒星质量的黑洞。
2012-03-20 astro-ph.HE
How Distance Affects GRB Prompt Emission Measurements
Astrophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心天体物理学科学部）；University of Tampa（坦帕大学）；Joint Space-Science Institute, University of Maryland（马里兰大学联合空间科学研究所）；The Department of Physics, The George Washington University（乔治华盛顿大学物理系）
研究探讨了Gamma-Ray Burst (GRB)瞬时辐射测量如何受到源距离增加的影响，通过模拟高红移GRB的观测结果，发现低信噪比导致的背景主导效应使测量的持续时间低估，且高红移GRB的平均持续时间和能量变化与'冰山尖端'效应一致。
2026-02-03 astro-ph.HE
Pulse spectral evolution of GRBs: implication as standard candle
使用\emph{empirical}描述的提示伽玛暴脉冲，我们分析了所有费米/GBM伽玛暴已知的红移，直到2009年7月的个人脉冲。该描述在时间和能量上是同时的，并且允许确定在零注量（$E_{peak,0}$）下的带谱的峰值能量。我们证明，第一次，$E_{peak,0}$承担一个非常强的相关性与各向同性能量的各个脉冲，因此，每个脉冲可以被用作光度指标。作为一个物理描述是必要的，以使用伽玛射线暴脉冲宇宙学的目的，我们探索其他物理光谱模型。由于脉冲是伽玛暴的基本组成部分，我们选取另一个具有明亮、长、单脉冲或可分离脉冲的Fermi/GBM伽玛暴样品，用能带模型和由黑体和幂律组成的模型拟合单个脉冲的时间分辨谱。这两种模型都给出了可接受的拟合。我们发现，峰值能量/温度总是在脉冲的后半部分的注量呈指数下降。我们调查了多个光谱成分在初始上升部分，并提供了一个全面的经验描述的光谱和定时行为的提示伽玛暴脉冲。这项工作大大扩展了用伽玛暴脉冲作为标准烛光和用光谱参数代替红移的可能性。
2012-07-07 astro-ph.HE
The Maximum Isotropic Equivalent Energy Of Gamma Ray Bursts
将宇宙射线暴（CRB）和伽马射线暴（GRB）统一起来的炮弹模型被用来预测GRB中各向同性的最大等效伽玛射线能量释放。预测的最大值是基于观测到的膝关节周围1 TeV的银河系宇宙射线电子的能谱，并在伽马射线暴的阿马蒂相关。在它们的经验发现之前，这两个事件都是由CRB和GRB的炮弹模型预测的。预测的最大值与最新的伽玛暴观测结果吻合得很好。
2022-05-30 astro-ph.HE
Overall Ultra-high Energy Neutrino Emission from GRBs during Jet Expansion
本研究考虑宇宙射线和次级粒子谱演化，数值求解连续性方程计算GRB喷流扩展期间的时间积分中微子能谱，发现大半径处中微子产生主导高能段，整体UHE中微子注量显著增大且味道分数改变，为下一代望远镜检验GRB作为UHECR源假设提供理论依据。
2025-02-24 astro-ph.HE
A decade of Gamma-Ray Bursts observed by $Fermi$-LAT: The 2$^{nd}$ GRB catalog
$Fermi$航天器上的大面积望远镜（LAT）定期观测伽马射线暴（GRB）的高能发射。在这里，我们介绍了第二个LAT探测到的GRB目录，涵盖了前10年的运行，从2008年8月4日到2018年8月4日。总共发现了186个伽玛暴，其中91个在$30-100\,$ MeV范围内发射（其中17个只在这个波段内看到），169个在100 MeV以上被检测到。大多数这些源是由其他仪器（$Fermi$ /GBM，$Swift$ /BAT，AGILE，INTEGRAL）发现的或由行星际网络（IPN）报告的; LAT已经独立触发了4个伽玛暴。这个星表提供了所有186个伽玛暴的结果。我们研究了每一个伽玛暴的发生，持续时间和时间特性，以及在$100\,$ MeV $-100\,$ GeV能量范围内的光谱特性。特别注意具有最高能量的光子。与第一个LAT伽玛暴星表相比，我们的探测率有了明显的提高。结果基本上证实了第一个星表的主要发现：LAT主要探测到最亮的GBM爆发，高能发射显示出延迟的开始和更长的持续时间。然而，在这项工作中，我们发现延迟超过1千秒，和几个伽玛暴的持续时间超过10千秒。此外，大量LAT检测表明这些GRB不仅覆盖了GBM检测到的GRB的高注量范围，而且还采样了较低注量。此外，更多的检测到的伽玛暴的红移估计，使我们能够研究它们的性质，在观察者和休息帧。观测结果与理论预测的比较表明，目前没有模型能…
2019-06-27 astro-ph.HE
GRB X-Ray Flare Properties among Different GRB Subclasses
伽马射线暴（GRB）可以分为三个子类：X射线闪光（XRF）、富X射线暴（XRR）和经典GRB（C-GRB）。X射线耀斑是某些伽玛暴的早期X射线余辉所显示的再亮发射。在本文中，我们全面研究了X射线荧光，XRR和C-伽玛暴子类之间的X射线耀斑的性质。我们利用了Swift-BAT 3星表中的XRF、XRR和C-GRB子类样品，而X射线耀斑观测特性则是从Falcone等人那里收集的，Chincarini等人，和Yi等人的研究结果，我们发现XRF和XRR比C-GRB具有更亮的X射线耀斑。X射线耀斑注量与瞬发辐射注量的比值在XRF和C-GRB亚类之间具有不同的分布。在X射线荧光和C-伽玛暴亚类之间，X射线耀斑的持续时间和峰值时间之间的线性关系也是不同的。我们倾向于将具有明亮X射线耀斑的伽玛暴识别为XRF或XRR。我们讨论了与XRF/XRR/C-GRB分类有关的一些问题。同时，我们也注意到了选择效应和仪器偏倚的影响。未来需要大样本来进一步确认我们的结果。
