Failed gamma-ray bursts and orphan afterglows
孤儿余辉研究被认为有助于测量伽马射线暴（GRB）的光束角。人们对这种方法寄予了很大的期望。我们指出，该方法实际上并不像我们最初预期的那样简单。由于几乎所有流行的祖先模型所共有的重子富集环境，应该有许多失败的伽马射线暴，即，洛伦兹因子远小于100的火球--1000，但仍远大于1。事实上，失败的伽马射线暴的数量甚至可能比成功的大得多。由于这些失败的伽马射线暴的存在，即使伽玛暴是由各向同性火球引起的，也应该有许多孤立余辉，那么孤立余辉的简单发现并不意味着伽玛暴被准直。不幸的是，要区分一个失败的伽玛暴孤儿和一个喷射但离轴的伽玛暴孤儿不是一件容易的事。主要问题是触发时间未知。并提出了一些可能的解决办法。
2002-03-06 astro-ph
Orphan Afterglows of Collimated Gamma-Ray Bursts: Rate Predictions and Prospects for Detection
基于最近的准直GRB余辉模型，我们对孤儿GRB余辉的检测率进行了定量预测，该检测率是X射线、光学和无线电波段通量灵敏度的函数。我们发现，孤儿余辉率强烈依赖于开放的角度射流（约\propto θ_jet^{-2}），从简单的几何考虑，如果总的射流能量保持不变，最近的研究建议。相对聚束因子b_rel，即，对于比R ~ 24更深的搜索，包括孤辉在内的所有余辉率与可观测到的瞬发伽玛暴相关的余辉率之比可以高达b_rel >~ 100，这取决于余辉参数。为了使最合理的预测，我们平均模型排放的余辉参数，通过拟合10个良好的观察，准直伽玛射线暴喷流，每个喷流的天空覆盖范围加权。我们的模型期望与所有过去搜索获得的结果（或约束）一致。我们估计，在SDSS的第一个1500度^2视场中，孤儿余辉的数量大约为0.2。相对聚束因子b_rel随着搜索灵敏度的增加而迅速增加：SDSS对北方天空中瞬变天体的灵敏度为b_rel ~ 3（R ~ 19），过去高z超新星搜索的灵敏度为b_rel ~14（R ~ 23），斯巴鲁Suprime-Cam的灵敏度为b_rel ~50（R ~ 26）。对X射线、光学和无线电波段的现有设备和未来项目进行了预测。其中，南天观测的SDSS（敏感的瞬态下降到R ~ 23）可以检测到约40孤儿余辉在五年的操作。艾伦望远镜阵列将在0.1- 1 mJy的射电波段发现大约200个余辉，b_rel约…
2002-05-09 astro-ph
Constraining the GRB Collimation with a Survey for Orphan Afterglows
伽马射线暴被认为是在高度相对论性的准直外流中产生的。支持这来自除其他外，从关联的时间检测到的余辉光曲线的衰减与准直角的射流中断。另一种估计准直角极限的方法是使用伽马射线暴的余辉，而没有探测到伽马射线辐射。在这里，我们报告了一个专门的调查，这些孤儿余辉的搜索使用宽视场成像仪在2.2米MPI/ESO望远镜在拉西拉，智利的分析。我们监测了~12平方度。最多25个夜晚，通常间隔一到两个夜晚，极限震级为R=23。发现了四个以前未知的光学瞬变，其中三个与耀斑星，激变变星和矮新星有关。第四个来源显示了河外起源的迹象，但光变曲线的稀疏采样阻止了可靠的分类。我们讨论的背景下，伽玛射线暴的准直的结果。
2006-03-17 astro-ph
Gamma Ray Burst Beaming Constraints from Afterglow Light Curves: GRB 970508
波束角（zeta）是当今伽马射线暴能量需求的主要不确定性。我们总结了光束爆发的光变曲线的预测，并对GRB 970508的R波段光变曲线进行了建模，得出zeta > 30度。这就产生了一个不可减少的最小能量需求，即3.4乘以10^{49}尔格，以单独为余辉提供动力。
1999-03-25 astro-ph
Afterglow Light Curve Modulated by a Highly Magnetized Millisecond Pulsar
我们调查的后果，一个连续的能量注入中央引擎的伽马射线暴（GRB）余辉发射，假设一个高度磁化的脉冲星是留在GRB祖核心的光束。束流和连续的能量注入是脉冲星源的伽玛暴余辉的自然结果。鉴于以往的研究认为，连续能量注入从一个新诞生的脉冲星解释的余辉光变曲线的偏离与简单的幂律行为的伽玛暴，聚束效应，这是脉冲星发射的最重要的方面之一，被忽略在早期的调查。我们明确地包括光束的影响，并考虑随着时间的变化，由于一个新诞生的脉冲星的动态演化的光束。我们表明，从这个火球的余辉的大小确实首先随着时间的推移而减少，随后上升，并再次下降。GRB 970508最奇特的光学余辉光变曲线之一，可以用一颗高磁化新生脉冲星的连续能量注入和束流来解释。我们讨论了脉冲星的观测证据的影响。
2001-10-30 astro-ph
Rapid fading of optical afterglows as evidence for beaming in gamma-ray bursts
基于我们先前提出的束流$γ$射线爆发喷出物的精细动力学模型，我们对具有快速衰减余辉的$γ$射线爆发（即，$\sim t^{-2}$）。结果表明，如果$γ$射线暴喷出物是高度准直的，并且初始半张角$θ_0 \sim 0.1$是通用的，那么GRB 970228、980326、980519、990123、990510和991208的光学余辉都能得到满意的拟合.在GRB 990123中观察到的明显的光变曲线突变是由于光束喷出物的相对论-牛顿转变，而快速衰减的光学余辉来自于温和相对论和非相对论阶段的同步辐射。我们强烈认为，目前在某些$γ$射线爆发中观察到的余辉的快速衰减是这些情况下的聚束的证据。
2000-02-23 astro-ph
Constraining the rate of GRB visible afterglows with the CFHTLS Very Wide Survey
