剥夺了信封超新星爆炸和中子星合并密切二进制文件最初提出的古德曼et al。 1)尽可能的宇宙射线爆发源。然而,他们提出的潜在机制球产生的火球neutrino-antineutrino湮灭成电子正电子对超越表面的崩溃/合并明星后不能强大到足以产生grb可观察到的非常大的宇宙学距离表示从分析的第一个153年观察到的伽马射线爆破裂,瞬时源实验在康普顿伽马射线天文台( 2),这是在1991年推出。因此,Shaviv和Dar提出( 3],高度相对飞机的普通物质可能是这些事件并产生狭隘的平行的逆康普顿散射伽马射线爆环绕恒星的光。他们还建议短grb也可能是由高度相对飞机喷射在紧凑的恒星的相变,如中子星,奇怪的恒星,和夸克星,更紧凑的对象由于质量吸积或冷却和角动量损失通过风和辐射。被发现后伽马线暴余辉,Dar ( 4)提出,他们是高度这些高度相对飞机发出的光束同步加速器辐射与星际物质碰撞。

现在,有令人信服的证据,长时间产生伽马射线爆和余辉主要由高度相对飞机推出的剥夺了信封超新星爆炸(主要类型的Ic),但是,尽管巨大的观测工作,短期GRBs仍然未知的起源。事实上,间接证据,声称链接短硬伽马射线爆(公司)与中子星合并密切二进制文件,比如他们的位置在两个螺旋和椭圆星系 5, 6)和他们的位置偏移量的分布相对于其宿主星系的中心,延伸到远处的100 kpc [ 6)和外(如SHB 080503缺乏一致的宿主星系降至28.5 mag深陷哈勃太空望远镜成像( 7]),实际上有利于相变在一个紧凑的明星( 8)有一个很大的纳塔尔踢速度在中子星双星合并中子星( 1)的速度要小得多( 9]。

更直接的观测证据表明公司是由中子星合并提出了李和Paczynski 10]。这些作者认为中子星丰中子的合并可能会产生大量放射性原子核的衰变会导致微弱的瞬时爆炸之后,所谓kilonova或macronova。

最近,宽带余辉的SHB 130603 b (Melandri et al。 11)和Golenetskii et al。 12])与快速测量x射线望远镜(XRT),牛顿XMM, HST,地面光学和无线电望远镜被坦维尔et al。 13, 14),伯杰et al。 15),方et al。 16)作为证据支持一个中子星合并SHB 130603 b的起源。然而,在本文中,我们表明,x射线SHB 130603 b的余辉,测量和斯威夫特XRT (Swift-XRT伽马线暴光变曲线库( 17])和牛顿XMM [ 16),规范行为的同步加速器产生的余辉高度相对飞机正常星际传播环境中,炮弹模型预测的伽马射线爆的 8, 18- - - - - - 20.)之前的实证发现Nousek等人迅速( 21]。这一规范的x射线余辉没有“神秘的后期数据x射线过剩”,声称在 16),和通量观测的NIR淬透性带HST破裂后9.6天( 13, 14),预计后期数据测量x射线余辉。此外,后期数据的快速下降余辉后跟rebrightening /耀斑的近红外光谱和光学余辉伽马线暴可以由飞机碰撞与星际介质密度肿块( 8),观察到在一些长期GRBs,如030329 ( 22, 23)和070311年( 24),和公司,如050724 25)和080503年( 26]。SHB 130603 b的宿主星系红移 z = 0.356 ( 7),如高分辨率HST成像,是一种摄动与另一个星系的螺旋星系由于互动( 27]。SHB 130603 b是位于一个潮破坏武器( 27]。交互的SHB喷射与这样一个崎岖不平的环境可能造成的耀斑/ rebrightening NIR余辉与哈勃太空望远镜观测到的9.41天( 13, 14]。

此外,后期数据的耀斑/ rebrightening NIR-optical余辉的SHB可以由飞机与星际密度肿块或kilonova碰撞。然而,SHB + kilonova可以也由紧凑的恒星崩溃(中子星,奇异星或夸克星)更紧凑的对象由于冷却,损失角动量,或质量吸积 3, 8, 28]。脉冲星速度的分布具有很高的速度分量由于单一脉冲星和较低的速度分量脉冲星的二进制文件和孤立的毫秒脉冲星( 9]。因此,单一紧凑的明星更有可能比中子星二进制文件(中子星、中子star-black洞和中子star-white矮二进制文件)被发现在几个公司的大型观测补偿其宿主星系的中心/磁盘或在附近的遥远距离,没有主机候选人被发现在很深的搜索。

最后,主机内的恒星形成的位置SHB 130603 b的潮中断的手臂,强烈的吸收特性,和大灭绝的视线观察表明,伽马线暴祖很可能诞生不远的地方( 27之前相当长的意思是一生的,非典型的中子星合并由于引力波发射估计银河系中已知的中子星的二进制文件(见,例如,( 9最近的一个评论)。