2019-10-10 astro-ph.HE
Accessing the population of high redshift Gamma Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）是探测高红移宇宙的有力工具。我们提出了一个工具来估计高Z伽玛暴的检测率由一个通用的探测器定义的能带和灵敏度。我们的基础上，人口模型，再现所观察到的性质的伽玛暴检测到的雨燕，费米和CGRO在硬X射线和伽马射线波段。我们提供了不同能带的模拟伽玛暴的通量和注量的预期累积分布。我们表明，闪烁体探测器，在相对较高的能量（例如，几十千电子伏的MeV），可以检测到最明亮的伽玛射线暴在高红移由于峰值光谱能量和亮度（Ep-Liso）的伽玛射线暴之间的联系。我们发现，捕捉最大数量的高Z爆发的最佳策略是去软（例如，在软X射线波段），但具有非常高的灵敏度。例如，在0.2-5 keV能量带工作的成像软X射线探测器达到了对应于~10^-8 erg cm^-2的通量的灵敏度，预计在z>5时可以探测到~40个γ暴yr^-1 sr^-1（在z>10时可以探测到~3个γ暴yr^-1 sr^-1）。一旦高z伽玛暴被探测到，主要的问题是确保它们的红移。为了这个目的，我们估计他们的近红外余辉通量在相对较早的时间，并评估有效性的后续行动，并构建可用的样本事件与任何即将到来的伽玛射线暴任务，致力于探索高Z宇宙。
2015-02-09 astro-ph.HE
Anomalies in low-energy Gamma-Ray Burst spectra with the Fermi Gamma-Ray Burst Monitor
带函数已成为描述伽马射线暴（GRB）瞬发光谱的标准谱函数。然而，之前在BatSE检测到的GRB和\textit{Fermi}时代的单个GRB中观察到了与该函数的偏差。我们提出了一个系统的和严格的搜索从一个带函数在低能量的样本中的前两年的高通量，长脉冲探测器的\textit{Fermi}伽马射线暴监测器（GBM）的光谱偏差。样品包含45个脉冲群，其通量大于2 $\times10^{-5}$ erg / cm $^{2}$（10 - 1000 keV）。外推拟合方法用于搜索低能量光谱异常，其中带函数在可变低能量阈值以上拟合，然后将最佳拟合函数外推至较低能量数据。通过检查外推函数和数据得出的残差来量化偏差，并通过考虑仪器响应的综合模拟来确定其显著性。该方法用于时间积分猝发光谱和由信噪比为25 $σ$和50 $σ$定义的时间分辨箱。在时间积分样品（$\sim$ 7%）中的3个爆发（GRB 1，081215 A、GRB 1，090424和GRB 1，090902 B）和时间分辨样品（$\sim$ 11%）中的5个爆发（GRB 1，090323、GRB 1，090424、GRB 1，090820、GRB 1，090902 B和GRB 1，090926 A）中明显存在显著偏差。系统的盲搜索分析的优点在于，它可以证明对附加频谱分量的要求，而无需该附加分量的性质的任何先验知识。在大部分高注量的伽玛暴…
2013-01-21 astro-ph.HE
Revisiting the Amati and Yonetoku Correlations with Swift GRBs
我们使用一个\textit{Swift}伽马射线暴（GRB）的样本来分析Amati和Yonetoku相关。第一个关系是在$E_{p,i}$，即即时伽玛射线暴发射的本征峰值能量和$E_{iso}$，即等效各向同性能量之间。第二种关系是$E_{p,i}$和$L_{iso}$之间的关系，即各向同性峰值光度。我们选取了71个有测量红移的\textit{Swift}伽玛暴样品，其观测到的$E^{obs}_p$在能量15-150 keV范围内，相对不确定度小于70%。我们试图找到长持续时间伽玛暴（LGRB）与峰值光子通量$P_{ph}\geq 2.6~ \mathrm{ph/cm^{2}/s}$的相关关系。计算的能通量\textit{P}、能量$E_{iso}$和峰值各向同性发光度$L_{iso}$的值上的不均匀性（误差条）使用蒙特卡罗方法来估计。我们发现27个\textit{Swift} LGRB满足我们所有的限制。我们对71个伽玛暴样品和所选子样品（27个伽玛暴）的分析结果与已发表的结果符合得很好。所有爆发的两个关系的曲线图显示出在71个LGRB的样本中在最佳直线周围有很大的分散，但在27个GRB的子样本中没有那么多。
2016-11-17 astro-ph.HE
Dipolar fluence distribution of statistically isotropic FERMI gamma-ray bursts
本文用无模型方向分析检验 FERMI/GBM 伽马射线暴，确认其角位置各向同性，但通量存在不依附银道面、疑似河外起源的偶极结构。
2025-02-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
Extreme value distribution for gamma-ray-burst prompt data -- How unexpected was the BOAT event?