我们分析了CFHTLS甚宽巡天的图像，以寻找来自伽马射线暴（GRB）的可见孤儿余辉。我们已经搜索了490平方度，直到r '= 22.5等，寻找类似于伽玛射线暴余辉的可见瞬变。我们将我们的观测转化为对天空中可见的GRB余辉数量的限制，通过测量我们的搜索与模拟再现我们的观测策略的特性和轴上GRB余辉的属性的检测效率。我们只发现了三个潜在的候选者，其中两个最有可能是变星，一个呈现出与孤儿余辉相似的特征。我们将整个天空中任何时候可见余辉的数量限制在220以下，直到r '= 22.5。我们的观测结果与最乐观的模型略有一致，该模型预测孤儿余辉的频率比GRB高出约10倍。这一搜索导致了一个可能的伽玛射线暴余辉的检测，并提供了最强的约束率的伽玛射线暴可见余辉，以及估计所需的观测时间，以检测大量的伽玛射线暴余辉。
2007-01-25 astro-ph
Fast X-ray Transients and Gamma-ray Bursts: Constraints on Beaming
对伽马射线暴（GRB）源的X射线余辉的探测，使光学发现GRB在宇宙学距离上成为可能，这证实了所需的巨大光度必须产生相对论膨胀的火球。目前还不清楚这种膨胀是准球形还是光束，或者即时GRB和余辉之间的光束是否不同，尽管源发射和人口模型的差异是深刻的。我们表明，相对聚束（即时与余辉）可能会受到“快速瞬变”X射线源的分析，目录由Pye和McHardy（1983）从阿里尔V调查以及其他几个（如HEAO-A1/A2）调查。在排除可能的恒星瞬变的污染，并根据最近从Ginga和BeppoSAX得出的X射线/ $γ$射线注量比进行换算后，大约一半的源可能是伽马射线注量大于1.2 X 10$^{-5} /erg-cm^2的伽马射线暴的瞬发或余辉。由于这些候选余辉事件的发生率（0.15 /天）与BATSE logN-logS分布一致，因此不需要即时与余辉光束的差异。然而，更灵敏的X射线监测器或硬X射线成像测量，具有更好的时间和空间分辨率，可以对伽马射线暴和波束形成提供强有力的限制。
1998-08-21 astro-ph
"Orphan" afterglows in the Universal Structured Jet Model for gamma-ray bursts
伽马射线暴余辉光变曲线中缺乏可靠的消色差突变，促使人们对喷流孔径进行独立测量。偶然寻找余辉，特别是在无线电波的波长上，一直是经典的选择。这些调查数据已被解释为假设一个均匀发射的射流与尖锐的边缘（"顶帽“射流），在这种情况下，弱相对论光束余辉伽玛暴比例与射流立体角。在本文中，我们考虑，而不是，一个非常广泛的流出的亮度，减少整个发射表面。特别是，我们采用通用结构射流（USJ）模型，这是一个替代的顶帽模型的射流结构。然而，对调查数据的解释是非常不同的：在USJ模型中，我们只观察到喷流孔径内的发射，并且观察到的即时发射率与余辉率的比率应该完全取决于选择效应。我们计算的馀辉的数量和率预计在全天空快照观测作为一个功能的调查灵敏度。我们发现OA搜索的当前（负面）结果与我们的预期一致。在无线电和X射线波段，这主要是由于调查的灵敏度低，而在光学波段，天空覆盖不足。在一般情况下，我们发现，X射线调查是穷人的OA搜索工具，如果射流的结构。另一方面，第一次无线电巡天和未来的仪器，如艾伦望远镜阵列（在无线电波段），特别是盖亚，泛星和LSST（在光学波段）将有机会探测余辉。
2008-07-27 astro-ph
Exact versus approximate beaming formulas in Gamma-Ray Burst afterglows
我们提出了精确的解析表达式来计算，假设发射的伽马射线暴（GRB）辐射不是球对称的，但被限制在一个狭窄的喷流，探测器的到达时间的值，我们开始“看到”的两侧的喷流，无论是在完全辐射和绝热制度。我们得到这个结果使用我们的精确的解析表达式的EQuiTemporal表面（EQTS）在伽玛暴余辉。我们重新审视三种不同的近似公式，目前采用的绝热制度中的伽玛暴文献的有效性。我们还提出了一个经验拟合的精确方程的数值解，比较和对比上述三个近似公式。的差异的程度是这样的，需要重新评估的存在和实体的光束在目前的文献中考虑的情况下，以及对伽玛射线暴能量的后果。
2006-05-12 astro-ph
SDSS J124602.54+011318.8: A Highly Variable AGN, Not an Orphan GRB Afterglow
光变源SDSS J124602.54+011318.8首次出现在斯隆数字巡天（SDSS）数据中，是一个具有非恒星颜色的亮点源。随后的SDSS成像和光谱显示，点源衰减或消失，揭示了一个红移为0.385的宿主星系。基于这些特性，该源被认为是一个候选的"孤儿余辉“：一个中等光束的光学瞬变，与伽马射线暴（GRB）有关，其高度光束的辐射锥不包括我们的视线。我们提出了新的成像和光谱观测这个来源。结合对光学和射电数据的仔细重新分析，观测结果证明SDSS J124602.54+011318.8实际上是一个不寻常的射电噪声活动星系核，可能属于BL Lac类。该天体在数周至数年的时间尺度上显示出强烈的光度变化，包括几个明亮的耀斑，与最初报道的类似。因此，SDSS的观测结果几乎可以肯定与GRB无关。这个物体的光谱随着其光学亮度的变化而显著变化。在亮相，弱，窄的氧发射线和可能更广泛的H $α$线叠加在蓝色连续谱。随着流量的减少，光谱变得由宿主星系光主导，出现恒星吸收线，而窄和宽的发射线都有更大的等效宽度。我们简要地讨论了这一发现对活动星系核和其他光学可变或瞬态现象的研究的影响。
2002-03-13 astro-ph
Afterglows as Diagnostics of Gamma Ray Burst Beaming
如果伽马射线暴是高度准直的，只辐射到天空的一小部分，每个事件的能量需求可能会减少几个（高达4 - 6）数量级，事件率相应增加。由γ射线暴谱推断出的大的洛伦兹因子（γ> 100）意味着γ射线以1/γ角相对论性地成束。我们目前还不知道在这个狭窄的圆锥体之外是否有喷出物。余辉允许实验检验伽玛暴是准直良好的喷流还是球形火球。随着爆炸残余物的膨胀，体洛伦兹因子减小，辐射被射入一个不断增大的立体角。因此，如果伽马射线暴是高度准直的，那么在没有伴随伽玛射线的情况下，应该比有伴随伽玛射线的情况下观测到更多的光学和射电瞬变。此外，当Gamma < 1/zeta时，其喷出物被射到角zeta的爆发经历了演化的质变：在此之前，Gamma ~ r^{-3/2}，而之后，Gamma随r呈指数衰减。这种变化导致余辉光曲线中可能可观察到的中断。任何一种测试的成功应用都将消除伽马射线爆发器的能量需求和空间密度方面剩余的最大不确定性。