方的结论et al。 16)的x射线余辉SHB 130603 b显示了“神秘的后期数据x射线过剩”是基于一个标准的火球模型分析其x射线余辉。然而,标准的火球模型预测,时间指数 α 的余辉的锥形喷嘴参数化顺利破幂律, F ν ∝ t - - - - - - α ν - - - - - - β ,增加 Δ α X = 0.75 整个飞机,独立于光谱指数 β X 的余辉 20.]。x射线时间指数 α X = 0.35 ± 0.08 和 α X = 1.61 ± 0.08 休息之前和之后分别被报道在Swift-XRT伽马线暴目录( 17)产量 Δ α X = 1.26 ± 0.11 ( α X = 1.75 ± 0.08 结合数据的迅速XRT和牛顿XMM收益率 Δ α X = 1.40 ± 0.11 ),这是和 Δ α X ≈ 0.75 预计在锥形火球模型中。

相比之下,x射线测定了余辉的SHB 130603 b迅速XRT [ 17和牛顿XMM 16)正常同步余辉的规范行为由一个高度相对飞机传播在其宿主星系的一个正常的星际环境预测的CB模型( 18]早在发射之前迅速及其实证发现Nousek et al。 21]。它由早期高原期之后的快速下降阶段及时排放和减免顺利到后期数据( t ≫ t b )幂律的幂律指数下降满足炮弹(CB)模型闭合关系( 19, 20.] (1) α X = β X + 1 2 = Γ X - - - - - - 1 2 , 独立于prebreak幂律指数 Γ X 的光子谱指数x射线余辉。使用价值 β X = 1.15 ± 0.11 获得的,这是德Ugarte Postigo et al。 27]从Swift-XRT数据,CB模式关闭收益率的关系 α X = 1.65 ± 0.11 。这个值在错误postbreak值是一致的 α X = 1.61 ± 0.08 报道的SHB 130603 b Swift-XRT伽马线暴目录( 17]。

在CB模型中,x射线余辉的规范的光变曲线只取决于三个参数( 19):产品 γ θ 大部分运动的洛仑兹因子喷气和视角相对于飞机的运动的方向,飞机减速参数 t 0 和光谱指数 p e 费米加速电子的飞机满足 p e = 2 β X 。CB的光变曲线模型适合0.3 -10 keV x射线余辉的SHB 130603 b,这是测量与迅速XRT [ 17)和牛顿XMM假定光谱指数,测定迅速,如图 1。最适合的值 p e = 2.37 收益率 β X = p e / 2 = 1.18 光子,这是符合后期数据索引 β X + 1 = Γ X = 2.21 ± 0.18 报道Swift-XRT伽马线暴目录( 17]。另外两个最佳匹配参数, γ θ = 0.55 和 t 0 = 878年 年代 ,产生减速(所谓的喷气打破) t b ≈ 1500年 年代 。

因此,我们得出结论,没有证据的“神秘的后期数据x射线过剩”,声称在 16),解释了磁星贡献的余辉发射SHB 130603 b ( 29日, 30.]。

结论NIR-optical余辉的SHB 130603 b提供了可能的证据macronova / kilonova基于近红外光谱的rebrightening余辉观察与哈勃太空望远镜(HST)淬透性带9.41天,这是远远高于快速下降,外推的光学余辉r带在第一天休息后约0.3 d [ 15, 16]。然而,CB模型,后期数据近红外光谱和光学波段的光谱指数是在光谱, β H ≈ β X 因此 α H = β H + 1 / 2 ≈ α X 。使用地面JK-band观察外推的淬透性带( 16),哈勃太空望远镜淬透性带测量,我们获得的事实 α H = 1.69 ± 0.08 在时间间隔0.61 - -9.41 d,在协议,在错误,幂律指数 α X = 1.68 ± 0.08 联合后期数据Swift-XRT观察( 17)和XMM牛顿观察( 16]。这是显示在图 2我们比较了后期数据淬透性带谱能量密度(SED) SHB 130603 b ( 14, 15),纠正视线灭绝( 16),SED将从CB模型适合x射线余辉。

此外,破碎的幂律最适合的未被吸收的后期数据宽带NIR-optical和斯威夫特x射线光谱de Ugarte Postigo et al。 27)取得了 β = 0.65 ± 0.09 在下面休息 ν b = 9.55 × 1 0 15 赫兹 和 β X = 1.15 ± 0.11 。使用 λ = 12.4 一个1 keV光子, λ = 16300年 一个为 H 乐队光子和 λ 打破 = 314年 一个;预期的H和x射线通量比乐队 F H / F 凯文 ≈ 536年 ± 160年 。这个比例是在良好的协议与观察到的比例错误 F H / F 凯文 = 623年 ± 160年 HST的淬透性带通量测量后9.41天破裂,1 keV推断得到的x射线通量联合Swift-XRT和牛顿XMM 1 keV通量至9.41天。

