Early steep optical decay linked to reverse shock for GRB200131A
本文通过GRB 200131A触发后63秒的早期光学观测，发现其陡峭衰减可用薄壳层在恒定密度星际介质中膨胀的反向激波模型解释，并推断其红移约为0.9。
2025-01-03 astro-ph.HE
Estimates of Reverse Shock Emission from Short Gamma-ray Bursts
我们调查预期的无线电发射短伽玛暴的反向冲击，使用余辉参数来自观测到的短伽玛暴光变曲线。鉴于最近的研究结果表明，在某些情况下，无线电余辉是由于发射的反向冲击波，我们研究在何种程度上这一组成部分是可检测的短伽玛射线暴。在一些伽玛暴中，标准的同步辐射激波模型预测，当没有观测到反向激波时，可以从反向激波中探测到无线电辐射。由于许多物理参数在这些估计中发挥作用，我们的研究结果突出了需要更深入地探索伽玛射线暴粒子加速和发射的基本过程。然而，通过更快速的跟踪，我们可以测试我们的伽玛暴标准模型，它在许多情况下预测了早期的射电明亮的反向冲击。
2018-11-01 astro-ph.HE
A long optical plateau in the afterglow of the Extended Emission short GRB 150424A: Evidence for energy injection by a magnetar?
具有扩展发射的短持续时间伽玛暴形成短持续时间伽玛暴的一个子类，约占短持续时间样本的15%。短伽玛暴的余辉探测也很罕见（约30%），因为它们的光度较小。我们提出了一个多波段数据集的短爆发与扩展发射GRB 150424 A，包括GROND观测，补充数据从雨燕/UVOT，雨燕/XRT，HST，凯克/LRIS和数据点从文献中。GRB 150424 A的余辉显示出一个延长的平台相，持续约8小时。这一独特的余辉的分析可能有助于理解余辉发射的平台，其性质仍在争论之中。我们提出了一个现象学的分析，通过应用火球闭合关系，并解释在火球模型的背景下的研究结果。我们讨论了磁星作为一个中央引擎，负责额外的和长期的能量注入火球的可扩展性。我们找到了令人信服的证据，能量注入到余辉的GRB 150424 A。我们发现，磁星自旋下降作为一个长期的能量注入源需要至少4%的自旋下降的能量转换为辐射。
2017-07-05 astro-ph.HE
Long-term Continuous Energy Injection in the Afterglow of GRB 060729
在GRB 060729的X射线余辉中观察到了一个长的坪相和惊人的亮度。这种奇特的光变曲线可能是由于外部冲击的长期能量注入。本文对强磁化毫秒脉冲星磁偶极辐射的能量注入过程进行了详细的数值研究，并模拟了多波段余辉观测。结果表明，该模型能较好地解释X射线和光学余辉光变曲线中的长平台现象。高原期之后的突变应该是由于中心脉冲星发射功率的迅速下降。在更晚的时间（~5*10^6s），出现了一个明显的喷流中断，这意味着伽玛暴喷出物有一个相对较大的半张角θ ~0.3。由于能量的注入，外流的洛伦兹因子仍然大于伽玛暴触发后的两个10 ^7秒，使得钱德拉在爆发后642天仍能探测到爆发的X射线余辉。
2009-09-29 astro-ph.HE
A two-step energy injection explanation for the rebrightenings of the multi-band afterglow of GRB 081029
GRB 081029的余辉表现出不寻常的行为，在爆发后约3000 s，在光学波长处观察到显著的再亮。一种可能的解释是，再亮是由于能量注入。在这里，我们提出了一个详细的数值研究的能量注入过程和解释的X射线和光学余辉光变曲线的GRB 081029。在我们的模型中，我们假设了两个能量注入周期，每个周期具有恒定的注入功率。一次进样从$2.8\times10^{3}$ s开始，持续约2500 s，功率为$7.0\times10^{47}$ ${\rm erg}$ ${\rm s^{-1}}$。这种能量注入主要用于解释在约3000 s处的快速再亮。另一次注入从$8.0\times10^{3}$ s开始，持续约5000 s。进样功率为$3.5\times10^{47}$ ${\rm erg}$ ${\rm s^{-1}}$。这种能量注入可以帮助解释在大约10000 s时的轻微再亮现象.实验结果表明，该系统可以很好地再现所观察到的光学余辉，特别是在3000 s左右的明显再亮现象。在X射线波段，预测的再亮幅度要小得多，这也与观测到的X射线余辉光变曲线相一致。认为这两个阶段的能量注入是由于团簇物质落在爆发子中心致密体上，导致吸积增强，并产生短暂的强外流。
2013-03-09 astro-ph.HE
Modelling the Multi-band Afterglow of GRB 091127: Evidence of a Hard Electron Energy Spectrum with an Injection Break
伽玛暴的余辉被认为是由外流与外部介质相互作用产生的激波加速电子的同步辐射产生的。通常假设加速电子遵循指数为$p$的幂律能量分布。观测上，虽然大多数伽玛暴余辉的$p$大于2，但仍有少数伽玛暴显示出硬（$p<2$）电子谱。GRB 091127，以及采样宽带余辉数据，显示了一个硬电子光谱和强大的光谱演化的证据，从高到低能量的光谱中断移动。光谱突变的演变非常快，不能解释的标准余辉模型中的冷却中断，除非不断变化的微物理参数的假设。此外，多波段余辉光变曲线在33k附近出现消色差突变。基于具有注入间断的硬电子能谱模型，我们将观测到的谱间断解释为注入间断对应的同步辐射频率，将消色差间断解释为由喷流边缘效应引起的喷流间断。结果表明，该模型能较好地再现GRB 091127的光谱演化和多带余辉光变曲线。
2016-04-17 astro-ph.HE
Origin of TeV Emission in GRB 221009A: Co-effort of the External Reverse and Forward Shocks
针对最亮伽马射线暴GRB 221009A的TeV辐射对传统模型的挑战，本研究纳入其长爆发行为建模外激波，发现早期TeV辐射源于外反向与正向激波共同作用，后期由正向激波同步自康普顿过程主导，揭示了外反向激波的关键作用。
2024-10-07 astro-ph.HE
