反向激波发射伽马暴的再现

文摘

通用同步外部冲击模型是广泛优先范式用于解释宽带余辉伽马暴(GRBs)的数据,包括反向冲击预计可观测的签名已被证实了观察。调查性质的反向冲击排放可以提供宝贵的见解伽马线暴喷出物的内在属性。这里我们简要回顾标准和扩展模型的反向冲击发射,讨论理论和观测之间的联系,包括最新的观测进展的影响。

1。介绍

伽马射线爆发(GRBs),宇宙中最极端的爆炸事件,通常存在两个现象学发射阶段:初步提示光发射和长期宽带余辉发射。不管祖的性质和中央引擎,伽马射线爆的辐射被认为是引起的耗散的动能相对飞机向地球传送(评论,请参阅[1- - - - - -5])。虽然详细的物理的提示光发射仍然是不确定的,主要是由于缺乏理解伽马线暴飞机的组成(例如,磁化的程度)6),一个通用的同步外部冲击模型是最被广泛接受的模式解释宽带余辉数据(7- - - - - -12]。

外部冲击模型是基于相对论冲击波理论,描述伽马线暴飞机之间的交互(即。喷出物)和circumburst介质(详细的评论,看到13])。在交互期间,两个冲击自然发展。长寿向前冲击一扫周围介质,产生长期宽带余辉;和短暂的反向冲击传播到伽马线暴喷出物,它可以产生一个短期的光学/红外flash和一台收音机。pre -斯威夫特时代,向前冲击信号被发现成功代表了后期数据余辉的大阵数据(14- - - - - -21),尽管有时需要适度的修正(13)更复杂的余辉的行为(22- - - - - -26]。美国宇航局发射后的专用伽马线暴的使命斯威夫特(27),GRB余辉显示出前所未有的新信息(28- - - - - -33),特别是在早期阶段,主要是由于快速回转和精确定位功能的车载x射线望远镜(XRT) [34]。发现许多物理过程需要形状观察lightcurves [30.,31日),包括,例如,x射线余辉的建议是传统的外部冲击的叠加组件和一个辐射组件相关的中央引擎后期活动(4,29日,30.,35- - - - - -46]。在任何情况下,外部冲击仍然是基本的理论框架来解释宽带余辉的信号。优雅的在它的简单性,因为它调用数量限制的模型参数(例如,系统的总能量,周围的密度,和它的配置文件),并定义良好的预测光谱和时间属性。然而,它缺乏能力研究一些伽马线暴喷出物的详细特征,如成分、辐射来自以来震惊中而不是喷出物材料。

反向冲击,另一方面,应该热伽马线暴喷出物在短时间内,造成另一个重要方面,外部冲击发射签名。流体动力学反向激波传播在一个充满物质外壳和其相应的辐射特性进行了研究详细(9,10,47,48之前预期的信号被发现。pre -斯威夫特与早期时代,某些情况下光学闪光(例如,GRB 99012322];GRB 02100425];GRB 02121126,49])或早期无线电耀斑(50发现,普遍认为与反向冲击排放预测(51- - - - - -63年]。

