Extremely narrow spectrum of GRB110920A: further evidence for localised, subphotospheric dissipation
大量的证据表明，相对论外流中的光球在形成观测到的MeV谱中起着重要的作用。然而，目前尚不清楚光谱是否完全由光球层产生，或者光谱的实质部分是否是由远在光球层之上的过程添加的。本文详细研究了GRB 110920 A单脉冲的$γ-$射线辐射，它的光谱在接近爆发末端时变得非常窄。我们表明，发射可以被解释为康普顿热光子冷电子在未磁化流出的光学深度为$τ\sim 20$。电子通过在饱和半径附近发生的局部耗散来接收能量。GRB 110920 A的主要光谱成分及其演变，因此，在这种解释中，充分解释了来自光球的发射，包括在高光学深度的局部耗散。
2015-03-31 astro-ph.HE
Varying Faces of Photospheric Emission in Gamma-Ray Bursts
在费米伽玛射线太空望远镜观测到的1000多个伽马射线暴中，有很大一部分显示出与非热辐射不一致的窄而硬的光谱，这意味着光球层的光学厚辐射。然而，这些爆发中只有少数具有与纯普朗克函数一致的光谱。我们将讨论在这些伽玛暴以及在显示多分量光谱的光球发射的观测特征。我们解释的观测结果在光亚光球耗散，几何加宽和多区发射的模型，并显示我们可以了解的耗散机制和性质的伽玛暴喷流。
2015-02-11 astro-ph.HE
Observational evidence of dissipative photospheres in gamma-ray bursts
伽马射线暴（GRB）光球的辐射可以产生多种光谱形状。光谱可以保持普朗克函数的形状，也可以加宽并具有带函数的形状。GRB 090902 B的研究最好地说明了这一事实：主要的伽马射线光谱分量最初接近普朗克函数，这只能用喷流光球的发射来解释。后来，同一个组件演变成一个更广泛的Band函数。因此，这次爆发提供了观测证据，证明光球层可以产生非热光谱。我们表明，这种扩大是最自然的解释，在射流的亚光球耗散。展宽主要取决于耗散的强度和位置、磁场强度以及热光子和电子的能量密度之间的关系。我们认为，在GRB 090902 B中观察到的光谱形状的演变是由于大量的洛伦兹因子的流动，导致主要的耗散成为亚光球减少。这种流动参数的变化也可以解释观测到的谱峰能量和低能幂律斜率α之间的相关性，这种相关性通常在伽玛暴中观测到。我们的结论是，光球发射确实可能是一个无处不在的功能，在伽玛暴的提示阶段，并在创建不同的光谱形状和光谱演化的观察发挥了决定性的作用。
2011-03-03 astro-ph.HE
Testing a model for subphotospheric dissipation in GRBs: fits to Fermi data constrain the dissipation scenario
有人认为，伽马射线暴（GRB）中的瞬发辐射可以用热火球中光球的辐射来描述。这些模型必须通过直接将其与数据拟合来进行测试。在这项工作中，我们使用费米伽玛射线太空望远镜的数据，并考虑一个特定的光球模型，其中动能的低磁化外流耗散本地的内部冲击下面的光球。我们构造了一个表模型与物理动机的参数空间，并适合它的时间分辨光谱的36个最明亮的费米伽玛暴与已知的红移。我们发现，约三分之二的检查光谱不能描述的模型，因为它通常低于预测所观察到的通量。然而，由于样本强烈偏向于明亮的伽玛暴，我们认为，这部分将显着降低时，考虑到整个人口。从成功的拟合，我们发现，该模型可以重现整个范围内的光谱斜率存在于样品中。对于这些情况，我们还发现耗散始终发生在半径为$\sim 10^{12}$ cm处，并且仅需要百分之几的效率。此外，我们发现火球光度与洛伦兹因子之间存在正相关关系。这种相关性先前已通过独立方法报道。我们的结论是，如果伽玛射线暴光谱是由于光球发射，耗散不能只考虑我们在这里的具体情况。
2019-01-21 astro-ph.HE
From Internal Collision to Photon Escape: First-Principles Modeling of Radiation-Mediated Shocks in Gamma-Ray Burst Photospheres
KTH Royal Institute of Technology（皇家理工学院）；The Oskar Klein Centre for Cosmoparticle Physics, AlbaNova University Centre（阿尔巴诺瓦大学中心的奥斯卡·克莱因宇宙粒子物理中心）
研究通过首原理辐射-流体动力学模拟，探讨伽马射线暴中亚光球层冲击波的形成与演化，揭示辐射介导冲击波对光子场的影响及光变曲线特征。
2026-04-08 astro-ph.HE
A Comprehensive Study of Bright Fermi-GBM Short Gamma-Ray Bursts: II. Very Short Burst and Its Implications
热成分被认为是几个明亮的伽马射线暴（GRB）喷出物的物理成分。在几个短暴和长暴的时间积分谱中发现了这种热分量。本文对费米伽马射线暴探测器探测到的10个超短伽玛暴进行了综合分析，以寻找伽玛暴的热成分。我们发现，无论是由此产生的低能谱指数和峰值能量在每个伽玛暴意味着一个共同的硬谱特征，这是有利于主要分类的短/硬与长/软二分法的伽玛暴持续时间。我们还发现了适度的证据，在八个伽玛暴的热分量的检测。虽然这样的热成分贡献了一小部分的全球即时伽马射线发射，修改后的热辐射机制可以提高比例显着，如在亚光球耗散。
2022-10-02 astro-ph.HE
Radiation-mediated shocks in GRB prompt emission
针对伽马射线暴辐射机制的长期争议，本研究利用Kompaneets RMS近似建模辐射介导激波的亚光球耗散，发现模拟光谱的低能指数分布与观测相符，支持耗散光球层模型可解释伽马暴瞬时辐射特性。
2024-03-06 astro-ph.HE
Intrapulse spectral evolution in photospheric gamma-ray bursts
本研究追踪伽马射线暴喷流中从深亚光球层到观测信号的辐射演化，发现高光深下辐射有三种特征区制，部分高能幂律可在脉冲上升段显现，结果适用于所有光学厚相对论外流。
2024-07-01 astro-ph.HE
Persistent Radio Emission from Synchrotron Heating by a Repeating Fast Radio Burst Source in a Nebula
第一个重复的快速射电暴（FRB），FRB 121102，被发现与一个空间重合的，持续的非热射电源，但持续发射的起源仍然未知。在本文中，我们提出持续辐射是由FRB 121102在自吸收同步加速器星云中的多次爆发通过同步加热过程产生的。当重复FRB爆发的电子群被同步加速器星云吸收后，星云中电子的能量分布会发生显著的变化。结果，星云的光谱将稳定地呈现出一个驼峰。对于FRB 121102的持续发射，要求注入星云的爆发总能量约为$3.3\times10^{49}\,\unit{erg}$，爆发注入年龄超过$6.7\times 10^4\,\unit{yr}$，星云大小为$\sim0.02\,\unit{pc}$，电子数约为$3.2\times10^{55}$。我们预测，随着更多的爆发注入，星云的亮度将比目前的观测更亮，同时，峰值频率将变得更高。由于星云的同步辐射吸收，一些低频爆发会被吸收，这可能解释了为什么大多数爆发都是在$\sim1~\unit{GHz}$以上探测到的。
2020-04-27 astro-ph.HE
Long tails on thermonuclear X-ray bursts from neutron stars: a signature of inward heating?