Phenomenology of Reverse-Shock Emission in the Optical Afterglows of Gamma Ray Bursts
我们使用一个母样本的118伽马射线暴（GRB）余辉，已知的红移和宿主星系的灭绝，分离余辉和不占主导地位的反向激波发射的签名，并确定哪些物理条件导致一个突出的反向激波发射。我们确定了10个具有反向冲击特征的伽玛暴-伽玛暴990123，021004，021211，060908，061126，080319 B，081007，090102，090424和130427 A。通过模拟它们的光学余辉与反向和正向冲击解析光变曲线和使用蒙特卡罗模拟，我们估计的参数空间的物理量描述喷出物和环爆介质。我们发现，物理性质涵盖了广泛的参数空间，似乎没有集群周围的任何优惠值。通过对非RS主导的GRB大样本的静止坐标系光学、X射线和高能性质的比较，我们发现，在早期（$<$ 1 ks），我们的逆激波主导的GRB样本的光谱光度、X射线余辉光度和$γ$射线能量输出与一般GRB样本没有显著差异。然而，以反向激波辐射为主的伽玛暴在后期（$>$ 10 ks）比平均光学正向激波辐射要弱。我们发现，具有可识别的反向冲击分量的伽玛暴显示出高的磁化参数$R_{\mathrm{B}} = \varepsilon_{\rm B,r}/\varepsilon_{\rm B,f} \sim 2 - 10^4$。我们的结果与伽玛暴的弱磁化重子喷流模型一致。
2014-03-22 astro-ph.HE
Energy injection driven by precessing jets in gamma-ray burst afterglows
喷流进动被认为普遍存在于各种尺度的天文现象中，包括伽马射线暴（GRB）。对于长寿命的GRB中央发动机，相对论旋进喷流将周期性地向外激波注入动能，从而显著地调制GRB余辉的光变曲线（LC）形状。本文采用标准的外激波模型，研究了不同参数情况下喷流进动对伽玛暴X射线余辉的影响，稳定的或随时间变化的射流功率、旋进周期、旋进角和视角。在喷流功率稳定或缓慢衰减的情况下，喷流可以扫过视线，应该出现浅衰减（或平台）段;否则，在GRB余辉LC中会出现巨大的隆起。我们表明，喷注进动是一个新的可能的机制，在伽玛暴的能量注入。此外，一些观察到的X射线瞬态没有伽玛暴协会可能是由旋进喷流。
2021-06-01 astro-ph.HE
Jet formation in GRBs: A semi-analytic model of MHD flow in Kerr geometry with realistic plasma injection
我们构造了一个克尔几何下的MHD流的半解析模型，它包含了通过中微子湮灭在穿过视界的磁场线上的能量加载。我们计算的双流结构的能量注入率的范围很广，并确定不同的操作制度。在低注入速率下，流出是由旋转的黑洞通过Blandford-Znajek机制提供动力的，而在高注入速率下，它是由沉积在磁场线上的等离子体的压力驱动的。在中间制度，这两个过程有助于外流的形成。量化负载的参数是在停滞半径以下注入的净功率与可以从黑洞磁性提取的最大功率之比。
2014-08-01 astro-ph.HE
Modeling the Multi-band Afterglows of GRB 060614 and GRB 060908: Further Evidence for a Double Power-Law Hard Electron Energy Spectrum
在相对论性无碰撞激波中加速的电子通常被假定遵循指数为$p$的幂律能量分布。在观测上，虽然大多数伽玛射线暴（GRB）的余辉与$p>2$一致，但仍有少数GRB暗示硬（$p<2$）电子能谱。我们以前的工作表明，GRB 091127给出了强有力的证据，一个双幂律硬电子能量（DPLH）谱与$1<p_1<2$，$p_2>2$和“注入中断”假设为$γ_{\rm b}\propto γ^q$在高度相对论制度，其中$γ$是大量的洛伦兹因子的射流。在本文中，我们表明，GRB 060614和GRB 060908提供了这样的DPLH谱的进一步证据。在均匀星际介质中，考虑连续的能量注入过程，用DPLH模型解释了GRB 060614的多波段余辉，而GRB 060908则采用类似风的环爆密度剖面.这两个爆发，以及GRB 091127，表明在注入中断的演变中有类似的行为，与$q\sim0.5$。这是否代表了注入中断的普遍规律仍然不确定，需要更多这样的余辉观测来验证这一猜想。
2018-03-08 astro-ph.HE
A VLA Study of High-redshift GRBs II - The Complex Radio Afterglow of GRB 140304A: Shell Collisions and Two Reverse Shocks
本文详细介绍了在$z=5.283$上对GRB 140304 A进行的1 ~ 86 GHz、0.45 d ~ 89 d的多频、多历元射电观测。无线电和毫米波数据表现出不寻常的多光谱成分，这不能简单地用标准的正向和反向冲击场景来解释。通过详细的从无线电到X射线的多波长分析，我们将前向激波参数限制为$E_{\rm K, iso}\approx4.9\times10^{54}\,$ erg、$A_* \approx 2.6\times10^{-2}$、$ε_{\rm e}\approx2.5\times10^{-2}$、$ε_{\rm B}\approx5.9\times10^{-2}$、$p\approx2.6$和$θ_{\rm jet}\approx1.1^{\circ}$，分别得到了光束修正的$γ$射线和动能$E_γ\approx2.3\times10^{49}\,$ erg和$E_{\rm K}\approx9.5\times10^{50}\,$ erg。我们模拟过量的无线电发射，由于一个晚的时间反向冲击（RS）发射的壳碰撞，这也产生了重新增亮的X射线在$\approx0.26\,$ d，无论是标准的RS或衍射星际闪烁的组合。根据标准的RS解释，我们调用的前向和反向冲击之间的一致性参数，推导出减速时间，$t_{\rm dec}\approx100\,$ s，喷出物的洛伦兹因子，$Γ…
2017-07-18 astro-ph.HE
The shallow-decay phase in both optical and x-ray afterglows of Swift GRB 090529A: Energy injection into a wind-type medium?
