GRB 221009A and the Apparently Most Energetic Gamma-Ray Bursts
本研究利用含GRB 221009A的185个高能GRB样本，分析了GRB各向同性等效能量分布，证实Eiso=4×10^54 erg处存在截断，并探讨了该截断原因及GRB 221009A的物理意义。
2025-01-23 astro-ph.HE
Gamma-Ray bursts: Energetics and Prompt Correlations
本文提出了一个能同时描述伽马射线暴（GRB）的瞬时光谱和时间参数的光度函数和基本的联合总体分布的模型，该模型受伽玛射线仪器（特别是BATSE和Fermi）的探测阈值的影响。基于BATSE星表中的2130个GRB瞬发数据，我发现两类GRB的布居特性--长持续时间和短持续时间--在4维空间的瞬发参数：峰值亮度（Liso），总各向同性发射（Eiso），时间积分谱峰值能量（Ep，z）和瞬发持续时间（T90，z）中具有惊人的相似性。两个著名的Amati（Eiso-Ep，z）和Yonetoku（Liso-Ep，z）关系被证明受到选择效应的高度影响，破坏了它们在暗能量状态方程和不同宇宙学模型研究中频繁使用的合法性。特别是，我表明，阿马蒂关系的斜率可能在0.2-0.3的范围内，对应于皮尔森的相关强度ρ =0.58 \pm 0.04。这个预测的斜率明显（> 16 sigma）小于GRB社区目前感知的值（~0.56）。我认为，类似的Eiso-Ep，z和Liso-Ep，z关系具有大致相同的强度和意义，应该存在于短伽玛暴的人口。该模型还预测了即时排放持续时间的强正相关性（例如，T90，z）与Eiso和Liso在短和长两类伽玛暴中的关系。
2013-08-05 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.data-an
Measuring cosmological parameters with Gamma-Ray Bursts
在几十秒内，伽马射线暴（GRB）发射出相当于各向同性辐射能量Eiso的10^54 erg，因此可以在z ~10处观测到它们。因此，这些现象似乎是描述宇宙膨胀率历史的非常有前途的工具。本文综述了利用伽玛暴的Ep，i-Eiso关联测量宇宙学密度参数Omega_M.我们表明，目前的数据集的伽马射线暴，再加上假设我们生活在一个平坦的宇宙，可以提供独立的证据，从其他探测器，欧米茄_M ~0.3。我们表明，目前（例如，Swift，Fermi/GBM，Konus-WIND）和即将进行的GRB实验（例如，CALET/GBM、SVOM、Lomonosov/UFFO、LOFT/WFM）将使我们能够以与目前Ia型超新星表现出的精度相当的精度约束Omega_M，并研究暗能量的特性及其随时间的演化。
2013-10-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
False outliers of the Ep,i - Eiso correlation?
上下文在深入了解伽玛暴及其在宇宙学中的可能用途的背景下，已经发现了描述其发射的参数之间的一些重要相关性，其中“Ep，i-Eiso”相关性是研究最多的。正因为如此，它是根本的阐明一些事件的特殊行为，即GRB 980425和GRB 031203，似乎是Ep，i-Eiso相关的重要异常值。目标。在本文中，我们调查，如果GRB 980425和GRB 031203的位置，两个（明显的）异常值的相关性，可能是由于缺乏检测的软X射线发射与这些GRB，分别从BATSE探测器船上的康普顿伽马射线观测器和INTEGRAL，这是在观测的时代运行所造成的观测偏差。我们分析了Swift观测到的其他类似的次能量爆发（GRB 060218，100316 D和161219 B）的观测到的发射，其积分发射符合Ep，i-Eiso关系。我们模拟了它们的积分和时间分辨发射，就像观测GRB 980425和GRB 031203的相同探测器所观测到的那样，旨在重建这些爆发的光变曲线和光谱。结果如果用老一代仪器观测，GRB 060218、100316 D和161219 B将出现Ep，i-Eiso关系的异常值，而如果用Swift或WFM观测，GRB 060218将完全匹配相关性。我们还注意到，单独的仪器BAT（15-150 keV）实际上测量到060218为异常值。结论.我们认为，如果GRB 980425和GRB 031203被S…
2017-08-13 astro-ph.HE
On The Origin Of High Energy Correlations in Gamma-ray Bursts
我调查的起源所观察到的伽玛暴的nuFnu谱峰Epk和其各向同性的等效能量EISO之间的相关性，通过使用人口合成代码来模拟伽玛暴的即时伽马射线发射。通过使用处方的即时光谱参数的分布，以及人口的光度函数和共同移动的速率密度，我生成一个模拟人口的伽玛暴和研究如何爆发不同的光谱特性和红移将出现在地球上的伽马射线探测器。我发现，一个强大的观察到的相关性可以产生之间的源帧Epk和EISO的检测人口，尽管存在的只有一个弱的和广泛的相关性，在原来的模拟人口。伽马射线探测器的通量限制探测阈值的能量依赖性用于产生低亮度GRB的源帧Epk和Eiso之间的相关性，产生所观察到的相关性的左边界。相反，由于标准的Malquest偏置，非常明亮的伽玛暴比它们的低光度对应物具有更高的红移，导致在低Epk，高Eiso状态下的爆发无法被检测到，因为它们的Epk值会红移到大多数伽马射线探测器变得不那么敏感的能量。我认为，这是以前未检查的影响，产生了观察到的相关性的右边界。因此，所观察到的相关性的起源是仪器的检测阈值，在伽玛射线暴光度函数的内在截止，和广泛的红移范围内的伽玛射线暴被检测到的复杂组合。这些模拟的目的是展示如何选择的影响所造成的组合的仪器灵敏度和宇宙学性质的天体物理人口可以采取行动，以产生一个人为的强相关性之间观察到的属性。
2011-10-27 astro-ph.HE astro-ph.IM
Rest-frame properties of gamma-ray bursts observed by the Fermi Gamma-Ray Burst Monitor
