Evidence of Bulk Acceleration of the GRB X-ray Flare Emission Region
将我们最近开发的高纬度发射理论的广义版本应用于伽马射线暴（GRB）中的X射线耀斑的观测，我们在这里提供了明确的观测证据，表明X射线耀斑发射区域正在经历快速的整体加速。随着光子的发射。我们发现，所观察到的X射线耀斑的光变曲线和光子指数的演变曲线可以同时再现在一个简单的物理模型调用同步辐射在加速发射区域远离伽玛射线暴中央引擎。这样的加速过程需要一个额外的能量耗散源以外的动能，这指向一个显着的坡印廷通量的发射区的X射线耀斑。由于X射线耀斑被认为与GRB瞬发有着相似的物理机制，我们的发现暗示GRB瞬发喷流在其发射区也可能携带着显著的坡印廷通量。
2016-05-24 astro-ph.HE
GeV Emission during X-Ray Flares from Late Internal Shocks: Application to GRB 100728A
最近，费米/LAT探测到了GRB 100728 A的X射线耀斑活动中的GeV辐射。本文基于晚期内激波模型研究了两均匀壳层碰撞的动力学和辐射特性。GeV光子可以从X射线耀斑光子产生的相对论电子加速的正向-反向冲击，其中涉及的辐射过程包括同步自康普顿和交叉逆康普顿散射的散射。通过分析和数值计算，可以很好地解释GRB 100728 A的光谱特性。
2013-08-06 astro-ph.HE
A New Correlation Between GRB X-Ray Flares And The Prompt Emission
从$Fermi$和$Swift$任务探测到的伽玛暴样本中，我们提取了与瞬发辐射和X射线耀斑相关的光变曲线中时间结构的最小变率时标。这种变化性时间尺度与脉冲参数（例如通过脉冲拟合过程确定的上升时间和通过互相关联函数（CCF）提取的光谱滞后）的比较表明，X射线耀斑和瞬发发射的这些时间特征之间紧密相关。这些相关性表明，X射线耀斑的产生和伽玛暴的瞬发有一个共同的起源。
2013-03-23 astro-ph.HE
Spectral curvature behavior during X-ray flares in GRB afterglow emission
SWIFT最近最令人印象深刻的发现之一是有证据表明，在GRB余辉期间发生的X射线耀斑是相当普遍的，在大约50%的余辉中被观察到。这些X射线耀斑的能量密度范围与伽玛射线暴的瞬发辐射相当，而且可能是重复性的。已经提出了几种关于其起源的图片，其中最被接受的是内部冲击场景，将X射线耀斑解释为GRB中心引擎的后期活动。我们建议采用最近用来解释GRB瞬发辐射的物理模型：对数抛物线函数来描述X射线耀斑的光谱形状。特别是，我们表明，他们的光谱能量分布（SED）是显着弯曲，而没有显着的曲率出现在底层的X射线余辉发射。此外，对数抛物线函数是统计上有利于其他建议的光谱模型。利用时间分辨谱分析方法，给出了SWIFT观测到的两个最亮伽玛暴余辉中，在X射线耀斑期间SED的峰值能量和曲率参数的演化。我们发现，在X射线耀斑中，峰值能量和曲率之间存在反相关，正如在随机加速情况下所预期的那样。
2011-02-08 astro-ph.HE
GRB Flares: UV/Optical Flaring (Paper I)
提出了一种新的探测伽马射线暴（GRB）光变曲线中耀斑的算法，并将该算法应用于紫外/可见波段的耀斑探测。该算法利用贝叶斯信息准则（BIC）来分析拟合的光变曲线的残差，去除所有主要特征，并通过迭代地向光变曲线添加额外的“中断”来确定与数据的统计最佳拟合。这些额外的中断表示检测到的耀斑的各个分量：T_start、T_stop和T_peak。我们提出了检测119个独特的耀斑期间检测应用该算法从第二雨燕紫外/光学望远镜（UVOT）伽玛射线暴余辉目录的光变曲线。我们分析了201个UVOT GRB光变曲线，发现其中68个光变曲线中有闪烁现象。对于有耀斑的光变曲线，我们发现每个伽玛暴平均有~2个耀斑。一般来说，耀斑只出现在余辉的前1000秒，但在10^5秒后仍可以观测到。80%以上的耀斑持续时间较短，Δ t/t < 0.5。观测到耀斑的通量比相对于基本的光变曲线在0.04到55.42之间。许多最强烈的耀斑也在爆发后1000秒以上被看到。
2013-03-01 astro-ph.HE
Unraveling the Origins of GRB X-ray Plateaus through a Study of X-ray Flares
本研究通过分析伽马射线暴X射线耀斑性质，发现有无平台暴的耀斑特征相似，支持许多暴具有低洛伦兹因子（几十）而非高值（几百）的观点。
2024-12-16 astro-ph.HE
GRB 200415A: A Short Gamma-Ray Burst from a Magnetar Giant Flare?
长期以来，人们一直认为软伽玛射线中继器（SGR）的巨型耀斑至少是观测到的短伽马射线暴（GRB）的一个子样本。本文对最近发现的位于玉夫座星系附近的明亮短GRB 200415A的高能数据进行了综合分析。我们的研究结果表明，磁星巨星耀斑提供了最自然的解释大多数观测性质的GRB 200415A，包括它的位置，时间和光谱特征，能量，统计相关性，和高能量的排放。另一方面，紧凑的恒星合并伽玛暴模型被发现有困难再现这样的事件在附近的距离。未来对类似事件的探测和后续观测对于牢固地建立SGR巨型耀斑和附近短GRB子样本之间的联系至关重要。
2020-10-11 astro-ph.HE
Swift highlights and flares (Back to the drawing board?)