我们报道了在GS 1826-24的几分钟长的X射线爆发中发现了一小时长的尾。我们认为，尾巴是由于持久的热辐射从中子星信封。持久的排放可以解释为冷却更深的NS层，通过向内传导的热核壳闪光负责爆炸产生的热量加热。类似的，虽然稍短，尾巴也出现在EXO 0748-676和4U 1728-34的爆发中。在所有这些尾部中只检测到少量的冷却。这要么是由于尾光子的康普顿向上散射，要么更可能是由于其他稳定的核过程已经相当热的NS。
2009-02-02 astro-ph.HE
A generalized method to measure the Lorentz factor from gamma-ray burst photospheric emission
本文提出一种基于光球层发射测量伽马射线暴整体洛伦兹因子 $Γ$ 的广义方法，可适用于高耗散非热谱情形，并在两个 GRB 能谱上验证，分别得到约 15% 不确定度的测量值和上限。
2025-06-11 astro-ph.HE
The Fraction of Gamma-ray Bursts with an Observed Photospheric Emission Episode
在伽马射线暴的瞬发阶段，没有完整的发射物理描述。然而，光谱分析表明，许多光谱比预期的非热发射模型窄。在这里，我们重新分析了\citet{Yu2019}中的37个爆发的样本，通过拟合每个爆发的最短时间分辨光谱。我们进行模型比较光球和同步辐射模型的基础上贝叶斯证据。我们选择比较的形状最大的预期光谱：发射从光球在一个非耗散流和缓慢冷却的同步辐射从一个狭窄的电子分布。我们发现，光球光谱形状是由$54 \pm 8 \%$的光谱（20/37），而$38 \pm 8 \%$的光谱（14/37）更喜欢同步辐射光谱形状的偏好，三个光谱是不确定的。因此，我们得出结论，伽玛射线暴的光谱确实是非常狭窄的，超过一半的爆发有一个光球发射插曲。我们还发现，三分之一的所有分析的光谱，不仅喜欢，但也与非耗散光球兼容，确认以前类似的发现。此外，我们注意到，光谱，更喜欢光球模型，都有一个低能量幂律指数$α> -0.5$。这意味着$α$是数据首选模型的良好估计量。最后，我们认为，统计上更倾向于同步加速器模型的光谱，同样可以很好地造成亚光球耗散。如果是这样的话，在早期，瞬发阶段的光球发射将更加占主导地位。
2020-03-24 astro-ph.HE
Slow Heating Model of Gamma-Ray Burst: Photon Spectrum and Delayed Emission
提出了一种新的伽马射线暴瞬发机制。在我们的模型中，电子通过等离子体湍流在激波后区域被连续加速。用蒙特卡罗方法模拟了等离子体湍流引起的二阶费米加速，得到了光子谱。由于加速与同步辐射冷却平衡，自然解释了观测到的低能光谱指数。得到的光谱可以与观察到的光谱一致，至少低于$\sim 1$ MeV。该模型还预测延迟GeV-TeV的发射由于逆康普顿和宽脉冲轮廓的光发射在某些情况下。虽然需要非平凡的假设来再现MeV-GeV幂律谱，但该模型暗示了解释各种光度相关性的可能性。
2009-10-16 astro-ph.HE
Synchrotron heating by a fast radio burst in a self-absorbed synchrotron nebula and its observational signature
快速射电暴是一种神秘的瞬变源。如果是河外星系，正如它们相对较大的色散测量所表明的那样，它们的亮温一定非常高。一些FRB模型（如年轻脉冲星模型、磁星巨星耀斑模型、超大质量中子星坍缩模型）认为它们可能与同步加速器星云有关。在这里，我们研究了自吸收同步加速器星云中FRB的同步加热过程。如果FRB频率低于星云的同步辐射自吸收频率，星云中的电子会吸收FRB光子，导致更硬的电子光谱和增强的自吸收同步辐射。在此期间，FRB通量被星云电子吸收。我们计算了FRB加热的同步加速器星云的光谱，发现在自吸收频率附近，星云光谱在几十年内会出现一个明显的峰。识别这样的光谱特征将揭示同步加速器星云中嵌入的FRB。
2016-03-09 astro-ph.HE
The Impacts of Neutron-Star Structure and Base Heating on Type I X-Ray Bursts and Code Comparison
本研究使用MESA和HERES代码对比分析了中子星质量、半径及基底加热对I型X射线暴光变曲线的影响，发现不同参数会改变复发时间和峰值光度，且两代码在暴发率等指标上一致性较高，但在持续时间上差异显著。
2023-04-14 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
Optical Transients from Fast Radio Bursts Heating Companion Stars in Close Binary Systems
快速射电暴（FRB）是一种持续时间短、亮度温度极高的明亮射电瞬变现象，其物理起源至今仍不清楚。最近，在M81星系附近的一个球状星团中发现了一个重复源FRB 20200120 E。与之相关的球状星团的年龄为$\sim9.13~{\rm Gyr}$，拥有一个古老的恒星群体。在这项工作中，我们认为一个FRB源是在一个密近双星系统与一个低质量主序星作为它的同伴。由于FRB爆发的能量很大，当伴星停止FRB时，其表面会被辐射诱导激波加热，并进行再发射。对于具有类太阳伴星和几天轨道周期的双星系统，我们发现再辐射主要在光学波段，并且在FRB之后有几秒的延迟。它的光度是太阳光度的几倍，持续时间约为数百秒。这样的瞬态可能是可观察到的在未来的多波长跟踪观测银河系FRB源。
2021-08-24 astro-ph.HE
Sub-photospheric turbulence as a heating mechanism in gamma-ray bursts
我们研究了湍流在提供伽马射线暴（GRB）发射中的可能作用。由于流体动力学或电流驱动的不稳定性，伽玛射线暴喷流中可能产生湍流。喷流携带密集的辐射，湍流级联可以被康普顿阻力阻尼，通过散射将流体动能传递给光子。我们确定了湍流耗散的两种机制：（1）“粘性”-湍流级联是康普顿阻尼的尺度$\ell_{\rm damp}$大于光子平均自由程$\ell_\star$。然后湍流能量通过$\ell_\star<\ell_{\rm damp}$尺度上的光滑剪切流通过体康普顿化传递给光子。(2)“无碰撞”-级联避免了康普顿阻尼，并扩展到比$\ell_\star$小得多的微观等离子体尺度。无碰撞耗散激发等离子体粒子，这些粒子辐射接收到的能量;耗散的功率如何在粒子之间分配需要进一步研究动力学模拟。我们表明，耗散制度的切换从粘性到碰撞射流膨胀过程中，在射流光学深度取决于湍流的振幅的临界值。湍流伽玛暴喷流预计会发射非热光球辐射。我们的分析还提出了在以前的工作中讨论的黑洞吸积盘湍流康普顿化的修订。