在这次演讲中，我提出的主要光谱和时间特性的费米/GBM伽马射线暴（伽玛暴）与已知的红移。这些伽玛暴的休息框架的祖先的关键属性进行了调查，以更好地了解这些事件的内在本质。该样本包括47个GBM观测到红移的伽玛暴，直到2012年5月。39个源属于长持续时间的群体，8个事件被归类为短爆发。对于所有这些事件，我们在可能的情况下导出了νFν谱中的固有峰值能量（Ep，rest）、rest帧中的持续时间（定义为观测到90%的爆发计数的时间）（T90，rest）和各向同性等效辐射热能量（Eiso）。我们证实EP，休息和EISO（Amati关系）之间的紧密相关性，比以前报道的更大的分散。我们还确认了Ep，休息和1-s峰值光度（Lp）之间的关系（米德关系）。短GRB 080905 A，其宿主星系的红移z = 0.1218，是这个关系的一个特殊异常值。此外，观察到Ep，rest的有趣但初步的宇宙演化，而T90，rest没有明显的演化。
2012-07-19 astro-ph.HE
Confirmed width-Eiso and width-Liso relations in GRB: comparison with the Amati and Yonetoku relations
本文选取一个由Konus-Wind观测到的具有已知红移的141个BEST时间积分F谱和145个BEST峰值通量P谱的样本，重新检验谱宽与$E_{iso}$和$L_{iso}$之间的关系。我们定义了六种类型的绝对光谱宽度。结果表明，无论是F谱还是P谱，所有静止帧绝对谱宽都与$E_{iso}$以及长爆发的$L_{iso}$有很强的正相关关系。所有的短爆发都是宽度- $E_{iso}$关系的异常值，而大部分短爆发与F和P谱的宽度- $L_{iso}$关系的长爆发一致。此外，对应于不同谱宽的所有位置能量$E_{2}$和$E_{1}$也与$E_{iso}$和$L_{iso}$正相关。我们将这些关系与Amati关系和Yonetoku关系进行了比较，发现宽度- $E_{iso}$和宽度- $L_{iso}$关系在$EF_{E}$谱的90%最大值处分别与Amati关系和Yonetoku关系几乎重叠.当位置能量位于$EF_{E}$的99%最大值时，$E_{2}-E_{iso}$、$E_{1}-E_{iso}$和$E_{2}-L_{iso}$、$E_{1}-L_{iso}$的相关性分别非常接近Amati和Yonetoku关系.因此，我们证实了存在紧密的宽度- $E_{iso}$和宽度- $L_{iso}$关系的长突发。我们进一步表明，频谱形状确实与$E_{iso}$和$L_{iso}$。Amati和Y…
2020-07-29 astro-ph.HE
Connecting Prompt and Afterglow GRB emission I. Investigating the impact of optical selection effects in the Epi - Eiso plane
测量伽玛暴在静止坐标系中的性质对于理解伽马射线暴中的物理作用至关重要。这只能对已知红移的伽玛暴进行。由于红移通常是从余辉的光谱中测量的，瞬发和余辉发射之间的相关性可能会在瞬发发射的静止坐标系性质的分布中引入偏差，特别是考虑到我们只测量了三分之一的雨燕伽玛暴的红移。本文研究了伽玛暴光学余辉的亮度以及光学选择效应在伽玛暴各种本征性质分布中的作用和对Amati等人（2002）发现的Epi - Eiso关系的影响。我们的分析是基于一个样本的85伽玛暴具有良好的光学后续和良好的测量即时发射。其中71个有红移，14个没有红移。我们讨论了伽玛暴在Epi-Eiso平面上的位置与其在伽玛暴静止帧中触发后两小时测量的光学亮度之间的联系。我们表明，在我们的样本中的伽玛暴的亮度主要是由其固有的光度，并只轻微地依赖于它们的红移。我们还表明，微弱的余辉伽玛暴优先位于Epi-Eiso平面的上部。这种光学选择效应有利于探测到具有明亮余辉的伽玛暴，余辉位于最佳拟合的Epi - Eiso关系之下，其红移很容易测量。我们的结论是，在休息帧的即时伽玛暴的属性的分布经历选择效应，由于需要测量的光学余辉发射的红移。这些偏见提出了显着的不确定性时，解释伽玛射线暴属性的统计研究在休息框架。我们表明，Epi - Eiso关系是不受这些选择的影响。
2015-03-10 astro-ph.HE
Rest-frame properties of 32 gamma-ray bursts observed by the Fermi Gamma-Ray Burst Monitor
目的：研究Fermi/GBM观测到的伽马射线暴的主要光谱和时间特性。我们调查这些关键属性的伽玛暴在休息帧的祖先和测试可能的内部参数的相关性，以更好地了解这些事件的内在本质。方法：我们的样本包括32个GBM观测到的红移，直到2010年8月。其中28个属于长持续时间群体，4个事件被归类为短/强爆发。对于所有这些事件，我们推导出，在可能的情况下，固有的峰值能量的$νF_ν$频谱（\eprest），在休息帧的持续时间，定义为90%的突发注量被观察到的时间（\tninetyrest）和各向同性等效测热能量（\eiso）。结果：\eprest的平均值为1.1 MeV，中位值为750 keV。对数正态拟合的长爆发峰值在约800 keV的样本。未发现高\ep群体，但分布偏向低\ep值。我们发现GBM可以恢复的最低可能的\ep为~ 15 keV。长伽玛暴的\tninetyrest分布在10 s左右达到峰值。\eiso的分布分别为$8.9\times 10^{52}$ erg和$8.2 \times 10^{52}$ erg的平均值和中位值。我们确认了\eprest和\eiso之间的紧密相关性（Amati关系）以及\eprest和1-s峰值亮度之间的紧密相关性（$L_p$）（Yonetoku关系）。此外，我们观察到的参数重建效果，即低能量的幂律指数$α$变得更软时，\ep位于探测器的能量范围的下端。此…
2011-05-03 astro-ph.HE
A Multivariate Fit Luminosity Function and World Model for Long GRBs