斯威夫特开创了伽马射线暴源（GRB）研究的新纪元。在Swift可能做出的各种发现中，我们关注GRB 090423，z=8.2的事件目前拥有人类仪器捕获的最遥远天体的记录。这个GRB让我们能够直接看到早期的宇宙。从最新的伽玛射线暴X射线耀斑目录的观测结果出发，讨论了伽玛射线暴辐射起源的中心发动机活动。
2010-05-25 astro-ph.HE
Constraints on the Bulk Lorentz Factors of GRB X-Ray Flares
X射线耀斑是10年前由{ \em Swift}卫星在伽马射线暴（GRB）的余辉阶段发现的，被认为是GRB X射线余辉的典型成分。本文用两种不同的方法对伽玛暴X射线耀斑的洛伦兹因子进行了约束。对于第一种方法，我们用耀斑持续时间和喷流破裂时间估计了体洛伦兹因子的下限。在第二种方法中，洛伦兹因子的上限是通过假设X射线耀斑喷流已经经历饱和加速而导出的。我们还重新估计了初始洛伦兹因子，发现理论洛伦兹因子的系数为1.67，而不是通常使用的星际介质（ISM）的2和风的情况下的1.44。我们发现，在统计意义上，ISM情形下的极限洛伦兹因子与X射线耀斑各向同性辐射能量的相关性比风情形下的更符合瞬发辐射的相关性。作为比较，洛伦兹因子的下限在统计学上大于从风的情况下的瞬时爆发的外推。结果表明，X射线耀斑和瞬发爆发是由相同的物理机制产生的。
2015-05-16 astro-ph.HE
Bright gamma-ray flares observed in GRB131108A
GRB 131108 A是一个明亮的长伽马射线暴（GRB），由费米伽玛射线太空望远镜上的大面积望远镜和伽马射线暴监测器探测到。专门的时间和光谱分析揭示了三个$γ$射线耀斑占主导地位的100兆电子伏以上，这是没有直接关系的GBM带（10千电子伏- 10兆电子伏）的即时发射。GRB 131108 A（100 MeV - 10 GeV）的高能光变曲线显示了一个不寻常的演化：一个陡峭的衰变，然后是三个带有潜在发射的耀斑，然后是一个长期的衰变阶段。对$γ$射线耀斑的详细分析发现，这三个耀斑的亮度比其下的发射亮6 - 20倍，并且彼此相似。每个耀斑的能量密度为（1.6 $\sim$ 2.0）$\times$ 10 $^{-6}$ erg cm $^{-2}$，与急剧衰减阶段的发射能量密度1.7 $\times$ 10 $^{-6}$ erg cm $^{-2}$相当。三个$γ$射线耀斑的总通量为5.3 $\times$ × 10 $^{-6}$ erg cm $^{-2}$ .这三个$γ$射线耀斑显示出与通常的X射线耀斑相似的性质，即通量急剧增加，发生在$\sim$ 50%的余辉中，在某些情况下，在瞬发发射之后很久。此外，每个耀斑的早期陡衰变相和衰变相的时间指数和光谱指数都符合曲率效应关系（$α$ = 2 + $β$），这是GeV能带高纬辐射的第一个观测证据。
2022-12-15 astro-ph.HE
Probing Magnetic Fields of GRB X-ray Flares with Polarization Observations
在伽马射线暴（GRB）之后经常观察到持续在X射线波段的$\sim 100 - 1000$的X射线耀斑。X射线耀斑的物理起源仅仅依靠时间/光谱信息还不清楚。另一方面，由于人们对天文X射线偏振测量的兴趣日益增加，一些偏振仪预计将在几年内发射。本文假设X射线耀斑是相对论球壳的同步辐射，证明了环形磁场发射区X射线耀斑上升段的线偏振度比随机磁场发射区的线偏振度高得多。在耀斑的衰减阶段，偏振度的演化是由发射壳层的曲率效应决定的，这是耀斑喷流场景的一个自然特征。因此，X射线耀斑偏振的测量将为探测发射区磁场的结构提供有用的工具，甚至有助于检验曲率效应。磁位形的信息可以进一步帮助我们了解伽玛暴喷注的性质。
2018-06-16 astro-ph.HE
X-ray flares in GRBs: general considerations and photospheric origin
对伽马射线暴（GRB）产生的X射线耀斑的观测，对可能的物理模型有很强的约束。我们提供了一个一般性的讨论。特别地，我们表明，为了解释相对平坦和弱的光通量在X射线耀斑，发射区域的大小应该是$\lesssim 3\times 10^{14}$厘米。耀斑的辐射热光度也强烈地限制了能量收支，并且与由磁星自旋下降提供动力的中心发动机的后期活动不一致。我们提供了一个简单的玩具模型，根据这个模型，耀斑是由一个适度的洛伦兹因子（几十而不是几百）的外流产生的，这个外流或多或少与产生瞬发伽马射线发射的高度相对论性喷流同时发射。“较慢”的流出物在到达光球层时产生耀斑。有了这样一个组成部分，自然就能解决本报告所述耀斑给观测带来的挑战。
2016-01-05 astro-ph.HE
The bulk Lorentz factor of outflow powering X-ray flare in GRB afterglow
提出了两种估算X射线耀斑外流体洛伦兹因子的方法。在第一种方法中，外流被假设为重子流，并被热压力加速，对于这种情况，最终体洛伦兹因子受到外流亮度以及被加速的外流的初始半径的限制。这种方法可以应用于相当一部分耀斑。第二种方法基于耀斑快速衰减的曲率效应解释，可以给出体洛伦兹因子的严格约束估计，但只能应用于少数巨型耀斑。这两种方法得到的结果是一致的。得到的X射线耀斑外流体洛伦兹因子（或只是上限）一般小于伽马射线暴（GRB）外流体的洛伦兹因子，范围从10到几百。
2010-09-21 astro-ph.HE
X - Ray Flares and Their Connection With Prompt Emission in GRBs
我们使用小波技术来研究费米和斯威夫特探测到的伽玛暴样品的光变曲线的时间变化。我们主要关注Swift-XRT光变曲线的耀斑区域的行为，以探索可变性时间尺度和脉冲参数（如上升和衰减时间，宽度，强度和分离分布）和光谱滞后之间的联系。其中一些时间特征之间的紧密相关性表明，X射线耀斑和瞬发辐射的产生有着共同的起源。
2013-08-08 astro-ph.HE
Time evolution of flares in GRB 130925A: jet precession in black hole accretion system
伽玛暴130925 A由三个伽玛射线发射事件和一系列有序的耀斑组成，已被$Swift$、Fermi、$Wind$和$INTEGRAL$探测到。如果把第三个最弱的γ射线事件看作是一个巨大的耀斑，我们发现在$INTEGRAL$观测到的第二个γ射线事件发生在2000 s左右之后，相邻耀斑的时间间隔与事件发生的时间成正比。我们认为，第二次伽玛射线事件及其耀斑起源于黑洞碎片落回后吸积过程的恢复，这种关系可能与旋进黑洞（BH）周围的超吸积盘有关。我们认为，喷流进动模型\citep{Liu2010}可以很好地解释耀斑的起源和时间演化，以及单个耀斑近似对称的时间结构和光谱演化。此外，黑洞的质量和自旋可以被限制，这表明一个恒星质量的快速旋转的黑洞位于GRB 130925 A的中心。
2014-01-13 astro-ph.HE