1997-12-03 astro-ph
On Beaming Effects in Afterglow Light Curves
最明亮的伽玛暴可以解释的模型，涉及恒星质量的中心引擎，只有当喷出物是光束。正如罗兹所指出的，爆炸波的动力学，由束状喷出物扫过外部气体形成，可以通过侧向膨胀而显著改变。这是因为在这种情况下，冲击波的表面比仅仅由于径向发散而增加得更快，因此冲击波减速率增加得更快。根据分析估计，在爆炸波的体积洛伦兹因子下降到低于光束喷出物的初始张开角的倒数之后不久，这种效应就变得很重要，并且伴随着余辉光变曲线的急剧中断。然而，我们的数值研究，遵循爆炸波的动态演化，电子能量分布的演化，并考虑到与源的横向尺寸有关的光旅行效应，表明光变曲线的断裂比解析预测的更弱，更平滑。只有在没有横向扩张的模型中才会出现显著的突变。
1999-04-22 astro-ph
Theory of GRB Afterglow
在伽玛射线暴余辉理论中，目前最有趣的问题是侧向膨胀阶段喷射余辉的传播。最近的数值模拟表明，流体动力学行为，从一个简单的分析模型建议不同。尽管如此，有些令人惊讶的是，计算出的光变曲线显示在大约预期的时间出现了“喷气式飞机休息”。这些结果表明，孤儿光学余辉的预期率应小于先前估计的。
2001-07-01 astro-ph
Beaming and Jets in GRBs
近30年来，伽玛暴的起源一直是个谜。在过去几年中观测到的余辉使少数爆发的红移测定成为可能，宇宙学起源现在已经牢固确立。虽然距离尺度已经确定，但由于发射可能不是球形的，而是类似于射流的，因此它们的速率和爆炸中释放的总能量仍然存在数量级的不确定性。与伽玛射线暴本身相反，余辉可以在爆发后的几个月甚至几年内测量，它可以提供关于喷出物几何形状的关键信息。我们回顾了喷流的余辉理论，并讨论了至少有一些爆发不是球形的证据。我们讨论了偏振测量的前景，并表明，这是一个强大的工具，在约束爆炸的几何形状。
2000-02-08 astro-ph
The polarization and beaming effect for GRBs
观测和理论模型都表明，伽马射线暴（GRB）的辐射和余辉是成束的。我们认为，最近测量的余辉偏振提供了进一步的证据，在伽马射线暴的光束。在这种方法中，我们将BL Lacertae天体的偏振-星等关系应用到4个有偏振测量的GRB上，发现这4个GRB的数据与BL Lacertae天体的偏振-星等关系是一致的。这一结果表明，在伽玛暴的辐射束和伽玛暴和BL Lacertae对象（或一般耀变体）之间有相似之处。我们认为，伽玛暴的弱极化可能是由于激波阵面中有序磁场所占比例较低所致。
1999-11-19 astro-ph
The Dynamics and Light Curves of Beamed Gamma Ray Burst Afterglows
伽马射线暴的能量需求在过去一直受到很大的限制，因为有三个主要的不确定性：距离爆发，爆发聚束的程度，和伽玛射线生产的效率。第一个问题已经得到解决，间接证据（爆发的流量和位置分布）和直接证据（GRB 970508余辉光谱中的红移吸收特征）都指向宇宙学距离。我们现在要解决第二个不确定性。余辉允许统计测试的光束，在早期的论文中描述。在本文中，我们修改了一个标准的火球余辉模型，探讨聚束对爆发残余动力学和余辉发射的影响。当爆发喷出物以zeta角入射时，当其体积洛伦兹因子γ < 1/zeta时，爆发残留物的演化发生了质的变化：在此之前，γ随半径呈幂律下降，而在此之后，γ随半径呈指数下降。这种变化导致幂律光变曲线的破坏，其后期衰减比纯球形几何的预期更快。这些预测与GRB 970508的余辉观测结果不一致。我们探索了我们模型的几个变体，但似乎没有一个能够改变这个结果。因此，我们认为，这个爆发是不太可能已经高度波束，它的能量需求是接近各向同性模型。最近的余辉可能为我们的光束模型提供第一个实际应用。
1999-03-25 astro-ph
Off-Axis Afterglow Emission from Jetted Gamma-Ray Bursts
我们计算了伽马射线暴余辉光变曲线从一个相对论性喷流的初始开口角θ_0，观察者看到在一个广泛的视角，θ_obs，从喷流轴。我们描述了三个越来越现实的模型，并比较由此产生的光曲线。在theta_obs theta_0的观测者< theta_0 should see a light curve very similar to that for an on-axis observer. An observer at theta_obs >应该在早期看到一个上升的光变曲线，当喷流洛伦兹因子sim 1/theta_obs时通量达到峰值。在这段时间之后，通量与轴上观测者看到的没有太大的不同。强线性偏振（<40%）可能出现在光变曲线的峰值附近，并随时间缓慢衰减。我们表明，如果伽玛暴喷流具有普遍的能量，那么孤儿余辉与离轴喷流应被视为一个常数theta_obs，因此孤儿余辉的检测率将成正比的真实伽玛暴率。我们还讨论了超新星1998 bw和GRB 980425之间的联系。
2002-04-01 astro-ph
Beaming Effects in Gamma-Ray Bursts
基于改进的一般动力学模型，数值研究了伽马射线暴（GRB）遗迹的余辉。在相对论阶段，可以看到光变曲线的突变。然而，在从相对论性相到非相对论性相的转变处确实存在明显的突变，这通常发生在时间10到30天。非常有趣的是，断裂受许多参数的影响，特别是受电子能量分数（xi_e）和磁能分数（xi_B^2）的影响。研究了孤馀辉测量对伽玛暴聚束的影响。本文还讨论了圆柱形射流存在的可能性。
2002-08-15 astro-ph
Can the jet steepen the light curves of GRB afterglow?
