用格陵兰望远镜观测亚毫米GRB余辉的新时代

摘要

介绍了计划使用格陵兰望远镜(GLT)进行的快速亚毫米(submm)伽玛射线暴(GRBs)后续观测。GLT是一个12米亚毫米望远镜，位于格陵兰冰盖的顶部，那里的高海拔和干燥的天气为亚毫米波长的观测提供了极佳的条件。通过波长窗口和快速响应系统的结合，GLT将对grb有新的认识。在总结当前亚毫米级伽马暴后续研究成果的基础上，我们确定了以下三个关于伽马暴的科学目标:(2)通过捕获正向激波和反向激波的峰值通量和峰值频率并进行连续监测，表征正向激波和反向激波的特征;(3)通过系统的快速跟踪，探测到第一代恒星爆炸产生的高红移grb。利用现有理论模型计算的光曲线和光谱清楚地表明，GLT在这些研究中起着至关重要的作用。

1.介绍

伽玛射线暴(GRBs)是宇宙中最强大的爆炸之一，其观测特征是主要在高能波段(所谓的“瞬时发射”)的强烈短闪光和在x射线到无线电波段观测到的持久余辉。这两种类型的辐射有时都非常明亮，可以用小孔径和中孔径光学望远镜和近红外望远镜(例如，1，2])。由于它们强烈的光度，最高的红移()在再电离时代()已被观察到，而且即使在地球上也很有可能被发现［2］.虽然有各种各样的(长/短的持续时间)-射线辐射、与x射线余辉相关的x射线耀斑和余辉的复杂时间演化)，光学余辉和宿主星系的观测表明，大多数长持续时间的grb是大质量恒星死亡的结果(例如，3.])。因此，grb是观测第一代恒星(星族III, POP-III)爆炸的独特而有力的手段。理解引起grb的天体物理实体的多样性是正在进行的研究的主题，也是现代天体物理学中最突出的研究之一。

利用伽玛射线暴研究高压宇宙需要了解它们的辐射机制。确定反向冲击的存在性并确定其典型发生条件是至关重要的。GRB的余辉被认为与一个相对膨胀的火球有关(例如，4])。在火球壳积累后，星际介质(ISM)会对其产生影响，将相当大的能量从火球壳转移到ISM。能量转移是由两个激波引起的:一个正向激波(FS)传播到ISM，一个正向激波(RS)传播到壳层。毫米/亚毫米(mm/submm)观测是了解GRB余辉发射机制的关键因素。它们提供了光源强度的“干净”测量，并且不受闪烁和熄灭的影响。因此，对余辉亚毫米性质的研究可能会丰富对GRB物理学的理解。

本文在第一部分对亚毫米余辉观测的现状和成果进行了综述2．在部分3.介绍了格陵兰望远镜(GLT)项目及其在GRB后续观测中的优势。我们也期待GRB在GLT时代的后续行动4．基于这些优势，我们在本节中引入了GLT的预期灵敏度极限的预期光曲线和光谱，确立了三个科学目标5．最后，在第一部分对本文进行了总结6．

2.亚毫米波余辉跟踪研究现状与成果

已经开发出来的专用后续仪器的数量和欠款射线,射线5]、光学和近红外(例如[6- - - - - -12])。余辉观测在x射线和光学已经充分涵盖从非常早期的阶段，包括一些部分-ray提示阶段(例如，[13- - - - - -16])。此外，已经进行了300多次cm波长的余辉观测，主要使用甚大阵列(例如，[17])。然而，亚毫米落后于x射线和光学。数字1根据波长和时间范围给出了GRB观测成果的示意图。很明显，在亚毫米波长缺乏及时的余辉观测。如图所示，亚毫米探测事件的数量有限1和2．数字2显示所有的余辉观测在亚毫米波段(230和345 GHz)，包括上限。在亚毫米波段只有7次探测和3次监测良好的事件(GRB030329、GRB100418A和GRB120326A)。与x射线和光学观测不同，亚毫米波段的余辉监测只覆盖了grb的后期阶段，而忽略了它们的增亮阶段。然而，其中的一些观测，结合强烈的x射线和光学监测，如GRB 120326A的案例[18]解决了余辉的关键物理性质。因此，提交的余辉观察对于了解GRBS的性质至关重要。在下文中，我们简要概述了三个受监测良好的提交的余辉案件。

GRB030329．由于低红移()的起源和明亮的光学余辉(在0.1天~13 mag)，在不同波长(例如，3.，19- - - - - -31])。250-GHz监测随访由IRAM 30米望远镜上的MAMBO-2测辐射热仪阵列进行[32]及IRAM高原德布雷干涉仪(PdBI) [33］.监测观测是在爆发后的1.4到22.3天进行的。~8 d后，光曲线呈现简单的幂律衰减，衰减指数为［32］.该值与~0.5天后的光学衰减值一致，表明有共同的物理效应[34］.这些监测观测结果支持双组分射流模型，其中窄角射流是高能发射和早期光学余辉的主要原因;射电余辉发射由广角射流提供能量[32，35］.