The physical origin of optical flares following GRB 110205A and the nature of the outflow
GRB 110205A的光辐射由两个耀斑区分。在这项工作中，我们研究了两种可能的情况下的光学余辉发射。在第一种情况下，第一个光学耀斑是主外流的反向激波发射，第二个是由中央发动机的长期活动提供动力。然而，我们发现，除非伽玛暴效率很高（$\sim 0.95$），否则很难合理地解释后期（$t>0.1$日）的余辉数据。在第二种情况下，第一个光学耀斑是低能瞬发辐射，第二个是初始外流的反向激波。在这种情况下，我们可以解释晚余辉发射自洽。反激波区可能是弱磁化的，第二次光学耀斑的衰减可能是由高纬发射主导的，这可能是伴随着快速衰减的强偏振演化，如Fan等人在2008年提出的。RINGO 2型旋光仪的时间分辨旋光将直接检验我们的预测。
2011-07-22 astro-ph.HE
Gamma-ray Burst Flares: X-ray Flaring. II
我们提出了一个目录的497耀斑周期发现的伽马射线暴（GRB）光变曲线取自在线XRT GRB目录。我们分析了680个单独的光变曲线，使用耀斑检测方法开发和使用我们的紫外/光学GRB耀斑目录。该方法利用贝叶斯信息准则来分析拟合的GRB光变曲线的残差，并在统计上确定光变曲线残差的最佳拟合，以识别任何额外的特征。这些功能，我们归类为耀斑，通过迭代添加额外的“休息”的光变曲线。我们发现在310个分析的光变曲线中有耀斑的证据。对于那些有耀斑的光变曲线，我们发现每个GRB平均约有1.5个耀斑。与UV/光学一样，我们的样品中的耀斑通常局限于余辉的前1000 s，但可以检测到超过10^5 s。只有约50%的被探测到的耀斑符合Δt/t << 1的“经典”定义，许多最大的耀斑表现为Δt/t ~ 1，有些甚至超过这个值。
2013-10-09 astro-ph.HE
X-ray Analysis of Gamma-Ray Burst Flares and Underlying Afterglows: Insights into Origin of Flares
Bar-Ilan University（巴伊兰大学）；KTH Royal Institute of Technology（皇家理工学院）；The Oskar Klein Centre（奥斯卡·克莱因中心）；Indian Institute of Science Education and Research (IISER)（印度科学教育与研究机构）
通过分析89个GRB的X射线光变曲线，发现耀斑光变不对称且持续时间更长，表明耀斑起源不同于平台和后发光，且耀斑可能源于持续的中央引擎活动。
2025-12-08 astro-ph.HE
Comprehensive Measurement of Spectral Evolution in a GRB Flare: High Time-Resolution Insights into the "Double-Tracking" Phenomenon
Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；TIANFU Cosmic Ray Research Center（天府宇宙线研究中心）
本文通过高时间分辨率光谱拟合分析GRB 221009A最亮耀斑的谱参数演化，发现其整体及上升阶段均符合幂律模型，揭示'双跟踪'现象由磁能耗散同步辐射模型解释。
2026-03-30 astro-ph.HE
X-ray Flares Raising upon Magnetar Plateau as an Implication of a Surrounding Disk of Newborn Magnetized Neutron Star
X射线耀斑通常被归因于伽马射线暴（GRB）中心引擎的长期活动，例如，后退增积然而，伽玛射线暴的X射线稳定期更倾向于毫秒磁星中央引擎。由于磁星的螺旋桨效应，回退吸积可以被显著抑制。因此，如果螺旋桨区不能有效地阻止质量流到达磁星表面，磁星平台上的X射线耀斑将被暗示。在这项工作中，这种特殊的情况下连接到一个磁星的吸积过程，并给出了一个磁盘结构的含义。研究了多耀斑GRB 050730的重复吸积过程，并对GRB 111209A的吸积引起的磁场变化进行了讨论。GRB 050730、GRB 060607A和GRB 140304A中存在两个或多个耀斑，采用磁星质量$M=1.4~ M_\odot$和半径$R=12~\rm km$，对应的周围盘的平均质量流量分别为$3.53\times 10^{-4}~M_\odot~\rm s^{-1}$、$4.23\times 10^{-4}~M_\odot~\rm s^{-1}$和$4.33\times 10^{-4}~M_\odot~\rm s^{-1}$，对应的磁层平均尺寸分别为$5.01~\rm \times10^{6} cm$、$6.45~\rm \times10^{6} cm$和$1.09~\rm \times10^{7} cm$。对12个耀斑中包含8个伽玛暴的统计分析表明，单个耀斑的总质量负荷为$\sim 2\times 10^{-5}~M_{\od…
2021-09-23 astro-ph.HE
A Statistical Study of GRB X-ray Flares: Evidence of Ubiquitous Bulk Acceleration in the Emission Region
当锥形相对论性喷流中的辐射突然停止（或急剧衰减）时，观测到的衰变光曲线受高纬度“曲率效应”控制。最近，Uhm和Zhang发现三个GRB X射线耀斑的衰变斜率比标准模型预测的要陡。这需要大量的加速发射区，这是一致的坡印廷通量为主的外流。本文系统地分析了在63个雨燕伽玛暴中探测到的85个明亮的X射线耀斑样本，研究了这些耀斑陡衰变阶段的时间衰变指数$α$与光谱指数$β$之间的关系。$α$值取决于零时间点$t_0$的选择。我们采用两种方法。“方法I”以$t_0^I$作为每次耀斑的第一个上升数据点，是最保守的方法。我们发现，在99.9%的条件水平上，56/85耀斑的衰变斜率比最简单的曲率效应预测更陡，因此，处于加速状态。“方法二”将每次耀斑的上升光变曲线向后外推，直到通量密度比峰值通量密度低三个数量级，并将相应的时间定义为时间零点（t_0 ^II）。我们发现，在99.9%的条件水平上，74/85的耀斑都属于加速区。这表明，体加速是常见的，甚至可能是无处不在的X射线耀斑，指向坡印廷通量占主导地位的喷流成分，这些事件。
2016-05-09 astro-ph.HE
Deep ATCA and VLA radio observations of short-GRB host galaxies. Constraints on star-formation rates, afterglow flux, and kilonova radio flares