2018-10-04 astro-ph.HE
Detection Prospects for GeV Neutrinos from Collisionally Heated Gamma-ray Bursts with IceCube/DeepCore
核碰撞产生的喷流加热可能是伽马射线暴（GRB）发射的主要机制。除了产生观测到的伽马射线外，碰撞加热还必须产生10-100 GeV的中微子，这意味着中微子和伽马射线光度之间的密切关系。我们利用这种理论关系来预测IceCube+DeepCore可能探测到的GRB。为了估计预期的中微子信号，我们使用BATSE在1991-2000年观测到的最大的爆发样本。如果IceCube+DeepCore当时运行，则可以检测到GRB中微子。10-100 GeV中微子的探测将具有重要意义，可以揭示伽玛暴喷流的组成及其洛伦兹因子。这可能是设计IceCube+DeepCore天文台未来升级的重要目标。
2013-05-23 astro-ph.HE
Fallback Accretion Halted by R-process Heating in Neutron Star Mergers and Gamma-Ray Bursts
具有macronova/kilonova的引力波事件GW 170817表明，两颗中子星的合并产生了具有放射性的物质，包括$r$过程的核合成。一部分喷出物不可避免地落回中心物体，可能为短伽马射线暴（sGRB）的长期活动提供动力，例如延长和平台发射。我们调查的回退吸积与$r$过程加热进行一维流体动力学模拟和开发一个半解析模型。我们发现，通常的回落率$dM/dt \propto t^{-5/3}$停止加热，因为压力梯度加速喷出物超过逃逸速度。抑制是陡峭的比Chevalier的幂律模型，通过邦迪吸积在一个转身半径。特征停止时间尺度为$\sim 10^5$ --类似GW 170817的$r$过程加热的$10^9$秒，其足够长以继续sGRB的持久发射。停止时间刻度对$r$过程的不确定性敏感。未来对回退停止的观测可能会限制年尺度上的$r$过程加热。
2021-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Consistent Modeling of GS 1826-24 X-ray Bursts for Multiple Accretion Rates Demonstrates the Possibility to Constrain rp-process Reaction Rates
I型X射线暴的光变曲线编码了关于吸积中子星的结构和驱动暴的rp过程的核反应速率的独特信息。使用的第一个模型计算的氢/氦燃烧爆发的大范围的天体物理条件下进行的代码MESA，这项工作表明，同时模型观测比较从几个吸积率$\dot{M}$的爆发需要删除退化的天体物理条件，否则再现爆发为一个单一的$\dot{M}$，这种一致的多历元建模可能会限制$^{15}\rm{O}(α,γ)^{19}\rm{Ne}$反应速率。与中子星GS 1826-24 1998年、2000年和2007年爆发时期的比较表明，$\dot{M}$必须比以前推断的大，并且该源的浅层加热必须低于0.5 MeV/u，这提供了一种新的方法来限制吸积中子星外层的浅层加热机制。光变曲线上升的特征用于证明$^{15}\rm{O}(α,γ)$反应速率可能存在下限，从而证明利用X射线爆发光变曲线约束核反应速率的可能性。
2018-05-15 astro-ph.HE
Multi-epoch X-ray burst modelling: MCMC with large grids of 1D simulations
I型X射线爆发是在吸积的中子星表面反复发生的热核爆炸。将观测到的爆发与计算模型相匹配有助于限制系统特性，例如中子星的质量和半径、地壳加热速率和吸积燃料成分，但迄今为止系统的参数研究有限。我们首次将马尔可夫链蒙特卡罗方法应用于一维突发模型，通过同时拟合多个观测历元，获得了“时钟突发”GS 1826 $-$ 238的系统参数估计。我们探讨了经常保持不变的多个参数，包括中子星质量，地壳加热速率和氢成分。为了提高计算效率，我们预先计算了3840个KEPLER模型的网格-迄今为止最大的一维爆发模拟集-通过在模型网格上插值，我们可以快速采样爆发预测。我们得到的CNO金属丰度的$Z_\mathrm{CNO} = 0.010^{+0.005}_{-0.004}$，氢分数的$X_0 = 0.74^{+0.02}_{-0.03}$，距离$d \sqrt{ξ_\mathrm{b}} = 6.5^{+0.4}_{-0.6}\, \mathrm{kpc}$，和系统的倾斜度$i = {69^{+2}_{-3}}^{\circ}$的估计。
2020-04-16 astro-ph.HE
Observational characteristics of radiation-mediated shocks in photospheric gamma-ray burst emission
本研究基于内部碰撞框架和RMS模型，分析了伽马射线暴光球辐射中辐射介导激波的光谱特征，发现典型合成光谱与观测值高度吻合，并揭示了“光学浅激波”产生复杂光谱的参数条件。
2023-10-24 astro-ph.HE
Systematic study of the composition of Type I X-ray burst ashes: Neutron star structure v.s. Reaction rate uncertainties
本文利用MESA首次系统量化中子星结构及基底加热、金属丰度和新反应速率对I型X射线暴灰烬组成的影响，发现高重力等条件更利于重核生成。
2025-02-16 astro-ph.HE
X-ray burst ignition location on the surface of accreting X-ray pulsars: Can bursts preferentially ignite at the hotspot?