通常采用能量注入模型来解释雨燕伽玛暴X射线余辉的浅衰变相。然而，很少有伽玛暴在其光学和X射线余辉中同时具有能量注入的特征。在这里，我们报告的光学观测伽玛暴090529 A从2000秒到$\sim10^6$秒后的爆发，其中消色差衰减被视为在两个波长。光学光变曲线显示从0.37衰减到0.99，在$\sim10^5$秒处出现中断。在相同的时间间隔内，X射线光变曲线的衰减指数从0.04变为1.2。将这些值与闭合关系进行比较，3 $\times10^{4}$秒后的段与没有任何能量注入的ISM介质中的前向激波的预测一致。在2000到3 $\times10^{4}$秒之间的浅衰减阶段可能是由于在$ν_o < ν_c < ν_x$条件下具有能量注入的风型介质中的外部冲击。然而，光谱区域的约束与多波段观测结果并不一致。对于这种浅衰减阶段，其他模型也是可能的，例如具有演变的微物理参数的能量注入，或离轴观察的射流等。
2012-02-03 astro-ph.HE
A Reverse Shock in GRB 130427A
我们提出了广泛的无线电和毫米波观测异常明亮的GRB 130427 A在z=0.340，跨越0.67至12天后爆发。结合详细的多波段紫外，光学，近红外和X射线观测，我们发现，宽带余辉发射是由不同的反向冲击和前向冲击的贡献。反向冲击辐射在射电/毫米波段占主导地位，在UV/光学/NIR波段占主导地位，时间<0.1天，而前向冲击辐射在X射线波段占主导地位，在UV/光学/NIR波段占主导地位，时间>0.1天。我们进一步发现，光学和X射线数据需要一个风环暴环境，指向一个巨大的恒星祖。利用正向和反向冲击波的联合发射，我们发现爆发的参数是各向同性的动能E_Kiso~ 2 e 53 erg，质量损失率Mdot~3e-8 Msun/yr（风速为1，000 km/s），减速时的洛伦兹因子Gamma（200 s）~130。由于低密度和大的各向同性能量，在~15天内没有喷流间断，对θ_j>2.5度的张开角只有很弱的约束，因此总能量E_gamma+E_K> 1.2e51erg，类似于其他伽玛暴。由于低的环爆流密度，在这个爆发中可以检测到反向激波发射，这导致了缓慢的冷却激波。我们推测这是无线电和毫米波段反向冲击可检测性所需的属性。以GRB 130427 A为基准事件，对未来GRB的观测具有VLA和ALMA的灵敏度，再加上对反向和正向冲击贡献的详细建模，将检验这一假设。
2013-05-10 astro-ph.HE
Gamma rays from a reverse shock with turbulent magnetic fields in GRB 180720B
研究通过GRB 180720B早期光学与GeV辐射及偏振转变，证明其来自低磁化抛射物中具有湍流磁场的反向激波同步与逆康普顿辐射。
2023-10-06 astro-ph.HE
GRB Afterglows with Energy Injection from a spinning down NS
本文研究了由Swift/XRT观测到的伽马射线暴（GRB）余辉的浅衰变相模型。在火球的情况下，我们考虑的可能性，长寿命的能量注入从毫秒旋转，超磁中子星（磁星）的权力在这一阶段的余辉发射。本文研究了在相对论性激波中的能量演化，激波同时受到辐射损失和球对称下自旋磁星的能量注入。我们通过磁偶极损失模型的能量注入项，并讨论了爆炸波的动力学演化的近似处理。我们得到了激波能量演化的解析解和相应的光变曲线。为了充分说明我们的解决方案的潜力，我们计算了几个选定的X射线余辉观察到的斯威夫特和适合他们使用我们的理论光曲线的光曲线。我们的解决方案自然地描述了在一个单一的图片的浅衰变阶段和过渡到所谓的正常衰变阶段的属性。特别是，我们获得了非常好的适合X射线余辉的磁星的合理参数。即使是近似的，我们的处理提供了一个步骤，相对于以前采用的近似，并提供额外的支持的想法，毫秒自旋（1-3毫秒），超磁（B $\sim 10^{14}-10^{15}$ G）中子星通过磁偶极子辐射失去自旋能量可以解释亮度，持续时间和形状的X射线伽玛射线暴余辉。
2010-04-16 astro-ph.HE
Blast waves and reverse shocks: from ultra-relativistic GRBs to moderately relativistic X-ray binaries
本文重新研究了超相对论伽马射线暴与中等相对论X射线双星中冲击波和反向激波的物理异同，发现X射线双星及离轴伽马射线暴中反向激波持续时间显著更长，并提出其反向激波特征可独立约束抛射物洛伦兹因子。
2025-04-10 astro-ph.HE
Delayed Energy Injection Model For Gamma-Ray Burst Afterglows
伽马射线暴（GRB）余辉中的浅衰变相和耀斑被广泛认为与中心引擎的后期激活有关。一些能量注入模型涉及到从伽玛暴触发时刻开始的连续能量流，如磁星的磁偶极辐射。然而，在涉及黑洞吸积系统的情况下，来自回退吸积的能量流可能延迟回退时间$\sim t_{\rm fb}$。因此，我们提出了一个延迟能量注入模型，延迟能量会引起外激波的洛伦兹因子显著上升，从而在多带余辉中“产生”一个凸起。如果延迟时间很短，我们的模型退化到以前的模型。我们的模型可以很好地解释GRB 081029和GRB 100621 A的光学和红外线曲线中的显著再增亮现象。需要相当大的回落质量来提供后期能量，这表明伴随回落物质的伽玛暴可能与低能量超新星有关，因此在爆发过程中可以保留一部分包层。回退时间可以提供有意义的伽玛暴祖星性质的信息。
2016-04-15 astro-ph.HE
Energy Injection in Gamma-ray Burst Afterglows
我们提出了多波长观测和建模的伽马射线暴（GRB），表现出同时重新增亮，在其X射线和光学光变曲线，并在无线电波长也检测到。我们表明，再增亮事件可以模拟的能量注入到爆炸波，并在所有情况下，能量注入率落在理论范围内预期的能量分布与喷出物洛伦兹因子。在z~1和z>6两个位置，我们测量的环爆流密度、喷流张开角和光束修正动能与长持续时间伽玛暴的这些参数的分布一致，表明这些事件的喷流发射机制和环境与光变曲线没有凸起的伽玛暴相似。然而，表现出再增亮事件的辐射效率低于平均水平，这表明大部分的流出物的动能是由缓慢移动的喷出物，这是进一步支持陡峭的测量分布的喷出物能量作为洛伦兹因子的函数。我们没有发现在能量注入期间发生反向冲击的证据，这意味着能量注入的开始是一个温和的过程。我们进一步表明，表现出同时X射线和光学再增亮的伽玛暴可能是具有不同能量注入率的事件分布的尾部，形成了同类中最极端的事件。因此，未来用Swift及其后继者对GRB余辉的X射线观测可能会发现更多这样的事件，而类似事件的无线电跟踪和多波长建模将揭示GRB余辉中能量注入的作用。
2015-04-14 astro-ph.HE
Continued Brightening of the Afterglow of GW170817/GRB 170817A as due to a Delayed Energy Injection