本文报道了对短伽马射线暴（GRB）的宿主星系进行的广泛射电连续观测活动的结果。这项调查的目的是寻找光学模糊的恒星形成，可能表明年轻的短伽玛射线暴祖先的人口。我们的样本包括2005年至2015年16个短伽玛暴的宿主和宿主星系候选者，相当于目前已知的局部短暴集合的大约1/3。ATCA观测到8个GRB场（5.5和9.0 GHz），VLA观测到8个场（主要在5.5 GHz）。观测结果通常达到5至8微焦的1-sigma_rms。在大多数情况下，它们是在相应的爆破后数年进行的。没有发现新的短伽玛射线暴宿主星系，只有一个宿主星系被探测到，那就是z=0.407的伽玛射线暴100206 A。然而，它的星暴性质已经从光学/红外数据中得知。它的射电流量可以解释为恒星形成率（SFR）约为60 M_sol/yr。这是在很好的协议与早期的预期的基础上观察到的宽带光谱能量分布的这个星系。这15个未探测到的星系限制了疑似宿主星系的SFR，并提供了相关射电余辉和预测的千诺瓦射电耀斑的后期光度上限。伽玛射线暴爆炸地点的无线电发射的非检测证实了短伽玛射线暴余辉的固有低光度，并放置在磁星供电的无线电耀斑的参数空间的显着限制。来自基准大质量磁星的发光射电耀斑还没有被发现。
2019-10-31 astro-ph.HE
On the ultra-relativistic Prompt Emission (UPE), the Hard and Soft X-ray Flares, and the extended thermal emission (ETE) in GRB 151027A
我们分析GRB 151027 A的双星驱动的超新星（BdHN）的方法，与祖先的碳氧核心的超新星（SN）爆炸的边缘和一个双伴星中子星（NS）。SN喷出物在NS上的超临界吸积导致其引力坍缩成黑洞（BH），并导致GRB的发射和丰富的$e^+e^-$等离子体。这种$e^+e^-$等离子体对SN喷出物的影响解释了在长伽玛暴中观测到的早期软X射线耀斑。我们在这里把这种方法应用于UPE和硬X射线耀斑。我们使用GRB 151027 A作为原型。从时间积分和时间分辨的分析，我们确定了一个双组分的UPE，并确认其超相对论性质。我们证实了软X射线耀斑、硬X射线耀斑和ETE的弱相对论性质。我们表明，ETE确定从SN到HN的过渡。然后，我们解决这些意见的理论依据集成的流体动力学传播方程的$e^+ e^-$到SN喷出物，后者独立获得的三维光滑粒子流体动力学模拟。我们的结论是，UPE、硬X射线耀斑和软X射线耀斑并不构成一个因果联系的序列：在我们的模型中，它们是BH形成的\textbf{the same}物理过程在不同视角下的表现，由HN喷出物的形态和$\sim 300$ ~s旋转周期所暗示。
2018-11-04 astro-ph.HE
The long-active afterglow of GRB 210204A: Detection of the most delayed flares in a Gamma-Ray Burst
我们目前的结果，从广泛的宽带后续的GRB 210204A在30天的时间。我们在爆发后7.6 x 10^5 s和1.1 x 10^6 s的余辉中探测到光学耀斑：这是迄今为止在伽马射线暴余辉中探测到的延迟最长的耀斑。在源红移为0.876时，静止帧延迟为5.8 x 10^5 s（6.71 d）。我们调查了这种燃烧的可能原因，并得出结论，最有可能的原因是在射流中的刷新冲击。伽玛暴的瞬发在典型长暴的范围内，它显示了三个不相交的发射事件，它们都遵循典型的伽玛暴关联。这表明GRB 210204A可能没有任何特殊的属性，导致后期耀斑，缺乏对其他余辉的检测可能是由于缺乏后期观测。对较大样本的伽玛暴进行系统的后期跟踪可以更清楚地了解这种余辉行为。对GRB 210204A的进一步分析表明，光变曲线中的晚期隆起不太可能是由于红移（z）= 0.876的SNe，而更可能是由于晚期的耀斑活动。这种变化的原因是不清楚的量化，由于缺乏多波段数据在后期的恶劣天气条件的限制。GRB 210204A的耀斑是迄今为止探测到的最新耀斑。
2022-04-15 astro-ph.HE
GRB241107A: a Giant Flare from a close-by extragalactic Magnetar?
本研究利用INTEGRAL卫星IBIS仪器观测短伽马射线暴GRB 241107A，结合其位置、能流、光谱及近邻星系PGC 86046的距离等证据，提出它可能是近邻河外磁星的巨型耀发而非典型短暴。
2025-01-13 astro-ph.HE
Steep Decay of GRB X-ray Flares: the Result of Anisotropic Synchrotron Radiation
当一个具有恒定洛伦兹因子的发射球壳在某一半径处突然关闭发射时，其高纬发射将服从时间指数$\hatα$ =光谱指数$2 + \hatβ$的关系。然而，某些伽马射线暴（GRB）中的X射线费用违反了这种关系，其$\hatα$要陡得多。结果表明，当加速电子的角分布具有较好的取向时，同步辐射应该是各向异性的，而这种各向异性会导致高纬辐射的衰减变陡，如果本征辐射是边缘增亮的话。我们使用我们的简单的玩具模型再现的时间和光谱演化的X射线耀斑。结果表明，我们的模型可以很好地解释所选的三个伽玛暴中X射线耀斑的陡衰减。最近对粒子加速的模拟可能支持我们工作中采用的电子的特定各向异性分布。然而，确认辐射的各向异性将为发射区电子加速的细节提供有意义的线索。
2017-05-11 astro-ph.HE
From the earliest pulses to the latest flares in long GRBs
伽马射线暴的瞬时发射从早期的伽玛射线脉冲（>15 keV）延伸到非常晚期的X射线光子耀斑（0.3-10 keV）。瞬发伽马射线脉冲的持续时间是相当恒定的，而X射线耀斑的宽度与它们的峰值时间相关，这表明可能有不同的起源。然而，脉冲和耀斑具有相似的光谱特性。考虑到内部和外部冲击的情况下，我们得出的能量和持续时间的脉冲规模与它们的发生时间，我们与观察比较。没有观察到的相关性之间的即时发射脉冲的持续时间和它的发生时间有利于一个“内部”的起源，并证实了拉米雷斯-鲁伊斯和Fenimore的早期结果。我们还表明，X射线耀斑的能量和时间特性是一致的，由缓慢的火球之间的内部冲击与它们的体积洛伦兹因子之间的小对比。这些结果放宽了解释最新X射线耀斑的持久中心引擎的要求。
2018-01-24 astro-ph.HE
GRB Cosmology and Self-organized Criticality in GRBs
伽马射线暴（GRB）具有各向同性的能量，能量可达$10^{54}$ erg，是研究宇宙早期性质的理想工具，包括宇宙的暗能量、恒星形成速率和金属富集历史。我们将简要回顾伽玛暴宇宙学领域的进展。同时，X射线耀斑也是伽玛暴余辉中常见的现象，它可能是发现中心引擎的重要线索。我们提出了X射线耀斑的统计结果，即，能量、持续时间和等待时间的分布，并与太阳耀斑的结果进行了比较。发现两类耀斑的相似性，这可能表明伽玛暴X射线耀斑的物理机制是磁重联。
2015-07-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
The History of GRB Outflows: Ejection Lorentz Factor and Radiation Location of X-Ray Flares