本文提出了宇宙学长持续时间（II型）伽马射线暴（LGRB）的光度函数、静止帧谱相关和分布可以很好地描述为多元对数正态分布。这一结果是基于对迄今为止最大的伽马射线暴目录中的LGRB的时间和光谱变量的仔细选择、分析和建模：2130个BATSE GRB，同时考虑到检测阈值和可能的选择效应。导出了各向同性峰值亮度（Liso）、总各向同性发射（Eiso）、时间积分谱峰能量（Epkz）和持续时间（T90 z）的联合静止坐标系分布的约束条件。所提出的分析提供了证据，证明BATSE探测器遗漏了相对较大比例的LGRB，Eiso延伸到~ 10^49 [erg]，观测到的谱峰能量（Epk）低至~ 5 [keV]。静止帧持续时间T90 z < 1 [s]或静止帧持续时间T90 < 2 [s]的LGRB似乎是罕见事件（发生概率<0.1%）。该模型预测了相当强的，但非常显着的相关性（rho=0.58 \pm 0.04）之间的Eiso和Epkz的LGRB。还预测了Liso和Eiso与T90 z的强相关性以及Liso和Epkz之间的中等相关性。发现的相关性的强度和意义鼓励了对潜在机制的探索，尽管削弱了它们作为高红移暗能量状态方程探针的能力。所提出的分析有利于-但不一定-宇宙率的BATSE LGRB跟踪金属丰度演化符合截止~ 0.2-0.5，假设没有亮度红移演化。
2013-01-21 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.data-an
Statistical Properties of Multiple Optical Emission Components in Gamma-Ray Bursts and Implications
根据文献资料整理了146个伽马射线暴的光学光变曲线。用幂律函数拟合这些光变曲线，提取了多个光发射分量。系统地分析了各组分的统计性质及其与瞬发γ射线发射和X射线余辉的关系。我们发现，在提示和晚期耀斑的峰值亮度相关的峰值亮度的演变可能是吸积率的演变信号。浅衰变阶段/平台和瞬发γ射线辐射之间没有紧密的相关性被发现，假设它们是由于一个紧凑的对象注入的持久的风，我们表明，注入的行为有利于一个持久的风后，主爆发情节的场景。余辉起始的峰值亮度与Eiso密切相关，峰值越晚越暗。假设起始撞击是由于外部介质对火球的减速，我们检验了γ_0-Eiso关系，发现它与当前样品相吻合。在我们的样品中观察到30个伽玛暴的光学再亮。它的峰宽与峰时之间的关系与起始凸块中的峰宽和峰时之间的关系相同，但峰亮度与Eiso之间没有明显的相关性，虽然它的峰亮度也随时间衰减，但斜率比起始峰的要小得多。得到了Lt ^{-1}_{p}$，这与对风状环流介质中膨胀外火球的离轴观测结果一致。后期的再增亮可能是另一个喷流成分的信号。不同发射成分的混合可能是在不同能带中观察到色突变的原因。
2012-03-13 astro-ph.HE
Radio-bright vs. Radio-dark Gamma-ray Bursts -- More Evidence for Distinct Progenitors
我们分析了两个不同的样本的伽玛暴，有和没有无线电余辉发射。我们使用的样本211伽玛暴，这是一个更新的以前的样本从arXiv：1902.01974，并发现，与以前的结果一致（虽然与样本，几乎是两倍大）作为固有的伽马射线持续时间（Tint）和各向同性等效能量（EISO）的分布这两个群体之间出现显着不同。两个样品的红移（z）分布没有统计学差异。我们分析了几个变量之间的相关性（EISO，色调，喷流开度角，和z），占选择效应和红移的演变使用Efron-Petrosian方法。我们发现一个统计上显着的反相关性之间的喷流开口角和红移，以及着色和红移，无线电亮和无线电暗伽玛暴。最后，在协议与以前的工作，我们发现，非常高的能量（0.1 - 100 GeV）的扩展发射是目前在射电明亮的伽玛射线暴样品。我们的工作支持了射电亮和射电暗伽玛暴起源于不同祖先的可能性。
2023-03-24 astro-ph.HE
The hidden population of long gamma-ray bursts from compact object mergers
University of Ferrara（费拉拉大学）；INAF –- Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）；INFN –- Sezione di Ferrara（意大利国家核物理学院费拉拉分部）；INAF –- Osservatorio Astronomico d’Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）
研究通过分析GRB 230307A的时空特性，发现9个未知红移的致密天体合并候选体，其Ep,i-Eiso关系存在异常，且MVT更符合致密天体合并特征，表明长GRB中未识别的致密天体合并比例可能更高。
2026-03-16 astro-ph.HE
Cosmology with Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）是宇宙中最亮的源，主要发射硬X射线能带，并且在红移高达~8.1处被探测到。因此，它们在原则上是宇宙学非常强大的探测器。本文简要回顾了利用伽玛暴测量宇宙学参数的研究，这些研究主要是基于光谱峰值光子能量与总辐射能量或光度之间的相关性。特别是，基于95个伽玛暴的富集样本，我将提供Amati等人（2008）的分析的更新，该分析旨在从Ep，i-Eiso相关性中提取关于Omega_M的信息，并在较小程度上提取关于Omega_Lambda的信息。我还简要讨论了使用伽玛暴作为IGM高分辨率吸收光谱学宇宙学信标的前景（例如，WHIM），并作为SFR的示踪剂，直到宇宙的“黑暗时代”（z > 6）。
2009-08-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Are there radio-loud and radio-quiet Gamma-Ray Bursts?