本研究利用广义极值分布分析GRB瞬时数据，发现GRB221009A的通量和峰值流量显著偏离单一群体假设，其发生概率极低，分别约为每千年和每世纪一次。
2025-08-08 astro-ph.HE
A Radio-selected Population of Dark, Long Gamma-ray Bursts: Comparison to the Long Gamma-ray Burst Population and Implications for Host Dust Distributions
本文介绍了5个长持续时间$γ$射线暴（GRB 130131 A、130420 B、130609 A、131229 A、140713 A）的厘米波段和毫米波段余辉观测结果，这些暴具有被尘埃遮蔽的光学余辉发射，被称为“暗”GRB。我们探测到了两个暗伽玛暴（GRB 130131 A和140713 A）的射电余辉，同时用卡尔G. Jansky甚大阵列（VLA）补充三个额外的VLA检测到的黑暗伽玛暴从文献中，我们提出了统一的宽带余辉建模。我们得到了$A_{V, \rm GRB} \gtrsim 2.2 - 10.6~{\rm mag}$的高视线尘埃吸收率。此外，我们模拟了样本中六个爆发的宿主星系，并导出了$A_{V, \rm Host} \approx 0.3-4.7~{\rm mag}$的宿主星系尘埃分布。在所有测试的$γ$ -射线（通量和持续时间）和余辉特性（能量尺度，几何形状和环暴密度），我们发现暗伽玛暴是更典型的未被掩盖的长伽玛暴的代表，除了在通量，观测偏差和不一致的分类可能会影响暗伽玛暴分布。此外，我们发现，$A_{V, \rm GRB}$是不相关的一个均匀分布的灰尘在整个主机，也不是极端的本地环境的爆发，表明一个更大规模的补丁灰尘分布是高的视线灭绝的原因。由于无线电观测是非常宝贵的，揭示了严重的尘埃遮蔽的伽玛暴，我们预测的无线电发射的检测从主机恒星形成与下一代VLA。
2022-05-06 astro-ph.HE
Statistical analysis of long GRBs' prompt emission and X-ray flares: multivariate clustering and correlations
本研究利用Swift卫星2005-2020年长GRBs观测数据，通过主成分分析和多变量聚类方法，系统对比了瞬时伽马射线辐射与X射线耀斑的时间及光谱特性，发现两者参数间无明显相关性，并揭示了X射线耀斑的两个主导类别。
2023-09-13 astro-ph.HE
ARGO-YBJ constraints on very high energy emission from GRBs
羊八井天体物理辐射地面观测站（ARGO-YBJ）实验是为甚高能$γ$ -天文学和宇宙线研究而设计的。由于电阻板室在非常高的海拔（4300 m a.s.l.）完全覆盖了大面积（$5600 m^2$），ARGO-YBJ探测器用于探测瞬变现象，如伽马射线暴（GRB）。由于ARGO-YBJ探测器具有大视场（$\sim$ 2 sr）和高占空比（$>$ 90%），因此非常适合伽马射线暴测量，并可在卫星观测设置的低能量警报之后搜索高能伽马射线暴。本文估算了ARGO-YBJ探测器探测γ射线暴的灵敏度。在10 $-$ 100 GeV和10 GeV $-$ 1 TeV两个能量范围内，设定了2006年6月至2009年1月视场内26个伽玛暴的99%置信水平的注量上限。
2009-07-28 astro-ph.HE
Early-time Searches for Coherent Radio Emission from Short GRBs with the Murchison Widefield Array
在这里，我们提出了一个低频（170- 200 MHz）搜索相干无线电辐射与9个短伽玛暴的斯威夫特和/或费米卫星检测使用Murchison宽场阵列（MWA）快速响应观测模式。MWA在高能探测的30到60秒内开始观测这些事件，使我们能够捕捉到短伽玛暴在典型红移范围内发出的任何色散延迟信号。我们进行了瞬态搜索的伽玛射线暴的位置上的时间尺度为5秒，30秒和2分钟，导致在任何相关的瞬态的最具约束力的通量密度限制为0.42，0.29，和0.084Jy，分别。我们还在0.5s和1.28MHz的时间和频谱分辨率下搜索了分散的信号，但没有检测到。然而，80- 100 Jy ms的GRB 190627 A导出的注量限制是最严格的一个短的GRB日期。我们将注量和持续发射限制与短GRB相干发射模型进行了比较，对关键参数进行了限制，包括几乎合并的中子星的无线电发射效率（$\lesssim10^{-4}$）、GRB喷流中的磁能分数（$\lesssim2\times10^{-4}$）以及磁星残余物的无线电发射效率（$\lesssim10^{-3}$）。比较我们的完整的伽玛射线暴样品相同的发射模型的限制，我们证明，我们的30分钟的通量密度限制是足够敏感的，理论上检测到的持续无线电发射从磁星遗迹高达红移的$z\sim0.6$。我们没有探测到这种辐射可能意味着样本中的一些伽玛暴不是真正的短射线，或者不是由双中子星合并…
2021-11-29 astro-ph.HE
The maximum isotropic energy of gamma-ray bursts
最具能量的伽马射线暴（GRB）是在短时间尺度内释放巨大能量的引人注目的源。它们的即时发射通常持续几秒钟，非常明亮，以至于在整个可观测的宇宙中都可以看到。研究这些极端事件可能会提供线索的性质，伽玛射线暴的祖先和工作在相对论射流的物理过程。本文研究了长伽玛暴各向同性能量分布的亮端。我们使用费米/GBM或Konus-Wind探测到的两个红移的长伽玛暴样本，这两个仪器精确地测量了光谱形状和即时发射的能量。我们专注于GRB的红移范围内z = 1 - 5，一个体积，包含大量的精力充沛的GRB，我们提出了一个简单的方法来重建从观察到的GRB能量分布的亮端。我们发现，伽玛射线暴的能量分布不能用一个简单的幂律来描述，但需要一个强大的截止以上$1-3 \times 10^{54}$ erg。我们把这一特征归因于伽马射线暴辐射的每单位立体角能量的内在限制。