GRB 170817 A的多波长余辉的亮度在引力爆发后160天甚至在$\sim$也意外地增加。在这里，我们认为，增亮可能是由后期的能量注入过程。我们用一个经验表达式来模拟注入光度的演化，它由一个幂律上升阶段和一个幂律下降阶段组成。发现两个阶段的幂律指数分别为$0.92$和$-2.8$，注入高峰时间为$\sim 110$天。能量注入可能是由于某种吸积，总吸积质量为$\sim 0.006 M_\odot$。然而，正常的回落吸积，通常持续一个短得多的时间，不能提供一个自然的解释。我们的最佳拟合衰减指数$-2.8$也与正常回退吸积的期望值$-5/3$不一致。注意到与GW 170817相关的kilonova组分的膨胀速度是$0.1-0.3\,c$，我们认为在双中子星系统的合并过程中，也应该有一些喷射物具有相应的较低的速度。它们被残留的中央致密天体的引力阱束缚，可能在大约100天的时间尺度上被吸积，为能量注入提供了合理的解释。因此，对GRB 170817 A的长期增亮的详细研究，可能会提供有用的信息，在合并过程中的双中子星的物质喷射。
2018-05-04 astro-ph.HE
Radio observations of GRB 100418a: Test of an energy injection model explaining long-lasting GRB afterglows
本文介绍了我们利用澳大利亚望远镜紧凑阵（ATCA）、甚大阵（VLA）和甚长基线阵（VLBA）对GRB 100418a进行射电观测的结果。GRB 100418a是一个特殊的GRB，具有不寻常的X射线和光学余辉轮廓，具有非常浅的上升平台相。这个观察到的平台阶段被认为是由于一个持续的能量注入机制，它为前向激波提供了动力，从而产生了一个不寻常的和持久的余辉。GRB 100418a的射电余辉在瞬间发射数周后被探测到。我们对余辉进行了长期监测观察，并试图测试能量注入模型，主张持续的能量注入是由于材料壳在广泛的洛伦兹因子下移动造成的。我们得到了GRB 100418 a射电余辉膨胀率的上限为$γ$ $<$ 7，表明洛伦兹因子范围模型只适用于相对缓慢移动的喷出物。一个更好的解释可能是，中央引擎的持续活动可能为持久的余辉提供了动力。
2013-10-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Magnetized Reverse Shock: Density-fluctuation-induced Field Distortion, Polarization Degree Reduction, and Application to GRBs
几个伽马射线暴（GRB）的早期光学余辉发射显示出高达百分之几十的高线偏振度（PD），表明在发射区存在有序的磁场。光变曲线与反向激波（RS）起源一致。然而，流出的磁化参数$σ$未知。如果$σ$太小，则由于各种扰动驱动的湍流，RS中的有序场可能被快速随机化，使得PD可能不像观察到的那么高。在这里，我们使用“雅典娜++”的相对论MHD代码来模拟一个相对论性喷流与一个有序的磁场传播到clusional周围介质，重点是如何密度波动可能扭曲的有序磁场和减少PD的RS发射不同的$σ$值。对于一个给定的密度波动，我们发现一个明确的幂律关系的相对PD减少和流出的$σ$值。这种关系可以应用于利用早期余辉的偏振数据估计伽玛暴外流的$σ$。
2017-07-21 astro-ph.HE
GRB 240205B: A Reverse Shock Detected in Rapid Response Radio Observations
University of New Mexico（新墨西哥大学）；Texas Tech University（德克萨斯理工大学）；Australia Telescope National Facility, CSIRO（澳大利亚望远镜国家设施，CSIRO）；George Washington University（乔治华盛顿大学）；Trottier Space Institute at McGill（麦吉尔大学特罗蒂尔空间研究所）；McGill University（麦吉尔大学）；International Centre for Radio Astronomy Research, Curtin University（国际射电天文研究中心，科廷大学）；The University of Sydney（悉尼大学）；CSIRO Space and Astronomy（CSIRO空间与天文学）；ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery (OzGrav)（ARC引力波发现卓越中心（OzGrav））；David A. Dunlap Department of Astronomy and Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学大卫·邓拉普天体物理学系）
本文通过ATCA和MeerKAT观测GRB 240205B，发现早期无线电余辉中存在反冲激波成分，揭示了快速响应观测在探测GRB无线电余辉中的重要性。
2026-03-19 astro-ph.HE
GRB 191016A: A highly collimated gamma-ray burst jet with magnetised energy injection
长伽马射线暴GRB 191016 A是一个明亮而缓慢上升的暴，由\textit{Swift}卫星探测到，并由地面利物浦望远镜（LT）跟踪。LT随访在\textit{Swift} Burst Alert Telescope（BAT）触发后开始$2411$ -s，使用成像仪IO：O在后期光学峰值附近。从$3987-7687$ -s出发，我们用LT偏振计RINGO 3在$V,R$和$I$波段同时进行了伽玛暴的偏振和测光观测。组合的光学光变曲线示出了最初的晚期峰值，随后下降，直到$I,R$和$V$滤光片分别为6147-s、6087-s和5247-s，随后是平坦化阶段。在所有阶段都有极化的证据，包括极化（$P = 14.6 \pm 7.2 \%$），其与平坦化阶段的开始一致。光变曲线形态和偏振测量的组合有利于能量注入的情况下，从中央发动机较慢的磁化喷出物赶上减速冲击波。我们计算出最小能量注入为$ΔE / E>0.36$。稍后结合BOOTES（通过GCN报告）和IO：O的光学光变曲线，我们看到喷流开口角为2 \degree的喷流破裂的证据。
2021-11-17 astro-ph.HE
Magnetic Energy Injection in GRB 080913
GRB 080913的光谱红移为z=6.7，是最近发现的伽马射线暴GRB 090423（红移约为8.2）之前最遥远恒星天体的记录保持者。逐渐积累的高红移伽玛暴样品为宇宙再电离期伽玛暴的起源和物理提供了新的线索。本文对GRB 080913光学余辉的多波长数据进行了详细的数值拟合，并对它的环爆环境和其他模型参数进行了约束。我们的结论是，晚光学/X射线平台约一天，因为爆发是由于坡印廷通量占主导地位的注入从中央引擎，这很可能是一个巨大的旋转黑洞与超强磁场。
2009-07-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
On external shock model to explain the high-energy emission: GRB 940217, GRB 941017 and GRB 970217A
我们提出了一个外激波背景下的轻子模型来描述GRB 940217、GRB 941017和GRB 970217A的高能辐射。我们认为，发射由两个组成部分，一个具有类似的持续时间的爆发，和第二个，持续时间更长的GeV阶段持续数百秒后的提示阶段。这两个分量可以被描述为同步自康普顿发射从反向和正向冲击分别。对于反向激波，我们分析了厚壳层情况下的同步辐射自康普顿。计算的通量和破裂能与观测值一致。
