伽马射线爆发:电台的角度来看

文摘

伽马射线爆发(GRBs)在宇宙学距离非常精力充沛的事件。它们提供了独特的实验室调查在极端条件下的基本物理过程。由于极端的光度,伽马射线爆在很高的红移和潜在的示踪剂检测宇宙恒星形成速率早期时代。而推出的斯威夫特和费米增加了我们对伽马射线爆的理解,开辟了许多新的问题。无线电观测grb独特调查爆炸的能量和环境。然而,目前只有30%的爆发中发现无线电波段。无线电与即将到来的敏感观察望远镜可能会显著增加样本容量和允许一个个人爆发更长的时间,并能够回答一些重要的相关问题真正的量热法,反向激波发射,在大质量恒星爆炸和环境在早期宇宙伽马射线爆。

1。介绍

伽马射线爆发(GRBs)是一次性的明亮的闪光射线持续从秒到几分钟。我们目前理解,标准伽马线暴模型一个紧凑的中央引擎负责加速和准直ultra-relativistic活动如外流。各向同性能量释放的提示射线~ 10不等⁴⁸~ 10⁵⁴基本特性;见,例如,(1]。而促使发射光谱主要是低温,存在热或quasithermal组件已经建议了一些破裂(2]。伽马射线爆(首次发现以来,3]直到发现伽马线暴余辉在x射线,光学和无线电波长三十年后(4- - - - - -7),伽马射线爆的起源仍然是难以捉摸的。伽马射线爆的余辉发射证实宇宙起源,排除多个理论提出有利于银河grb的起源;见,例如,(8]。

在BATSE人口,伽马射线爆的时间跟着双峰分布,与持续时间短的grb小于2和长grb持续超过2年代(9]。长grb主要是发现在晚型星系的恒星形成区(10),而短时间出现在各种各样的星系(11]。根据这些证据,目前的理解是,大多数长grb起源于大质量恒星的引力坍缩12),而至少有一小部分较短grb形式紧凑的合并的结果对象二进制文件(见伯杰(13详细的审查)。

伽马射线爆检测在很高的红移。最高的红移伽马线暴GRB 090429 b的光度红移(14]。然而,最远的已知光谱方法证实伽马线暴GRB 090423的红移(15),表明恒星的形成必须发生在宇宙中这类早期时代16]。同时,一些较低的红移的伽马射线爆都显示协会Ib / c型广泛排列超新星,例如,GRB 980425 SN 1998 bw(与17]。

自启动的斯威夫特卫星在2004年11月(18],伽马线暴领域经历了一次重大革命。突然警报望远镜(蝙蝠)[19)车载斯威夫特已本地化~每年100 grb [20.]。x射线望远镜(XRT [21])和紫外/光学望远镜(UVOT [22])车载斯威夫特杀向蝙蝠在几分钟内局部位置,在这些乐队提供不间断的详细的光变曲线。发射前的斯威夫特在x射线,由于缺少专门的仪器和光学波段余辉覆盖稀疏,而不再是如此。斯威夫特xrt透露,中央引擎能够将能量注入向前冲击在末次23- - - - - -25]。

伽马射线爆平行事件。消色差喷气打破在所有频率是一个无可争议的签名。然而,飞机被认为只在一些斯威夫特例如,破裂,GRB 09042626],GRB 130603 b [27],GRB 140903 a (28]。许多喷气显示的爆发没有优惠。这可能是因为斯威夫特主要是检测微弱脉冲平均红移> 2,远远大于之前的仪器探测到(20.]。破裂的模糊很难看到飞机。的伽马射线爆也显示彩色飞机休息,例如,GRB 07012529日]。

一个额外的问题是狭窄的报道斯威夫特蝙蝠在15 - 150 keV范围。由于窄的带通,在能量相关的不确定性更大,因为需要推断估计1 - 10000 keV带通,这是一个关键参数来评估总释放能量和其他关系。由于这个约束,可能只有一小部分传统的伽马射线爆。