有和没有射电余辉发射的两类不同的长持续时间伽马射线暴（LGRB）的潜在存在，对应于射电亮/大声和射电暗/安静的群体，最近在GRB文献中被争论和支持。已经发现，无线电静默LGRB平均具有较低的总各向同性伽马射线发射（Eiso）和较短的固有瞬发伽马射线持续时间（例如，T90z）。此外，在射电强的LGRB中发现了红移-T90 z反相关，据报道这在射电安静类中是缺失的。在这里，我们讨论的意义之间的差异的能量和时间属性的两个建议类的射电大声和射电安静的LGRB。我们表明，许多建议的证据支持两个不同的射电人口的LGRB可以解释的选择效应和样本的不完整性。我们的论点是基于最近发现的总各向同性发射（Eiso）和内在提示持续时间（T90 z）之间的相对较强的高度显著正相关性，该相关性存在于短硬和长软GRB的群体中，由Shahmoradi（2013）和Shahmoradi和Nemiroff（2015）首次预测，量化和报告。
2020-10-17 astro-ph.HE astro-ph.IM physics.data-an
Properties of the Prompt Optical Counterpart Arising from the Cooling of Electrons in Gamma-Ray Bursts
这项工作扩展了同时期的努力（Panaitescu & Vestrand 2022），以研究相对论性伽马射线暴（GRB）电子通过辐射（同步辐射和自康普顿）发射和绝热损失冷却产生的低能对应同步辐射的性质。我们导出了伴随伽玛暴的瞬发光学对应体（POC）的主要特征（脉冲宽度、爆发后的滞后时间、相对于爆发的亮度）。根据磁场寿命、电子注入持续时间和电子从硬X射线（GRB）到光学发射能量的渡越时间Dto，（真实）POC可能出现在GRB脉冲期间（持续时间dtg）或之后（延迟OC）。由GRB电子冷却引起的对应物的特征是，真正的POC脉冲（Dto < dtg）持续与相应的GRB脉冲（dto ~ dtg）一样长，而延迟的OC脉冲（Dto > dtg）持续与渡越时间（dto ~ Dto）一样长。如果可以测量OC变异性，那么这种OC机制的另一个特征是GRB变异性仅“传递”给POC，但对于延迟的OC则丢失。在γ射线暴电子冷却模型中，粒子相干态的平均亮度应大于延迟态（这被发现与数据一致），并且较硬的GRB低能斜率bLE应该更经常地与较暗的POC相关联。低能斜率bLE的范围在[-1/2，1/3]，平均爆发亮度为1 mJy（1dex色散）意味着硬伽玛暴的POC可以比R=20更暗，并且难以被机器人望远镜探测到（除非有另一种机制使冷却电子的发射黯然失色），并且软伽玛暴的POC可以比R=10更亮，即与几次爆发中看到的光学…
2022-09-23 astro-ph.HE
Gamma Ray Bursts in the comoving frame
我们用测得的余辉光变曲线的峰值时间估算了31个伽玛暴的体洛伦兹因子γ_0。我们考虑两种可能的情况下的Gamma_0的估计：一个均匀的环爆介质或风密度剖面的情况下。均匀风场和风场的γ_0值在几十到几百之间分布较广，平均值分别为138和66。我们发现各向同性的能量和光度与γ_0有类似的关系，即Eiso γ_0^2和Liso γ_0^2，而峰值能量Epeak γ_0.这些相关性在风密度廓线中比在均匀情况下分散得更少。然后，我们研究的能量，光度和光谱特性的爆发在他们的共动框架。Liso'的分布非常窄，在风的情况下，离散度小于十年，聚集在Liso'= 5x10^48 erg/s附近。峰值光子能量聚集在Epeak '= 6 keV附近。新发现的γ_0关联为伽玛暴的谱能关联提供了一种普遍的解释方案。Epeak-Eiso和Epeak-Liso相关性是由于不同的Gamma_0因子引起的，并且如果θ_j^2 *Gamma_0=常数，则可以解释准直校正相关性Epeak-Egamma（通过校正射流开口角θ_j的各向同性量获得）。假设Epeak-Egamma相关性成立，我们发现θ_j*Gamma_0 ~ 6-20的典型值与磁加速射流模型的预测一致。
2011-10-31 astro-ph.HE
Radio Plateaus in Gamma-Ray Burst Afterglows and Their Application in Cosmology
本研究收集27个带射电平台期的伽马射线暴样本，推导射电平台期的多参数经验关系，探究其物理起源，并将其作为标准烛光结合其他探针约束宇宙学参数。
2023-10-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
Searching for differences in Swift's intermediate GRBs
伽马射线暴通常根据其高能量发射分为短持续时间和长持续时间暴，这可能反映了两种不同类型的祖先。然而，统计数据表明，该分类方案中需要第三个中间群体，尽管迄今为止尚未对此类属性进行广泛研究。在雨燕时代产生的大量后续研究使我们有足够的样本来尝试通过它们的即时发射和余辉的性质来研究这第三个群体。我们的研究集中在雨燕在其前四年的操作中观察到的伽玛暴样本。样本包含那些具有测量红移的爆发，因为这使我们能够推导出内在性质。中间爆发的能量较低，余辉比长伽玛暴更暗，特别是当考虑到X射线光变曲线时，平均比长爆发暗一个数量级。在红移分布中有一个不太明显的趋势，即中间爆发比长爆发更接近。除此之外，中间爆发表现出与长爆发相似的性质。特别是，它们遵循Epeak与Eiso的相关性，平均而言，正的光谱滞后与长爆发的分布相似。像长伽玛射线暴一样，它们通常有一颗超新星伴随，尽管一些中间爆发没有超新星成分。研究表明，中爆发不同于短爆发，尽管与长爆发有许多共同的性质，但它们之间也存在一些差异。我们认为，中期和长期爆发之间的物理差异可能是，前者的喷出物是薄壳，而后者是厚壳。
2010-07-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Jets and Gamma-Ray Burst Unification Schemes