通过X射线光变曲线的脉动，可以直接观测到吸积中子星表面的热点。它们被认为是由于中子星磁极的吸积燃料的磁性通道而发生的。一些X射线发生器在I型热核X射线爆发时会出现爆发振荡，这被认为是由燃烧的不对称性引起的。在快速旋转的中子星中，已经表明赤道处较低的重力可以导致X射线爆发在该位置的优先点火。然而，这些模型并不包括在中子星表面的吸积热点的影响。有两个吸积的中子星源，其中爆发振荡已被观察到跟踪准确的中子星自旋周期。我们分析这是否可能是由于X射线爆发点燃的磁极的中子星，因为在热点下的吸积层加热导致点火条件提前达到。我们调查的吸积层中的热传输使用的2D模型和研究的流行率加热到点火深度的X射线爆发为不同的热点温度和大小。我们进行计算的吸积在极点和赤道，并推断点火可能发生在远离赤道的磁极的热点温度大于$1\times10^8$ K。然而，目前的观测还没有发现这样的高温在吸积X射线天体。
2021-06-08 astro-ph.HE
Gamma-ray bursts from magnetized collisionally-heated jets
产生伽马射线暴（GRB）的喷流很可能携带相对于质子成分漂移的中子成分。中子-质子碰撞强烈加热喷流并产生电子-正电子对。我们调查这种加热产生的辐射使用一个新的数字代码。我们的结果证实了最近的说法，碰撞加热产生所观察到的带型谱的伽玛暴。我们将该模型扩展到研究磁场对发射光谱的影响。我们发现，频谱峰值保持在1兆电子伏附近的磁化参数$0<ε_B<2$，在我们的模拟探索的整个范围。随着$ε_B$的增加，光谱的低能量部分软化，并且在keV带中出现可见的软过量。光谱的高能量部分远高于GeV范围，并有助于费米/LAT观察到的即时发射。总的来说，碰撞机制产生的辐射光谱似乎与观测结果一致，没有对参数进行微调。
2011-06-26 astro-ph.HE
GRB 161219B / SN 2016jca: A low-redshift gamma-ray burst supernova powered by radioactive heating
自1998年首次发现具有长持续时间伽马射线暴（GRB）的宽线Ic型超新星（SN）以来，迄今为止发现的伽马射线暴超新星（GRB-SNe）还不到50颗。中等光度的雨燕GRB 161219 B和它的超新星SN 2016 jca，发生在z=0.1475的红移，代表了在1 Gpc内发现的第七个GRB-SN，因此提供了一个很好的机会来研究这些非常难以捉摸和罕见的SN类型的观测和物理特性。因此，我们提出了GRB 161219 B和SN 2016 jca的光学到近红外光度学和光谱学，这是自发现以来的前三个月。GRB 161219 B在一个边缘螺旋星系的圆盘中爆炸，距离银河系中心的投影距离为3.4 kpc。GRB 161219 B本身是Amati关系的一个异常值，而SN 2016 jca的静止帧峰值绝对V带星等为M_V =-19.0，它在静止帧12.5天后达到。我们发现SN 2016 jca的热辐射特性与其他作者提出的仅由磁星中央发动机提供动力的情况不一致，并证明它可能完全由镍和钴的放射性衰变沉积到其子产物中的能量提供动力，这些子产物是在其前身经历核心坍塌时核合成的。我们发现需要0.22个太阳质量的镍才能重现SN 2016 jca的峰值亮度，并且我们将喷出物的质量限制为5.8个太阳质量，动能约为5 x 10^52 erg。最后，我们报告了一个彩色的，前最大颠簸的g波段光变曲线，并讨论其可能的起源。[…
2017-04-20 astro-ph.HE
Imprints of r-process heating on fall-back accretion: distinguishing black hole-neutron star from double neutron star mergers
包含两颗中子星（NS-NS）或一颗中子星和一个恒星质量黑洞（NS-BH）的致密双星的合并，很可能是短持续时间伽马射线暴（SGRB）的祖先。一部分> 20%的SGRB之后是暂时延长的（>~分钟长）、可变的X射线发射，这归因于中央引擎的持续活动。后期发动机活动的一个来源是束缚潮汐喷出物的回退吸积;然而，观测到的扩展发射光变曲线并没有跟踪天真预期的、不间断的~t ^{-5/3}幂律衰减，而是显示出通常在爆发后持续数十秒的发射间歇或间隙。在这里，我们重新审视加热的影响，由于快速中子捕获（r-过程）核合成率的回落吸积，使用喷出物的属性从数值相对论模拟NS-BH合并在玩具模型的核加热的动态影响。根据残余黑洞的质量，r过程加热可以印上各种各样的回落曲线形状，从几十秒的暂时平静到回落速率的后期截止。这种行为对于喷出物不同部分所经历的核加热的实际变化是鲁棒的。质量小于~3 Msun的中心黑洞通常会在回退速率上经历绝对截止，而质量大于6 - 8 Msun的黑洞则会出现时间间隙。因此，我们建议，SGRB与扩展排放产生的NS-BH，而不是NS-NS，合并。我们的模型意味着LIGO的NS-BH合并检测率，在稳态下，与NS-NS合并的检测率相当或更高。
2018-12-14 astro-ph.HE
Model of extended emission of short Gamma-ray Bursts
到目前为止，扩展发射的存在是短爆发的一个有趣的性质。目前尚不清楚扩展发射的性质是什么。这可能是一个上升的X射线余辉，也可能是一个中央引擎的长期活动的表现。我们考虑短持续时间的伽马射线暴，强调短爆发和短爆发扩展发射的共同性质。假设短爆发的普遍性质是具有宽动态范围的扩展辐射，我们提出了一个双喷流模型，它既能描述短爆发特有的硬谱辐射的短主情节，又能描述观测者不同离轴位置的软谱扩展辐射。玩具模型包括由加热提供动力的短持续时间射流，由于$ν\tildeν$湮灭和长寿命的Blandford-Znajek射流具有显著窄的开口角。我们提出的模型是一个合理的机制，短时间爆发放电，并可以解释两个短爆发和没有扩展发射在一个单一的类祖。
2011-06-06 astro-ph.HE
Simultaneous magnetic polar cap heating during a flaring episode from the magnetar 1RXS J170849.0-400910