的斯威夫特缺点是克服的发射费米2008年,提供观察在一个广泛的范围超过七年能源覆盖(8凯文- 300 GeV)。大天区望远镜(LAT [30.])车载费米是一个成像伽马射线探测器在20兆电子伏- 300 GeV的视野范围大约20%的天空和的伽玛射线爆发监视器(GBM) (31日)车载费米150年作品keV-30兆电子伏,可以探测伽马射线爆的整个天空。的最高能量的光子探测伽马线暴了更严格的上下限流出洛仑兹因子。费米提供了有用的限制最初的洛仑兹因子由于其高能量报道,例如,短GRB 09051032]。这是因为为了避免对生产、伽马线暴飞机必须向观察者ultra-relativistic速度。一些关键的观察费米被(我)姗姗来迟的高能发射的长时间运行和短grb [33- - - - - -35),(2)持久LAT发射(36),(3)很高的洛仑兹因子(~ 1000)推断LAT高能光子的探测33)(iv)的重要检测多个发射组件在几个亮脉冲(如热组件37- - - - - -39),(v)幂律(35)或在高能量谱截止(40),除了传统的带函数(41]。

虽然伽马线暴领域拥有先进的很多经过近5年的广泛的研究首次发现以来,有许多开放的问题及时排放,流出的内容,余辉发射粒子物理学,余辉发射的检测能力,等等。解决这些问题将使我们了解详细grb也使用它们来探测早期宇宙探测在很高的红移。最新发现的引力波(千瓦)42,43),引力波天文学的新时代开启了。取而代之是理想的探针短grb GW的他们是最可能的候选人来源与地球干涉仪为基础。

在本文中,我们的目标是与广播的角度理解伽马射线爆。在这里,我们专注于有限的问题,可以回答更敏感和广泛的无线电观测和建模。决不,本文详尽。节2一般,我们回顾射电余辉和当前的理解。节3,我们将讨论一些开放的问题在伽马线暴电台余辉。部分4列出了结论。

2。余辉物理:电台的角度和一些里程碑

标准的余辉发射模型,相对论喷出物与circumburst交互媒介产生向前冲击进入环境circumburst介质和反向冲击回喷出物。飞机与circumburst交互中产生主要同步辐射x射线光学和无线电频带。光谱的峰值频率从高到低观察随着时间的推移,由于减速向前冲击的44(例如,见图1)。由于相对论喷出物的性质,光谱峰值通常低于光学频率第一观察开始时,导致光曲线在光学和x射线频率下降。然而,光学光变曲线上升出现在少数的推出后破裂斯威夫特(45060418),例如,伽马线暴46]。

第一个发现了射电余辉GRB 970508 (7]。自那时以来,广播的研究伽马线暴余辉显著增加了我们对余辉的理解,例如,(47- - - - - -49]。射电余辉发射的主要优势是,由于缓慢的进化,它的峰值在更晚的时间和持续时间,几个月,甚至几年(例如,50- - - - - -52])。因此与短暂的光学和x射线,无线电观测存在的可能性完全进化后的火球发射从一开始直到非相对论性的阶段(见,例如,50- - - - - -52]);也看到GRB 03032953,54]。因此,广播制度起着重要的作用在理解完整的宽带频谱。这都限制了飞机的宏观物理学,也就是说,能量和circumburst介质密度,以及微观物理学,如在电子和能量的磁场所必需的同步加速器辐射(55]。一些现象经常通过无线电观测星际闪烁,同步加速器聚精会神,向前冲击,反向冲击,飞机坏了,绝对的过渡,遮住了恒星的形成。

当地星际介质的非均质性的表现形式的星际闪烁和导致调节收音机的点源的通量密度角大小小于特征角大小对闪烁56]。grb紧凑的对象和一个可以看到的签名星际闪烁在早期无线电观测,当角大小的火球的特征角规模小于星际闪烁。这反映了流入调节收音机的观察。最终由于相对论性扩张,火球的大小超过了角闪烁和调节淬火规模特征。这可以利用在确定源大小和扩张速度的冲击波7]。070125年GRB 970508和伽马线暴,最初的广播通量密度波动被解释为星际闪烁,这导致一个上限的火球大小的估计(7,29日,57]。在070125年伽马线暴,闪烁的时间尺度和调制强度是一致的与衍射的闪烁,给火球大小(更严格的约束29日]。