然而,也有一些挑战简单的反向冲击预测的观察。例如,早期的光学发射伽马线暴03041864年)不同意预测反向冲击行为;此外,快速光学随访观察一些爆发揭示了所谓“光闪的问题,”例如,上限15杂志建立特定观察破裂,而不是检测预期反向冲击发射(65年- - - - - -68年]。为了更好地解释观测结果,简单的反向冲击模型扩展,以适应更现实的条件比最初设想的情况。例如,环境介质可能是恒星风(或一般有一个概要文件),而不是作为一个统一的星际介质(69年- - - - - -72年];反向激波传播速度可能semirelativistic代替ultrarelativistic或非相对论性的62年];伽马线暴喷出物可能磁化,磁化时增强信号温和,或完全抑制信号当磁化程度足够大(73年- - - - - -78年];的伽马线暴流出可能携带一个好分数electron-position成对或中子可以改变早期的余辉行为(79年,80年];考虑一个更复杂的分层的喷出物,例如,非均匀洛仑兹因子,光度,和密度,反向冲击排放有丰富的功能集,包括能够繁殖规范化x射线lightcurves所观察到的斯威夫特只要向前冲击发射抑制(81年- - - - - -86年]。在这些模型修改,一些新的反向冲击提出了签名,如sub-GeV光子闪光和高能中微子发射87年,88年)和早期的x射线和伽马射线发射同步加速器self-Compton (SSC)的反向冲击区域或跨逆康普顿(IC)的电子和光子之间的正向冲击和反向冲击(89年,90年),或极化签名提供了可能性诊断磁场的伽马射线爆发喷出物的结构。

发射前的斯威夫特,观测数据不充足或足够详细,全面测试这些反向冲击模型或通过反向冲击研究喷出物属性签名。早期余辉的一个很好的例子lightcurves这将允许一个详细的研究伽马线暴反向冲击是预期的斯威夫特任务(1,27]。经过十年的成功运作斯威夫特,现在重新审视这个问题,极大的兴趣已取得多少进展。

本文的结构如下:首先总结反向冲击排放的模型,包括标准同步外部冲击模型部分2节,并讨论扩展模型3。节4在实践中,我们说明了如何识别反向冲击信号出现在观测数据以及如何使用这种信号研究伽马射线爆发喷出物的属性。当前的观测结果和它们的意义都收集在一节5。我们总结的简要讨论未来的反向冲击研究的前景。

2。标准建模的反向冲击发射

2.1。模型描述

考虑一个统一相对论滑行壳与静止质量、能源,最初的洛仑兹因子和观察到的宽度,扩大到circumburst介质密度轮廓(CBM)描述。一双冲击将开发,即向前冲击传播媒介和反向冲击传播到外壳。两个冲击和接触不连续独立系统分为四个区域:(1)unshocked CBM(以下称为地区1),(2)震惊了CBM(区域2),(3)震惊shell(区域3),和(4)unshocked shell(地区4)。同步发射预计将从区域2和3,电子加速以来的冲击波通过1阶费米加速机制和磁场被认为是产生背后的冲击由于等离子体不稳定性(向前冲击)93年]或冲击压缩放大的磁场由中央引擎(反向冲击)。

流体动力学和热力学量的评估区域2和3,即和(洛仑兹因子,大部分粒子数密度、压力、和内部能量密度,表示该地区号),允许一个人直接计算瞬时同步谱在给定的时期,以及通量演化在时间(lightcurve)对于一个给定的观测频率。在这样做,通常引入参数化的微观过程,如冲击能量的分数进入电子和磁场(和)和电子光谱指数()。文献[13]给出了详细的例子这样的计算,提供了一个完整的参考分析同步外部冲击余辉模型派生出来的所有的时间和光谱指数模型在所有光谱政权。为了回顾相关的反向冲击特性,我们在这里给一个简短的总结区域3的动力学性质的各种模型。

一般来说,区域3将通过两个不同的发展阶段,也就是说,之前穿过外壳(反向冲击)和反向冲击后穿越。动态的解决方案依赖于相对论的本质反向冲击,可表现为无量纲参数(47,72年),Sedov长度(席卷了媒介的静止质量的能量等于初始能量shell)。如果,反向冲击ultrarelativistic(厚壳政权),而如果反向冲击是牛顿(薄壳政权)。这两个极端之间的限制,反向冲击可以被视为semirelativistic当是统一的62年]。结合不同的煤层气(通用)类型,即恒定密度星际介质(ISM)模型(),恒星风模型(),一般风分层模型(),研究了七种不同的政权在文献[47,54,62年,69年- - - - - -72年]。这些都是(1)厚壳ISM (,);(2)薄壳ISM (,);(3)厚壳恒星风(,);(4)薄壳恒星风(,);(5)厚壳一般分层风(,);(6)薄壳一般分层风(,);(7)semirelativistic反向冲击ISM (,)。下面,我们总结文献中的结果为这些不同的政权。