在2018年NuSTAR的一次定点观测中，我们从磁星1 RXS J170849.0 $-$ 400910探测到了一次持续2.2小时的耀斑。耀斑在$\sim25$秒内上升到最大通量比持续发射大6倍，具有高脉冲，均方根脉冲分数为$53\%$。脉冲轮廓形状由被半个旋转周期分开的两个峰值组成，峰值通量比为$\sim$ 2。耀斑光谱是热的，平均温度为2.1 keV。相分辨光谱表明，这两个峰具有相同的温度，但大小不同。这些观测结果以及简单的光变曲线模型表明，两个相同的对映点，可能是磁极，在耀斑开始时和整个持续时间内同时被加热。因此，耀斑的起源必须与磁星的全球偶极结构有关。这可能是最好的外部实现，通过扭曲到封闭的磁层偶极场线播种轰击极地足迹地点与精力充沛的对。在耀斑爆发后约1.86小时，发生了一次短爆发，并有3分钟的热尾。爆发尾也在源的自旋周期处脉动，并与耀斑轮廓相一致，这意味着这两种现象之间存在密切联系。爆发可能是由锚定在表面热点的相同扭曲偶极场线中的磁重联事件引起的，随后的返回电流为这些极帽提供额外的热量。
2020-01-23 astro-ph.HE
Interactions of Type I X-ray Bursts with Thin Accretion Discs
我们进行了一组数值实验，研究I型X射线爆发与薄，Shakura-Sunyaev型吸积盘的相互作用。在这种爆发期间对X射线光谱的仔细观察暗示了圆盘内部区域发生的变化。我们现在清楚地展示了一些同时发生的关键效应，包括：沿着盘表面的弱辐射驱动外流的证据;显着水平的坡印廷-罗伯逊（PR）阻力，导致增强吸积;和突出的加热盘，增加了高度，同时降低了密度和光学深度。PR阻力导致圆盘的内边缘从中子星表面向更大的半径撤退，然后在爆发的时间尺度上恢复。我们的结论是，丰富的相互作用的X射线爆发与周围的光盘提供了一种新的方式来研究物理吸积到紧凑的对象。
2020-01-04 astro-ph.HE
The supernova/gamma-ray burst/jet connection
超新星和伽马射线暴之间的关联是我们理解伽马射线暴本质的基石。坍缩星模型为这种联系提供了理论框架。一个关键因素是双极喷流的发射（被视为伽马射线暴）。由此产生的热茧破坏了恒星，而产生的56镍引起了喷出物的放射性加热，被视为超新星。在这篇讨论论文中，我总结了超新星/伽马射线暴联系的观测状况，在喷流驱动超新星的“引擎”图片的背景下，并突出SN 2012 bz/GRB 120422 A-其明亮的超新星，但中间的高能光度-作为一个可能的过渡对象之间的低光度和喷流伽马射线暴。超新星爆炸的喷流通道可能为超新星爆炸提供新的见解。
2013-04-29 astro-ph.HE
Constraining Magnetization of Gamma-Ray Bursts Outflows using Prompt Emission Fluence
本文考虑了在坡印亭流主导的外流中，局部磁能量耗散过程对相对论外流的加速和加热。采用标准假设，即重联率与阿尔芬速度成比例，我在这里表明，作为热光子耗散的能量的分数不能超过光球层的动能的（13 $\hat γ-14)^{-1} = 30$ %（对于绝热指数$\hat γ= 4/3$）。即使在辐射效率最高的情况下，在瞬发阶段作为非热光子释放的能量至多等于外流的动能。这些结果意味着，可以在余辉阶段完成的动能的量热法，可以用来约束伽马射线暴（GRB）流出的磁化。我讨论了最近的观测状况，其影响约束的伽玛暴外流的磁化。
2017-10-31 astro-ph.HE
Type-I X-ray bursts reveal a fast co-evolving behavior of the corona in an X-ray binary
虽然很长一段时间以来，人们一直认为日冕在模拟X射线双星（XRB）的特征爆发中起着关键作用，但对它们的了解仍然很少。I型X射线爆发，即发生在中子星（NS）表面的热核闪光，可以用作NS XRB最内部区域的探测器，那里的日冕被认为非常靠近NS。我们报告发现了一个微小的生命周期的日冕，这是迅速共同演变的I型爆发叠加在爆发的NS XRB IGR J17473 $-$ 2721。这一发现可能是直接看到XRB中日冕快速消失和形成的第一个证据，其冷却/加热时间尺度小于1秒，这可以强烈限制XRB中吸积模型的工作。
2013-04-19 astro-ph.HE
Ignition column depths of helium-rich thermonuclear bursts from 4U 1728-34
本文用RXTE、Chandra和INTEGRAL等方法分析了低质量X射线双星4U 1728 -34的热核（I型）X射线爆发。我们比较了爆炸能量和复发时间的变化作为吸积率的函数与数值点火模型的预测，包括在地壳中的加热和冷却的治疗。我们发现，测得的爆发点火柱深度显着低于理论预测值，无论假设的热结构的中子星内部。虽然钱德拉测量的吸积率可能被低估，但由于敏感带外的额外持久光谱成分，所需的校正因子通常为3.6，甚至高达6，这是不可信的。此外，对于RXTE和INTEGRAL，这种低估甚至更不可能，它们具有更宽的带通。对观测到的差异的可能解释包括剪切触发的混合的吸积氦更大的柱深度，导致更早的点火，或部分覆盖的吸积燃料的中子星表面。
2010-05-26 astro-ph.HE
Long thermonuclear burst driven thermal-viscous instability of accretion disk: triggering an outburst-like X-ray flare
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；School of Science, Qingdao University of Technology（青岛理工大学理学院）
基于NICER和MAXI对中子星X射线双星MAXI J0911-655的观测，发现一次长时热核爆发后约一天出现类似爆发的X射线耀发，表明爆发辐射加热吸积盘引发热-粘性不稳定性，暂时增强吸积率。
2026-07-21 astro-ph.HE
A self-consistent analytical magnetar model: The luminosity of $γ$-ray burst supernovae is powered by radioactivity