2012-12-19 astro-ph.HE
Interpretation of Radio Afterglows in the framework of the Standard Fireball and Energy Injection models
伽马射线暴（GRB）是一种全色、高能的瞬变现象，其能量发射机制至今仍有争议。一种可能的解释是标准火球模型，它可以用闭合关系（CR）或伽马射线暴的时间和光谱指数之间的关系来检验。为了测试这些，我们编制了一个广泛的样本的射电余辉光变曲线（LC），从1997年到2020年，最全面的分析伽玛射线暴与无线电观测日期。我们适合202 LC从82个不同的伽玛暴与一个破碎的幂律，获得一个样本的26个显示一个明确的突破和一个子样本的14伽玛暴，提出了一个无线电平台。我们测试这些样品对CR对应于一个恒定密度的星际介质（ISM）或恒星风介质在快速和缓慢冷却制度，以及三个额外的密度分布，$k = 1, 1.5, 2.5,$以下$n \propto r^{-k}$，并考虑集的CR与和没有能量注入。我们发现，12的26个伽玛暴（46%），其中7/12目前的无线电高原，满足至少一个CR在测试的集合，这表明我们的数据在很大程度上是不符合标准的火球模型。在满足的CR中，最优选的环境是没有能量注入的ISM、SC、$ν_m < ν< ν_c$。我们的研究结果是一致的，与以前的研究，测试标准的火球模型，通过无线电中的CR。
2022-12-15 astro-ph.HE
The origin of the plateau and late rebrightening in the afterglow of GRB 120326A
GRB 120326 A是一个不寻常的伽马射线暴，它在X射线波段和光学波段都有一个相当长的平台和一个非常晚的再亮。光学和X射线光变曲线的相似行为表明它们可能有共同的起源。漫长的平台期从几百秒开始，到几万秒结束。后期再亮的峰值时间约为30000s。我们分析了能量注入模型的数值和解析解，考虑风环境和ISM环境的伽玛暴余辉。我们特别研究了注入开始时间、结束时间、星风密度（或环暴环境密度）和注入光度对余辉光变曲线形状的影响。我们发现，光变曲线在很大程度上受风模型中的参数。只有在风模型中，在后期也有一个“颠簸”。在风的情况下，有趣的是，能量注入的时间越长，再亮就越明显。我们还发现碰撞的峰值时间与星风密度有关。我们用晚期连续注入模型解释了GRB 120326A的异常余辉。该模型能很好地拟合观测数据，但我们发现，注入的时间尺度必须大于一万秒。这意味着中央引擎活动的时间尺度必须超过一万秒。这可以对伽玛暴的中心引擎提供有用的约束。我们考虑一颗新诞生的毫秒脉冲星，它具有强磁场作为中心引擎。另一方面，我们的研究结果表明，GRB 120326A的环暴环境很可能是恒星风。
2014-02-26 astro-ph.HE
A Reverse Shock and Unusual Radio Properties in GRB 160625B
我们目前的多波长观测和建模的异常明亮的长$γ$射线暴GRB 160625 B。光学和X射线数据是很好地拟合从准直的爆炸波的同步辐射与$θ_j\approx 3.6^\circ$的开口角和$E_K\approx 2\times10^{51}$ erg的动能，传播到低密度（$n\approx 5\times10^{-5}$ cm $^{-3}$）介质具有均匀的配置文件。前向激波在无线电波段是次主导的;相反，无线电发射由两个额外的分量主导。第一个组成部分是一致的发射从反向冲击，表明初始洛伦兹因子的$Γ_0\gtrsim 100$和喷出物磁化$R_B\approx 1-100$。第二个分量表现出特殊的光谱和时间演化，最有可能是由湍流的银河系星际介质（ISM）的无线电发射的散射的结果。这种散射在任何足够紧凑的河外源中都是可以预期的，以前也在伽玛暴中看到过，但是这里看到的大幅度和长持续时间的变化在定性上更类似于以前在类星体中观察到的极端散射事件，而不是正常的星际闪烁效应。未来的伽玛暴需要高节奏，宽带无线电观测，以充分表征这种影响，它可以灵敏地探测ISM的属性，必须考虑到伽玛暴固有的可变性之前，可以正确地解释。
2017-09-06 astro-ph.HE
Closure Relations of Synchrotron Self-Compton from Reverse shock and Fermi-LAT GRBs
该研究推导反向激波在厚壳、薄壳及不同介质中的 SSC 闭合关系，并结合 2FLGC 数据说明薄壳与恒密度介质更优，且早期 GeV 辐射可源于 SSC。
2025-09-27 astro-ph.HE
Early-time VLA observations and broad-band afterglow analysis of the Fermi-LAT detected GRB 130907A
我们提出了高能伽马射线暴（GRB）130907 A的多波长观测，这是斯威夫特发现的一个爆发，早期射电观测始于$γ$射线触发后的$\approx 4$小时。GRB 130907 A也被费米/LAT仪器探测到，并在后期显示出强烈的X射线光谱演化。我们专注于早期的无线电观测，特别是在$>10 $ GHz，试图识别反向冲击签名。虽然我们对GRB 130907 A的无线电跟踪是卡尔G。Jansky甚大阵（VLA），我们没有看到一个明确的签名，反向冲击。虽然一个包含反向冲击和正向冲击的模型可以正确地描述观测结果，但数据的约束力不足以决定反向冲击分量的存在。我们使用一个简单的前向冲击同步加速器的情况下过渡到一个恒定密度的星际介质（ISM），以占观察到的功能，宽带数据建模。在这个模型的范围内，我们还得到了基本的物理参数的火球，这是在典型的范围内，除了风密度参数（$A_*$），这是高于那些风ISM过渡的爆发，但典型的一般人口的爆发。我们注意到余辉的早期射电观测（以及采样良好的光变曲线）的重要性，以明确地确定反向冲击的潜在贡献。
2015-07-21 astro-ph.HE
Synchrotron spectrum of fast cooling electrons in GRBs
本文讨论了激波中快冷电子的同步辐射。冲击波后的快速冷却电子如果没有足够的时间均匀混合，就会产生位置相关的不均匀电子分布。这将导致一个非常不同的同步辐射光谱在低频带的均匀的情况下，由于同步辐射吸收。本文计算了伽马射线暴（GRB）非均匀情况下的同步辐射谱。同时考虑了正激波和反向激波。我们发现，对于反向激波占主导地位的情况下，我们会期望在低频谱的“反向激波颠簸”。光谱凸起是由于在前向和反向激波区的组合同步辐射吸收。在低频前向冲击谱中有两个非常规段，其谱斜率分别为$\lesssim1$和$11/8$。$11/8$的斜率已被一些作者发现，而$\lesssim1$的斜率是新的，这是由于在光学厚区近似恒定的电子温度。未来，在伽玛暴早期余辉或瞬发阶段的多波段（特别是低频波段）同步观测，将有可能揭示这些光谱特征，使我们能够识别反向激波成分，区分正向和反向激波发射。这也是诊断相对论激波区快速冷却后电子分布状态（均匀或不均匀）的一种方法。
2017-04-26 astro-ph.HE
Reverse Shock Emission Revealed in Early Photometry in the Candidate Short GRB 180418A