为了降低伽玛暴的总能量，许多学者提出了相对论性喷出物的聚束效应，因此寻找聚束效应的观测证据是非常重要的。Rhoads（1999）指出，当束状喷出物扫过外部介质时形成的冲击波的动力学将由于扫过的物质增加而被侧向膨胀显著地改变。他声称，在爆炸波的体洛伦兹因子（$Γ$）下降到低于光束喷出物的初始张角（$θ_{0}$）的倒数后不久，余辉光变曲线将出现急剧的中断。然而，其他一些作者进行了数值计算，并表明光变曲线的断裂比分析预测的更弱，更平滑。本文重新分析了喷流爆炸波的动力学演化，用解析方法计算了喷流发射，发现Rhoads预言的锐裂实际上并不存在，而且在大多数情况下，余辉光变曲线几乎不受侧向膨胀的影响，除非束角很小。我们证明，只有当$θ_{0}<0.1$，余辉光变曲线可能会变陡的横向扩展，事实上，不可能有两个突破之前声称。我们还构造了一个简单的数值代码来验证我们的结论。
2000-04-26 astro-ph
The Role of Dust in GRB Afterglows
我们发现，恒星形成区的星团结构可以很自然地解释50-70%的GRB余辉在光学上是"暗“的事实。"我们还表明，来自GRB及其余辉的尘埃回波，由GRB发生的恒星形成区域的星团结构产生，可以导致GRB余辉的NIR，光学和UV光变曲线的时间变化和峰值。我们注意到，伽玛射线暴“暴”余辉的探测将提供强有力的证据，说明伽玛射线暴发生的恒星形成区是星团。
2002-10-18 astro-ph
The BeppoSAX catalog of GRB X-ray afterglow observations
我们提供BeppoSAX卫星从发射到飞行任务结束的X射线余辉目录。根据39次观测中的衰减行为，确定了33次X射线余辉。我们提取了所有可用余辉的连续参数（衰减指数，光谱指数，通量，吸收）。我们指出了X射线余辉亮度和在提示$γ$射线事件期间发射的能量之间的可能的相关性。我们没有检测到一个显着的喷流签名内的余辉，这意味着一个较低的限制光束的角度，也不是一个标准的能量释放时，X射线通量校正光束。我们的数据支持这样的假设，即爆发应该被星际介质而不是风环境所包围，并且这种环境应该是致密的。这可能是由位于爆发前体附近的终止冲击波解释的。我们最后指出，一些黑暗的爆发可能是由一个内在的事件微弱，而其他人可能被强烈吸收解释。
2005-07-29 astro-ph
Search for GRB afterglows in the ROSAT all-sky survey
本文报告了利用ROSAT全天空巡天数据寻找伽马射线暴（GRB）的X射线余辉的现状。潜在的X射线余辉候选者的数量相对于预期数量的射束GRB允许约束GRB发射和余辉发射的相对射束角在GRB之后约1-5小时。
1999-05-20 astro-ph
The Beaming Factor and Other Open Questions In GRB Jets
我回顾了几个关于伽玛射线暴喷气机的中心开放问题。1)本文讨论了γ射线暴率~ 75 +-20的聚束修正的一个新估计。2)我讨论了通用结构射流（USJ）模型，并得出结论，虽然射流可能是结构化的，但它们不太可能是通用的。3)我讨论了最近的观察横向扩展的伽玛射线暴余辉，并比较这些与当前的流体动力学模拟射流演变。4)我讨论的影响，重新离群的能量角关系。
2005-03-23 astro-ph
Jets in GRBs
在几个伽玛射线暴余辉，快速的时间衰减观察到这是不一致的球形（各向同性）爆炸波模型。特别是，GRB 980519的余辉衰减最快，在光学和X射线中的t^{-2.05 \pm 0.04}。我们表明，这种时间衰减是更一致的喷流的演变后，它减慢和横向扩展，其中t^{-p}衰减是预期的（其中p是电子能量分布的指数）。这样的一个聚束模型将使一些更极端的伽玛射线暴的能量需求放宽几百倍。很可能很大一部分微弱（或无）余辉观测也是由于伽马射线暴中经常发生的光束，并且它们的喷流在第一次余辉观测之前已经过渡到扩散阶段。根据这一解释，普适值p~2.5与所有数据一致。
1999-03-23 astro-ph
GRB afterglows in the deep Newtonian phase
在许多伽玛暴中，余辉已经被观测了数月甚至数年。值得注意的是，在这样的晚期阶段，残余物应该已经进入了深牛顿阶段，在此期间，大多数冲击加速的电子将不再是高度相对论性的。然而，一小部分电子仍然是超相对论的，能够发射同步辐射。假设电子服从幂律分布，根据他们的动能（而不仅仅是洛伦兹因子），我们计算光学余辉从各向同性火球和光束喷出物，特别注意的后期阶段。在有光束的情况下，发现光变曲线在深牛顿相期间普遍具有平坦化的特征。孤儿余辉的影响，我们的研究结果也得到解决。
2003-11-14 astro-ph
X-ray lines, progenitor and beaming of Gamma-Ray Bursts
在至少五次伽玛暴余辉中探测到了X射线发射特征。它们的探测和性质对我们理解伽玛射线暴起源的性质具有重要意义。此外，它们为我们提供了一个非准直的光子源，使我们能够严格限制伽玛暴产生的总能量，从而限制它们的准直程度。我将审查的辐射机制和几何形状提出的线发射的来源，并讨论的能量预算的线和它们的影响的整体能量的现象。
2002-11-08 astro-ph
Iron line afterglows: general constraints
在伽马射线暴的X射线余辉光谱中发现一个强有力的和短暂的铁谱线特征，这将是理解其祖先性质的一个重大突破，强烈表明在爆炸事件附近存在一个大的、富含铁的物质。模型无关的限制的大小和质量的铁线发射区推导和讨论。我们还讨论了如何使用这些结果来限制光束或各向异性的突发发射量。
1999-06-14 astro-ph
The Expected Rate of Gamma-Ray Burst Afterglows In Supernova Searches
我们预测的速度，伽马射线暴（GRB）余辉应在超新星搜索检测作为一个功能的限制流量。虽然伽玛射线暴的余辉比超新星更罕见，但由于其更高的内在光度，它们在更远的距离上都可以被探测到。假设伽玛暴追踪宇宙恒星形成的历史，每个伽玛暴产生明亮的余辉，我们发现，超新星和余辉的平均检测率应该是可比的极限亮度比K=18。实际的余辉率预计会稍低，因为只有一小部分的伽马射线选择的伽玛暴被观察到有相关的余辉。然而，如果伽玛射线暴源的初始伽马射线发射比其后期余辉发射更集中，则速率也可能更高。因此，当前和未来的超新星搜索可以对GRB源的余辉出现分数和初始射束角施加强有力的限制。
1998-03-20 astro-ph
Constraining the Beaming of Gamma-Ray Bursts With Radio Surveys
伽马射线暴（GRB）的聚束程度目前还不清楚。由于伽马射线辐射角θ的不确定性，使得总能量释放（与θ ^2成正比）和每个星系的事件发生率（与1/θ ^2成正比）在数量级内都是未知的。由于伽玛射线暴源的延迟射电辐射起源于一个温和的相对论性激波，并且只接收到微弱的相对论性射束，因此，没有伽玛射线暴对应物的射电选择瞬变的速率可以用来设定1/θ ^2的上限。我们发现，如果在一个月或更长的时间内对每个源至少采样两次，那么在10 GHz处灵敏度为0.1 mJy的VLA测量可以识别超过2 e4/（θ/10度）^2的天空中的无线电余辉。根据在8.44 GHz处观察到的>0.1 mJy源的总数和在1.44 GHz处衰落源的分数，我们得到粗略的极限，θ>6度。
1998-10-06 astro-ph
A systematic analysis of X-ray afterglows of gamma-ray burst observed by XMM-Newton
这项工作是对迄今为止观测到的所有伽马射线暴（GRB）X射线余辉数据进行系统再分析的一部分，以约束GRB模型。本文对2000年1月至2004年3月期间XMM-牛顿观测到的余辉进行了系统的分析。该数据集包括GRB 011211和GRB 030329。我们获得了这些余辉的光谱、光变曲线和颜色。在本文中，我们专注于连续谱和时间行为。我们将这些值与火球模型的理论值进行比较。我们推导出的突发环境（吸收，密度分布）的约束，并把约束他们的波束角。
2004-12-13 astro-ph
Gamma-ray burst beaming: a universal configuration with a standard energy reservoir?