GRB100418A．亚毫米阵列(SMA， [36])用来观察爆发后约16小时的亚毫米余辉。持续的监测一直持续到爆炸发生后5天，那时它已经无法被检测到[37］.如图所示2时，亚毫米光曲线在1 ~ 2天期间表现出显著的衰减(等效衰减幂律指数~ - 1.3)，然后在4天之前呈现出一个平台期。x射线和光学光曲线在~5 × 10处出现晚凸峰⁴年代(38］.

GRB120326A．SMA观测提供了迄今为止在7次亚毫米余辉中最快的检测(230 GHz)2）.此外，还对x射线和光学波段进行了全面监测。这些观测结果表明，在光学波段的时间演化和光谱特性与标准FS同步加速器喷射准直(6°.7)一致。此外，x射线和亚毫米行为表明了不同的辐射过程从光学余辉如图所示3.．引入RS的同步rotron自反康顿辐射是可能的解决方案，该解决方案由子管频带中余辉的检测和慢衰减支持。如图所示4，光线曲线表现出慢颞进展（)之间的和年代;这种演化与RS的预期衰减指数一致条件(18］.在这里,和是RS的观测频率和特征同步加速器频率。由于有一半的事件显示出类似的x射线和光学特性(例如，39- - - - - -41]作为当前事件，GRB120326A构成了需要使用子管仪器（如SMA和Atacama大毫米/小组器阵列）（ALMA）进行额外的快速跟进的基准。

为了加强对余辉的研究，需要从早期阶段开始进行亚毫米监测观测。尽管使用SMA进行了快速随访，如GRB130427A病例(爆发后1.6小时开始)，但这些随访仍然有限;具体来说，我们未能检测GRB130427A余辉，其灵敏度(~10 mJy)不足以检测RS分量[42- - - - - -44由于恶劣的天气条件造成的。正在进行的SMA项目也受到了莫纳克亚山恶劣天气条件的影响。Mauna Kea基地的SMA和James Clerk Maxwell Telescope (JCMT)的条件在亚毫米观测方面不如ALMA等其他基地。使用SMA的13次观测中有5次(平均响应时间为11.3小时)是在恶劣或边际天气条件下进行的。因此，亚毫米波段的天气状况是时间关键观测的关键点之一。正如JCMT观测所证明的那样[45- - - - - -50]，利用现有的亚毫米望远镜配合合适的跟踪程序和观测系统，即可实现快速跟踪。JCMT的典型延迟时间为小时尺度(6次GRB观测平均59分钟)。因此，JCMT快速响应系统的继承也是未来的需要。此外，根据这些经验在较好的观测地点建造专用的亚毫米望远镜，需要进行系统快速、密集的连续跟踪(有时与多个不同经度的亚毫米望远镜配合，覆盖一天内的光曲线)。

3.格陵兰岛的望远镜

GLT是最先进的12米亚毫米望远镜，位于格陵兰岛的顶峰站。该项目的目标是建立一个新的亚毫米甚长基线干涉仪(VLBI)站，为M87超大质量黑洞阴影的首次成像[51探索新的太赫兹频率窗口[52和亚毫米的时域天文学(如本文)。预计GLT的首光将在2017/18年制造。

3．1.格陵兰望远镜的所在地

峰顶站位于格陵兰冰盖的顶部，位于北纬72.5°，西经38.5°(北极圈以北)，海拔3200米。温度极低，特别是在冬季，温度达到−40°C至−60°C(有记录的最低温度为−72°C)。由于低温和高海拔的结合，预计相当低的不透明度。2011年，在格陵兰部署了一个225 GHz的倾斜辐射计，以监测峰顶站的天空和天气状况，并在2011年10月至2014年3月期间测量不透明度。在225 GHz时，最佳和最常见的不透明度分别为0.021和0.04 [51］.天气条件与ALMA场址相符，明显好于Manna Kea场址[53］.这些低不透明度和天气条件是GLT管理亚毫米和时间关键观测的优势，包括高灵敏度(或短曝光周期)的GRB后续观测。