2017-12-05 astro-ph.HE
Classification of Fermi Gamma-Ray Bursts Based on Machine Learning
针对传统伽马射线暴按持续时间分类存在分布重叠的问题，本研究用t-SNE和UMAP算法基于四个观测量将2061个费米伽马射线暴分为两类，验证了分类与超新星、千新星关联的对应性，且两类无固定持续时间边界。
2024-06-08 astro-ph.HE
Short versus Long Gamma-Ray Bursts: spectra, energetics, and luminosities
我们比较了BATSE探测到的79个短和79个长伽马射线暴（GRB）的光谱特性。短伽玛暴的低能谱成分比长伽玛暴硬，峰值能量比长伽玛暴稍高，但短伽玛暴的谱与长伽玛暴的前1-2秒的谱没有差别。这些结果证实了早期发现的更明亮的伽玛暴。短暴的辐射热峰值通量与其峰值能量的相关性与长暴相似。短的和长的伽玛暴分布在辐射热能流峰值能量平面的不同区域，短的伽玛暴的能量比短的伽玛暴的持续时间的比率要小。如果短暴和长暴具有相似的红移分布，它们将具有相似的亮度但不同的能量，这与长暴的峰值能量E_peak相关。我们还测试了短伽玛暴是否与E_peak-E_iso和E_peak-L_iso相关性的短（6个事件）和长（92个事件）伽玛暴的测量红移和E_peak，obs：虽然短伽玛暴不符合E_peak-E_iso相关性的长伽玛暴，他们可以遵循E_peak-L_iso相关性的长暴。所有上述迹象表明，短伽玛暴类似于长暴的第一阶段。这表明，一个类似的中央引擎（除了它的持续时间）在不同持续时间的伽玛暴中运行。
2009-02-05 astro-ph.HE
Hardness as a Spectral Peak Estimator for Gamma-Ray Bursts
简单的硬度比被认为是一个很好的估计谱峰能量的伽马射线暴（GRB）。具体地说，在BATSE伽玛暴谱中的$νF_ν$峰$\epo$与伽玛暴硬度$\hr$之间发现了高相关强度，该强度由BATSE大面积探测器的通道3和4中的注量除以通道1和2中的组合注量来定义。这种相关性与爆发的类型无关，无论是长持续时间GRB（LGRB）还是短持续时间（SGRB），并且在BATSE能量窗口（20-2000 KeV）的宽范围内几乎保持线性。基于贝叶斯定理和马尔可夫链蒙特卡罗技术，我们还提出了观测数据的多变量分析，同时考虑到数据截断和样本不完整性。预测区间的建议\hrep ~关系推导。结果和进一步的模拟用于计算几乎整个BATSE目录的$\epo$估计：2130伽玛暴。这些结果可能有助于研究伽玛暴光谱峰在宇宙学上的应用。
2010-02-04 astro-ph.HE astro-ph.IM physics.data-an
Long gamma-ray burst rate at very high redshift
未来的高红移长伽玛射线暴观测任务，如HiZ-GUNDAM和THESEUS，将为我们宇宙中的恒星形成历史提供线索。本文以高红移（z>8）伽玛暴为研究对象，考虑星族（Pop）I&II星和Pop III星作为伽玛暴的祖先星，计算了未来观测对长伽玛暴的探测率。对于Pop I和Pop II恒星形成率，我们采用了一个基于晕质量函数和宇宙学模拟得到的暗物质吸积率的最新高红移恒星形成率模型。我们表明，流行的I和II伽玛暴率急剧下降的红移。这将使我们能够探测到不同类型的伽玛暴，Pop III伽玛暴，在非常高的红移。如果10%或更多的Pop III恒星作为超长GRB死亡，未来的任务将在一年内检测到这种GRB，尽管它们的注量很低。通过双星合并产生的大质量紧凑型Pop III恒星预计会产生更明亮的伽玛暴。在我们的常规情况下，这种发光伽玛暴的探测率为3-20 /年（z>8）。这些未来的观测有助于揭示Pop III恒星形成的历史。
2019-05-20 astro-ph.HE
Peak energy--Isotropic Luminosity Correlation and Jet Opening Angle Evolution in Swift-BAT Short GRBs with Soft Tail Emission
通过分析九个具有软尾辐射的Swift-BAT短伽马射线暴，发现硬尖峰与软尾遵循相同的E_peak–L_iso相关性，表明二者辐射机制相同，并提出强红移依赖的喷流张角模型解释光度演化趋势。
2024-03-15 astro-ph.HE
Search for Gamma Ray Bursts with the Argo-YBJ Detector in Scaler Mode
本文报道了利用羊八井地面天文台天体物理辐射（ARGO-YBJ）空气簇射探测器，在卫星观测到的瞬发辐射的同时，寻找能量范围在1-100 GeV的伽马射线暴（GRB）。由于它的山区位置（羊八井，西藏，中华人民共和国。中国，海拔4300米），ARGO-YBJ空气簇射探测器的有效表面（约6700 m**2的电阻板室）和大视场（约2 sr，仅受大气吸收的限制），特别适合于探测不可预测和持续时间短的事件，如伽玛暴。搜索是使用“单粒子技术”进行的，即计算所有撞击探测器的粒子，而不测量初级伽马射线的能量和到达方向。在2004年12月17日至2009年4月7日期间，卫星探测到的81个伽玛暴发生在ARGO-YBJ的视场内（天顶角< 45度）。在ARGO-YBJ数据中，有可能检查其中62个大于1 GeV的对应物，发现没有统计上显著的发射。由于在这个能量范围内没有检测到光谱，通量上限是有利的，特别是当红移已知时，可以考虑对河外吸收的校正。在1-100 GeV能区，得到的注量上限可低至10 ~（-5）erg cm ~（-2）。除了这个单独的搜索一个更高的能量对应物，所有的伽玛暴的堆栈在时间和相位的统计研究，寻找一个共同的特点，在伽玛暴的高能量发射。未检测到显著信号。