我们提出了一个分析模型，认为能源所产生的磁星中央引擎。将该模型拟合到五个长持续时间$γ$射线爆发（LGRB）和两个超长GRB（ULGRB）的光学和X射线光变曲线（LC），包括其相关的超新星（SNe）的结果表明，磁星中心发动机的发射不能单独负责为LGRB-SN提供动力。虽然我们的模型可以很好地描述早期的AG为主的阶段，预测的SN光度是欠亮的$3-17$的一个因素。我们将此作为令人信服的证据，证明必须存在额外的热源才能为LGRB-SN提供动力，我们认为这必须是放射性加热。我们的自洽建模方法能够成功地描述ULGRB 111209 A/ SN 2011 kl的所有阶段，从早期的余辉到后来的SN，在那里我们确定磁星中央发动机的磁场强度为$1.1-1.3\times10^{15}$ G，初始自旋周期为$11.5-13.0$ ms，自旋下降时间为$4.8-6.5$ d，初始能量为$1.2-1.6\times10^{50}$ erg。这些值与其他作者确定的值完全一致。磁星驱动的SN的亮度与中央引擎的活动时间直接相关，其中持续时间较长的中央引擎会产生更亮的SN。超亮超新星（SLSNe）的自旋下降时间尺度为数月至数年，这为SN 2011 kl为什么比同样由磁星中央引擎提供动力的SLSNe亮度低提供了一个自然的解释。
2016-01-11 astro-ph.HE
Evolution of accretion disc reflection spectra due to a Type I X-ray burst
对吸积盘的照射会在观测到的X射线光谱中产生反射特征，从而编码出关于吸积盘结构和密度的重要信息。I型X射线爆发会强烈地照射吸积盘并改变其性质。先前的数值模拟预测了由于X射线爆发而导致的吸积盘的演化。在这里，我们处理六个时间间隔的时间平均模拟数据，以跟踪从爆发开始到刚刚超过峰值的反射光谱变化。我们将$r\lesssim50$ km范围内的圆盘反射区在每个时间间隔内划分为6-7个径向区，并计算了每个区的反射谱。我们将这些反射光谱积分以获得每个时间间隔的全反射光谱。爆发电离并加热圆盘，逐渐削弱所有发射线。康普顿散射和韧致辐射率增加的光盘在突发上升，和软过剩$<$ 3 keV上升从$\approx4$ %到$\approx38$ %的总发射在突发峰值。在X射线暴的反射谱中，软过剩是普遍存在的。结构盘的变化，如膨胀，因为加热或排水的内部光盘由于坡印廷-罗伯逊阻力影响的强度软过剩。进一步研究反射光谱特性对X射线爆发期间吸积盘变化的依赖性，可能会导致对吸积盘几何形状的探测。
2021-10-22 astro-ph.HE
Polarization of gamma-ray bursts in the dissipative photosphere model
伽马射线暴（GRB）的MeV谱峰可以用耗散的相对论性喷流的光球辐射来解释。观测到的非黑体光谱表明，次光球耗散涉及热等离子体加热和注入的非热粒子，通过逆康普顿散射和发射的同步辐射迅速冷却。在光球周围和上面发射的同步加速器光子预计将主导GRB光谱的低能部分，从能量低于MeV峰值的大约十年开始。我们表明，这导致了一个独特的极化签名：伽玛射线暴极化上升向较低的能量。我们计算了伽玛暴辐射的偏振度作为光子能量的函数的一个通用的喷流模型，并显示预测的伽玛暴990123，090902B和110721A。预期的极化在X射线波段是显著的，特别是对于类似于GRB 090902B的爆发。只要喷流在角标度$δθ\gtrsim Γ^{-1}$上近似均匀，MeV峰值（和更高能量）的辐射就是非极化的，其中$Γ$是喷流的体积洛伦兹因子。
2016-11-04 astro-ph.HE
The role of jet-cocoon mixing, magnetization and shock breakout in neutrino and cosmic-ray emission from short GRBs
本文对强、弱磁化的伽马射线暴喷流在双中子星（BNS）合并喷出物中的传播进行了GRMHD和RMHD模拟。使用模拟，我们首先发现，射流和茧之间的混合，这是存在于所有类型的射流，抑制形成subphotospheric碰撞冲击。然而，我们表明，一个温和的磁化可能会导致形成无碰撞的子冲击，使有效的质子加速。我们考虑剪切加速和扩散冲击加速在准直冲击，内部冲击，冲击爆发，和外部冲击，提供第一个自洽的估计中微子和宇宙射线（CR）的信号从伽玛暴在BNS合并。我们发现，短伽玛射线暴不产生可检测的中微子信号与目前的设施。冲击爆发产生$ \sim 10 $ PeV中微子在视角$\sim20^\circ $，独立的喷流磁化。然而，来自冲击爆发的中微子信号远低于当前探测器的探测极限。这样的信号将允许中微子- $γ-$射线的同步探测，为作为中微子产生场所的激波爆发提供可检验的预测。通过对GW 170817余辉辐射的数值模拟，我们发现BNS合并中的爆炸波在PeV-EeV能量范围内可以占银河系CR光度的5%-10%.根据这些估计，观测到的CR各向异性水平限制了最新银河系双星中子星合并到$\lesssim3$千秒差距的距离。
2021-06-11 astro-ph.HE
Modelling Thermonuclear X-ray Bursts on Accreting Neutron Stars
在低质量的X射线双星中，恒星物质在中子星上的吸积可以引发不稳定的热核闪光，称为I型X射线爆发。使用计算模型模拟这些事件可以提供有关吸积系统性质的有价值的信息。具有大型核反应网络的一维天体物理程序是目前模拟X射线爆发的最新技术。这些代码可以通过数千个核反应途径跟踪同位素的演变，以预测释放的核能和灰烬的最终成分。在这篇论文中，我广泛使用KEPLER，在这些努力的最前沿的一维代码。我首先介绍了对KEPLER爆发模型的设置和分析的改进。通过在初始条件下考虑核加热，我缩短了热老化时间，从而减少了计算费用，并产生了更一致的爆发序列。为了模拟由瞬态吸积事件引发的爆发，我用完全随时间变化的吸积率进行了第一次这样的模拟。建立在以前的努力，以模拟"时钟突发"，GS 1826 $-$ 238，我预先计算网格的3840模拟和采样的插值结果使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法。通过将预测与多历元观测进行比较，获得系统参数的后验概率分布。然后，我将这些MCMC方法扩展到纯氦爆发器，4U 1820 $-$ 30，使用168个模拟网格。最后，我讨论了未来研究的潜在改进，以进一步发展吸积中子星的计算建模。
2020-03-31 astro-ph.HE
Radiation Driven Warping of Accretion Discs Due to X-ray Bursts