3.2。计划的仪器和预期的灵敏度

GLT最初将配备86,230和345 GHz的VLBI接收器。是否将大型单碟接收器作为第二代仪器(如亚毫米外差阵列、太赫兹HEB阵列和测辐射计阵列)安装取决于仪器的科学价值，目前仍在讨论中。对于GRB观测，VLBI接收机的三个频段是合适的，因此第一代接收机可以用于余辉观测。目前预期的VLBI接收机灵敏度分别为36和88 mJy，在230和345 GHz的1 s集成[54］.这些比SMA和JCMT至少好两倍。我们注意到，由于位置开关的占空比为2hz，最小集成时间将小于0.5 s。较长的积分将随着较短积分数据点的积累而实现。因此，带有接收器的GLT将提供足够的灵敏度，以探测230 GHz波段较短曝光的GRB对应物(例如，3极限为48.3 mJy (5 s)、10.8 mJy (100 s)、3.6 mJy (15 min)、1.8 mJy (1 h)。这种较短的曝光周期是表征亚毫米余辉时间演变的优势之一。接收机的视场(FOV)将在230和345 GHz分别为25“和16”。这些相对狭窄的视场需要平铺观察，以覆盖硬x射线仪器确定的整个误差区域(例如，斯威夫特/BAT)或用x射线余辉精确定位。

我们还计划安装半自动化的GRB警报响应系统，以管理极端地点的GRB快速跟进工作，并采用安全程序。我们喜欢Kiso天文台的原型系统[23］.指向将开始使用的位置，由-射线仪器和额外的调整将作出响应的位置x射线余辉。通过结合使用该系统和站点的优势，包括目标的可视性，如图所示5，我们将能够对日偏角大于30度的伽玛射线进行几乎实时的跟踪。第一天将进行连续监控(接近视频模式)管理。

4.GLT时代预期的GRB后续观测

为了取得成功的观察结果，将通过协调使用全球协调小组的快速后续行动斯威夫特以及计划中的天基多波段天文可变目标监测(SVOM) [55］.进行快速跟进的一个障碍是斯威夫特-探测到的grb是来自地面仪器的低能见度。虽然斯威夫特每年能够探测到100到150个grb事件，只有每年~10个grb可以从主要的天文观测点(如智利的莫纳克亚山)观测到，没有任何延迟-ray触发器，因为在使用地面仪器和随机指向策略时发生的能见度问题斯威夫特观察。据统计数据在10年斯威夫特通过观察，每年可以观测到10到12个事件，从余辉的早期阶段，使用现有的望远镜在0 - 3小时的延迟，通过保持适当的曝光时间(3 - 4个小时)。当前占总数的比例斯威夫特/BAT指向反太阳方向(太阳时角9至15小时)的时间限制在30-40% [56］.GLT的理想位置将有助于解决这个问题。如图所示5在美国，日偏角高于29度的伽玛射线暴，其仰角总是高于12度。因此，在冬季，GLT将能够开始快速的GRB跟踪，而不受不利能见度造成的任何延迟，并在数天内进行持续的亚毫米监测。此外，这些观测条件有利于观测在不同时间范围内表现出丰富多样性的GRB余辉。在夏季，当天气条件不适用于230和345 GHz的观测时，将使用86 GHz接收器。

Svom.(2020~)将是进行GLT快速观测的及时任务。GRB探测器将观测到反太阳方向，使地面仪器在收到GRB警报后立即开始跟踪和持续长期监测明显早期的病例。GRB的检出率Svom.每年约80次，提供10至20次快速GLT随访。在典型的GRB情况下，x射线余辉将立即通过aSvom.x射线望远镜[57，用同样的x射线观测策略斯威夫特．这提供了对应的2-3”的位置精度，足以用GLT的FOV覆盖位置。