(1)厚壳ISM ( ,)[47,54]。在这种情况下,可以估计为反向冲击穿越时间,这是独立于煤层气(适用于所有厚壳政权下)。之前区域的动态变量3的观察者是 在哪里电子的总数在壳。自震惊区域(区域2和3)应该极热,能量密度项是退化与压力项。

后区域2中,震惊的概要文件中开始方法Blandford-McKee (BM)自相似解决方案(137年,138年]。自地区3位于不太落后地区2,它应该大致符合大英博物馆的解决方案,验证数值只要相对论反向冲击可以热壳相对温度(139年]。大英博物馆扩展从而可以应用于壳震惊的演变: 注意,震惊了电子的数量是恒定的冲击穿越后因为没有电子新震惊。

(2)薄壳ISM ( ,)[47,54]。在薄壳的情况下,反向冲击太弱有效地减速shell。可以估计的喷出物的减速时间(适用于所有薄壳政权下): 之前的扩展的地区3是动态变量

后,震惊了壳牌的洛仑兹因子可能认为一般的幂律衰减行为(52,53]。区域3中的动力学行为可以通过比例法则:表示 ISM的情况下,数值研究表明,扩展符合进化(53];例如,

(3)厚壳恒星风( ,)[69年,70年]。类似于政权1,,我们有

后,假设一个BM自相似绝热解决方案的发展震惊壳(53),给出了相关水动力变量

(4)薄壳恒星风( ,)[71年]。在这种情况下,水动力变量之前的进化是

反向冲击穿过外壳后,政权的标度律2仍然适用,除了;也就是说,

(5)厚壳一般分层风( ,)[72年]。在反向冲击穿过壳之前,反向冲击的流体的演化特征 在哪里

反向冲击穿过壳后,再与BM自相似解,一个人,,和。因此,反向冲击后的水动力演化穿过壳的特点是

(6)薄壳一般分层风( ,)[72年]。在这种情况下,反向冲击的水动力演变的特征 在哪里

反向冲击穿过外壳后,标度律制度2应该仍然相关,只是的价值还没有详细研究。

(7)温和的相对论反向冲击ISM ( ,)[62年]。在这种情况下,一个简单的解析解不再是可以实现的。反向冲击的性质是由和另一个参数,这是洛伦兹的比例因子的震惊的事, 在这里可以直接从相对论跳转条件(47]:

反向冲击到外壳的背面 在哪里是一个数值校正因子分析估计(62年]。在这个阶段, 当区域3的动力学变量可以由参数化所有的数量根据分数反向冲击穿过外壳,:

在,流体的演化成为几乎无关(53];因此,解决方案的动态变量地区3成为政权一样2。

2.2。发射进化

瞬时同步谱在给定的时代可以用三个描述特征频率(自吸收频率),,(冷却频率)和同步加速器通量密度峰值(11]。基于动态解决方案特定的情况下,一个可以计算这些特征参数的演化,然后确定通量进化时间(lightcurve)对于一个给定的观测频率。自从反向冲击发射预计将显著的光在早期阶段,带我们给一个简短的描述早期光学余辉lightcurves的形态。

结果表明,合理的参数空间,不久之后(甚至在)提示发射阶段,正向冲击和反向冲击排放都将进入“慢冷却”制度()[11,58]。在下面,我们将采取缓慢冷却的反向和正向冲击排放,这样的形状lightcurve本质上取决于之间的关系和,标和分别代表反向和正向冲击。