甚长基线干涉测量(VLBI)无线电观测还扮演着一个关键角色,提供证据的相对论性扩张的飞机使用明亮的伽马射线爆。这提供了microarcsecond分辨率和直接限制源大小及其演化。到目前为止已经可能附近(GRB 030329 (58]。在这种情况下,源尺寸测量结合其长期光曲线更好地限制物理参数(53,54]。此外,GRB 030329还提供了第一个光谱证据与超新星伽马线暴协会。这证实了大质量恒星的起源至少一类伽马射线爆。

无线电观测通常用于宽带建模的余辉和用于推导冲击波参数(1,29日,59- - - - - -61年)(也见图1)。早期无线电发射同步自吟自唱。独特的射电观测限制circumburst介质的密度。无线电研究也证明用于推断开幕式伽马线暴飞机作为他们的角度观察签名不同于那些在更高的波长(50,62年- - - - - -64年]。最近GRB 130427 a,附近,high-luminosity事件,之后严格波段。它提供了极好的时间(超过10个数量级)和光谱覆盖范围(16数量级在观察频率65年,66年])。无线电观测开始早在8小时(67年]。见证了一个反向冲击和峰值从高到低的无线电频率随时间(67年- - - - - -70年]。破裂是一个理想的例子来展示早期后期数据广播的观察可以大大有助于我们对物理的理解的正向和反向冲击。

射电余辉可以发现在高红移16,71年)由于负面的校正效果(72年]。GRB 090423的红移8.3是最高的红移(光谱方法证实)宇宙中已知的对象15]。这是发现在无线电波段数几十天16]。multiwaveband建模表示1介质密度和伽马线暴的大质量恒星的起源。这表明,恒星的形成发生即使在8.3的红移。

收音机余辉,由于其长期存在的特性,能够探测飞机的时候扩张已经成为subrelativistic和几何已成为quasispherical [50,52,73年),从而可以限制能量独立于几何。这是可能的在无线电波段只持续几个月,甚至几年(例如,50- - - - - -52])。GRB 970508依然明亮的一年多后发现,当喷出物达到subrelativistic速度。这给了最准确的估计的动能的破裂50]。

反向冲击探针喷出物,从而可以限制飞机的洛仑兹因子和内容(例如,68年,69年])。喷出物的冲击进入将导致光学flash第十秒后在正确条件下伽马线暴。收音机政权也适合探针反向冲击发射。短暂的无线电耀斑,最有可能由于反向冲击,也被检测到从无线电观测16,74年- - - - - -76年),似乎更常见的无线电频带比光学波段。GRB 990123是第一个伽马线暴的反向冲击在光学检测(77年)以及无线电乐队(74年]。

从广播的角度来看,GRB 030329拥有非常重要的地位。这是第一high-luminosity破裂在低与光谱红移确认与之关联的超新星。到目前为止,这是唯一的伽马射线爆发源的大小与VLBI测量。GRB 030329的射电余辉是明亮而持久的和已经发现了近十年在无线电频率52,78年]。这使一个执行宽带建模在不同的阶段,并导致了物理参数(更严格的限制53,54]。然而,没有一个计数器喷气提出了严肃的问题对我们理解grb [79年]。

3所示。在伽马线暴射电余辉开放问题

各种高灵敏度新房和望远镜,例如,阿塔卡马大毫米阵列(ALMA),卡尔·j .央斯基非常大的数组(JVLA),升级巨头米波射电望远镜(uGMRT),和即将到来的望远镜,例如,平方公里阵列(SKA),伽马射线爆的射电余辉物理学是进入新时代,我们可以开始回答一些开放式问题的领域,期待已久的答案。在这一节中,我只讨论其中的一些开放的问题在伽马线暴科学,无线电测量可以起到至关重要的作用。

本文并不详尽。我们只专注于一些主要的问题。

3.1。GRBs本质上电台弱吗?