我们考虑一个伽马射线暴（GRB）模型的基础上的各向异性火球与轴对称幂律分布的能量每立体角与指数-k，并允许观察者的观察方向是在一个任意角度的射流轴。该模型可以重现预期的关键功能，从传统的轴上均匀射流模型，与新颖的消色差的休息时间在宽带余辉光变曲线对应的时代时，相对论光束角等于视角，而不是射流半开角。如果所有的伽玛暴火球都具有类似的能量分布形式，即1.5 < k <（或\sim）2，则伽玛暴可以用准通用的聚束构型和近似标准的能量库来模拟。这一结论也适用于其他形式的角能量分布，如高斯函数。
2002-02-01 astro-ph
On the Mechanism of Gamma-Ray Burst Afterglows
由前向激波产生余辉的标准模型不被最近的观测所支持。我们提出了一个模型，其中前向冲击是不可见的，余辉是由一个长寿命的反向冲击爆发喷出物发射。它解释了观测到的光学和X射线光变曲线，包括在10^3-10^4秒处的平台，以及一个特殊的色变突变，以及先前与爆炸的光束角有关的第二个突变。高原形成后，暂时下降的反向冲击压力远低于向前冲击压力。可以描述这种冲击波的最简单的形式主义是“机械”模型（Beloborodov，Uhm 2006）;我们在计算中使用它。
2007-08-11 astro-ph
Gamma Ray Burst Afterglows and their Implications
伽玛暴的X射线、光学和射电余辉的发现为理解这些源提供了重要的工具。目前大多数的模型都认为伽玛射线暴产生于一个灾难性的恒星事件，导致一个相对论膨胀的火球，在冲击波中粒子加速导致非热辐射。对这种情况的预测与大部分观测结果基本一致。此外，数据显示了更精细结构行为的多样性，这为更详细的模型提供了约束。目前感兴趣的问题是能量学的影响，余辉时间结构，对祖系统的依赖，以及环境的作用。
1999-01-04 astro-ph
Snapshot Identification of Gamma Ray Burst Optical Afterglows
伽马射线暴余辉可以在单历元观测中用三个或多个滤光片来识别。这种方法依赖于颜色测量来区分余辉的幂律光谱和恒星的弯曲光谱。在第四个过滤器的观测将进一步区分余辉和大多数星系的红移z ~ 1。许多余辉也可以用更少的过滤器使用紫外线过量，红外过量，或莱曼中断技术来识别。通过允许更快地识别伽马射线暴余辉，这些颜色方法将增加可以获得光谱学和其他窄场观测的暴的比例。由于类星体的颜色可以匹配余辉，最大的错误框的大小，可以预期一个明确的识别是由余辉搜索的通量限制和类星体的数量流量的关系。对于目前典型的误差盒（10 - 100平方弧分），在星等R < 21.5 ± 0.5时，预计几乎没有污染。档案数据表明，GRB 000301 C的余辉可以使用这种方法来识别。除了寻找对应的伽马射线暴外，这种方法还将应用于“孤儿余辉”搜索，用于约束伽马射线暴准直。
2001-04-18 astro-ph
Search for GRB X-ray afterglows in the ROSAT all-sky survey
我们描述了一个搜索X射线余辉从伽马射线暴使用ROSAT全天巡天（RASS）数据。如果软X射线波段的辐射比γ射线波段的辐射要少得多，我们就可以在RASS中探测到许多余辉。我们发现了23个余辉候选者，其中约4个检测预测。然而，后续光谱的几个对应的候选人强烈建议在许多情况下，耀斑星起源的RASS事件。我们的结论是，RASS数据是一致的，在X射线（在几个小时的爆发）和伽马射线波段的光束角度可比。然而，预测大量能量作为早期余辉的近各向同性X射线成分出现的模型受到ROSAT数据的严重限制。特别是，到目前为止未检测到的一类“脏火球”和延迟的“重新爆发”受到限制。
1999-10-15 astro-ph
Gamma-Ray Bursts: the Four Crises
本文结合近年来的研究进展，讨论了有关伽马射线暴（GRB）的起源和发射机制的一些问题。如果伽玛暴起源于河外距离，我们将面临四个危机：（1）能量危机，模型必须考虑伽玛射线能带中发射的超过10^{53}尔格的能量;（2）光谱危机，辐射模型必须考虑伽玛射线暴宽带光谱令人惊讶的“平滑”，没有表明在大辐射能量密度介质中由逆康普顿散射引起的预测光谱“失真”，也没有聚束的证据;（3）余辉危机，相对论激波模型必须解释余辉行为的复杂性，爆发后长达六个月的可检测光学瞬变的寿命，无线电发射的不稳定行为，最近在X射线波段对伽玛射线暴余辉的研究表明，缺乏大量的光束证据;（4）人口危机，数据清楚地表明，只有硬而长的伽玛暴显示出强烈的偏离欧几里得亮度分布，与没有实质性宇宙演化的河外星系模型所预期的正好相反。
1998-12-22 astro-ph
X-ray continuum properties of GRB afterglows observed by XMM-Newton and Chandra
我们提出了一个目录XMM牛顿和钱德拉观测的伽马射线暴（GRB）余辉，减少在一个共同的方式使用最新的校准文件和软件。我们专注于余辉的连续性。我们推导出16个爆发的光谱和时间衰减指数。我们对爆破环境和几何体施加约束。比较XMM-牛顿的快速跟踪和钱德拉的后期观测，发现这些参数有显著的差异，可能是由爆发后两到十天之间发生的喷流膨胀的转变产生的。当我们校正光束时，我们没有观察到光度分布的显著收缩;需要更多的爆发观测来证实这一结果。我们还将我们的结果与BeppoSAX和SWIFT获得的结果进行了比较;当我们仔细考虑每个观测站不同的中值观测时间时，这些卫星观测到的余辉通量之间没有很大的差异。
2005-11-22 astro-ph
Search for X-ray Afterglows from Gamma-Ray Bursts in the RASS