对于薄壳情况,进化的读取 如图1(一),当大于,将十字光一旦带向前冲击((在)和两次反向冲击和)。在这种情况下,我们有(如图1 (b)) 当小于,没有穿越和lightcurves的冲击峰值。在这种情况下,我们有 根据他们的形状和相对关系的正向冲击和反向冲击发射,早期光学lightcurves可以分布到不同的形态类型;我们将在一节中详细讨论这一点4.1。

对于厚壳情况,进化的读取(如图1 (c)) 当大于,将十字光一次带向前冲击((在)和反向冲击)。在这种情况下,我们有(如图1 (d)) 当小于,没有穿越为反向冲击但有一个时间穿越(向前冲击)。在这种情况下,我们有

3所示。扩展模型的反向冲击发射

3.1。反向冲击磁化伽马线暴喷出物的排放

有人建议,伽马线暴喷出物可能会被磁化(参见[5最近的一个评论)。虽然磁化的程度仍然是未知的,它通常是通过参数量化电磁能量通量的比值,动能变化。喷出物中磁场的存在会影响反向冲击特性的至少两个方面,即震惊壳地区流动的解决方案和反向冲击排放水平。

在理想磁流体动力条件和更准确的方法占冲击跳转条件的修改涉及磁场时,严格的解析解相对论90°的冲击进行了和几个有趣的结论提出了(73年]:(我)强大的反向冲击,仍然存在政权,只要冲击是相对论。对于典型的伽马线暴参数,当反向冲击可能形式高达数十甚至数百个,所支持的数值求解一维黎曼问题的减速任意磁化相对论流(77年]。(2)区域3的动力学演化仍然可以分为厚和薄壳政权,除了关键参数分离两个政权现在变成了。在大价值,厚壳政权大大收缩和反向冲击发射峰扩大在薄壳政权由于分离冲击半径和减速半径。这样的小说特征可以用于诊断伽马线暴喷出物的磁化程度。(3)反向冲击排放水平应该开始迅速增加从下面增加,直到达到一个峰值1,当稳步下降。排放水平的降低是不仅因为扭转引起的冲击变得较弱,还因为流中的总动能分数变小。独立调查的反向冲击发射由轻度磁化(1)伽马线暴喷出物也进行了数值(140年),也取得了类似的结果。在工作140年),ISM和恒星风煤层气被认为,事实证明,在反向冲击穿过喷出物之前,有关R-band排放通量迅速增加ISM介质情况下,但对于风情况下仅略有增加,这是类似于nonmagnetized场景。最近,多波段伽马线暴余辉lightcurves磁化的喷出物与高分辨率计算相对论磁流体动力模拟加上辐射传输的代码(75年,76年),建议,喷出物的典型参数,从反向冲击峰值发射磁化强度值-0.1流,极大地抑制的更高值。(iv)在高价值政权,足够磁能尚未转移到ISM的反向冲击,因为后面的磁压力接触间断平衡向前冲击的热压力交叉。剩下的磁能最终将注入到冲击波或消散到辐射在某种程度上和提供额外的签名的余辉lightcurve [73年,76年]。

3.2。反向激波发射Pair-Rich或Neutron-Fed伽马射线爆发喷出物

旁边的磁场,伽马线暴喷出物的其他组件,如果存在,也可以改变反向冲击排放特性,如对和中子(26,88年]。

内在伽马线暴谱可能扩展到非常高的能量,因此光学深度γ- - - - - -γ最精力充沛的光子的吸收高能一方面可能超过团结。在这种情况下,强烈的对生产及时排放阶段,可能会发生对留在火球,火球散装洛仑兹因子相同comoving框架(静态)。自两人还将分享能量反向冲击,反向冲击发射光谱改变,峰值是软化降低频率。事实证明pair-rich反向冲击产生强大辐射红外波段,而不是光/紫外发射情况pair-loading是微不足道的26]。光学余辉信号可能遭受巨大的尘埃遮蔽因为长grb通常会发生在恒星形成区域;可观测的红外闪光可以测试这个问题,提供了红外探测器可以酒醉的迅速足以回应伽马线暴触发(26]。