2009-05-08 astro-ph.HE
Detection prospects for multi-GeV neutrinos from collisionally heated GRBs
能量从GeV到亚TeV的中微子预计将在伽马射线暴（GRB）中产生，这是由于在光球层周围或下面发生的核碰撞导致喷流动能耗散的结果，在光球层中，喷流对于高能辐射仍然是光学厚的。迄今为止，从实验的角度对伽玛暴中非弹性碰撞模型的中微子发射研究还很薄弱。在目前的工作中，我们讨论了大体积中微子望远镜KM 3 NeT和IceCube，包括它们的低能扩展，KM 3 NeT/ORCA和DeepCore，分别识别碰撞加热的GRB中产生的中微子的前景。为了这个目的，我们评估的中微子从个人和堆叠的伽玛暴的检测灵敏度，探索散装洛伦兹因子值范围从100到600。作为我们分析的结果，个人搜索似乎只适用于极端的来源，其特征在于在F $_γ \geq 10^{-2}$ erg cm $^{-2}$的水平的伽马射线通量值。反过来，有可能从已经使用DeepCore和KM 3 NeT/ORCA的约900个长GRB的堆叠样本中检测到显著的中微子通量（目前的伽马射线卫星可以在大约五年内检测到）。探测灵敏度随着分别来自高能望远镜IceCube和KM 3 NeT/ARCA的数据的纳入而增加。
2022-03-27 astro-ph.HE
Towards Understanding the Origin of Swift Gamma-Ray Bursts Driven by Magnetars
Butler University（巴特勒大学）；Nanyang Technological University（南洋理工大学）；Henan Normal University（河南师范大学）
通过多波段数据分析，发现具有X射线平台的GRB可能由磁星驱动，其各向同性能量分布与短GRB一致，为磁星解释长GRB提供证据。
2025-11-27 astro-ph.HE
Spectral properties of long and short Gamma-Ray Bursts: comparison between BATSE and Fermi bursts
我们比较了227伽马射线暴（GRB）检测到的费米伽马射线暴监测器（GBM）到2010年2月的CGRO/BATSE仪器检测到的爆发的光谱特性。在227个费米伽玛暴中，有166个伽玛暴的\nuF（ν）谱具有实测的峰值能量E_peak_obs：其中146个和20个分别属于长型和短型。费米长爆发遵循BATSE爆发定义的E_peak_obs与通量和峰值通量之间的相关性：正如已经为后者所示，这些相关性及其斜率并不源于仪器选择效应。费米/GBM爆发扩展这种相关性向较低的注量/峰值能量值相对于BATSE的，而没有GBM长爆发的E_peak_obs超过几MeV的发现，尽管检测到它们的可能性。至于BATSE，$\sim$费米/GBM检测到的5%长伽玛暴和几乎所有短伽玛暴都是E_peak-isotropic等效能量（“Amati”）相关性的异常值，而没有异常值E_peak-各向同性等效光度（既不长也不短）Fermi长爆发具有相似的E_peak_obs典型值，但相对于所有BATSE事件具有更硬的低能谱指数，加剧了与最简单的同步辐射模型的极限斜率的不一致。虽然费米探测到的短暴还只是少数，但我们确认它们的E_peak_obs比长暴大，低能谱比长暴硬。我们讨论了这些结果的鲁棒性相对于GBM和BATSE仪器之间的差异引起的观测偏差。
2010-04-08 astro-ph.HE
Revisiting the Long/Soft-Short/Hard Classification of Gamma-Ray Bursts in the Fermi Era
本文对最新的费米伽马射线暴（GRB）的时间和光谱特性进行了统计分析，以重新审视GRB的分类。我们发现持续时间和能量比（$E_{\mathrm{peak}}$ /Fluence）的双峰性以及谱硬度（硬度比（$HR$）、峰值能量和谱指数）与持续时间（$T_{90}$）的反相关性支持费米伽玛暴的长/软$-$短/硬分类方案. $HR - T_{90}$反相关强烈地依赖于伽玛暴的谱形和能带，在典型的BATSE能带中具有弯曲谱的暴比在典型的BAT能带中具有幂律谱的暴表现出更紧密的反相关。这也许可以解释为什么$HR - T_{90}$相关性对于那些由具有较窄/较软能量带通的{ \it Swift}等仪器探测到的GRB样本并不明显。我们还分析了与测量的红移和明确的峰值能量的伽玛暴的内禀能量相关。目前的样品表明短伽玛暴存在$E_{\mathrm{p,rest}}=2455\times (E_{\mathrm{iso}}/10^{52})^{0.59}$，与长伽玛暴有显著不同。然而，长伽玛暴和短伽玛暴都符合相同的$E_{\mathrm{p,rest}}-L_{\mathrm{iso}}$相关性。
2012-03-01 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
Diversity in Fermi/GBM Gamma Ray Bursts: New insights from Machine Learning
本文利用无监督机器学习对Fermi/GBM伽马射线暴进行分类，识别出五个与Swift/BAT结果一致的聚类，并确认两类与千新星相关的GRB，分别可能源于双中子星并合和NS-BH并合。
2024-08-29 astro-ph.HE gr-qc
A Uniform Correlation between Synchrotron Luminosity and Doppler Factor in Gamma-ray Bursts and Blazars: hint of similar intrinsic luminosities?