我们目前的观测结果可能短伽玛暴180418 A的$γ$ -射线，X射线，并在光学。早期用TAROT和RATIR仪器进行的光学光度测定显示，在$T+28$和$T+90$秒之间有一个明亮的峰值（$\approx$ 14.2 AB等），我们将其解释为反转激波的特征。后来的观测结果可以用标准的前向激波模型来模拟，并且没有显示出喷流破裂的证据，这使我们能够将喷流准直限制在$θ_j> 7^\circ$。使用深晚时间光学观测，我们把$r>24$ AB等的上限对任何潜在的宿主星系。在\textit{Swift}紫外滤光片中对余辉的探测将GRB红移限制在$z<1.3$上，并对$γ$射线各向同性等效能量$E_{\rm{γ,iso}} < 3 \times 10^{51}$ erg给出了一个上限.这种伽玛暴的性质（如持续时间，硬度比，能量和环境）位于短和长爆发之间的交叉点，我们不能最终确定其类型。我们估计它来自短暴的概率为10%~ 30%。
2019-07-18 astro-ph.HE
A Reverse Shock in GRB 181201A
我们提出了全面的多波长无线电X射线观测的GRB 181201 A跨越从$\approx150$ s到$\approx163$天后的爆发，包括第一个联合ALMA-VLA-GMRT观测的伽马射线暴（GRB）余辉。无线电和毫米波段数据揭示了一个独特的签名在$\approx3.9$天，我们解释为反向冲击（RS）的排放。我们的观测首次提出了一个单一的射频频谱能量分布可以直接分解成RS和前向冲击（FS）组件。我们进行详细的建模的完整的多波长数据集，使用马尔可夫链蒙特卡罗抽样构建联合后验密度函数的基本物理参数描述的RS和FS同步辐射。我们发现并占所有退化的模型参数。联合RS-FS模拟揭示了一个弱磁化（$σ\approx3\times10^{-3}$），温和的相对论RS，从中我们得到一个初始体洛伦兹因子$Γ_0\approx103$的伽玛射线暴喷流。我们的研究结果支持了低密度环境有利于遥感辐射可观测性的假设。我们将我们的观测结果与其他具有强RS探测的事件进行比较，发现一个可能的观测偏差选择了持续时间更长的非相对论性反向冲击。我们提出并开始解决新一代的全面，多频率的数据集所带来的建模的新挑战。
2019-12-19 astro-ph.HE
Early GRB afterglows from reverse shocks in ultra-relativistic long-lasting winds
我们建立了一个早期GRB余辉的模型，主要的$X$射线贡献来自反向激波（RS）在高相对论性（洛伦兹因子$γ_w \sim 10^6$）磁化风的持久的中央发动机。该模型再现，在一个相当自然的方式，整体趋势，但允许在早期的光学和$X$ -射线余辉的时间和光谱演化的变化。RS粒子的高能量和光学同步辐射发生在快速冷却状态;由此产生的同步辐射功率$L_s$是风光度$L_s \approx L_w/\sqrt{1+σ_w}$的很大一部分（$L_w$和$σ_w$是风力和磁化）。因此，余辉光变曲线的平台部分显示光谱功率缓慢下降-是RS发射的自然结果。在$X$射线中，来自前向激波（FS）的贡献可以忽略不计，但在光学中，FS和RS的贡献相似：FS光学发射处于缓慢冷却状态，产生平滑分量，而RS光学发射处于快速冷却状态，因此既可以产生光学平台，又可以解释与$X$射线相关的快速光学可变性，例如，由于风的特性的变化。我们讨论了如何在$X$射线的RS发射和组合的FS和RS发射在光学可以解释许多令人困惑的性质的早期伽玛暴余辉。
2017-01-23 astro-ph.HE
The optical rebrightening of GRB100814A: an interplay of forward and reverse shocks?
我们提出了一个广泛的数据集的伽马射线，X射线，紫外线和射电观测的雨燕GRB 100814A。在X射线和光学余辉的缓慢下降阶段结束时，该爆发仅在光学波段显示出突然而突出的再亮，然后在两个波段都快速衰减。光学再增亮也显示了颜色的演变。这种令人困惑的行为无法用单一成分模型来解释。我们讨论了其他可能的解释，发现结合长期反向冲击和正向冲击的模型最适合GRB 100814 A的时间和光谱特性。
2015-01-27 astro-ph.HE
Constraining External Reverse Shock Physics of GRBs from ROTSE-III Limits
假设在伽玛暴标准模型中，早期光辐射主要由外部反向激波（RS）控制，我们利用ROTSE-III观测数据，用外流的初始洛伦兹因子$Γ_0$来约束RS模型。我们考虑两种情况下的RS行为：相对论性冲击和非相对论性冲击。对于均匀星际介质（ISM）和风环暴环境，通过RS穿越时刻的峰值通量$F_{\rm ν}$应低于观测上限$F_{\rm ν,limit}$来实现约束。我们考虑不同的光谱制度，所观察到的光学频率$ν_{\rm opt}$可能位于，这是划分的最低同步频率$ν_{\rm m}$和冷却频率$ν_{\rm c}$的订单。考虑到伽玛暴周围的均匀和风环境，我们发现对于ROTSE-III报告的36个伽玛暴，相对论RS情况可以在几百到几千的大范围内受到$Γ_0$的（上、下）限制。对非相对论性RS情况的约束是利用范围从$\sim 30$到$\sim 350$的26个突发的$Γ_0$的限制来实现的。}基于先前发现的初始洛伦兹因子$Γ_0$和各向同性的γ射线能量$E_{\rm γ, iso}$之间的相关性，相对论RS模型获得的$Γ_0$的下限是不利的。
2017-11-07 astro-ph.HE
Reverse Shock Emission in Gamma-ray Bursts Revisited
一个通用的同步加速器外激波模型是广泛使用的范例来解释宽带余辉数据的伽马射线暴（GRB），包括预测的可观察到的签名，从一个反向冲击已被证实的观测。反向冲击发射的性质的调查可以提供有价值的洞察伽玛射线暴喷出物的内在属性。在这里，我们简要地回顾了反向激波发射的标准模型和扩展模型，讨论了理论和观测之间的联系，包括最新观测进展的影响。
2015-07-07 astro-ph.HE
Lowly polarized light from a highly magnetized jet of GRB 190114C
我们报告多色光学成像和偏振观测的余辉的第一TeV探测到的伽玛射线暴，GRB 190114 C，使用RINGO 3和MASTER II偏振计。观测从伽玛暴开始后31秒开始，一直持续到爆发后的$\sim 7000\,$ s。光变曲线揭示了在$\sim 400- 500\,$ s的色裂，初始时间衰减$α= 1.669 \pm 0.013$平坦化到$α\sim 1$后破裂，我们将其建模为反向和正向冲击分量的组合，磁化参数$R_{\rm B} \sim 70$。在$52-109\,$后脉冲群期间，观察到的偏振度从$7.7 \pm 1.1\%$降低到$2-4\%$，并在恒定位置角下，在随后的$\sim 2000$ -s中保持稳定在该水平。余辉的宽带光谱能量分布模型证实了GRB 190114 C是高度模糊的（A $_{\rm v, HG} = 1.49 \pm 0.12 \,$等; N $_{\rm H, HG}= (9.0 \pm 0.3) \times 10^{22}\,$ cm $^{-2}$）。我们解释所测得的余辉偏振本质上是低的，占主导地位的灰尘，在对比${\rm P} >10\%$以前测量的其他伽玛射线暴反向冲击，与一个小的贡献，从极化提示光子在第一分钟。我们测试了磁化反向冲击中的一阶和高阶逆康普顿散射是否可以解释低光学偏振和亚TeV发射，但结论是反向冲击逆康普顿模型中也不能解释。相…