它也指出,中子伽马线暴喷出物可能包含的一个重要部分(88年,141年- - - - - -143年),这将导致更复杂的动力学系统的中子自由。一般来说,中子壳(喷出物)自由穿透带电离子外壳(喷出物)在他们面前,将分离的喷出物越来越多,而喷出物遭受减速从内部冲击。的喷出物将减速通过收集环境介质和快速中子的质量减少的结果衰变。中子衰变产物和震惊中会形成新的喷出物(喷出物),跟着后面喷出物这三个喷出物之间的相互作用会产生丰富的辐射特性。ISM类型中,喷出物移动速度比喷出物,这样喷出物首先与互动喷出物或周围介质,但反向冲击排放在这个阶段会向前冲击格外出众的排放。后来,喷出物会迎头赶上喷出物和突出肿块签名成千上百秒会出现,这主要是由刷新反向冲击发射。恒星风类型中,喷出物会捡起喷出物,然后与碰撞喷出物和周围介质。在这种情况下,三个组件导致最终的排放,也就是说,向前冲击发射,反向冲击发射的震惊喷出物,震惊了喷出物排放。一个典型丰中子wind-interaction lightcurve特点是著名的高原持续~ 100年代早期,紧随其后的是正常的幂律衰减(88年]。

3.3。高能光子、中微子从反向冲击

由于激烈的电子的数量3(10²-10年³)在区域2倍,一个强大的同步加速器self-Compton (SSC)排放预计在区域3,特别是当反向冲击排放是著名的9,89年,90年,144年]。SSC发射特性本质上是由电子的随机洛伦兹因素决定的,因为种子主要集中在光学波段光子。当的1000甚至更高,反向冲击可能主导的SSC发射同步加速器和其他IC排放能源乐队从数以兆电子伏到数万GeV,虽然cross-IC(和/或向前冲击SSC排放)变得越来越主导TeV能源乐队(89年,90年]。当订购100,如果SSC过程主导的冷却震惊电子,大部分的冲击能量在二阶散射辐射在10 - 100伏,一阶散射可能产生x射线耀斑在余辉早期阶段(144年]。在这种情况下,光学flash(由于同步加速器)是高度抑制。

另一方面,它已经被提出,当grb爆发恒星风,通常区域2和区域3还有重叠的提示兆电子伏光发射站点的反向冲击跨越阶段(80年,145年]。这样的重叠可能导致重大修改早期的余辉发射,因为占主导地位的电子冷却过程是可能与兆电子伏光子集成电路过程(145年]。由于接近重叠兆电子伏光子流和震惊的地区,新upscattered高能光子将被兆电子伏吸收光子产生权力对然后rescatter软x射线探测sub-GeV信号(80年]。除此之外,eV中微子发射预计也将从震惊质子和兆电子伏光子流之间的相互作用(80年]。或者,预计高能中微子从反向冲击伽马线暴飞机穿越恒星信封,要么窒息或者成功的相对论飞机(146年]。

3.4。长久的反向冲击

在标准模型中,均匀分布的洛伦兹大部分因素伽马线暴喷出物。然而,原则上伽马线暴喷出物可能会有一系列的批量洛伦兹因素,所以内部(低)部分可能携带的大部分质量甚至大部分的能量,例如,(83年,147年,148年]。在这种情况下,低洛仑兹因子喷出物的一部分将赶上当后者较高的洛仑兹因子部分是由环境介质减速;因此,反向冲击可能发展长期疲软,直到整个喷出物已经震惊了。类似地,标准模型,这一过程也可以被分类分析分为两种情况:厚壳和薄壳的情况(83年),事实证明,在厚壳的情况下,反向冲击强,可能引起青藏高原早期观察光学和x射线(83年]。考虑更复杂的分层资料喷出物的属性(例如,洛仑兹因子、光度和密度),持久的反向冲击排放可以赋予一组丰富的功能,包括繁殖规范化x射线lightcurve所观察到的斯威夫特,只要向前冲击发射某种程度上可以抑制(84年,85年]。