在X射线爆发期间，辐射的倾泻会影响中子星周围吸积盘的性质：日冕会冷却和坍塌，内部区域会因为增强的吸积而流失，额外的加热会导致盘高度的变化。在本文中，我们调查是否辐射爆发可以导致光盘扭曲通过翘曲不稳定性。在各向同性粘性和线性增长的极限下，我们发现当爆发具有较大的亮度和较长的持续时间时，它们更容易驱动盘扭曲。因此，扭曲将是最有可能在中等持续时间的爆发（IMDB）和超级爆发与光球半径膨胀的证据。此外，翘曲的发展取决于圆盘粘度，较大的$α$值增加翘曲增长的可能性。我们进行随时间变化的发展计算的翘曲在I型突发和IMDBs。根据爆发前的初始扭曲，我们发现爆发产生的扭曲在PDMATHAMN <~50 $r_g$，快速增长和衰减的秒长的时间尺度，或增长较慢，并覆盖了大部分的光盘。小半径的翘曲脉动似乎具有解释在一些IMDB的尾部期间观察到的消色差波动所需的性质。大规模缓慢增长的翘曲可以解释4U 1820 - 30和4U 1636 - 53超级爆发后期推断的大反射强度和吸收柱密度。
2022-11-07 astro-ph.HE
Extended Tails from SGR 1806-20 Bursts
2004年，SGR 1806-20经历了一段强烈而持久的爆发活动，其中包括2004年12月27日的巨大耀斑-这是地球上探测到的最强烈的太阳外瞬变事件。在这个活跃的插曲，我们经常监测源与罗西X射线定时探测器，偶尔与钱德拉。在这些观测过程中，我们发现了两个相对明亮的爆发，在硬X射线中观察到Konus-Wind，随后是持续数百到数千秒的延长X射线尾巴或余辉。在这里，我们提出了详细的光谱和时间分析，这些事件观察到约6和1.5个月前2004年12月27日的巨型耀斑。我们发现，这两个X射线尾巴是一致的冷却黑体的恒定半径。这些光谱结果与SGR 1900+14和最近SGR 1550-5418记录到的爆发余辉在性质上相似。然而，后两个源的脉冲X射线强度在爆发后显着增加，而我们在SGR 1806-20事件期间没有检测到RMS脉冲幅度的任何显着变化。此外，我们发现，分割到爆发（即时能量释放）和尾部（余辉）的能量的分数由SGR 1900+14和SGR 1806-20之间的数量级不同。我们认为，这种差异可以归因于这些中子星的地壳加热机制的差异结合发射区的几何形状。
2011-07-20 astro-ph.HE
Examining the Relationship Between the Persistent Emission and the Accretion Rate During a Type I X-ray Burst
本文通过I型X射线暴照射吸积盘的时间分辨模拟，检验持续辐射归一化因子$f_a$与吸积率增强的关系，发现$f_a$主要追踪吸积盘温度而非吸积率。
2024-10-27 astro-ph.HE
Multiwavelength Radiation from the Interaction between Magnetar Bursts and Companion Star in a Binary System
本研究分析双星系统中磁星爆发与伴星相互作用的多波段电磁信号，发现新生磁星爆发前强风的光学紫外持续辐射占主导，年老磁星的爆发相互作用再辐射更强，近邻星系中该现象可被光学望远镜探测。
2024-08-17 astro-ph.HE
Super-Eddington winds from Type I X-ray bursts
我们提出了流体动力学模拟的球对称超爱丁顿风的径向膨胀I型X射线爆发。以往的研究假设一个稳定状态的风和治疗的质量损失率作为一个自由参数。使用MESA，我们遵循的多区域的时间相关的燃烧，对流和辐射加热的大气在爆发上升，和发射和演变的光学厚辐射驱动的风光球向外扩展到半径$r_{\rm ph} \gtrsim 100\text{ km}$。我们专注于中子星（NS）吸积纯氦和研究爆发的点火深度范围内。我们发现风对吸积层的$\approx 0.2\%$的影响几乎与点火深度无关。这意味着核能释放的$\approx 30\%$被用于从NS表面解绑物质。我们表明，灰烬的核燃烧喷射在风中，占主导地位的爆炸，点燃在列深度$\gtrsim 10^9\text{ g cm}^{-2}$的风成分。喷出物主要由质量数为$A> 40$的元素组成，我们发现这应该会在爆发光谱上留下光电离边缘的印记。重元素边缘的证据已经在强烈的径向膨胀爆发的光谱中被报道。我们发现，在$\approx 1\text{ s}$之后，风的成分从位于大气顶部的轻元素（$^4$ He和$^{12}$ C）转变为位于更深处的重元素（$A>40$）。这可以解释为什么所有超膨胀爆发的光球半径在$\approx 1\text{ s}$之后都显示出从超膨胀（$r_{\rm ph}>10^3\text{ km}$）到中等膨胀（$r_{\rm ph}\sim…
2018-08-12 astro-ph.HE
Effects of a New Triple-alpha Reaction on X-ray Bursts of a Helium Accreting Neutron Star
研究了一种新的三重$α$反应速率（OKK速率）对双星系统中吸积中子星氦闪的影响。由于点火点决定了I型X射线爆发的热核闪光的性质，我们研究了不同的吸积率的情况下，$dM/dt (\dot{M})$，氦从$3\times10^{-10} M_{\odot} \rm yr^{-1}$到$3\times10^{-8} M_{\odot} \rm yr^{-1}$，这可以覆盖所观察到的吸积率。我们发现，在低吸积率的情况下，核燃烧在相当低密度的氦层被点燃。因此，在吸积率低于$\dot{M}\simeq 3\times10^{-8} M_{\odot} \rm yr^{-1}$的所有情况下，氦爆燃都将被触发。我们发现OKK率可能与氦吸积中子星上的X射线爆发的观测结果几乎不一致。我们认为，在观测误差范围内，OKK率将对$10^8$ K降低$10^{2-3}$。
2012-01-09 astro-ph.HE
Multidimensional Modeling of Type I X-ray Bursts. I. Two-Dimensional Convection Prior to the Outburst of a Pure Helium Accretor
我们提出了多维模拟的早期对流阶段点火前的I型X射线爆发使用低马赫数流体动力学代码，MAESTRO。低马赫数方法是必要的，以便进行研究这种现象所需的长时间积分。使用MAESTRO，我们能够捕获由于大规模加热引起的大气膨胀，同时捕获由于反应和热扩散引起的局部压缩性效应。我们还讨论了一维初始模型的准备和随后的映射到我们的多维框架。我们的初始模型生成方法不同于以前的多维研究中使用的方法，该方法在映射到多维网格之前通过一维中的多个突发来演化系统。在我们的多维模拟中，我们发现，正确解决燃烧层所需的分辨率比上述早期研究中使用的分辨率大一个数量级。我们的特征的对流模式，形成和讨论其产生的影响对流区域的状态，这是很重要的建模的爆发本身。