我们收集了23个伽马射线暴和21个耀变体的多普勒因子，并假设它们的喷流视角θ->0 °，由它们的洛伦兹因子估计了它们的多普勒因子。利用伽玛暴的瞬发辐射主要是由同步辐射决定的传统假设，从伽玛暴的各向同性总能量和爆发持续时间计算了伽玛暴的同步辐射光度。有趣的是，我们发现伽玛暴和耀变体的同步辐射光度与多普勒因子L_syn \propto D ^[3.1]之间存在一致的相关性，这表明它们可能具有一些相似的喷流物理学。一个可能的原因是伽玛暴和耀变体或多或少具有相似的同步辐射光度，并且它们都被聚束效应强烈增强。经过多普勒和红移校正后，我们发现伽玛暴的内禀峰值能量在0.1 ~ 3 keV之间，典型值为1 keV。我们进一步对观测到的伽玛暴亮度进行了聚束效应修正，发现伽玛暴的内禀同步辐射亮度与峰值能量之间存在着与耀变体相似的正相关关系。我们的研究结果表明，γ暴的各向同性能量与峰值能量之间的紧密相关（所谓的“Amati”关系）可能是由内禀正相关和聚束效应共同作用的结果。
2011-09-07 astro-ph.HE
GRB 081024B and GRB 140402A: two additional short GRBs from binary neutron star mergers
最近的理论和观测证据表明，短暴可以分为两类：1）短γ射线闪光（S-GRF），能量各向同性，没有BH的形成; 2）真短伽马射线暴（S-GRB），能量各向同性，证明在双中子星合并过程中有BH的形成。BH形成的特征是在所有的S-GRB中都出现了与瞬发辐射相当的高能（$0.1$ -- $100$ ~GeV）辐射。在S-GRF中预计也没有观测到GeV辐射。在本文中，我们提出了两个额外的S-GRB，GRB 081024 B和GRB 140402 A，继已经确定的S-GRB，即，GRB 090227 B、GRB 090510和GRB 140619 B。我们还返回的S-GRB 090227 B的GeV发射的情况下，在一个角度的$71^{\rm{o}}$从\textit{Fermi} -LAT的boconut。所有正确识别的S-GRB都与高能辐射相关，这意味着在GeV辐射中没有显著的聚束存在。当在源静止坐标系中测量时，在BH形成之后，GeV光度中存在共同的幂律行为，这表明在所有S-GRB中新形成的BH的质量和自旋具有共同性。
2017-06-13 astro-ph.HE
Constraining the Type of Central Engine of GRBs with Swift Data
伽马射线暴（GRB）的核心引擎受到很差的约束。有两个主要的候选者：一个快速旋转的黑洞和一个快速旋转的磁星。此外，X射线平台被广泛接受的能量注入到外部冲击。本文系统地分析了101个具有平台相和已知红移的伽玛暴（2017年5月之前）的\emph{Swift} /XRT光变曲线。由于磁星存在最大能量收支（$\sim2\times10^{52}$ erg），而黑洞不存在，这为识别伽玛暴中心引擎的类型提供了一个很好的线索。计算了单个伽玛暴的各向同性动能$E_{\rm K,iso}$和各向同性X射线能量释放$E_{\rm X,iso}$。我们根据黑洞在中央引擎处的可能性将其分为三类：“黄金级”（101个中有9个，$E_{\rm X,iso}$和$E_{\rm K,iso}$都超过了能量预算），“白银级”（101个中有69个，$E_{\rm X,iso}$小于极限，但$E_{\rm K,iso}$大于极限）和“青铜级”（101个中有23个，能量不超过极限）。然后我们用Blandford Znajek机制推导并检验了黑洞参数，发现黑洞候选者（“Gold”+“Silver”）样品的观测结果与黑洞模型的预期一致。此外，我们还利用磁星模型对磁星候选者（Bronze）样品进行了测试，发现磁星表面磁导（$B_{p}$）和初始自旋周期（$P_{0}$）与磁星模型的预期一致。我们的分析表明，如果磁星风是各向同性…
2018-12-17 astro-ph.HE
The correlation between isotropic energy and duration of gamma-ray bursts
本文首次研究了伽马射线暴（GRB）各向同性能量与持续时间的相关性。从{ \em Swift} GRB样本中发现相关性为$T_d \propto {E_{iso}}^{0.34\pm 0.03}$。通过与{ \em RHESSI}观测到的太阳耀斑和{ \em Kepler}卫星观测到的恒星超耀斑的相关性比较，发现伽玛暴与太阳耀斑和恒星超耀斑的相关性指数相似。受太阳耀斑和恒星超耀斑产生的物理机制--磁重联的启发，我们用磁重联理论解释了这种关联。这种相似性暗示了磁重联可能是伽玛暴能量释放的主导过程。
2018-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Limits on the GeV Emission from Gamma-Ray Bursts
费米卫星上的大面积望远镜（LAT）只在费米伽马射线暴监测器（GBM）探测到的8千电子伏至10兆电子伏的长伽马射线暴（GRB）的一小部分中探测到30兆电子伏以上的辐射。LAT探测到的这些爆发是最明亮的GBM爆发之一。我们研究了一个样本的最明亮的GBM突发没有LAT检测，并获得其高能量通量的上限。我们发现，在$T_{90}$和GeV的注量在第一个600秒后的平均上限比为0.45 GeV的注量的LAT/GBM注量比的平均上限为0.13。这些比率强烈地限制了各种排放模型，特别是排除了用于即时排放的SSC模型。在大约三分之一的LAT检测到和LAT未检测到的爆发，我们发现，外推的MeV范围带谱的GeV范围是大于观测到的GeV通量（或其上限）。虽然这种过量对于任何特定的爆发都不是非常显著的，但是在大部分爆发中的总体过量表明至少在这些爆发中的一些爆发中的高能谱斜率下降。这可能是长期追求的对创造极限的证据。
2011-06-13 astro-ph.HE
Spectral-Luminosity relation within individual Fermi GRBs