3.5。极化的反向冲击发射

如果伽马线暴喷出物包含大规模下令磁场,提示光发射和反向冲击排放应该极化(149年]。然而,除了任何仪器困难,做出明确的极化决定,证明这仍然是具有挑战性的149年,150年]。此外,高度的线性极化的提示射线也可能在一个随机的磁场,可以说起源于电磁不稳定性,开发无碰撞的冲击(151年]。在任何情况下,偏振测量反向激波发射的地方强大的约束力量,或许也能伽马线暴流出内的磁场结构。林格探测器在利物浦望远镜光学偏振GRB 090102报告)[152年060418)和伽马线暴()[153年),但肯定需要一个更大的样本给一般讨论伽马线暴流出的属性(150年]。

4所示。联系理论和观测的反向冲击发射

4.1。理论预测的反向冲击的观测特征

根据标准的外部冲击理论,反向冲击将主要为早期光学余辉(如果不是镇压)(13]。对于ISM模型,早期的光学lightcurve反向冲击会增加成正比(薄壳的情况下)或(厚壳),然后减少一般边坡(54,58]。风范,lightcurve最初将增加与斜率当同步聚精会神成为重要的在这种情况下,然后用斜率上升薄和厚的情况下,最终减少边坡,由角时间延迟效应(70年]。

早期光学余辉的形态基本上取决于之间的相对关系正向冲击和反向冲击发射。一般来说,早期的光学余辉恒定密度介质模型通常分为三种类型(见图2):(我)第一类:rebrightening。两个高峰出现在这种类型的lightcurve。第一个峰值是由反向激波发射,和rebrightening签名来自于发射向前冲击。颞指数rebrightening取决于特定向前冲击模型和光谱政权,收集的(13]。(2)II型:压扁。在这种情况下,反向冲击下的激波发射峰是组件,和腐烂的部分向前冲击排放出现后,反向冲击成分更快越来越微弱。(3)类型III:没有反向冲击组件。两个原因可能是负责任的,一个是反向冲击组件相比还是弱的正向冲击发射,另一个是反向冲击组件是完全抑制由于某种原因提出的一些扩展模型(见部分3),比如磁场控制喷出物(73年),对影响(26),或反向冲击地区的SSC过程89年,90年,144年]。

最近,建议一个深入的了解值可能会导致强烈的约束相关的余辉参数(91年],这样向前冲击为主的情况下(III型)应该重新定义分为两类:类型III:向前冲击lightcurves没有主导穿越;IV型:向前冲击lightcurves主导穿越。

4.2。反向冲击辐射观测数据的识别

基于理论上的预测功能,一旦获得提示光学观测,反向冲击组件可以与下列程序:(1)比较第一光学观察时间和光时间。如果,检查光信号的变化水平。在有重大变化的情况下,确定光学可变性和之间的关系射线的变化与相关交叉检查方法。迸出或但与弱变化(或重大变化但没有相关性光信号)可能被视为候选人有一个反向冲击信号。值得指出的是,变化在一定程度上可以解释在外部冲击的框架,比如调用密度波动,非齐次飞机,或中子衰变签名(88年,154年- - - - - -156年]。信息从其他观察乐队(无线电、x射线和高的能量射线)将有助于使之间的严格选择病例。(2)符合光学lightcurve一个多节的幂律函数。如果初始信号的衰减斜率接近(ISM)或(风),检查是否符合以下衰变或斜坡上升向前冲击的预测(13)和分类候选人破裂是上面定义的四种类型之一。(3)情节的多波段光谱早期的余辉,如果可能,并验证如果有证据表明存在的两个组件,例如,向前冲击组件(通常在x射线峰值)和反向冲击组件(通常在光学山峰)。