另一个至关重要的优势Svom.是探测x射线闪光(XRFs)和富x射线伽玛射线暴(XRRs)的能力[58，并确定提示谱峰能量．因为它的能量范围略高斯威夫特/BAT (15 - 150kev)， xrf标本采集及相关快速随访完全终止。的估计的斯威夫特-检测的grb(主要是xrr和经典grb)由联合频谱配件提供斯威夫特/蝙蝠和Suzaku望远镜/ WAM [59］.虽然瞬时排放的光谱参数受到这些接头配件(例如，[60- - - - - -64)，活动的数量是有限的。这导致了对grb进行快速表征的研究停滞不前。因为船上有两个即时发射观测仪器Svom.,条状拿65]，以及伽马射线监测器(GRM) [66]将分别覆盖4-150 keV和30-5000 keV的能量波段的大部分时间里Svom.-探测到的grb将被确定。此外，许多xrr和xrf将被检测通过Enlias和GRM估算。根据这一点HETE-2观察(58]， xrf、xrr和grb分别为16个、19个和10个。弱事件(XRFs/XRRs)数量明显高于经典伽玛暴。因为低能量覆盖HETE-2(2 - 400 keV) [67]类似于Svom.，大量的XRF和XRR样品可以生成测量值。这可能会通过确定它们的物理参数来加强对xrr和xrf起源的研究。因此，GLT将首次有助于表征所有三种类型爆发的瞬发和后期亚毫米余辉，为XRFs和XRRs的本质提供关键的见解。

5.将科学的情况下

在总结亚毫米余辉观测和GLT项目的基础上，我们确立了以下三个科学目标。

5．1.明亮亚毫米辐射的系统探测

据信，RSs产生短而明亮的光学闪光(例如，[13)和/或强烈的无线电余辉(例如，[68])。根据标准的相对论火球模型，RSs通过在特别早期的余辉阶段(例如，[69])。

探测到这种简短的RS发射并测量其大小将导致对GRB抛射物的几个关键参数的限制，如其初始洛伦兹因子和磁化强度[70］.虽然在几个伽玛暴的光学波长中探测到RS发射，但大多数伽玛暴的早期光学观测没有发现RS发射的证据。在光学波段中未探测到RSs可能是一个磁主导外流的指示。另一个未被探测到的可能原因是典型的RS同步加速器频率明显低于光学波段(例如，71])。寻找亚毫米波长的RS辐射将测试这些可能性。早期光学和亚毫米时间演化的比较将有助于研究GRB抛射物的组成。如果在GRB中定期检测到RS成分，而早期的光学曲线没有显示RS发射的证据，我们就可以断言GRB喷出物是重子物质。大多数伽玛暴亚毫米波段的RS辐射探测结果支持伽玛暴为重子流的可能性。

目前对伽玛暴早期余辉阶段的亚毫米观测还没有系统的研究，这是一个关键问题。如图所示1，在爆发后早些时候观察到的事件数量仍然在16次以上。古典GRBS的预期RS光曲线在爆发后1天在1米的速度较小，因此使用目前现有的子药望远镜，Alma的Excpet无法检测到。数字6显示基于Kobayashi的预期RS光曲线[69和Kobayashi等人[72的不同磁能量密度和初始洛伦兹因子与GLT的灵敏度极限相比较。在图中所示的大多数情况下6， RS分量消失之前(~ 1天)。因此，为了检测和表征RS组分，需要在1天内进行快速(~min尺度)和连续的密集监测。尽管SMA、CARMA、VLA和其他开放使用框架(例如[18，42- - - - - -44)，强烈希望专门的射电望远镜进行系统的研究。此外，由于稀疏监测即使包含了快速检测，也无法解码RS和FS成分(例如，[73])。因此，GLT的使用将开启系统亚毫米随访的时代。

在图6，提供了低初始洛伦兹因子(20,40)的情况，显示预期使用计划的GRB卫星SVOM探测到的xrr和xrf。xrf的起源尚不清楚。然而，主要有两种模型，即(1)grb失败或脏火球模型(例如，[74])和(2)离轴射流模型[75］.根据肮脏的火球模型，低因素 - 洛伦兹因子（)， grb产生较低的光谱峰值能量在提示阶段因为因此，我们很自然地将这种能量归因于xrf和xrf。低洛伦兹因子大大延迟了RS峰(图)6 (b)）.对于后一种模型，假设观察角度比射流的准直角度大得多，并且x射线与射流的比值较高当GRB在离轴方向观测时，相对论光束因子会引起射线的注量。关键的观测特征是消色差增辉光学余辉光曲线，其峰值时间取决于观察角度[76，77］.因此，通过快速的GLT监测和快速的光谱表征来识别延迟的RS峰Svom.将确认和确定x射线荧光和x射线荧光的来源。