2010-12-03 astro-ph.HE
Anisotropy of X-ray bursts from neutron stars with concave accretion disks
低质量X射线双星中中子星和吸积盘的辐射不是各向同性的。圆盘的非球形形状以及圆盘对中子星的阻挡（反之亦然）导致观测到的通量取决于圆盘相对于视线的倾角。这对于解释I型X射线爆发具有特别重要的意义，I型X射线爆发是由中子星上物质的热核燃烧提供动力的。由于部分X射线爆发会被圆盘反射，观测到的爆发通量取决于来自中子星的直接发射和圆盘反射的各向异性。这影响了源距离的测量，质量吸积率，以及对中子星状态方程的约束。以前的研究预测的各向异性因子的总爆发通量，假设一个几何扁平的磁盘。最近，对两个异常长的爆发（所谓的超级爆发）的详细观测首次允许测量直接和反射的爆发通量，而不仅仅是它们的总和。反射通量和直接通量的比率（反射分数）远高于平坦圆盘的各向异性所能解释的。我们创建数值模型来计算不同的磁盘形状，包括凹盘的各向异性因子。我们分别给出了直接爆发通量和反射爆发通量的各向异性因子，以及持续通量的各向异性因子。当内部的吸积盘高度急剧增加时，会产生比1大得多的反射率，从而使恒星的一部分被挡住。如果X射线加热导致内盘膨胀，则这种几何形状可能由X射线爆发引起。
2015-12-14 astro-ph.HE
Experimental constraints on shallow heating in accreting neutron-star crusts
在低质量X射线双星的静止期内观测到的瞬态吸积中子星的热弛豫表明在中子星壳的浅层存在未知的热源。利用现有的实验核数据，我们估计的最大可能的热量，可以沉积在一个吸积中子星的外壳中，由于电子捕获和致密核聚变反应所引发的X射线爆发灰烬的掩埋。
2020-07-03 astro-ph.HE nucl-th
Radiation mediated shocks in gamma-ray bursts: Subshock photon production
内部冲击提供了一个合理的加热机制，在喷流的伽马射线暴（GRB）。在喷流光球层以下发生的激波是由辐射引起的。以前发现，伽玛射线暴喷流内的辐射介导冲击（RMS）是效率低下的光子生产者，介导RMS的光子必须来自爆炸的早期阶段。我们表明，这一结论只适用于非磁化射流。在中等磁化的等离子体中传播的RMS会产生一个无碰撞的次激波，将等离子体局部加热到相对论温度，热电子在RMS内发射出大量的同步加速器光子。我们发现，这种机制一般是有效的轻度相对论冲击，并可能是在伽玛暴中观察到的光子的主要来源。我们推导出一个简单的解析公式，每个质子产生的光子数，$Z$，它给出了$Z=10^5$ - $10^6$，与观察一致。光子最初以低能量注入，远低于观察到的GRB峰值。它们的数量受两个主要因素控制：（1）在冲击波中产生的电子-正电子对的丰度，这是自洽计算的，（2）由诱导下散射设定的软辐射亮度温度的上限。注入的软光子通过体康普顿化在RMS中获得能量，并形成其非热光谱。
2018-04-09 astro-ph.HE
High-Energy Shock Breakout from Supernovae and Gamma-ray Bursts
Center for Nonlinear Studies, Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室非线性研究中心）；Department of Physics & Astronomy, Louisiana State University（路易斯安那州立大学物理与天文学系）；X-ray Astrophysics Laboratory, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心X射线天体物理学实验室）；McWilliams Center for Cosmology and Astrophysics, Department of Physics, Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学物理学院麦克威廉斯宇宙学与天体物理学中心）
本文提出了一种半解析方法，用于建模超新星和伽马射线暴的冲击波爆发信号，以更准确地捕捉自然复杂性，并探讨其在即发伽马射线暴中的作用。
2026-02-28 astro-ph.HE
Late-time accretion in neutron star mergers: implications for short gamma-ray bursts and kilonovae
本文研究中子星并合后吸积盘的长期演化，发现放射性加热导致盘蒸发和喷流关闭，解释了短伽马射线暴延长辐射的陡降，并预测了千新星晚期慢抛射物和窄谱线特征。
2022-08-08 astro-ph.HE
Constraining Low-luminosity Gamma-Ray Bursts as Ultra-high-energy Cosmic Ray Sources Using GRB 060218 as a Proxy
本文以典型低光度伽玛暴060218为代表，研究了低光度伽马射线暴（llGRB）与超高能宇宙射线（UHECR）之间的联系。我们专注于相应的同步辐射电子，共同加速在UHECR加速区域，比较这种发射观测。同时考虑了瞬发和余辉两个阶段。对于提示阶段，我们假设的共同加速的电子被注入的幂律分布瞬间（没有额外的加热或再加速），这导致明亮的光学紫外线发射的张力与观察。对于余辉阶段，我们通过比较电子热同步辐射在$\sim~3$天可用的无线电数据来约束冲击波的总动能。考虑温和的相对论流出与散装洛伦兹因子$Γ\gtrsim 2$（较慢的trans-relativistic流出不处理），我们发现，有限的可用能量不允许GRB 060218的余辉是主要起源的UHECR。这种分析独立约束的提示阶段作为一个主要的UHECR源，以及，提示的能量预算是可比的余辉动能。更一般地说，我们的研究表明，从热电子的同步辐射是一个强大的诊断温和的相对论冲击的物理。
2020-10-28 astro-ph.HE