有几条证据表明，驱动伽马射线暴（GRB）的超相对论外流被准直成窄喷流。然而，这些都是间接的，喷流结构的约束相当差。更重要的是，射流动力学仍然没有得到详细的研究。已经有人提出，在不同的长持续时间事件之间观察到的变化，从明亮的光谱硬伽玛暴到暗淡和光谱软的X射线闪光（XRF），可能主要是由于相对于相当相似的相对论喷流的不同视角（或视线）。在这里，我们描述了这些主题的知识现状，解释了一些基本原理背后的一些最相关的物理学，并讨论了未来的前景。
2010-12-22 astro-ph.HE
On the origin of the gamma-ray burst GRB221009A
该研究利用 NED 数据质疑 GRB221009A 与超新星的宇宙学关联，并结合 18 TeV 伽马射线、SGR 分布及银道面传播特征，提出其可能是银河系内巨型软伽马重复暴。
2024-10-19 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
Probing the Cosmic Gamma-Ray Burst Rate with Trigger Simulations of the Swift Burst Alert Telescope
伽马射线暴（GRB）率是揭示GRB、超新星和恒星演化之间关系的基础。此外，高红移的伽玛暴速率提供了一个强有力的探测在早期宇宙的恒星形成历史。虽然Swift观测到了数百个GRB，但由于Swift复杂的触发算法，仍然很难确定GRB的内在速率。目前的研究GRB率通常近似的斯威夫特触发算法的一个单一的检测阈值。然而，与以前飞行的GRB仪器不同，Swift有超过500个基于光子计数率和附加图像阈值的触发标准。为了研究可能的系统偏差和探索固有的伽玛暴属性，我们开发了一个程序，能够模拟所有的率触发标准和模仿图像阈值。仿真结果表明，采用Swift的复合触发算法可以提高微弱脉冲的检测率。因此，我们的模拟表明，爆发需要比以前预期的更暗，以避免过度产生检测数量，并与Swift观测相匹配。此外，我们的研究结果表明，这些昏暗的爆发更可能是高红移事件比低光度的伽玛暴。这将意味着在大红移下的宇宙伽玛暴速率比以前基于恒星形成速率测量的预期更高，除非考虑其他因素，如光度演化。根据我们的最佳结果，每年向我们发射的伽玛暴总数为4571^{+829}_{-1584}。特别说明（2015.05.16）：此新版本包含一个勘误表。所有的伽玛射线暴率归一化（$R_{\rm GRB}(z=0)$）应该比以前报告的小2倍。详情请参阅附录。我们真诚地为这个错误道歉。
2016-03-23 astro-ph.CO astro-ph.HE
An analytic derivation of the empirical correlations of gamma-ray bursts
本研究在标准火球模型框架下解析推导了伽马射线暴的Amati与Yonetoku经验关联，经数值模拟验证，并推导了轴外关联形式，揭示了其辐射内在物理与视角的重要作用。
2023-03-23 astro-ph.HE
Magnetic Structures in Gamma-Ray Burst Jets Probed by Gamma-Ray Polarization
利用IKAROS太阳帆上的伽马射线暴偏振仪（GAP）对两个伽玛射线暴的瞬发辐射GRB 110301 A和GRB 110721 A进行了偏振测量。我们从每个脉冲群中检测到线性偏振信号，其中对于GRB 110301 A，偏振度为$Π= 70 \pm 22$ %，$3.7 σ$具有统计学显著性，对于GRB 110721 A，偏振度为$Π= 84^{+16}_{-28}$ %，$3.3 σ$置信水平。我们没有检测到任何显着的偏振角的变化。这两个事件与GRB 100826A相比，持续时间更短，亮度更暗，显示出偏振角的显着变化，如Yonetoku等人（2011）所报道的那样。同步辐射辐射模型可以与三个暴的观测数据相吻合，而光球准热辐射模型则不太适用。我们认为，在发射区的磁场结构是全球有序的领域平流从中央引擎。
2012-08-27 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
A Study of the Gamma-Ray Burst Fundamental Plane
一类长伽马射线暴（GRB）在其X射线余辉中具有平台阶段，遵守平台结束时的静止帧时间Ta，其对应的X射线光度La和瞬发发射中的峰值光度Lpeak之间的三维（3D）关系（Dainotti et al. 2016）。我们从2014年7月到2016年7月扩展了X射线数据的原始分析，共获得了183个具有余辉平台和已知红移的Swift GRB样本。我们将最近的GRB添加到以前的“黄金样本”（现在包括45个GRB）中，并获得了与以前结果在一个sigma内兼容的内在散射的关系平面。我们比较了几种类型的伽玛暴，如短与扩展发射，X射线闪光，与SNe相关的伽玛暴，长持续时间的伽玛暴，和黄金样品，仅由伽玛暴组成的光变曲线具有良好的数据覆盖率和相对平坦的平台，并评估了它们的关系平面。我们发现，它们与来自金样品的基本平面没有统计学差异，并且基本平面仍然具有最小的散射。我们将文献中列出的喷流张开角与使用Pescalli等人（2015）中方法的Eiso-Egamma关系推导出的角度进行了比较，并计算了长伽玛暴样本的关系平面，说明了不同的喷流张开角。我们观察到，这种校正并没有显著减少散射。在一个扩展的分析中，我们发现，基本平面是独立的几个提示和余辉参数。
2016-10-31 astro-ph.HE
On The Lack of Time Dilation Signatures in Gamma-ray Burst Light Curves