5.2。正向和反向冲击发射的特性

FS和RS同步辐射的光谱特性如下:,(例如,(70]）， 在哪里),)分别表示质量比参数和磁化比参数。在这里,，,为减速时的洛伦兹因子，为RS和FS的磁能分数。如图所示，RS发射通常比FS发射要亮得多(约100倍)7．因此，RSs的发射对火球的性质非常敏感，而FS/RS的宽带光谱和光曲线演化可以为了解grb提供重要线索。

对于FSs，余辉可以用减速的相对论壳与外部介质碰撞产生的同步加速器辐射来描述。根据FS同步加速器模型，光谱和光曲线均由若干幂律段组成，各幂律段的指标相关(如[78，79])。宽带频谱的特征是根据同步峰峰频率的特征和峰值谱通量密度．随着时间的推移(从几分钟到几周)，峰值谱通量预计将出现在低频(从x射线到无线电)．峰值谱通量密度在环爆模型中预测保持不变，而在在风模型中。因此，通过使用时间和频谱观测来确定特征频率和峰值通量提供了FS/RS冲击同步加速器模型和火球典型(或平均)物理条件的直接证据。

宽带光谱的快照和亚毫米波段光曲线的连续监测是通过解码每个分量来表征余辉辐射的关键。数字8显示在230 GHz波段的预期光曲线、0.5和0.7。我们把其他参数设为爆炸能量erg、circumburst number density厘米⁻³，即电子光谱指数，即电子能量密度以及FS的磁能密度．由同步加速器峰值频率通过引起的变亮可以检测出光曲线中的FS分量。GLT也有足够的灵敏度来检测FS成分附近()事件和监视决定它们的．预期通过230 GHz频带的时间是几个年代(图8）.因此，子毫米波段适用于RS和FS的解码。财政司司长及民政事务总署的部分封闭关系[79即使光线曲线或光谱观察稀疏地进行稀释，也会限制组分。对于X射线和OIR案例，预期的时间尺度在爆发后几分钟和〜2小时之间。在该时间范围内，检测峰值频率直接是困难的，因为若干附加组件（例如，长持久的迅速发射，X射线Flares等）表征了该阶段。对于MIR案例，观察完全依赖于卫星的仪器。在这种情况下，由于操作限制和资源数量的限制，及时跟进是困难的。此外，无线电波浪中的慢速时间演变使得难以获得同时光学和X射线段。这会产生关于我们是否观察到相同的同步组件的不确定性。因此，GLT将为附近的事件提供独特的结果（)，以促进持续监控。

需要结合GLT的光学监测。如上所述，遥感分量将被亚毫米观测捕获。对于FS分量的表征，多色光学监测是合适的，因为爆发后1天左右的光学余辉的时间演化和光谱与FS模型的预期很一致。数字3.显示了使用SMA和相关光学监测执行的最早亚毫米余辉探测程序的最合适的例子之一[18］.由于提交的提交系统快速，分离了FS和RS组件。使用GLT进行多频监控需要快速光学跟进，这将使用自己的光网络EAFON进行[80- - - - - -82和其他陆基光学望远镜，因为已经进行了多次观测。

5.3。用伽玛射线暴发现第一颗恒星爆炸

关于高红移GRB的发现［1指出了利用伽马射线暴来探测恒星形成过程和环境的可能性，甚至可以追溯到最早的宇宙时代。大量的理论模型(例如，[83- - - - - -85)显示某些POP-III恒星会产生grb作为最终产物。因此，检测高-的信号grb是现代天体物理学的一个重要目标。

识别POP-III型伽玛射线暴的方法之一是检测亚毫米波段的RS成分。与OIR观测不同，亚毫米观测提供了不受灭绝影响的源强度的清晰测量。由于RSs的强光度，预计从高-伽马射线爆(如果GLT与快速响应系统一起使用，则可以观察到）。Inoue等。［86表明POP-III型GRBs在在300 GHz带中的30个基本上比1米，可以通过使用GLT来检测这些明亮的RS组件。此外，我们模拟了预期的RS光曲线分别是15岁和30岁的小林尊[69和Kobayashi等人[72］.对于这个计算，我们假设因为起源恒星可能比附近事件的质量大得多(例如，83])。其他物理参数固定为，，，,．如图所示9结果表明，GLT具有很大的检测潜力伽马暴甚至在反应迅速，暴露周期短，持续密集监测。在早期阶段对GLT的这些初步探测将为使用TMT等30米级望远镜进行额外的后续观测提供机会。由于这些大型望远镜通常能够对有限数量的事件进行后续观测，GLT观测的目标选择将是至关重要的。