本文对Swift/X射线望远镜观测到的29个伽玛暴的明亮X射线耀斑的陡衰变段进行了时间分辨光谱分析，并用曲率效应模型模拟了它们的光变曲线和谱指数演化行为。结果表明，观测到的快速通量衰减和强光谱指数随时间的演化可以很好地用该模型拟合，导出的特征时间尺度（$t_c$）在$33\sim 264$秒范围内。利用由瞬发γ射线导出的峰值亮度与洛伦兹因子之间的经验关系，我们估算了耀斑的洛伦兹因子（$Γ_{\rm X}$）。我们得到了中值为$52$的$Γ_{\rm X}=17\sim 87$，它小于瞬发γ射线火球的初始洛伦兹因子。利用导出的$t_c$和$Γ_{\rm X}$，我们对13个X射线耀斑的辐射区域进行了约束，得到了小于耀斑峰值时刻余辉火球半径的$R_{\rm X}=(0.2\sim 1.1)\times 10^{16}$ cm。将我们的结果与一个初始Lorentz因子已知的伽玛暴样品结合，发现了一个从瞬发γ射线相到X射线历元的长演化特征，即$Γ\propto [t_{p}/(1+z)]^{-0.69\pm 0.06}$。这些结果可能揭示伽玛暴中心引擎的长期演变。
2016-12-22 astro-ph.HE
Early X-ray Flares in GRBs
利用Swift-XRT对伽玛暴早期X射线耀斑的“耀斑平台余辉”相进行了分析。FPA只发生在七个伽玛暴子类中的一个：双星驱动的超新星（BdHNe）。这个子类由长伽玛暴组成，有一个碳氧核和一个中子星（NS）双星伴星作为祖先。超新星（SN）喷出物在NS上的超临界吸积可以导致NS引力坍缩成黑洞。因此，可以观察到具有各向同性能量$E_{iso}\gtrsim10^{52}$ ~erg的GRB发射，以及相关的GeV发射和FPA相位。以前的工作表明，瞬发辐射中的γ射线尖峰出现在$\sim 10^{15}$- $10^{17}$ ~cm处，洛伦兹γ因子为$Γ\sim10^{2}$- $10^{3}$。利用一种新的数据分析方法，我们证明了X射线耀斑的发生时间、持续时间、亮度和总能量与$E_{iso}$有关。一个重要的特征是观测到了X射线耀斑中的热辐射，我们用$Γ\lesssim 4$证明了这种耀斑发生在半径为$\sim10^{12}$ ~cm处。这些模型独立的意见不能解释的“火球”模型，假设同步辐射和逆康普顿辐射从一个单一的超相对论喷射发射延伸到后期余辉和GeV的发射阶段。结果表明，在BdHNe中，伽玛暴与SN喷出物之间的碰撞发生在$\simeq10^{10}$ ~cm处，在$\sim10^{12}$ ~ cm处达到透明，其中$Γ\lesssim4$为透明。热发射观测和这些理论推导的值之间的协议验证…
2017-11-24 astro-ph.HE
Comprehensive study of the X-ray flares from gamma-ray bursts observed by Swift
X射线耀斑一般被认为是由后来的中心发动机活动产生的，并且可能与伽马射线暴（GRB）的瞬发发射具有相似的物理起源。本文分析了2005年4月至2015年3月由{ \em Swift}观测到的所有重要的伽玛暴X射线耀斑。该星表包含468个明亮的X射线耀斑，其中包括200个红移耀斑。得到了X射线耀斑的起始时间、峰值时间、持续时间、峰值通量、注量、峰值亮度和平均亮度等的拟合结果。峰值亮度随峰值时间减小，遵循幂律行为$L_p \propto T_{peak,z}^{-1.27}$。耀斑持续时间随着峰值时间的增加而增加。X射线耀斑能量在0.3-10 keV范围内呈对数正态分布，峰值在$10^{51.2}$ erg。我们还研究了耀斑参数的频率分布，包括能量、持续时间、峰值通量、上升时间、衰减时间和等待时间。伽玛射线暴X射线耀斑和太阳耀斑的能量、持续时间、峰值通量和等待时间均呈幂律分布。这些分布可以很好地解释了分形扩散，自组织临界性模型。基于磁重联的理论模型已经被提出来解释X射线耀斑。我们的结果表明，伽玛暴的相对论喷流可能是坡印亭通量控制的。
2016-03-24 astro-ph.HE
GRB 090313 and the Origin of Optical Peaks in GRB Light Curves: Implications for Lorentz Factors and Radio Flares
我们使用了19个具有单峰光变曲线的伽马射线暴（GRB）样本，通过研究余辉开始时间与时间上升指数之间的关系来检验标准火球模型。我们的样本包括伽玛暴和X射线闪光，我们推导出了广泛的初始洛伦兹因子（$40 < Γ< 450$）。使用合理的模型参数的前向冲击波的典型频率预计将位于接近光学波段，在这个低的典型频率的框架内，我们使用的光学数据来约束$ε_e$和显示，从早期的光变曲线属性的值是一致的，与出版的典型值来自其他余辉研究。我们产生预期的无线电光变曲线预测的时间演变的预期无线电发射的正向和反向冲击组件，包括同步自吸收效应在早期的时间。虽然这个样本中的一些伽玛暴没有公开的射电测量，我们证明了这种方法的有效性的情况下，{ \it斯威夫特}伽玛暴090313，其中毫米和离心观测，并得出结论，未来的反向检测-使用新的射电设施，如EVLA和ALMA，进行激波射电耀斑试验，将检验低频模型，并对磁场模型提供约束。
2010-09-23 astro-ph.HE
A magnetically driven origin for the low luminosity GRB 170817A associated with GW170817
与GW 170817相关的伽马射线暴GRB 170817 A与其他典型的短暴相比是亚发光和亚能量的。这可能是由于离轴观察的相对论性喷流，或结构喷流，或茧状发射。来自磁星的巨大耀斑可能被排除。然而，GRB 170817 A的光度和能量与磁星巨星耀斑的一致。双星中子星合并后，可能形成超大质量中子星。超大质量中子星可能具有磁强度的磁场。在超大质量中子星坍缩过程中，磁场能量也会释放出来。这一类似于大耀斑的事件可以解释GRB 170817 A的光度和能量。在未来的中子星-中子星或中子星-黑洞并合中，预计会发生具有类似光度和能量的爆发。
2018-03-12 astro-ph.HE
Internal Energy Dissipation of Gamma-Ray Bursts Observed with Swift: Precursors, Prompt Gamma-rays, Extended emission and Late X-ray Flares
我们联合分析了伽马射线暴（GRB）的BAT和XRT观测到的数据上的雨燕任务的内能耗散过程中，包括前体，即时伽马射线发射，扩展的软伽马射线发射，和后期X射线耀斑的全球观点。贝叶斯块方法被用来分析BAT光变曲线，以确定各种排放事件。我们的研究结果表明，这些排放成分可能共享一个相同的物理起源，这是重复激活的伽玛射线暴中央引擎。我们在伽马射线波段观察到的可能是更广泛的潜在活动的冰山一角。在大约10%的{ \em Swift}伽玛暴中检测到的前体辐射，最好是在那些具有大质量恒星核心坍缩起源的伽玛暴中检测到。另一方面，软扩展发射（EE）尾巴，最好是在那些伽玛暴，有一个紧凑的恒星合并的起源检测。在随后的伽马射线峰值之前的BAT静止阶段期间检测到明亮的X射线发射，这意味着在BAT触发时间之前可以检测到X射线发射。具有软X射线能力的未来GRB警报仪器对于揭示GRB中心发动机活动的早期阶段，揭示GRB中的射流成分和射流发射机制是必不可少的。