自启动的斯威夫特的分数x射线和光学检测的余辉大大增加;,几乎93%的grb发现x射线余辉(80年和~ 75%发现光学余辉81年,82年]。然而,令人不安的是,无线电探测分数没有改变,只有三分之一的grb被发现在无线电波段47,48]。钱德拉和虚弱48)将它归因于敏感性限制当前望远镜(见图2)。这是因为无线电探测伽马射线爆通量密度通常从几十司法院几百的司法院(48]。即使是最大的射电望远镜有敏感性接近几十客户至上,使射电余辉检测灵敏度有限。新一代无线电望远镜应该大幅提高射电余辉的统计数据。例如,使用数值模拟的向前冲击,Burlon et al。83年]预测SKA-1(斯卡第一阶段)中期乐队可以探测到约400 - 500无线电余辉 。

的五百米口径球面射电望远镜(FAST) (84年- - - - - -86年)是全球最大的单碟无线电望远镜,正在建设中国贵州省预计在2016年9月第一束光线。快将不断覆盖之间的无线电频率70 MHz和3 GHz。伽马射线爆的射电余辉是快速的主要焦点之一。Zhang et al。84年]估计等各种grb的检测能力与快速失败的伽马射线爆,low-luminosity伽马射线爆,high-luminosity GRBs,标准伽马射线爆。他们预测,很快可以探测到大部分的grb subluminous以外的红移。

然而,汉考克et al。87年)使用无线电能见度数据的叠加仍然导致nondetection许多grb及其分析。在此基础上提出了一个类的grb会产生本质上微弱的无线电余辉发射和黑洞的核心引擎。伽马射线爆与磁星中央引擎会产生无线电明亮的余辉发射。这是因为驱动伽马射线爆磁星将低辐射效率和生产无线电明亮的伽马射线爆,而黑洞驱动的grb的辐射效率高将使用大部分的能源预算及时排放和将radio-faint。这是一个非常重要的方面,可能需要加以解决。,如果这是真的,这可能反映了中央引擎通过无线电测量的本质。JVLA在uGMRT无线电频率高,在低无线电频率测试这个假说。平方公里列阵(SKA)将最终的终极工具区分敏感性限制和无线电脉冲的内在的混沌83年]。

3.2。Hyperenergetic伽马射线爆

准确量热法是非常重要的理解grb的本质。这包括提示的形式辐射能量射线和动能的形式冲击驱动余辉发射的。经验从模型约束要求所有长期grb动能≤基本特性。伽马射线爆平行事件;因此喷气孔径角测量的真实预算至关重要的能量。在各向同性的能量范围的能量传播四个数量级(见图3),飞机的平行的性质使得更紧的实际能量范围集群尔格(75年,88年,89年]。然而,它正变得越来越明显,集群可能不是严格的设想和实际的能量可能比预期的更广泛的范围。人口附近的伽马射线爆能量相对论数量级比一个典型的小宇宙伽马线暴;例如,这些被称为subluminous GRB GRB 98042525,90年]。费米为一类hyperenergetic GRBs提供了证据。这些伽马射线爆总提示和动能释放,推断出通过宽带建模(61年,91年),至少一个数量级以上的规范价值erg [1,29日,48,92年]。的总能量预算hyperenergetic伽马射线爆一些接受了祖模型构成了重大挑战。最大能量释放迈格尼塔模型(93年)是erg、设置的旋转能量最大限度地稳定旋转中子星(94年,95年]。

已经很难限制的真正促使能源预算GRBs,主要原因如下。到目前为止,斯威夫特已经在检测仪器大部分伽马射线爆。然而,峰值发射各种grb之外狭窄的能源的报道斯威夫特蝙蝠(15 - 150 keV)。此外,外推15 - 150 keV 1 - 10000 keV带通原因大不确定性的决心促使各向同性的能量。以其巨大的能量(凯文- 300 GeV) 8日报道,费米克服了这些局限,提供无与伦比的限制提示发射的光谱性质。费米已经能够区分真正的hyperenergetic破裂(如伽马线暴090323、GRB 090902 b和GRB 090926 a (1];也参见图3)。而斯威夫特样品是偏向微弱的破裂,费米样品是偏向与很大的各向同性的能量释放伽马射线爆(erg),即使在准直校正达到非常高的能量,例如,(1,96年),并提供最强的限制可能祖模型。