本文研究了费米卫星探测到的所有已知红移的长伽马射线暴的光谱。它们的通量和注量是足够大的，以允许在8千电子伏-1兆电子伏的能量范围内的光谱特性的时间依赖性的研究。我们发现它们的EL（E）谱的峰值能量Ep与亮度在单个爆发中有显著的紧密相关。这种时间分辨的Ep-Liso相关性对于所有考虑的爆发都非常相似，并且具有类似于由几个不同卫星检测到的不同爆发的时间积分光谱定义的类似Ep-Liso相关性的斜率和归一化。对于一些考虑的伽玛暴，我们还可以研究在每个爆发内的单个脉冲的上升和衰减阶段期间的Ep-Liso相关性的行为，没有发现差异。我们的研究结果表明，存在一个类似的物理机制，操作不同的伽玛暴的持续时间，紧密联系的爆发亮度与峰值能量的光谱在不同的时间发出。这种物理机制在构成伽玛射线暴的单个脉冲的上升和衰减阶段是相同的。这些结果，同时要求一个强大的物理解释，强烈表明，Ep-Liso的光谱能量相关性，考虑到不同的爆发的时间积分光谱是真实的，而不是仪器选择效应的结果。
2009-08-19 astro-ph.HE
Identifying the physical origin of gamma-ray bursts with supervised machine learning
本文利用XGBoost监督学习方法，基于瞬时辐射、余辉和宿主星系等多参数特征构建伽马射线暴物理分类方案，发现瞬时辐射特征（T90、硬度比、通量）最能区分I型和II型暴，并应用于未分类暴的类别预测。
2023-10-15 astro-ph.HE
Gamma Ray Bursts with Extended Emission Observed with BATSE
我们提出了我们的系统搜索的结果扩展的发射组件后，最初的短伽马射线暴（GRB）尖峰，使用突发和瞬态源实验（BATSE）的意见。我们对短持续时间和长持续时间的GRB进行了扩展发射搜索，以揭示类似于GRB 060614的新混合类GRB的BATSE种群。对于所确定的爆发，我们调查的时间和频谱特性的初始尖峰，以及他们的扩展发射。我们的结果表明，扩展发射的伽玛暴的分数是我们的BATSE样品的总数的7%左右。我们发现，扩展发射的频谱是，在一般情况下，软比初始尖峰，这是符合什么已经观察到的原型爆发，GRB 060614。我们还发现，扩展发射的能量注量变化范围很宽，从0.1到40倍的初始尖峰的注量。我们在现有物理模型的背景下讨论了我们的结果，特别是在双组分喷流模型中。
2012-10-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
The classification and categorisation of Gamma-Ray Bursts with machine learning techniques for neutrino detection
本研究针对伽马射线暴（GRB）分类难题，采用无监督学习方法，利用T90、硬度、光变曲线等多类特征挖掘GRB的隐藏结构与类别，旨在寻找中微子流量更高的GRB亚群，为中微子探测提供支持。
2023-08-24 astro-ph.HE
Synchrotron polarization of anisotropic electron distribution in GRB prompt emission
Guangxi University（广西大学）；Guangxi Minzu University（广西民族大学）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Center for Astronomical Mega-Science, Chinese Academy of Science（中国科学院国家天文台）
研究GRB喷流中各向异性电子分布对同步辐射偏振的影响，发现低能电子分布影响偏振特征，能量斜率m决定光学波段偏振变化，数值结果与观测数据对比支持各向异性分布解释部分GRB偏振和光谱数据。
2026-04-24 astro-ph.HE
The Second Swift BAT Gamma-Ray Burst Catalog
我们提出了第二个雨燕爆发警报望远镜（BAT）的伽马射线暴（GRB），其中包含476个由BAT在2004年12月19日和2009年12月21日之间检测到的爆发目录。该目录（以下简称BAT 2目录）提供了由BAT测量的猝发触发时间、位置、90%误差半径、持续时间、注量、峰值通量、时间平均光谱参数和时间分辨光谱参数。在BAT瞬发数据中提取的各种观测参数的相关性研究中，我们区分了长持续时间GRB（L-GRB）、短持续时间GRB（S-GRB）和短持续时间扩展发射GRB（S-GRB with E.E.）以研究即时发射特性的差异。L-GRB、S-GRB和E.E.在目录中分别为89%、8%和2%。比较了BAT与BATSE、BeppoSAX和HETE-2 GRB样品的瞬发辐射特性。我们还将观测到的瞬发辐射性质与已知红移的伽玛暴的红移相关联。BAT T90和T50持续时间分别在70 s和30 s达到峰值。我们确认BAT的S-伽玛暴的光谱一般比L-伽玛暴的光谱硬。本文给出了BAT S-γ暴的时间平均谱，其E.E.与L-GRB相似而E.E.与S-GRB相似结果表明，BAT样品比BATSE样品的亮暴明显更软，BAT样品的Epeak峰值在80 keV，比BATSE样品的Epeak峰值在320 keV的能量低得多。BAT GRB样品的时间平均光谱特性与HETE-2 GRB样品的时间平均光谱特性相似。通过时间分辨…
2011-04-25 astro-ph.HE
Searching for Needles in Haystacks - Looking for GRB gamma-rays with the Fermi/LAT Detector