2020-04-07 astro-ph.HE
GRB Afterglow of the Sub-relativistic Materials with Energy Injection
在致密双星合并和大质量恒星核心坍缩过程中发射的亚相对论物质在分层环境中膨胀时获得速度结构。来自致密天体或核心坍缩的残余物（旋转的磁化中子星（NS）或中心黑洞）可以通过自旋下降的光度或/和吸积回退物质向余辉注入能量，产生更新的冲击，修改动力学，并在不同的时间尺度和能量带上产生丰富的辐射特征。我们推导出同步光变曲线在分层的环境中时，幂律速度分布参数化的冲击波的能量，和残余不断注入能量到爆炸波。作为最相关的情况下，我们描述了最新的多波长余辉观测（$\gtrsim 900$天）的GW 170817/GRB 170817 A事件通过同步辐射余辉模型与能量注入的亚相对论性材料。亚相对论材料的残留物和同步辐射的特征分别与自旋磁化NS和更快的“蓝色”kilonova余辉一致。利用多波段观测的一些短爆发的证据kilonova，我们提供了预期的余辉发射的约束。
2022-05-19 astro-ph.HE
An energy-conserving dynamical model of GRB afterglows from magnetized forward and reverse shocks
在伽马射线暴（GRB）余辉的动力学模型中，一致性假设引起了总能量守恒问题。在这项工作中，我们考虑了源自磁化喷出物的冲击，通过应用Zhang和Kobayashi（2005）的磁化跳跃条件，将Yan等人（2007）的能量守恒流体动力学模型扩展到MHD极限。与非保守模型相比，我们的整个冲击区的洛伦兹因子大了$\lesssim\sqrt{2}$倍。在相对论区域中，前向激波区的总压力高于反向激波区，在我们的星际介质（ISM）情况下，当喷出物磁化程度为$σ<1$时，前向激波区的总压力约为反向激波区的3倍，在风情况下，前向激波区的总压力约为反向激波区的2.4倍。对于$σ\le 1$，非保守模型在ISM情况下损失了其总能量的$32-42$ %，在风情况下损失了$25-38$ %，这特别发生在前向激波区域，使得来自前向激波的激波同步辐射不如预期的明亮。一旦能量守恒的问题是固定的，后期的光变曲线从向前冲击变得几乎独立的喷出物的磁化。由于洛伦兹因子的变化被冲击粒子数密度的变化所补偿，反冲击区不存在能量守恒问题。反向激波的早期光变曲线对喷出物的磁化强度很敏感，是探测喷出物磁化程度的重要手段。
2021-04-28 astro-ph.HE
Photometric and Spectroscopic Observations of GRB 210104A: Bright Reverse shock Emission and Dense Circumburst Environment
伽玛射线暴的早期余辉观测对于研究其喷流和周围介质的性质具有重要意义。本文报道了我们对GRB 210104 A的光度和光谱观测结果，并用多波长数据讨论了它的喷注性质。我们的光谱观测揭示了几个吸收特征和暂定红移0.46的确定。在伽玛暴触发后的$67\sim 165$秒内，在$R$带观测到一个明亮的光学耀斑，其峰值亮度为$R=13$等，峰值亮度为$112\pm 7$ ~s。在$t>650$ ~s处，$R$带余辉的通量以$α_{\rm O}={-0.91\pm 0.03}$的斜率衰减.早期的X射线余辉光变曲线是一个光滑的凸点，晚期的余辉光变曲线以$α_{\rm X}=-1.18\pm 0.01$的斜率衰减。我们对$(1.1-1.3)\times 10^{4}$ ~s期间光学X射线余辉的联合光谱拟合产生了光子指数$Γ_{\rm O,X}=-1.82\pm 0.04$。衍生的宿主星系灭绝是$A_{R}=0.87$。将早期的光学耀斑归因于反向激波（RS）辐射，晚期的光学X射线辐射归因于正向激波辐射，采用马尔可夫链蒙特卡罗（Markov Chain Monte Carlo）算法可以很好地拟合出$t<3\times 10^4$ ~s处的光学和X射线光变曲线。通过比较GRB 210104 A与其它已探测到明亮RS辐射的GRB的性质，我们发现它的喷流在密度介质（$n_{0}\sim 417\;{\rm …
2022-12-15 astro-ph.HE
External Inverse-Compton and Proton Synchrotron Emission from the Reverse Shock as the Origin of VHE Gamma-Rays from the Hyper-Bright GRB 221009A
本文提出外反向激波模型，以外逆康普顿和质子同步辐射解释 GRB 221009A 的 GeV-TeV 辐射，并预测 MeV 与 TeV 光子的反相关，可由 LHAASO 数据检验。
2023-03-27 astro-ph.HE
A Reverse Shock in GRB 160509A
我们提出了第二个多频无线电探测的$γ$射线爆发的反向冲击。通过结合我们在$z = 1.17$对Fermi-LAT GRB 160509 A的广泛无线电观测，直到爆发后的$20$天，以及Swift X射线观测和地面光学和近红外数据，我们表明余辉发射包括不同的反向冲击和前向冲击贡献：在$\lesssim10~$天，反向激波辐射在射电波段占主导地位，而前向激波辐射在X射线、光学和近红外波段占主导地位。通过多波长建模，我们确定了一个环暴密度$n_0\approx10^{-3}~$厘米$^{-3}$，支持我们以前的建议，即低密度环暴环境有利于生产持久的反向冲击辐射的无线电波段。我们推断存在一个大的过量X射线吸收柱，$N_{\rm H} \approx 1.5\times10^{22}~$ cm $^{-2}$，和一个高的静止坐标系光学消光，$A_{\rm V}\approx3.4~$ ma。我们在$t_{\rm jet}\approx6~$ d处确定了X射线光变曲线中的一个喷流中断，从而推导出喷流张开角为$θ_{\rm jet}\approx4~$ deg，产生一个波束校正动能和辐射的$γ$射线能量为$E_{\rm K}\approx4\times10^{50}~$ erg和$E_γ\approx1.3\times10^{51}~$ erg（$1$-$10^4~$ keV，静止帧）。连接正向…
2016-06-28 astro-ph.HE
Measuring the beaming angle of GRB 030329 by fitting the rebrightenings in its multiband afterglow
在GRB 030329的多波段余辉中观察到多次再亮。特别是在t ~ 1.2 * 10^5 s左右，出现了明显而快速的再亮。来自晚期和慢速壳层的能量注入似乎是对这些再亮现象的最好解释。通常假设能量被注入到整个外部冲击中。然而，在GRB 030329的情况下，再增亮是如此之快，以至于通常的考虑不能给观察到的光变曲线一个令人满意的拟合。实际上，由于这些迟来的/慢的壳层在外部冲击波后自由滑行，它们应该是冷的，可能不会横向膨胀。能量的注入应该只发生在外部冲击的中心区域。考虑到这种效应，我们数值重新拟合在GRB 030329中观察到的快速再亮。通过这样做，我们能够推导出能量注入过程的光束角度。我们的结果，与相对残留只有5% - 10%，在主要的再亮，是优于任何以前的建模。导出的能量注入角约为0.035。我们假设这些晚期壳层是由中心引擎通过与产生瞬发伽马射线暴的早期壳层相同的机制喷射出来的。主要的区别是它们的速度要慢得多，所以它们很晚才赶上外部冲击，并表现为观察到的快速再亮。如果这是真的，那么导出的能量注入角可以给出瞬发伽马射线发射的射束角的良好测量。我们的研究有望为测量伽马射线暴的射束角提供一种新的方法。