本文报道了利用ROSAT全天空巡天（RASS）数据对伽马射线暴的X射线余辉的研究。如果软X射线波段的辐射比γ射线波段的辐射要少得多，我们就可以在RASS中探测到许多余辉。我们的搜索过程中产生了23余辉候选人，其中约4个检测预测。后续光谱的几个对应的候选人强烈建议耀斑星起源的RASS事件在许多情况下，如果不是全部的话。鉴于事件的数量很少，我们得出结论，数据是一致的，在X射线和伽马射线波段的可比光束角。预测大量能量以近乎各向同性的X射线成分出现的模型，以及迄今未被发现的"脏火球“和再爆发的模型都受到了限制。
1999-12-07 astro-ph
Beaming in Gamma-Ray Bursts: Evidence for a Standard Energy Reservoir
伽马射线暴（GRB）是宇宙中最明亮的物体，但估计爆炸释放的总能量-一个关键的物理量-的努力一直受到其未知几何形状的阻碍：球体或圆锥体。我们报告的综合分析伽玛暴余辉，并推导出它们的锥形张角。我们发现，伽马射线能量释放，校正几何形状，是狭隘的聚集在5 × 10 **50尔格。我们得出三个结论。首先，伽马射线暴的中心引擎释放的能量与普通超新星相当，这表明两者之间存在联系。第二，伽玛暴的能量密度和亮度的变化很大，这完全是由于张角的分布。第三，只有一小部分的伽玛暴是可见的，一个给定的观察者和真正的伽玛暴率至少是一个因素的500倍以上的观测率。
2001-02-15 astro-ph
X-Ray Afterglows of Gamma-Ray Bursts
余辉辐射自三年前被发现以来，已成为伽马射线暴研究的主流。随着距离尺度之谜的解决，对晚期伽玛暴辐射的研究现在是揭示这些爆炸的起源及其与宇宙早期宿主星系环境关系的最有前途的方法。在这篇文章中，我将回顾X射线观测及其对我们理解伽玛暴现象的影响。这些测量提供了一个直接探测到的性质的祖和测量的伽玛射线暴的光束特性，关键是建立总的能量输出。一些铁线的证据将GRB爆炸与大质量的祖先联系起来，从而与恒星形成区联系起来。此外，与时间演化的光谱特性的比较表明，火球膨胀不应该是-平均-高度准直，射流角$>10 °$。
2000-01-25 astro-ph
A Search for Untriggered GRB Afterglows with ROTSE-III
我们提出了一个搜索的结果，未触发的伽马射线暴（GRB）的余辉与机器人光学瞬态搜索实验III（ROTSE-III）望远镜阵列。这次搜索涵盖了2003年9月至2005年3月的观测。对于亮度超过~ 17.5等30分钟以上的快速衰落瞬变，我们的有效覆盖范围为1.74度^2年。这次搜索是第一次大面积的调查，能够检测到典型的未触发伽玛射线暴余辉。我们的背景率非常低，纯粹是天体物理学的。我们发现了4个以前未知的激变变星和1颗新的耀斑星。我们还没有检测到任何候选余辉事件或其他身份不明的瞬态。我们可以在95%的置信度下，以小于1.9 deg^-2 yr-1的速率，对比~ 20星等暗的静态对应物的衰落光学瞬态速率设定上限。这限制了离轴（孤儿）伽玛射线暴余辉的光学特性。作为这种搜索的副产品，我们有一个有效的~ 52 deg^2年的覆盖率非常缓慢衰减的瞬变，如CV。这意味着高银河纬度CV爆发的总速率为0.1度^2年^-1。
2005-06-19 astro-ph
A Standard Kinetic Energy Reservoir in Gamma-Ray Burst Afterglows
我们提供了一个全面的样品的X射线观测的41个伽马射线暴（GRB）余辉，以及射流张开角，θ_j的一个子集与测量射流中断。结果表明，X射线通量存在显著的色散，因此归一化到10 hr的各向同性X射线光度（L_{X,iso}）也存在显著的色散，但L_{X,iso}与聚束率f_b=[1-cos（θ_j）]之间存在很强的相关性。结果表明，伽玛暴余辉的真实X射线光度L_X=f_b L_{X,iso}近似为常数，色散只有2倍。由于ε_e E_b \propto L_X，L_X的强聚集直接意味着余辉相的绝热冲击波动能E_b是紧密聚集的。L_X的窄分布还表明p \approx 2，逆康普顿辐射一般不支配观测到的X射线光度，并且在t<10小时时辐射损失相对较小。因此，尽管所观察到的伽玛暴及其余辉的性质有很大的差异，但伽玛暴中心发动机向相对论喷出物提供的能量近似恒定。
2003-01-14 astro-ph
Optical and X-Ray Observations of GRB 060526: A Complex Afterglow Consistent with An Achromatic Jet Break
在爆发触发后的5个夜晚，我们用MDM 1.3m、2.4m和PROMPT望远镜获得了98张GRB 060526（z=3.21）的R波段和18张B，r '，i'光学余辉图像。结合GCN和Swift-XRT的观测数据，我们比较了GRB 060526的光学和X射线余辉光变曲线。光学和X射线余辉光变曲线都显示出丰富的特征，如耀斑和破裂。密集采样的光学观测在T>1.e4秒时提供了非常好的覆盖。我们观察到在2.4e5秒的光学余辉光曲线的中断。与X射线余辉光变曲线相比，该突变与支持伽玛暴聚束模型的消色差突变一致。然而，在简单的余辉模型中很难解释前中断和后中断的时间衰减斜率。我们估计喷流角为θ_j ~ 7 °，瞬发发射尺寸为R_{prompt} ~ 2 e ~（14）cm。此外，我们还探测到了几个振幅分别为Δm ~ 0.2，0.6和0.2等的光学耀斑。Swift探测到的X射线余辉具有复杂的衰变模式。最近，许多采样良好的光学余辉也显示出耀斑和多次破裂的衰变。GRB 060526提供了这样一个复杂的，观察良好的光学余辉的另一个例子。累积的良好采样的余辉表明，大多数的光学余辉是复杂的。
2007-01-17 astro-ph
The Difference Between the Amati and Ghirlanda Relations