2014-05-23 astro-ph.HE
Relativistic simulations of long-lived reverse shocks in stratified ejecta: the origin of flares in GRB afterglows
来自伽马射线暴的早期余辉阶段的X射线光变曲线呈现出令人困惑的可变性，包括耀斑。这些耀斑的起源仍然存在争议，通常与中央引擎的后期活动有关。我们讨论了另一种情况下，中央发动机仍然是短暂的和耀斑产生的传播的一个长期的反向冲击在分层喷出物。在这里，我们专注于冲击相互作用的流体力学。我们对伽马射线暴喷出物中不同初始内部结构的一维超相对论流体动力学进行了模拟。我们用它们来提取热光变曲线，并与以前的研究的基础上，一个简化的弹道模型进行比较。我们发现这两种方法之间有很好的一致性，具有相似的斜率和光变曲线的可变性，但确定了弹道模型中的几个弱点：在冲击区的密度被低估，更重要的是，后期的冲击反射没有被捕获。我们的流体动力学模拟提供了准确的动力学，我们确认，在喷出物的内部冲击导致形成致密的外壳。长寿命的反向激波与致密壳层的相互作用使耗散功率迅速而强烈地增加。假设发射是由于从冲击加速电子的同步辐射，和外部的前向冲击是辐射效率低下，我们发现，这导致在X射线光变曲线中的明亮耀斑，与到达时间，形状和持续时间与观察到的性质的X射线耀斑在伽玛射线暴余辉。
2017-12-05 astro-ph.HE
A bright gamma-ray flare interpreted as a giant magnetar flare in NGC 253
磁星是年轻的、高度磁化的中子星，它们会产生极其罕见的伽马射线巨型耀斑，这是我们银河系中最明亮的天体物理现象。这些耀斑的检测来自本星系群之外的预测，到目前为止只有两个候选者。在这里，我们报告了2020年4月15日极其明亮的伽马射线耀斑GRB 200415 A，我们使用行星际网络将其定位到一个微小的（20平方英尺）。在天球上的一个角分）区域，与玉夫座星系的中心区域重叠，距离银河系3.5百万秒差距。从Konus-Wind探测，我们发现GRB 200415 A和GRB 051103之间有惊人的相似之处，GRB 051103可能起源于M81/M82星系群，距离几乎相同（3.6 Mpc）。这两个爆发显示一个尖锐的，毫秒级，硬谱初始脉冲，其次是一个约0.2秒长的稳步衰落和软化的尾巴。除了巨大的磁星巨星耀斑的初始脉冲，没有天体物理信号与这种组合的时间和光谱特性和隐含的能量已经报道过。在推断的距离上，两个耀斑释放的能量与2004年12月27日银河磁星SGR 1806-20的超级耀斑相当，但峰值亮度更高。总的来说，这使得GRB 200415 A和它的孪生GRB 051103成为河外磁星巨耀斑最重要的候选者，两者的亮度都比以前观察到的最明亮的银河系磁星耀斑高出五倍，从而为更好地理解这一迷人的现象迈出了重要的一步。
2021-01-13 astro-ph.HE
GRB Afterglow Blast Wave Encountering Sudden Circumburst Density Change Produces No Flares
观测到伽马射线暴的余辉产生的光变曲线的通量随时间服从幂律演化。然而，最近的观测显示，明亮的耀斑有时在几分钟到几天的数量级。对这些耀斑的一种解释是相对论性冲击波与环爆流密度跃迁的相互作用。在本文中，我们模拟这种类型的相互作用计算在一个和两个维度，使用相对论流体动力学代码与自适应网格细化称为RAM，并在一维分析。我们模拟了在恒星风环境中遇到密度突然变化的冲击波，然后是均匀介质，并使用同步加速器模型计算观测到的辐射。我们发现，耀斑是不可观察到的遭遇密度突然增加，如风终止冲击，也没有遇到密度突然下降。此外，通过将我们的分析扩展到二维，我们能够解决爆炸波的传播，准直和边缘效应，因为它遇到的环爆介质的变化。在本文考虑的所有情况下，我们发现，耀斑将不会被观察到的任何密度变化的研究。
2013-08-22 astro-ph.HE
Probing the Bright Radio Flare and Afterglow of GRB 130427A with the Arcminute Microkelvin Imager
我们提出了一个最好的采样早期光变曲线的伽马射线暴（GRB）在无线电波长。利用Arcminute Mircrokelvin成像仪（AMI），我们在爆发后0.36 ~ 59.32天观测到中心频率为15.7GHz的GRB 130427 A。这些结果产生了最早的伽玛射线暴的无线电探测之一，并表明在伽玛射线触发后不到一天，通量明显上升，随后迅速下降。这种早期的射电辐射可能起源于GRB反向激波，因此我们的AMI光变曲线揭示了在射电域中首次确认的反向激波峰值的检测。在稍后的时间（大约爆发后3.2天），下降率下降，表明前向冲击分量已经开始主导光变曲线。AMI光变曲线与Perley等人进行的模型比较表明，早期15.7 GHz峰值最可能的解释是由自吸收翻转频率引起的，而不是峰值频率，反向冲击移动通过观察波段。
2014-03-10 astro-ph.HE
GRB Fermi-LAT afterglows: explaining flares, breaks, and energetic photons
费米-LAT合作提出了第二个伽马射线暴（GRB）目录，涵盖其第一个10年的运作。在这个目录中的余辉相位光变曲线的一个显着的部分不能用标准同步加速器前向激波模型的闭合关系来解释，这表明可能有一个重要的贡献，从另一个过程。鉴于上述情况，我们推导出了均匀密度介质中厚壳层和薄壳层区域中反向激波的同步辐射自康普顿（SSC）光变曲线。我们表明，这种排放可以解释GeV耀斑在一些LAT光变曲线。此外，我们表明，通过前向冲击同步加速器冷却突破LAT带的射流在均匀密度的环境中扩大可能是负责后期时间（$\approx10^2$ s）陡峭的LAT GRB余辉光变曲线。作为一个特殊的情况下，我们模拟的LAT光变曲线的GRB 160509A，表现出一个GeV的耀斑连同中断的持久的排放，也有两个非常高的能量光子的能量为51.9和41.5 GeV的观察76.5和242秒后爆发，分别。通过对余辉观测的微物理参数和环暴密度的约束，我们证明了GeV耀斑与SSC逆激波模型是一致的，当流出流携带有显著的磁场时，随着同步加速器冷却的通过，长持续发射中的中断穿过费米LAT带，并且非常高能的光子与来自前向激波的SSC发射一起在密度很低的均匀密度介质中（$n=4.554^{+1.128}_{-1.121}\times 10^{-4}\,{\rm cm^{-3}}$），它会减速。
2020-11-21 astro-ph.HE
GRB 231115A: a nearby Magnetar Giant Flare or a cosmic Short Gamma-Ray Burst?