研究了时间膨胀对伽马射线暴（GRB）脉冲时间剖面的影响。通过使用即时伽马射线光谱的形状和演化的处方，我们可以在各种红移处生成单个脉冲伽马暴的模拟种群，并观察它们的光变曲线如何出现在地球上的伽马射线探测器上。我们发现，观察者帧持续时间的单个脉冲不增加作为红移的函数，人们会期望从宇宙学膨胀的弗里德曼-勒梅特-罗伯逊-沃克宇宙。事实上，单个脉冲的持续时间随着它们的信噪比随着红移的增加而降低，因为只有高红移伽玛暴光变曲线的最亮部分才能被探测器探测到。我们的模拟结果是一致的，一个系统的扩大的伽玛暴的持续时间作为红移的函数，并没有实现在雨燕或费米探测到的伽玛暴与已知的红移。我们发现，这种基本的持续时间偏差意味着测量的持续时间和相关的EISO估计的仪器的检测阈值附近检测到的伽玛暴应被视为其真实值的下限。我们的结论是预测的平均峰-峰时间为大量的多脉冲伽玛暴作为红移的函数可能最终提供的证据，时间膨胀，迄今逃避检测。
2011-10-27 astro-ph.HE astro-ph.IM
Cosmic Gamma-Ray Bursts Detected in the RELEC Experiment onboard the Vernov Satellite
2014年7月8日发射的Vernov航天器上的RELEC科学仪器包括DRGE伽马射线和电子光谱仪。该仪器包括一套闪烁phoswich探测器，包括四个相同的X射线和伽马射线探测器，能量范围从10 keV到3 MeV，总面积为$\sim$ 500 $cm^{2}$，指向最低点，和一个电子光谱仪，包含三个相互正交的探测器单元，几何因子为$\sim$ 2 $cm^{2} sr$，也对X射线和伽马射线敏感。用DRGE仪器进行空间实验的目的是调查时间变化快的现象，特别是地面伽马射线闪光和磁层电子沉淀。然而，DRGE仪器的探测器可以记录宇宙伽马射线暴，不仅可以对伽玛射线的可变性进行详细分析，而且可以将时间分布与RELEC科学仪器的其他仪器（光学和紫外线闪光探测器、电磁场参数的射频和低频分析仪）进行的测量进行比较。本文介绍了我们对宇宙GRB 141011 A和GRB 141104 A的观测结果，比较了GBM/Fermi和KONUSWind实验中获得的参数，并估算了这些GRB源的红移和Eiso。伽玛暴的可探测性和在各种实验中获得的参数的独立估计值之间的良好一致性是罗蒙诺索夫航天器上类似探测器成功运行的一个重要因素。
2022-02-26 astro-ph.HE
The emergence of diffused Gamma-Ray Burst afterglows from the disks of Active Galactic Nuclei
活动星系核（AGN）的盘已经成为恒星及其留下的致密物体的产生和捕获的丰富环境。这些恒星在死亡时会产生长的伽马射线暴（LGRB），而致密天体之间频繁的相互作用会形成中子星双星和中子星-黑洞双星，导致它们合并时产生短的GRB（SGRB）。预测这些瞬变的属性，因为它们出现在密集的环境AGN磁盘的关键是正确的识别，并更好地约束在AGN磁盘的恒星和紧凑的对象人口。其中一些瞬变会显得不寻常，因为它们发生在比星际介质高得多的密度中。其他的，这是本文的主题，将另外修改辐射扩散，因为它们产生的光学厚区域内的吸积盘。在这里，我们计算的GRB余辉光变曲线扩散的GRB源的一个代表性的各种中心黑洞的质量和磁盘的位置。我们发现活动星系核盘致密介质中的同步辐射自吸收可以强烈地抑制从射电到紫外和软X射线的辐射。此外，光子扩散可以显著延迟发射峰的出现，将光束状的快速瞬态转变为缓慢的、各向同性的和较暗的瞬态。这些将表现为宽带相关活动星系核的变化，在较高的频率占主导地位。它们的性质不仅可以约束活动星系核盘内的恒星星族，而且可以约束盘的结构。
2022-07-11 astro-ph.HE
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
Optical darkness in short-duration $γ$-ray bursts
该研究利用时间匹配的 Swift-XRT 与光学观测判定短 GRB 的光学暗弱，构建完整暗短 GRB 目录并提供可复用分析流程，表明该现象罕见且受观测响应和效应强烈影响。
2023-04-18 astro-ph.HE
The X-ray variable sky as seen by MAXI: the future of dust echo tomography with bright Galactic X-ray bursts
来自吸积致密物体的明亮、短时间X射线耀斑产生薄的尘埃散射环，使尘埃回波层析成像成为可能：高精度距离测量和尘埃视线分布绘图。这项工作着眼于过去的活动，X射线瞬态爆发，以预测的视线数量的尘埃回波断层扫描。我们搜索和测量的3个$σ$显着的耀斑在2-4千电子伏的光变曲线的所有对象在公共MAXI档案的属性。我们推导出用于分析光变曲线的技术的注量灵敏度极限为$10^{-3}$ erg cm $^{-2}$。这限制了研究主要是来自银河系X射线源的耀斑。我们得到了耀斑的数密度，并估计了相应的尘埃回波的总通量。然而，尘埃回波环的清晰度取决于耀斑相对于静止期的持续时间。我们选择耀斑是短于其相应的静止期来计算作为一个功能的流量的尘埃回波环的数密度分布。结果符合斜率的幂律$-2.3 \pm 0.1$。将其外推到较暗的耀斑，我们估计下一代X射线望远镜的灵敏度将是目前天文台的30倍，每年将产生10-30个尘埃环回波。新望远镜对来自星系际介质的尘埃环回波的敏感度也将比钱德拉望远镜高10-100倍。
2019-03-20 astro-ph.HE
Gamma-Ray Burst in a Binary System
不管它们的前身源和中心引擎的类型如何，伽马射线暴（GRB）在形成后一直被认为是独立的系统。很少有人注意到恒星伴星仍然可以伴随伽马射线暴本身的可能性。本文研究了这样一个包含GRB的双星系统，研究了当伴星位于喷流张开角内时，伴星对观测到的GRB辐射的影响。假设一个典型的发射半径为$\sim10^{15}\,$ cm，我们表明，当一个半径为$R_\mathrm{c}\sim67\,\mathrm{R_\odot}$的伴星位于一个典型的GRB喷流张开角（例如，$\sim10$度）和伽玛射线暴发射点以外。在这种情况下，轴上观察者将看到具有类似时间行为但暗25%的GRB。另一方面，在喷流张开角之外的离轴观察者（因此错过了原始的GRB）可以看到延迟的“反射”GRB，其亮度要弱得多，时间轮廓要宽得多，能量稍微柔和。我们的研究可以自然地解释一些低光度伽玛暴的起源。此外，我们还指出，如果伴星位于GRB发射点内，它可能会受到冲击，这可能会引起X射线瞬变或GRB，然后在X射线余辉之上延迟X射线碰撞。