事件发生率高grb可能与早期宇宙的恒星形成速率有关，但目前尚不清楚。万德曼和皮伊兰[87估计事件发生率高-（在有限的~100个事件的基础上，grb每年可能是~10个事件斯威夫特- 具有已知的红板和测量的峰值通量的长GRB。他们的估计表明斯威夫特/BAT表现出相当高的红移分数(在),而斯威夫特相关的随访只检测到少数事件。因此，对于较高的-的数量存在不确定性事件斯威夫特检测到;因此，这种事件的频率没有被完全理解，因为在长波长(如IR, submm)中没有进行适当的随访。实际上,伽马线暴候选人(88也被查出斯威夫特．因此，尽管成功率通常很低，但在这项研究领域需要持续努力。此外，Wanderman和Piran [87)预计,Svom.将每年检测0.1-7个事件．为了检测这些事件，与亚毫米仪器的快速后续协调将是至关重要的，因为它是不可能识别更高的几小时内就会爆发，观测信息有限。因此，在GLT中安装快速反应系统将使我们能够执行高-伽马线暴观察。

6.总结

本文简要总结了目前伽玛射线暴亚毫米后续观测的成果。虽然亚毫米余辉观测对理解grb(如GRB030329和GRB120326A)的性质至关重要，但成功的观测数量有限。这是因为缺乏专用的亚毫米望远镜，这使得快速跟踪变得困难。

此外，我们还介绍了GLT的单盘模式。开发正在进行中，预计GLT的首光将在2017/18年制造。第一个光学仪器将是86,230和345 GHz的VLBI接收器。接收机在1 s集成230 GHz和345 GHz时的预期灵敏度分别为36和88 mJy。GLT能够在提示阶段对GRB亚毫米对应物进行快速和连续的亚毫米监测。

根据上述情况和GLT的预期能力，我们确立了以下三个关于GRB研究的关键科学目标:(2)通过连续监测捕捉FS和RS的峰值通量和频率，表征FS和RS的辐射特性;(3)通过系统的快速跟踪，探测到高红移伽马射线暴导致的第一次恒星爆炸。

探测遥感辐射和监测亚毫米波段的光曲线可能导致对GRB抛射物的几个关键参数的约束，如初始洛伦兹因子和磁化强度。我们利用不同的初始洛伦兹因子计算了期望的RS光曲线以及RS的磁能密度并表明这些光曲线可以通过快速跟踪的GLT进行表征。确定xrr和xrf的起源也将是GLT的主要重点Svom.的使命。

除了表征RS成分外，GLT还能检测附近(伽马射线爆。由于FS和RS同步加速器发射的光谱特性是相关的，因此对FS和RS组分进行表征可以对grb提供关键的见解。我们生成了一个预期的亚毫米光曲线在结果表明，GLT可以通过长期连续监测分离RS和FS组分，因为RS和FS组分在~4 × 10之前就占主导地位⁴~10⁵年代,分别。

这两个遥感科学课题将加强作为探测器的GRB研究宇宙。由于遥感辐射的存在及其极高的光度，预计高辐射源的辐射伽马射线爆发(如果GLT与快速(小时)反应系统一起使用，则可以观察到。我们模拟了在，15和30.这些光曲线表明，GLT具有足够的敏感性来检测和表征这些事件。未来Svom.任务可能提供探测伽马暴的能力；利用较长波长(如红外、亚毫米)仪器建立密切协调将是至关重要的。因为快速识别长波长的对象物对于进一步使用30米级望远镜(如TMT)进行后续观测至关重要。因此，GLT在检测高-中具有重要作用伽马射线爆。

利益冲突

作者声明本文的发表不存在利益冲突。

致谢

格陵兰望远镜(GLT)项目是由中国科学院天文与天体物理研究所、史密森尼天体物理天文台、麻省理工学院干草堆天文台和国家射电天文台共同合作的项目。作者要感谢Shiho Kobayashi的有益评论。作者还想感谢在ASIAA组织的GLT单菜科学团队的所有成员。这项工作得到了台湾科学技术部资助项目的部分资助，其中包括:103-2112-M-008-021-(浦田有治)，103-2112-M-001-038-MY2(浅田keiichi)， 102-2119-M-001-006-MY3 (Hiroyuki Hirashita)。

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