本研究分析Fermi-GBM对GRB 231115A的瞬时辐射，发现其若关联M82则符合磁星巨型耀发关系，但现有X射线/GeV上限仍不能排除红移约1的短GRB可能。
2024-05-09 astro-ph.HE
Shock within a shock: revisiting the radio flares of NS merger ejecta and GRB-supernovae
双中子星（NS）合并或高能超新星（SNe）中的快速喷出物在撞击周围环境介质时会产生晚期同步辐射。这种射电耀斑的模型通常假设喷出物膨胀到未扰动的星际介质中。然而，它也是众所周知的，二进制NS合并和宽线IC SNe可以窝藏相对论喷射流出。在这项工作中，我们表明，这样的射流冲击周围的ISM提前喷出物，从而疏散介质中的喷出物随后碰撞。使用一个理想化的球对称模型，我们说明，这抑制喷出物射电耀斑在早期$t < t_{\rm col} \approx 12 \, {\rm yr} \, (E_{\rm j}/10^{49} \, {\rm erg})^{1/3} (n/1 \, {\rm cm}^{-3})^{-1/3} (v_{\rm ej}/0.1c)^{-5/3}$，其中$E_{\rm j}$是喷流能量，$n$ ISM密度，和$v_{\rm ej}$喷出物速度。我们还表明，这可以产生一个尖锐的峰值增强的光曲线在$t = t_{\rm col}$。这对GW170817和未来的双星NS合并、伽马射线暴（GRB）SNe、长达十年的射电瞬变（如FIRST J1419）以及其他可能的相对论性外流先于缓慢移动的喷出物的事件的射电观测都有影响。未来的数值工作将扩展这些分析估计和治疗的多维性质的问题。
2020-04-27 astro-ph.HE
Late X-ray flares from the interaction of a reverse shock with a stratified ejecta in GRB afterglows: simulations on a moving mesh
为了解释在伽马射线暴的早期X射线余辉中观察到的耀斑，人们经常援引中心引擎的晚期活动，耀斑的形式要么是活跃的中子星残余物，要么是（回落）吸积到黑洞上。然而，这些情况并不总是合理的，特别是当耀斑延迟到爆发后很晚的时候。最近，有人提出了一种新的设想，认为X射线耀斑可能是长期反向激波穿过分层喷出物的结果，其优点是不需要后期发动机活动。在这项工作中，我们用数值方法证明这种情况是物理上合理的，通过使用我们的新的移动网格相对论流体动力学代码进行一维模拟喷出物的动力学和排放。与以前的工作相比，提高了效率和精度，从而能够探索更广泛的设置。我们可以引入一个更符合物理实际的环暴流中等质量密度的描述。我们还可以在计算这些设置的宽带发射时局部跟踪电子的冷却。我们表明，同步加速器冷却时间尺度可以占主导地位的耀斑衰减时间，如果分层的喷出物被约束到一个局部的角区域内的射流，与大小对应的相对论因果连接角，它对应于观测报告的值。我们证明，这种情况下，可以产生一个大范围的观测耀斑时间，表明耀斑和初始喷射动力学之间的连接，而不是与后期残留活动。
2020-05-20 astro-ph.HE
X-ray afterglow of GRB 050712: Multiple energy injections into the external shock
观测到的X射线耀斑表明，伽马射线暴（GRB）爆发后的中心引擎可以释放出大量的能量。作为一个自然的结果，伽玛射线暴的外部冲击可以被一次又一次地激发。利用这种多重能量注入模型，我们研究了GRB 050712独特的X射线余辉光变曲线，它存在四个明显的浅衰变平台。再加上三次早期的X射线耀斑，GRB 050712的中心引擎应该在爆发后至少释放了七次能量。此外，我们还发现，在四个平台期间释放的能量都在同一数量级上，但亮度随时间显著下降。这些结果可能会提供一些有趣的启示伽玛暴中心引擎。
2014-02-19 astro-ph.HE
Magnetar Giant Flare Originated GRB 200415A: Transient GeV emission, Time-Resolved $\rm E_p~ -~L_{iso}$ Correlation, and Implications
巨耀斑（GF）是软伽马射线中继器（SGR）发出的不寻常的爆发，它在几分之一秒内释放出巨大的能量。这些SGR-GF或GF候选物的余辉发射是辨别其组成、相对论速度和发射机制的非常有益的手段。GRB 200415 A是最近发现的GF候选者，其观测方向与附近的玉夫座星系一致，速度为3.5 Mpc。在这项工作中，我们寻找瞬态伽玛射线辐射在过去的观测费米-LAT在GRB 200415 A的方向。这些观测结果证实了GRB 200415 A仅被观测到一次GeV的瞬态源。一个纯粹的对等离子体火球不能提供所需的能量的解释GeV余辉发射和重子穷人外流另外需要解释余辉发射。一个重子丰富的外流也是可行的，因为它可以解释的可变性和观察到的准热光谱的即时排放，如果耗散是通过内部冲击发生在光球层以下。利用时间分辨瞬发光谱的峰值能量（$E_p$）及其通量（$F_p$），我们发现了GRB 200415 A的$E_p$与$F_p$或$E_p$与各向同性光度$L_{\rm iso}$之间的相关性。这支持了SGRs-GF中发现的$E_p$ - $E_{\rm iso}$相关性的内在本质，因此有利于重子贫流出。我们的研究结果还表明，在工作过程中的初始尖峰不同的机制，并在此流出的即时发射光谱特性的演变将本质上是由于注入过程。
2021-06-04 astro-ph.HE
GRB 200415A: magnetar giant flare or short gamma-ray burst?
对GBM/Fermi实验数据进行了详细的分析，并对GRB 200415 A进行了分类。结果表明，一方面，这一事件具有典型的I型（短）伽玛射线暴（GRB）的属性，如持续时间，可变性，和频谱演化（滞后）的字符。另一方面，事件源在天球平面上的定位，通过三角测量法（IPN）获得，表明附近的（$ D_L $ = 3.5 Mpc）星系NGC 253（雕刻家）作为一个可能的主机星系的爆发。它介绍了显着的能量限制的事件（$ E_{iso} $ $ \sim $ $ 10^{46} $ erg），并给出了另一种解释的GRB 200415 A作为一个巨大的耀斑（GF）的软伽玛中继站（SGR）。这一解释得到了磁硬能谱的支持。另外，根据突发在$ E_{p, i} $上的位置-- $ E_{iso} $（源坐标系中能谱$ νF_ν $中最大值的位置取决于伽马射线中发射的总能量的各向同性当量）和$ T_{90, i} $ - $ EH $（源帧中的持续时间取决于参数$ EH = E_{p,i,2} ~ E_{iso,51}^{ ~ -0.4} $的组合）图，GRB 200415 A被明确归类为磁星的巨大耀斑，假设它与NGC 253星系有关。在这些图中，银河系中已知的巨型耀斑和附近星系中的巨型耀斑候选者形成了一个定义明确的群体，其中包括GRB 200415 A。
2020-08-28 astro-ph.HE astro-ph.IM
The unusual X-ray light-curve of GRB 080307: the onset of the afterglow?