4.3。约束理论参数的观测结果

有价值的结果可能会在爆发的情况下,多波段(而不是只有x射线)早期余辉的观察,尤其是对伽马线暴流出本身的属性。在有可识别的反向冲击组件的情况下,一些重要的信息,如果可用,应该有用的约束模型参数:(我)考虑到和反向冲击峰值衰减斜率上升。衰减斜率总是派上了用场,因为它是关键参数来识别反向冲击组件。它可以用来区分CBM概要文件,例如,供应管理协会(ISM)和为风。另一方面,它也是有用的约束电子能量分布指数,,下标()表示反向(向前)冲击,虽然约束较弱;否则,衰减斜率不会一般足够验证反向冲击发射。反向冲击的上升斜率通常是失踪从当前数据,由于能力有限的现有设施(例如,回转速度的专用望远镜)的短暂的自然lightcurve上升阶段。然而,一旦上升斜率可用,而不是只为获取煤层气概要文件是有用的,而且它有助于测试一些提出的扩展模型,如neutron-fed流出模型(见细节部分3)。(2)反向冲击峰值时间通常与冲击穿越时间,这有助于确定初始伽马线暴喷出物中出现的物理条件,特别是洛仑兹因子和宽度。但需要记住第一个可用的观测时间可能不代表反向冲击峰值时间,尤其是当上升lightcurve缺失的一部分。在这种情况下,只能为上限。(3)基于标准同步外部冲击模型和分配一组模型参数的合理范围,可以限制相关参数的拟合整体观察lightcurve和宽带频谱,如果可用。然而,在这种方法中,太多未知的自由参数,例如,煤层气的密度,喷出物的等效各向同性动能,最初的洛仑兹因子喷出物,尤其是微观物理学参数在冲击区域(,,,,)。由于观测信息通常是不足够的约束很多参数,一些特别的假设是常用的;例如,微观物理学的参数的值在正向和反向冲击地区认为是相同的。值得指出的是,之间的关系和应该谨慎对待,因为它是有用的诊断的磁化程度初始流出。(iv)配件整体lightcurves旁边,一些重要参数,如洛仑兹因子和初始流出的磁化程度也可能受到的“比例”数量的冲击,特别是在(58,70年]: 在哪里,,是典型的频率、冷却频率和同步谱的峰值流量,然后呢 在哪里是一个关键的最初的洛仑兹因子分薄壳和厚壳政权(58]。这种模式提供了一个简单的直接约束的秘方和(本质上的磁化程度初始流出)只使用光学余辉早期的数据。此外,差的绝对值已知模型参数与冲击粒子物理学(例如,,)不进入的问题,因为他们在很大程度上抵消了一旦他们认为相同的值在两个冲击。(v)早期的形态学分析光学lightcurves还可以提供直接的模型约束。鉴于光学lightcurves早期检测的样本,可以把他们分为不同类别根据他们的形状,然后计算每个类别之间的比例,找出正确的参数政权可以复制这些比率与蒙特卡罗模拟(91年]。(vi)正如上面提到的,时间的变化在一定适度限制lightcurve可能包含一些有趣的信息属性,如外部密度波动,非齐次飞机,或中子衰变签名。

5。当前的观测结果反向激波发射

已经15年以来第一个提示光闪被发现和被解读为反向冲击模型(例如,GRB 99012322,51,52])。我们搜索文献之后,发现17 grb一直声称反向冲击签名(pre - 3斯威夫特时代)。检测率远低于预期。每一个脉冲已经详细解释。在表1,我们收集破裂标识符和他们相关的引用个人研究那些破裂。