2021-08-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Comprehensive Study of Gamma-Ray Burst Optical Emission: I. Flares and Early Shallow Decay Component
本文收集了146个伽马射线暴的光学光变曲线。通过经验拟合，我们确定了八种可能的发射成分，并总结了“合成”光曲线的结果。光学耀斑和早期的浅衰变成分都可能与长期的中央发动机活动有关。本文重点研究了它们的统计特性。从19个伽玛暴中获得了24个光学耀斑。各向同性的R带能量小于$E_{γ, \rm iso}$的1%。耀斑的各向同性光度和伽马射线之间的关系遵循$L^{\rm F}_{\rm R, iso}\propto L_{γ, \rm iso}^{1.11\pm 0.27}$。后来的耀斑往往更宽，更暗，即，$w^{\rm F}\sim t^{\rm F}_{\rm p}/2$和$L^{\rm F}_{\rm R, iso}\propto [t^{\rm F}_{\rm p}/(1+z)]^{-1.15\pm0.15}$。光学耀斑的探测概率远小于X射线耀斑。在39个伽玛暴中观察到光学浅衰变段。破裂时间和破裂光度之间的关系是幂律的，指数为$-0.78\pm 0.08$，类似于X射线耀斑。X射线和光学破裂通常是彩色的，但一个试探性的相关性被发现。我们认为，类似于即时的光发射跟踪$γ$ -rays，光学耀斑也与中央引擎的不稳定行为。浅层衰变的成分可能与一个长时间的中心发动机旋转或爆炸波上的耀斑物质堆积有关。不同发光组分的混合可能是造成彩色余辉行为差异的原因。
2012-08-10 astro-ph.HE
Numerical simulation of photospheric emission in long gamma-ray bursts: prompt correlations, spectral shapes, and polarizations
本文通过三维相对论流体动力学与蒙特卡罗辐射输运模拟，研究长伽马射线暴光球层辐射，解释峰值能量–光度相关性，并揭示光谱偏窄及偏振的角度、时间和能量依赖。
2023-07-19 astro-ph.HE
Constraining GRB Initial Lorentz Factor with the Afterglow Onset Feature and Discovery of a Tight Gamma_0-E_iso Correlation
余辉的起始特征是余辉早期光变曲线上有一个平滑的凸起。我们对这样的特征进行了广泛的搜索。发现了20个光学选择暴和12个X射线选择暴，其中17个光学选择暴和2个X射线选择暴有红移测量。我们拟合的光变曲线与一个光滑的破幂律和测量的时间特性的时间尺度的凸点在FWHM。这些时间尺度之间的强相互关联被发现，和一个较暗的和更广泛的颠簸往往在稍后的峰值时间达到峰值。爆发的上升时间与衰减时间的比值几乎是普遍的，但上升时间与峰值时间的比值在0.3~1之间变化。Eiso与突发帧中的峰值亮度和峰值时间紧密相关。假设凸点是伽玛暴火球在等密度介质中减速的信号，计算了光选样品中伽玛暴的初始洛伦兹因子（Gamma_0）和减速半径（R_dec）。结果表明，γ_0一般为几百个，典型的减速半径为R_dec~10^{17} cm。更有趣的是，发现了γ_0和E_iso之间的紧密相关性，即γ_0 ~ 195 E_iso，52}^{0.27}（对于光学和X射线z已知样品都满足）。它有助于理解伽玛暴物理，并可作为伽玛_0的指示器。我们发现，早期明亮的X射线通常是由不同的组件从外部冲击辐射为主，但偶尔（一种情况下）的消色差减速功能观察。X射线中的成分将有助于观察到的X射线光变曲线的多样性。
2009-12-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Evolution and afterglow emission of gamma-ray burst jets from binary neutron star mergers
SISSA（的里雅斯特国际高等研究院）；INAF, Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；INFN, Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所的里雅斯特分部）；INAF, Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；INFN, Sezione di Milano-Bicocca（意大利国家核物理研究所米兰比可卡分部）；INFN, Sezione di Padova（意大利国家核物理研究所帕多瓦分部）；IFPU（的里雅斯特基础物理学研究所）
研究双中子星并合中喷流的演化和余辉特征，通过三维磁流体动力学模拟揭示喷流与周围介质相互作用的影响。
2026-01-13 astro-ph.HE astro-ph.IM
Short GRBs at the dawn of the gravitational wave era