高度相对飞机的等离子粒团(炮弹)产生grb可以遇到颠簸的宿主星系星际介质。同时,沿着视线的不透明度的飞机主机由于不同的“超光速”运动的视线喷射在宿主星系。碰撞的喷气overdensity碰撞可以产生彩色rebrightening /耀斑NIR-optical余辉(例如, 8, 18])在后期数据观察光学余辉等长期grb 030329 22, 23)和070311年( 24等公司),050724 25)和080503年( 26),而underdensity可以导致快速的余辉时间下降( α > 2 ),观察到几个伽马射线爆(Swift-XRT伽马线暴目录( 17])。这样的密度变化导致余辉光谱和时间变化,否则有一个光滑的幂律的行为。overdensity或underdensity后,后期数据( t ≫ t b CB)关闭关系模型恢复时距离的密度函数列收敛的意思是ISM密度。这可以解释一个快速下降的NIR-optical余辉的SHB 130603 b后overdensity underdensity紧随其后,恢复到正常的幂律下降的x射线余辉。

公司可能产生的高度相对飞机在紧凑的恒星的崩溃(中子星,奇异星或夸克星)一个更紧凑的对象由于损失角动量,冷却,或质量吸积 3, 8, 28]。在中子星合并,或紧凑的恒星崩溃更紧凑的对象,地壳层可以脱光衣服很强的即将离任的冲击。Neutrino-antineutrino湮没在正负电子对这种偏离层背后也许会产生一个火球( 1)这可能加速偏离地壳层速度远高于逃逸速度(李和Paczynski [ 10)尽管中微子光度,远低于“中微子Eddington光度”[ 28),本身不能吹掉的地壳层紧凑的明星。

目前尚不清楚一个健壮的r过程发生在macronova喷出物,还是中微子驱动组成⁵⁶倪主导成分(例如, 29日])。一起,喷出物的总质量,其组成、密度、速度和径向和角分布具有高度不确定性,这使得预测的信号从一个关联macronova [ 10)非常不确定和不可靠的区分相变在一个紧凑的明星和紧凑的恒星在二进制文件的合并公司的起源。

的几种解释rebrightening NIR余辉的SHB 130603 b破裂后约9.41天。这些包括macronova / kilonova产生的中子星合并在一场势均力敌的二进制( 15, 16),一毫秒磁星生产的中子星合并密切二进制文件( 30., 31日),后期数据耀斑产生的碰撞的SHB飞机ISM密度肿块( 8, 18]。

公司加上minisupernova / macronova / kilonova,然而,并不是唯一的中子星合并场景。他们也可以产生相变/单一紧凑的恒星崩溃(中子星,奇异星或夸克星)更紧凑的对象由于冷却,角动量损失,或者质量吸积。

x射线测量的余辉迅速XRT和牛顿XMM预期规范行为的同步加速器产生的余辉高度相对喷气机。其后期数据的行为并没有提供证据一毫秒磁星的电源彩色SHB 130603 b的余辉。HST的后期数据淬透性带通量观测破裂后9.41天,预期从一个普通的同步加速器辐射喷气产生后期数据测量x射线余辉。

后期数据的耀斑/ rebrightening NIR-optical余辉的SHB可以通过飞机碰撞也产生一个星际密度肿块,见几个伽马射线爆。的宿主星系SHB 130603 b见高分辨率HST成像( 14, 15)是一种摄动与另一个星系螺旋星系由于交互。伽马线暴是位于潮中断其宿主星系的手臂( 27]。伽马线暴飞机之间的相互作用与这样一个颠簸的环境中可能产生耀斑/ rebrightening NIR余辉的伽马射线爆发与哈勃太空望远镜破裂后9.41天。

主机内的恒星形成、位置的SHB 130603 b的潮中断的手臂,强烈的吸收特性,和大灭绝的视线观察表明,伽马线暴祖很可能诞生不远的地方( 27),非典型的中子星合并之前通常很长寿命由于引力波发射在银河系已知中子星的二进制文件。此外,未能检测到宿主星系降至28.5 mag深陷哈勃太空望远镜成像搜索的情况下,例如,SHB 080503年后期数据耀斑/ rebrightening [ 26)表明一个大型natal踢祖的速度,紧凑的二进制文件不太可能,但经常观察孤立中子星/脉冲星[ 9, 32]。

尽管无线电数据和光谱短硬的后期数据余辉破裂可以提供补充信息公司的起源 33),真正的确凿证据的中子星合并二进制文件是引力波的探测。不幸的是,这是不太可能发生在完成之前台引力波探测器的新一代,作为当前探测器的灵敏度,如LIGO和处女座是几个数量级低于需要检测合并在远处类似于最近的公司与已知的红移。