它指出，通常推断出的余辉光变曲线中的消色差的休息的聚束校正是有偏见的情况下，各向同性的等效能量是由其他因素的影响，而不是在张开角的蔓延。特别是，它低估了离轴观测源的聚束因子。在这里，我们表明，Amati和Ghirlanda关系中的斜率和散射，以及它们之间的差异，与最近提出的模型定量一致，其中$E_{iso}-ν_{peak}$关系，最初由Amati等人推导，是由于视角效应。它们之间的定量差异证实了Frail等人提出的张开角与断裂时间之间的关系。
2005-06-23 astro-ph
On the anomalous X-ray afterglows of GRB 970508 and GRB 970828
最近，BeppoSAX和ASCA报告了在GRB 970508和GRB 970828的余辉期间软X射线发射的不寻常的复苏，以及两个物体中存在Fe线的边缘证据。我们考虑了在伽马射线暴周围存在一个富含铁的物质环的含义，正如在SupraNova模型中所预期的那样;特别是，我们表明火球将迅速撞击这个环，并使它的温度达到~ 3 × 10^7 K。从加热的圆环体发出的韧致辐射将导致软X射线发射的复苏，其所有预期特性（通量水平、持续时间和随时间的光谱硬化）与再爆发期间观察到的相同。此外，从环面的热辐射将占所观察到的铁线通量。这些事件也是可以观测到的，例如通过SWIFT这样的新任务，当辐射离开我们的视线使我们错过主爆发时，这些事件就像快速（软）X射线瞬变，持续时间约为10 ^3 s，通量约为10^-7-10^-4 erg cm^-2。这个模型为伽马射线暴的SupraNova模型提供了支持的证据。
1999-06-17 astro-ph
A Complete Survey of the Transient Radio Sky and Implications for Gamma-Ray Bursts, Supernovae, and other Relativistic Explosions
我们以前曾报道过一项射电瞬变测量，它用于确定孤立伽马射线暴（GRB）射电余辉数量的上限，从而确定典型GRB聚束因子的下限。在这里，我们报告了这些可能的瞬变的无线电和光学后续观察，实现了对瞬变无线电天空的第一次全面表征。我们发现，只有两个源可能是真正的无线电瞬变，一个光学模糊的无线电超新星（SN）在附近的星系NGC 4216，和一个源不与一个明亮的宿主星系，这是太无线电发光的伽玛射线暴余辉。我们推测这可能是一个奇特的活动星系核的耀斑，或者是一个不寻常的银河系致密天体的爆发。我们把一个上限为65无线电瞬变以上6毫焦耳在整个天空中的95%的置信水平。其影响如下。首先，我们推导出伽玛暴典型聚束的极限，发现f_b^{-1} >~ 60，比我们以前的结果高~5倍。第二，我们对在无约束的相对论性喷出物中喷出>~ 10^{51}尔格的事件的速率施加了上限，无论是否伴随着无线电以外波段的可检测发射。我们估计的速率<=1000/y/Gpc，比核心坍缩SNe（特别是Ib/c型事件）的速率小两个数量级，表明只有少数这样的事件喷射出大量的相对论性物质，这是长软伽玛暴火球模型所需要的。最后，我们表明，未来更广泛和/或更深的无线电变异调查预计将检测到许多孤儿无线电伽玛射线暴余辉。我们的调查还说明了用新仪器进行敏感调查的巨大潜力，以彻底改变对附近SNe的研究。
2005-08-29 astro-ph
Beaming, Baryon-Loading, and the Synchrotron Self-Compton Component in Gamma-Ray Burst Blast Waves Energized by External Shocks
我们提出了详细的计算非热同步辐射和同步辐射自康普顿（SSC）光谱的爆炸波，激发与均匀的周围介质的相互作用。无线电，光学，X射线和伽马射线的光变曲线和光谱指数计算的标准参数集，产生硬伽玛射线暴光谱在提示发射阶段。因为没有横向传播的爆炸波是假定的，计算的时间中断代表最尖锐的中断可能从准直流出在一个均匀的周围介质。在观测到的GRB X射线余辉中没有SSC硬化，表明随着爆炸波的发展，磁场产生趋于均分。EGRET探测到的100 MeV-GeV光子观测迅速和90分钟后，GRB 940217归因于非热同步辐射和SSC发射减速冲击波，分别。SSC过程将产生TeV瞬发辐射，只要源中的$γ$ - $γ$不透明度小，就可以从红移为$z \lesssim 0.1$的GRB中观测到这种辐射。利用计划中的{ \it GLAST}任务测量100 MeV-GeV谱指数的时间依赖性，将绘制SSC分量的演变图，并测试外部冲击情景。来自未对准的伽玛暴的瞬态光学和X射线发射通常比本身不会触发伽玛暴探测器的脏火球和干净火球产生的轴上发射弱得多;因此，与伽玛暴无关的长波长瞬态的探测将不会明确地证明伽玛暴束。
1999-10-13 astro-ph
The afterglow, the redshift, and the extreme energetics of the gamma-ray burst 990123
余辉，或长寿命发射，现在已经从大约十几个位置良好的伽马射线暴中检测到。通过测量宿主星系的光发射谱线或余辉光谱中的吸收谱线来确定距离，将爆发源放置在显着的宇宙学距离上，红移范围从~1--3。产生明亮的伽马射线闪光所需的能量是巨大的：高达~10^{53}尔格或中子星静止质量能量的10%，如果发射是各向同性的。在这里，我们提出了发现的光学余辉和红移的伽玛暴990123，最明亮的本地化的伽玛暴日期。我们测量的红移>1.6，推断的各向同性能量释放超过了中子星的静止质量，从而挑战了目前的理论模型的伽玛暴的起源。我们认为，这里报道的光学和红外余辉测量可能提供的第一个观测证据，光束在伽玛射线暴，从而减少所需的能量的水平，恒星死亡模型仍然是站不住脚的。
1999-03-01 astro-ph
Physical parameters of GRB 970508 and GRB 971214 from their afterglow synchrotron emission