自2008年6月11日费米伽马射线太空望远镜发射以来，已经在费米大天区望远镜（LAT）坐标66^ \circ范围内观测到55个伽马射线暴（GRB），并由NASA Swift任务或其他卫星提供精确定位。强制选择削减，以排除低银河系纬度和高天顶角减少样本大小为41。使用匹配滤波器技术，费米/LAT光子数据，这些领域已被检查的证据，到目前为止，逃避检测能量超过100兆电子伏的爆发。在与类似的随机背景场比较后，GRB 080905 A和GRB 091208 B两个事件脱颖而出，成为这种识别的优秀候选者。在排除了LAT团队先前报告的六个明亮爆发之后，剩余的35个事件显示出统计显著性大于2 sigma的LAT“漫射”光子过量，与匹配滤波器分析无关。在考虑了局部化场中光子的总数并包括探测效率的估计之后，人们得出结论，LAT视场内所有伽马射线暴中的11%至19%的范围内的某个地方用两个或更多的高能光子照射探测器。这是迄今为止对伽玛暴高能光子含量最严格的估计。与高能光子发射有关的两个新事件具有与先前观察到的相似的高能量注量与低能量注量的比率。这将它们与具有类似低能量通量的爆发分开了10倍，这表明它们是一种独特的事件，而不是一个平滑的连续体。
2010-10-23 astro-ph.HE
The prompt-early afterglow connection in GRBs
我们研究了观测到的早期余辉平台的持续时间和亮度与各向同性的伽玛射线能量释放在提示阶段之间的相关性。我们讨论这些相关性的背景下，两个方案的起源高原。在第一个余辉是由前向激波和高原的微物理参数的变化的结果，而在第二个早期余辉是由一个长寿命的反向激波传播的低洛伦兹因子尾部的喷出物。
2013-09-25 astro-ph.HE
Softness Ratio of SWIFT Gamma-ray Bursts and Relevant Correlations
本文利用Swift探测的303个伽马射线暴样本，按软度比分类并发现X射线闪、富X射线暴和经典暴共同遵循能量-光度-持续时间及峰值能量-软度比等紧密关联，为GRB低能延伸假说和宇宙学应用提供支持。
2025-05-10 astro-ph.HE
The average GeV-band Emission from Gamma-Ray Bursts
我们分析了费米伽玛射线空间望远镜探测到的0.3 - 30 GeV能量范围内的伽马射线暴的发射。我们集中在爆发，以前只检测到的伽马射线暴监测器在千电子伏的能量范围。然后，这些爆发将与大面积望远镜在更高能量下单独探测到的爆发进行比较。为了估计微弱伽玛暴的发射，我们使用非标准的分析方法，并对许多伽玛暴求和，以找到一个明显高于背景水平的平均信号。我们使用的子样本中的99个伽玛暴暴在爆发目录中列出的头两年的观察。虽然大多数无法单独探测到，但大面积望远镜没有探测到的爆发平均在0.3 GeV至30 GeV的能量范围内发出显著的通量，但它们的累积能量通量仅为所有伽马射线暴的8%。同样，GeV与MeV的通量比较小，GeV带谱较软。我们确认，GeV带的发射持续时间远长于在keV能量范围内发现的发射。在GeV波段，伽马射线暴的平均全天能流为6.4 * 10 ^-4 erg cm ^-2 yr ^-1，仅为脚踝以上10 ^18.6 eV处宇宙射线能流的4%。
2013-01-14 astro-ph.HE
Do Short GRBs Exhibit an Anticorrelation between Their Intrinsic Duration and Redshift?
本文利用汇编的长、短伽马射线暴样本检验内禀持续时间与红移的反相关，证实长暴存在该关系而短暴不存在，并探讨金属丰度演化的意义。
2025-02-20 astro-ph.HE
A Low-latency Pipeline for GRB Light Curve and Spectrum using Fermi/GBM Near Real-time Data
快速响应和短时间延迟对于时间域天文学是非常重要的，例如伽马射线暴（GRB）和引力波（GW）的电磁（EM）对应物的观测。基于近实时Fermi/GBM数据，我们开发了一个低延迟流水线来自动计算伽玛暴的时间和光谱特性。利用该管道，可以在伽玛射线暴触发后约20分钟内获得一些重要参数，如T90和注量。对于~90%的GRB，T90和通量与GBM目录结果一致，误差在2 σ以内。伽马射线暴偏振仪（POLAR）和洞察硬X射线调制望远镜（Insight-HXMT）已使用该管道跟踪感兴趣的暴。对于GRB 170817 A，费米/GBM和INTEGRAL/SPI-ACS探测到的GW事件的第一个EM对应物，管道在GBM触发后21分钟内提供了T90和光谱信息，为POLAR和Insight-HXMT观测提供了重要信息。
2018-02-26 astro-ph.HE astro-ph.IM
Constraints on the very high energy gamma-ray emission from short GRBs with HAWC
许多伽马射线暴（GRB）已经在射电波段被观测到，还有一些在极高能量（VHEs，> 100 GeV）。HAWC伽马射线观测站由于其大视场和占空比，非常适合研究VHE的瞬态现象。这些功能允许搜索VHE排放，并可以探测不同的模型假设的持续时间和光谱。在本文中，我们使用HAWC在2014年12月至2020年5月期间收集的数据来搜索来自样本47个短GRB的能量范围从80到800 GeV的发射，这些短GRB在此期间触发了费米，斯威夫特和科纳斯卫星。该分析被优化以在每个突发的前20 s内搜索延迟和扩展的VHE发射。我们没有发现VHE排放的证据，无论是同时或延迟，相对于即时排放。上限（90%的置信水平）上的GRB通量推导出的同步辐射自康普顿前向冲击模型的约束。对于像GRB 170206 A和GRB 181222841这样具有最高keV注量的爆发，当假设z=0.3时，可以得到低至$10^{-2}$ cm $^{-3}$的星际密度的约束。如此低的密度使得观察主要来自快速冷却状态的VHE排放具有挑战性。
2022-08-01 astro-ph.HE
The second Konus-Wind catalog of short gamma-ray bursts
在这个目录中，我们提出了一个系统的研究结果，295短伽马射线暴（伽玛暴）探测Konus-Wind（KW）从1994年到2010年。从时间和频谱分析的样本，我们提供的爆发持续时间，频谱滞后，频谱拟合的结果与三个模型函数，总能量注量和峰值能量通量的爆发。我们讨论的证据发现一个额外的幂律谱分量和存在的一小部分的KW短伽玛暴的扩展发射。最后，我们考虑的情况下，I型（合并起源）/II型（合并起源）分类的结果。
2016-03-22 astro-ph.HE