雨燕探测到的GRB 080307在爆发后100秒左右，其X射线光变曲线出现了不寻常的平稳上升，在爆发开始时，辐射短暂减弱。这种“驼峰”的持续时间比早期耀斑的正常持续时间长，并且没有表现出典型的耀斑轮廓。使用两个分量的幂律到指数模型，可以将上升的发射建模为余辉的开始，这在Swift-X射线光变曲线中非常罕见。然而，我们不能排除这个隆起是一个特别慢的早期耀斑，或者它是由向上散射的反向激波电子引起的。
2009-01-15 astro-ph.HE
A LOFAR prompt search for radio emission accompanying X-ray flares in GRB 210112A
本文利用 LOFAR 对长伽马射线暴 GRB 210112A 的 X 射线耀斑进行快速响应射电搜索，获得了射电辐射上限，从而排除了磁场风模型的部分参数空间，为区分 GRB 喷流辐射机制提供了新约束。
2023-10-19 astro-ph.HE
Gamma-Ray Bursts in Circumstellar Shells: A Possible Explanation for Flares
现在普遍认为，长持续时间的伽马射线暴（GRB）是由于大质量旋转恒星的坍缩。然而，精确的崩溃过程本身尚未完全理解。强风、爆发和强烈的电离紫外线辐射来自单颗恒星或强相互作用的双星，预计会摧毁产生它们的分子云核心，并为爆炸创造高度复杂的环暴环境。这样的环境可能会在伽玛射线暴的光变曲线上留下独特的印记，以确定其前身的性质及其坍缩。我们已经进行了数值模拟的现实环境中的各种长持续时间的伽玛暴祖与ZEUS-MP，并已开发出一种分析方法来计算这些配置文件中的伽玛暴光变曲线。虽然一个完整的，三维的，相对论性磁流体动力学计算模型，需要精确地描述在复杂的环境中从伽玛射线暴的光变曲线，我们的方法可以提供一个定性的理解这些现象。我们发现，在标准余辉模型的背景下，大规模的壳周围的伽玛射线暴产生强烈的签名，在他们的光变曲线，这可以区分他们从那些发生在均匀介质或稳定的风。这些特征可以约束壳体的质量和弹射前后的风的性质。此外，GRB与环暴壳的相互作用被认为产生与观察到的X射线耀斑相一致的特征，X射线耀斑通常归因于中央发动机的延迟能量注入。我们的算法计算光变曲线也适用于伽玛暴在各种环境中，如在高红移宇宙晕或原星系，这两者都将很快成为未来的调查，如JANUS或龙虾的目标。
2012-11-09 astro-ph.HE
Statistical Distributions of Optical Flares from Gamma-Ray Bursts
本文对Swift/UVOT星表中的伽马射线暴（GRB）光学耀斑进行了统计研究。我们收集了119个光学耀斑，其中包括77个具有红移测量的耀斑。发现耀斑的时间尺度之间存在着密切的相关性，如耀斑的上升时间与衰减时间相关，持续时间与耀斑的峰值时间相关。这两个紧密的相关性表明，较长的上升时间与较长的衰减时间的光学耀斑，也表明，更广泛的光学耀斑峰值在稍后的时间，这是一致的X射线耀斑的相应的相关性。研究了耀斑持续时间、上升时间、衰减时间、峰值时间和等待时间等参数的频率分布。发现光学耀斑和X射线耀斑具有相似的幂律分布，这意味着GRB光学耀斑和X射线耀斑可能具有相似的物理起源，它们都可能与中心引擎活动有关。
2017-06-27 astro-ph.HE
Is the line-like optical afterglow SED of GRB 050709 due to a flare?
最近Jin等人（2016）重新分析了GRB 050709的光学观测数据，并报告了在爆发触发后$t\sim 2.5$天由甚大望远镜观测到的线状光谱能量分布（SED）分量，这被解释为由铁基为主的macronova产生的增宽线信号。在这项工作中，我们表明，这样一个奇特的光学SED的光学耀斑的起源仍然是可能的。有趣的是，即使在这样一个模型中，仍然需要一个“不寻常”的起源，后期的长期持续的哈勃太空望远镜F814 W波段的排放和macronova/kilonova是自然的解释。
2016-11-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Could an X-ray Flare after GRB 170817A Originate from a Post-merger Slim Accretion Disc?
GRB 170817 A是费米-GBM 1.7 μ s探测到的中子星双星合并后的一个新发现，它首次提供了中子星合并和短持续时间伽马射线暴之间联系的直接证据。GRB 170817 A之后的X射线观测表明，可能有一个X射线耀斑，其峰值亮度在第156天附近的$L_{\rm peak} \sim 2\times 10^{39}\,{\rm erg\,s}^{-1}$。在这里，我们表明，这种X射线耀斑可以理解的基础上，一个紧凑的对象周围的薄盘。一方面，存在着最大的吸积率$\dot M_{\rm max}$的薄盘，在此之上的光学厚流出是显着的，从光盘的辐射是模糊的。基于能量平衡分析，我们发现当细长盘的角速度介于$\rm (1/5)^{1/2}Ω_K$和$\rm Ω_K$之间时（其中$\dot M_{\rm Edd}$为爱丁顿吸积率，$Ω_K$为开普勒角速度），$\dot M_{\rm max}$介于$\sim 4\dot M_{\rm Edd}$和$\sim 21\dot M_{\rm Edd}$之间.利用$\dot M_{\rm max}$，薄盘可以为$2.5 M_{\sun}$的紧凑物体提供亮度$\sim L_{\rm peak}$。另一方面，如果合并的两个NS形成一个典型的中微子占主导地位的吸积盘，其吸积率$\dot M$遵循幂律下降与指数$-1.8$，那么系统必须通过外流制度，并进入细…
2019-03-19 astro-ph.HE
A new analysis of the short-duration, hard-spectrum GRB 051103, a possible extragalactic SGR giant flare
GRB 051103被认为是一个候选的软伽马中继（SGR）河外巨磁星耀斑凭借其在天空中的接近M81/M82，以及它的时间历史，本地化和能谱。我们已经推导出一个完善的行星际网络本地化，这减少了超过两个因素的错误框的大小。我们检查其时间历史的证据，周期性的组件，这将是一个签名的SGR巨大的耀斑，并得出结论，这一组件既不是检测到，也不能检测到合理的假设。我们用改进的时间和能量分辨率分析了这一事件的时间分辨能谱，并得出结论，虽然谱是非常硬的，但它在后期的时间演化无法确定，这进一步复杂化了巨大的耀斑协会。我们还提出了新的光学观测，达到了R > 24.5的极限星等，比以前报道的要深4个星等。与M81爆发前和爆发后一个月的偶然观测相结合，这些观测对M81附近精确误差椭圆区域内的任何快速变化源都有很强的约束。我们没有找到任何令人信服的余辉候选人无论是从背景星系或来源在M81，虽然在改进的误差区域内，我们找到两个紫外线明亮的恒星形成区域，可能主机SGR。误差椭圆内的超新星遗迹（SNR）可以为SGR巨型耀斑协会提供进一步的支持，但我们无法确定误差椭圆内的任何SNR。这些数据仍然不允许对GRB 051103前身的性质进行严格的限制，并表明候选的河外SGR巨型耀斑将很难确认，尽管不是不可能。
2009-11-23 astro-ph.HE
A Radio Flare in the Long-Lived Afterglow of the Distant Short GRB 210726A: Energy Injection or a Reverse Shock from Shell Collisions?
本文发现短伽马射线暴 GRB 210726A 的射电余辉在约 11 天出现并快速增亮后衰减，提出能量注入或反向激波解释，并指出多数射电搜索过早结束可能遗漏此类事件。
2024-07-19 astro-ph.HE
A Pulsar Wind Nebula Model Applied to Short GRB 050724
短伽马射线暴（sGRB）的一个子集已被发现的特点是近红外/光学颠簸在$\sim 1$天，其中一些表现出几乎并发的X射线耀斑。虽然近红外/光学凸起可能是千新星的特征，但X射线耀斑与千新星并不一致。人们普遍认为，sGRB是由双致密天体合并产生的，在合并过程中发射出亚相对论性的喷出物。在本文中，我们提出，上述光学/X射线特征是形成长寿磁星的双中子星合并后的指示。观测和理论工作表明，磁星的自旋下降功率作为超相对论电子-正电子对注入到喷出物中，即脉冲星风星云（PWNe）。本文提出了这样一个PWN模型，并发现GRB 050724中观测到的光学凸点和X射线耀斑都可以用这个PWN模型来理解。我们指出光学凸块和X射线耀斑可能有不同的起源。我们的结果加强了双中子星合并中磁星形成的证据，并证明了PWN模型的有效性。
2018-03-09 astro-ph.HE