我们已经计算了相对论性冲击波的同步辐射光谱，并发现预测的特征频率是一个以上的数量级不同于以前的计算。对于适用于观测到的伽马射线暴（GRB）余辉的爆炸膨胀波情形，我们给出了从测量的光谱特征推断余辉物理性质的表达式。我们表明，有足够的数据存在GRB 970508明确地计算环境密度，n=0.03/cm**3，和每单位立体角的爆炸波能量，E= 3E 52尔格/4 π sr。我们还计算了电子和磁场的能量密度。我们发现它们分别是核子能量密度的12%和9%，从而首次证实两者都接近但低于均分。对于GRB 971214，我们讨论了Ramaprakash等人（1998）在其光谱中发现的断裂。它可以解释为峰值频率或冷却频率;两种解释都有一些问题，但总的来说，中断更可能是冷却频率。即使我们这样假设，我们的自吸收频率和存在或不存在的光束的无知，使它不可能约束GRB 971214的物理参数很好。
1999-04-23 astro-ph
On the Optical Light Curves of Afterglows from Jetted Gamma-ray Burst Ejecta: Effects of Parameters
由于在动力学上的一些改进，我们可以在数值上跟踪一个真实射流的整体演化，直到它的体积速度小到$βc \sim 10^{-3} c$。我们发现在相对论相位本身的光学光变曲线没有明显的中断。然而，在从相对论性相到非相对论性相的转变处确实存在明显的断裂，其通常发生在时间$t \sim 10^6$ - $10^{6.5}$ s（即，10 - 30 d）。断裂受许多参数影响，例如电子能量分数$ξ_{\rm e}$、磁能分数$ξ_{\rm B}^2$、初始半张角$θ_0$和介质数密度$n$。将其中任何一个值增加到足够大的值都会使中断消失。虽然中断本身是依赖于参数的，从喷射的伽玛射线暴残留物的余辉一致的特点是在非相对论阶段的快速衰减，与幂律定时指数$α\geq 2.1$。这与各向同性火球的情况大不相同，并且可能对观测上确定$γ$射线爆发中的聚束程度具有根本的重要性。
2000-05-28 astro-ph
The Optical Afterglow of GRB 011211
本文介绍了伽马射线暴GRB 011211光学余辉的早期光度学和光谱学研究。光学余辉的光谱包含几条狭窄的金属线，这与红移为2.140 +/- 0.001的爆发一致。在爆发后的前两天，光学余辉按照幂律衰减，斜率为α = 0.83 +/- 0.04，此时有证据表明爆发。断裂后的斜率至少为1.4。有证据表明，在爆发后约0.5天，R波段的光发生了快速变化。这些变化表明，在伽马射线暴附近，在大约40- 125 AU的空间尺度上存在密度起伏。光变曲线中的断裂幅度、光谱斜率和光学衰减率表明，爆发扩展到大尺度上均匀的环境介质中。我们估计，局部粒子密度大约在0.1 ~ 10 cm^{-3}之间，爆发中的伽马射线总能量为1.2--1.9 x 10^{50}尔格。这个能量小于（5 +/- 2）× 10^{50}尔格的“标准”值，但与之一致。将观测到的光学余辉的颜色与标准光束模型的预测进行比较，表明宿主星系中的静止帧V波段消光小于约0.03 mag.
2002-04-24 astro-ph
Gamma-ray bursts: afterglows from cylindrical jets
几乎所有以前关于伽玛暴中的聚束效应的讨论都假定为圆锥形几何。然而，越来越多的对射电星系、活动星系核和银河系中“微类星体”中相对论喷流的观测表明，这些流出物中有许多不是圆锥形的，而是圆柱形的，即，它们在大尺度下保持恒定的截面。因此，有必要讨论伽玛暴可能是由于高度准直的圆柱形喷流，而不是圆锥形喷流。在这里，我们研究圆柱射流的动力学演化和讨论其余辉。分析和数值结果。结果表明，当不考虑横向膨胀时，圆柱形射流在\sim 10^8 - 10^9 s内通常保持高度相对论性。在这个相对论阶段，光学余辉首先衰减为\propto t^{-p/2}，其中p是表征电子的幂律能量分布的指数。然后，由于电子的冷却，光变曲线变陡为\propto t^{-（p+1）/2}。在进入非相对论阶段（即，t > 10^{11} s），余辉为\propto t^{-（5 p-4）/6}。但如果圆柱形喷流以共同运动的声速横向膨胀，则在超相对论和非相对论阶段，衰减分别变为\propto t ^{-（15 p-21）/10}和\propto t^{-（15 p-20）/10}。注意，在这两种情况下，光变曲线在相对论-牛顿转变点之后变得更平坦，这与锥形射流的行为明显不同。有人认为，一些余辉衰减为t^{-1.1} - t^{-1.3}的伽玛暴可能是由于圆柱形喷流而产生的，而不一定是各向同性火球。
2001-02-27 astro-ph
Can all breaks in GRB afterglows be explained by jet effects?
伽马射线暴是否是高度聚束的是一个非常重要的问题，因为已经指出聚束将导致在超相对论阶段余辉光变曲线中的急剧突变，突变点由$Γ\sim 1/θ_{0}$确定，其中$Γ$是体洛伦兹因子，$θ_{0}$是喷出物的初始半张角，并且这样的突变被认为存在于某些伽玛暴的光变曲线中。在本文中，我们将研究是否所有观察到的中断在伽玛射线暴余辉光变曲线可以解释喷流效应。本文详细计算了喷流的演化和发射，得到了体洛伦兹因子的简单演化公式。结果表明，喷流效应使光变曲线非常平滑地变陡，光变曲线的形状仅由一个参数$(E/n)^{1/8} θ_{0}^{3/4}$决定，其中E和n是火球能量和周围介质密度。我们发现，对于GRB 990123和GRB 991216，喷流模型可以近似地拟合它们的光变曲线，$(E_{51}/n_1)^{1/8} θ_{0}^{3/4}$值分别约为0.17和0.22。而GRB 990510、GRB 000301c、GRB 000926和GRB 010222的光变曲线不能用喷流模型拟合，这表明这些突变可能是由其他原因引起的，喷流不是唯一的原因。
2002-02-25 astro-ph