2010-06-19 astro-ph.HE
Reverse Shock Emission from Misaligned Structured Jets in Gamma-Ray Bursts
本文研究偏轴伽马射线暴中反向激波对余辉的贡献，考虑多种结构化喷流模型并应用于GRB 170817A/GW170817，发现反向激波可显著影响早期余辉并导致光变曲线呈现双峰或特征单峰。
2024-11-21 astro-ph.HE
GRB 191016A: The onset of the forward shock and evidence of late energy injection
我们目前的光学和近红外光度观测GRB 191016与COATLI，DDOTI和RATIR地面望远镜在头三个晚上。我们提出了光学余辉的时间演化，并描述了5个不同的阶段，在以前的工作中没有完全表征，主要是由于缺乏数据点，以准确地适应不同的组件的光发射。在瞬发伽马射线发射结束后，我们观察到余辉在光学和近红外（NIR）波长处缓慢上升，并在所有滤光片中在T+1450 s左右达到峰值。随后是早期衰变，从T+5000s到T+11000s有一个明显的平台，然后是一个规则的晚期衰变。我们还提出了在稍后的时间射流休息的证据，与从X射线观测获得的时间斜率很好的协议的时间指数。虽然在伽玛暴的光学光变曲线中观察到的许多特征通常可以用反向激波（RS）或前向激波（FS）来解释，但GRB 191016A余辉中的光学上升和增强的峰值发射的浅度并不能很好地用FS或RS来解释。我们提出了一个理论模型，它考虑了这两个组件，并结合了一个不断发展的FS与后来嵌入的RS和随后的后期能量注入从中央引擎活动。我们用这个模型成功地解释了光变曲线的时间演化，并讨论了它对火球性质的影响。
2021-11-30 astro-ph.HE
The origin of very-high-energy gamma-rays from GRB 221009A: implications for reverse shock proton synchrotron emission
本研究提出双组分结构喷流模型，结合正向激波电子同步自康普顿与反向激波质子同步辐射，成功解释GRB 221009A的VHE波段观测，并揭示反向激波可能是超高能宇宙射线加速器。
2025-01-15 astro-ph.HE
The Broad-band Counterpart of the Short GRB 200522A at $z=0.5536$: A Luminous Kilonova or a Collimated Outflow with a Reverse Shock?
我们提出了发现的射电余辉和近红外（NIR）对应的斯威夫特短GRB 200522 A，位于一个小的$\approx 1$千秒差距的年轻，恒星形成的宿主星系在$z=0.5536$中心的投影偏移。余辉的射电和X射线光度与轴上宇宙学短伽玛暴一致。我们在$\approx2.3$天的静止帧时间的HST观测揭示的NIR对应物具有$\approx (1.3-1.7) \times 10^{42}$ erg s $^{-1}$的光度。这是大大低于轴上短伽玛射线暴余辉检测，但$\approx 8$-$17$的一个因素比GW 170817的kilonova更明亮，并显着比任何kilonova候选人，其中可比的观测存在更明亮。对应物的颜色（$i-y = -0.08\pm 0.21$ ;静止帧）和光度的组合不能单独用标准的放射性加热来解释。我们提出了两种方案来解释GRB 200522 A的宽带行为：一个同步加速器前向冲击与发光kilonova（可能由磁星能量沉积），或正向和反向冲击从$\approx14^{\circ}$，相对论（$Γ_0 \gtrsim 80$）射流。包括增强的放射性加热速率、低镧系元素质量分数或来自后期中央发动机活动的额外加热源的组合的模型可以提供可行的替代解释。如果伽玛暴200522 A中确实产生了稳定的磁星，我们预测，在爆发后数年，从$\approx 0.3$ - $6$开始，可以检…
2020-08-19 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
Time-Reversed Gamma-Ray Burst Light Curve Characteristics as Transitions between Subluminal and Superluminal Motion
介绍了一个简单的模型来解释伽马射线暴（GRB）脉冲光变曲线中的时间反演和拉伸残差。在这个模型中，一个膨胀的伽玛射线暴喷流中的冲击波从亚光速加速到超光速，或者从超光速减速到亚光速。冲击波与周围介质相互作用，当其传播速度超过光速时产生切伦科夫和/或其他碰撞辐射，当其传播速度低于光速时产生其他机制（如热化康普顿或同步加速器冲击辐射）。这些过渡通过相对论图像倍增（RID）过程创建了一组时间向前和时间反向的光变曲线特征。该模型可以解释各种无法解释的尚未观察到的伽玛暴脉冲行为，包括在时间反演伽玛暴脉冲残差中观察到的拉伸量和拉伸因子与脉冲不对称性之间的关系。该模型适用于所有的GRB类，因为类似的脉冲行为观察到长/中GRB，短GRB，和X射线耀斑。自由模型的参数是撞击物的洛伦兹因子，当运动的亚光，它的洛伦兹因子，当运动的超光，和光的速度在被撞击的介质。
2019-08-20 astro-ph.HE hep-ph
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
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
First ALMA Light Curve Constrains Refreshed Reverse Shocks and Jet Magnetization in GRB 161219B
我们提出了详细的多波长观测的GRB 161219 B在$z=0.1475$，跨越无线电的X射线制度，和第一ALMA光曲线的GRB余辉。在$8.5$ d之前的厘米和毫米波段观测需要超过余辉前向激波（FS）产生的辐射。这些数据是一致的辐射从一个刷新的反向冲击（RS）所产生的能量注入到FS，其中的签名也存在于X射线和光学光变曲线。我们推断一个恒定的密度环暴环境，具有极低的密度，$n_0\approx 3\times10^{-4}$厘米$^{-3}$，并表明这是一个特点，所有强大的RS检测日期。VLA观测在$\sim$分钟时间尺度上表现出意想不到的快速变化，表明强烈的星际闪烁。X射线、ALMA和VLA观测共同约束了喷流中断时间，即$t_{\rm jet}\approx32$日，产生了$θ_{\rm jet}\approx13^{\circ}$较宽的喷流张开角，这意味着分别经过光束校正的$γ$射线和$E_γ\approx4.9\times10^{48}$ erg和$E_{\rm K}\approx1.3\times10^{50}$ erg的动能。比较RS和FS发射，我们发现，喷出物只有弱磁化，相对磁化，$R_{\rm B}\approx1$，相比FS。这些直接的，多频测量刷新RS跨越光学到无线电波段突出的无线电和毫米数据的影响，在探测伽玛射线暴喷流的生产和性质。
2018-08-28 astro-ph.HE