我们利用大量费米伽玛暴的所有可用的超标架约束（即峰值通量、注量、峰值能量和持续时间分布）和雨燕伽玛暴完整样本的静止标架性质，推导了短伽马射线暴（SGRB）的光度函数和红移分布.我们表明，一个陡峭的$ϕ(L)\propto L^{-a}$与一个>2.0被排除在外，如果被认为是完整的约束。我们实现了一个蒙特卡罗马尔可夫链的方法来获得的$ϕ(L)$和$ψ(z)$函数假设内在的Ep-Liso和Ep-Eiso相关性或独立的分布的内在峰值能量，亮度和持续时间。为了使我们的结果独立于假设的祖先（NS-NS二进制合并或其他渠道）和恒星形成历史的不确定性，我们假设一个参数形式的红移分布的SGRB。我们发现一个相对平坦的光度函数，斜率约为0.5，低于一个特征突变光度~3 $\times10^{52}$ erg/s和红移分布的SGRB峰值在z~1.5-2满足我们的所有限制。如果假设没有Ep-Liso和Ep-Eiso相关性，这些结果也成立。我们估计，在~200 Mpc（即，用于探测NS-NS合并事件产生的GW的设计aLIGO范围）内，$^{-1}$年0.007-0.03个SGRB应可探测为伽马射线事件。假设目前对NS-NS合并率的估计以及所有NS-NS合并导致SGRB事件，我们得出SGRB平均张开角的保守估计：$θ_{jet}$ ~3-6 deg。我们的光度函数意味着平均光度L~1.5 $\times 1…
2016-09-06 astro-ph.HE gr-qc
The unseen host galaxy and high dispersion measure of a precisely-localised Fast Radio Burst suggests a high-redshift origin
本文研究精确定位但深度观测仍未见宿主的FRB 20210912A，结合其高DM与Macquart关系分析其可能位于高红移，并讨论缺失宿主对FRB宇宙学的影响。
2023-08-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
A blast from the infant Universe: the very high-z GRB 210905A
我们提出了一个详细的后续非常精力充沛的GRB 210905 A在一个高的红移z = 6.312和它的发光的X射线和光学余辉。我们获得了光度和光谱后续的光学和近红外（NIR），包括提示和余辉发射从几分钟到20毫秒后爆发。GRB 210905 A的各向同性伽马射线能量释放为Eiso = 1.27 E54 erg，在所有伽马射线暴（GRB）中，其释放的能量排在前7%。它的余辉是有史以来观测到的最明亮的。它开始于一个浅的演变，可以解释为能量注入，其次是一个陡峭的衰减，而光谱能量分布是在一个恒定密度的环境中的标准火球理论与缓慢冷却。在X射线光变曲线中观测到一个约46.2+-16.3 d（约6.3 d静止坐标系）的喷流中断;然而，由于可能的宿主星系的贡献，它被隐藏在H带中，这是迄今已知的z > 6的第四个GRB宿主星系。我们得出了8.4 ± 1.0度的半张角，这是有史以来z>6爆发的最高测量值，但在较近事件所覆盖的范围内。由此产生的1 E52 erg的准直校正伽马射线能量释放也是有史以来测量的最高能量之一。适度大的半开角反对最近声称的半开角对红移的反向依赖。总的喷流能量可能太大，标准的磁星无法维持，这表明这次爆发的中心引擎是一个新形成的黑洞。尽管出色的能量和亮度的GRB 210905 A和它的余辉，我们证明，他们是一致的，与那些不太遥远的爆发，表明供电机制和祖细胞不显着的红移演变。
2022-08-04 astro-ph.HE
Research on the redshift evolution of luminosity function and selection effect of GRBs
研究了长伽马射线暴（LGRB）的光度函数（LF）的红移演化和红移选择效应。该方法是同时拟合观测到的峰值通量和红移分布。为了解释Swift复杂的触发算法，我们使用了一个通量触发效率函数。我们发现证据支持一个不断发展的LF，其中打破光度标度为$L_b\propto (1+z)^τ$，$τ=3.5^{+0.4}_{-0.2}$和$τ=0.8^{+0.1}_{-0.08}$两种LGRB率模型。相应的局部GRB率分别为$\dot{R}(0)=0.86^{+0.11}_{-0.08} \yr^{-1}\Gpc^{-3}$和$\dot{R}(0)= 0.54^{+0.25}_{-0.07} \yr^{-1}\Gpc^{-3}$。此外，通过比较观测到的和模拟的暴的红移分布，我们发现通量触发暴的红移探测效率随着红移的增加而降低。特别是在$1<z<2.5$的红移范围内，有大量的伽玛暴发生红移缺失，“红移沙漠”效应可能占主导地位。更有趣的是，我们的结果表明，“红移沙漠”效应主要是由较暗的伽玛暴，例如，$P<10^{-7}\ergs /\s/\cm^2$，但对较亮的伽玛暴没有影响。
2015-08-28 astro-ph.HE
Discovery of the broad-lined Type Ic SN 2013cq associated with the very energetic GRB 130427A
z < 1的长持续时间伽马射线暴（GRB）在大多数情况下被发现伴随着明亮的宽线Ic型超新星（SNe Ic-BL）。最高能量的伽玛暴大多位于高红移处，那里的超新星很难被观测到。在这里，我们提出了早期和后期的观测光学对应的非常活跃的GRB 130427 A。尽管它有中等的红移z = 0.3399+/-0.0002，GRB 130427 A处于GRB能量分布的高端，其各向同性等效能量释放为Eiso ~ 9.6x10^53 erg，比其他光谱证实SNe的GRB能量高出一个数量级。在我们密集的光度监测中，我们在宿主减去的r波段光变曲线中检测到过量的通量，与新兴SN的预期一致，比原型SN 1998 bw暗约0.2等。在SN峰值（GRB后16.7天）附近获得的光谱显示了SNe Ic-BL的典型宽起伏，证实了SN 2013 cq的存在。光谱形状和早期峰值时间与GRB 100316 D的高膨胀速度SN 2010 bh相似。我们的研究结果表明，高能量的长持续时间的伽玛暴，通常在高红移检测到，也可以与SNe Ic-BL，指向一个共同的祖先机制。
2013-08-20 astro-ph.HE