最近,一个全面的统计分析反向冲击光学余辉发射的伽马射线爆进行了(157年]。这里我们简要总结结果如下:(我)有严格标准,比如要求红移测量,一个完整的样本10 grb反向冲击签名确认:grb 990123, 021004, 021211, 060908, 061126, 080319, 081007, 090102, 090424, 130427。五,一直坚定地证实了反向冲击组件(例如,GRB 99012351],GRB 021211 [25,59],GRB 061126 [118年],GRB 081007 [124年],GRB 130427 a (133年,158年])。其余5例,不同的解释(除了反向激波发射)可以适用于早期的观察结果,由于缺乏良好的早期光度报道。(2)在示例中,伽马线暴012004是唯一的情况下与一个可能的类型我lightcurve(反向和正向冲击余辉lightcurve山峰都观察到)和另外九名病例都与II型lightcurves(特征steep-to-shallow lightcurve进化是观察到)。(3)基于分析反向冲击+向前冲击模型,描述喷出物的物理量和煤层气开发样品的观察光学lightcurves繁殖与蒙特卡罗模拟,结果这些物理性质涉及参数空间和集群似乎并不在任何优惠的价值观,这与先前的分析是一致的,集中在后期时间向前冲击发射(19,20.]。(iv)建议伽马射线爆一个可识别的反向冲击组件显示高磁化参数-10年²。一起,9/10的病例样本属于II型,结果符合伽马射线爆的温和磁化重子的飞机模型(73年]。

6。摘要和反向冲击研究的前景

反向激波发射是一种天然的预测标准的外部冲击伽马线暴余辉模型,它一直坚定地在少数情况下确认。反向冲击以来发射伽马线暴流出本身直接相关,研究反向冲击的自然排放会导致更好的理解伽马线暴喷出物的固有属性,这是至关重要的物理构造一个完整的伽马射线爆发。

理论框架的行为反向冲击排放在各种条件下的开发,主要是在发射之前斯威夫特(甚至第一相关发现GRB 990123)之前,和预期的特性讨论了推断各种内在伽马线暴喷出物的属性。斯威夫特发射部分,希望取得重大进展在这个特定的问题。经过十年的成功操作,斯威夫特的确收集了一个很好的例子早期的余辉lightcurves允许详细的研究伽马线暴反向冲击。尽管样本的大小仍然是有限的,尽管如此,看来,迸出了反向冲击组件的数量远低于预期的标准模型。

这个理论预期和观测结果之间的不匹配可能是内在或者是偏向由于当前地面观测设施的局限性。如果是内在,反向冲击的抑制排放的起源的伽马射线爆将揭示伽马线暴飞机的组合问题;例如,大多数的飞机可能是高度磁化。

基于当前的观测结果,更可靠的结果也可以通过包括宽带或更专业的信息,而不只是光度或光谱光学数据。例如,可以使用一个早期无线电数据或数据(子)毫米(159年,160年)寻找反向激波发射签名(133年,161年];人能识别反向冲击组件和诊断结构的磁场在伽马线暴喷出物通过早期检测的光学偏振(152年,153年];我们可以估计的磁化程度伽马线暴飞机的综合考虑光光谱(162年),早期光学lightcurve类型,和特殊的x射线余辉特性,如x射线高原由于后期磁能注入(73年]。

在这一点上,主要的问题在于,仍有大部分的grb缺乏早期光学观测,和一个更完整的样品需要坚定的结论。一些即将到来的设施可能帮助解决这个问题,比如中法任务SVOM [163年),特别是其关键元素,地面广角相机(GWACs)。GWACs的一个宽数组的视野(大约8000度²,灵敏度约15级5 s)光学相机操作在光学领域。它将监控不断SVOM涵盖的领域射线探测器条状拿,为了观察可见排放超过前的事件,至少5分钟和15分钟后伽马线暴触发器。这和其他地面设施可能在这个领域取得进一步进展的关键。

利益冲突

作者宣称没有利益冲突有关的出版。

承认

这项工作是支持部分由NASA NNX 13 ah50g。

引用

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