伽马射线爆的飞机结构的不确定性造成额外的困难制约grb的能源预算。甚至看到飞机休息之后,将它转化为开放的角度,一个人需要密度将它转换成准直角度。虽然一些可见光曲线可以用来限制circumburst密度(如梁等。45)、广播SSA峰值更容易检测由于无线电波段的缓慢进化。只有三分之一的样本被广播明亮,这是只有少数破裂。更大的电台样品在较低的频率,在早期的时候同步加速器聚精会神(SSA)仍然扮演一个重要角色,可能是非常有用的。升级后uGMRT能够探测这个政权SSA将影响无线电发射较长波长更长的时间了。然而,这是假设整个相对论流出平行成一个统一的飞机。而拟议的伽马线暴double-jet模型030329 (97年,98年)和GRB 080319 b (99年缓解极端的效率要求,它造成了额外的担忧。

阿尔玛也有一个重要的作用因为伽马线暴谱在早期峰值在毫米波段,当它是最聪明的。阿尔玛的高灵敏度检测在早期这类事件,能给更好的估计破裂的动能。

在x射线和光学余辉高于检测限制仅数周或数月,射电余辉附近的爆发可以检测到年50,One hundred.]。射电余辉的长寿也使他们有趣的实验室研究的动态和演化相对论性冲击。在晚期,火球将横向扩张,以至于基本上会过渡到非相对论性的政权,成为quasispherical飞机几何和独立;量热法可以用来获得爆炸能量(50,52]。这些评估将免费的相对论效应和准直校正。这个政权在很大程度上是未知的,由于数量有限的爆发保持检测极限超越subrelativistic政权。存在一些数值计算的余辉进化从深非相对论的相对论阶段和结束阶段(79年,101年]。斯卡的司法院级灵敏度能够扩展当前的余辉寿命的极限。这将为我们提供前所未有的机会去研究余辉动力学的非相对论性的政权,从而能够改进我们的理解相对论非相对论过渡的冲击波和改变冲击粒子物理学和伽马射线爆量热法。Burlon et al。83年)计算SKA1-MID能够观察到2%的余辉,直到非相对论(NR)过渡,但完全平方公里列阵(SKA)将定期观察整个GRB余辉人口的15%在NR过渡。

3.3。飞机休息可以彩色吗?

发射后斯威夫特,一个获得更好的光学和x射线光采样曲线,从而将见证消色差喷气打破整个电磁波谱,一个健壮的签名与平行流出。几组进行了大样本的光曲线的综合分析斯威夫特在x射线爆发(102年- - - - - -105年)和光学(106年乐队。令人惊讶的是更少的斯威夫特脉冲射流准直显示这个明确的签名。没有这些准直角度,真正的能量释放斯威夫特事件仍高度不确定。自然的解释没有飞机可以归因于高灵敏度的斯威夫特。由于其高灵敏度斯威夫特优先选择较小的grb各向同性伽马射线能量和更大的红移。这表明,典型的斯威夫特事件将有大开口角度,从而导致飞机断裂发生在比前的时间斯威夫特事件。由于余辉已经弱在稍后时间,使飞机打破测量是非常困难103年,107年]。

有一些情况下,彩色飞机休息也见过。举个例子,在070125年伽马线暴,x射线喷射破坏发生在第十天,而光学飞机破坏发生在第三天。钱德拉et al。29日)将它归因于逆康普顿(IC)的效果,不会影响光子能量低,但x射线喷射打破在稍后的时间变化(见图4,(29日])。作为高密度介质IC效应占主导地位,无线电观测是集成电路的有效性的一个重要指标的效果。钱德拉et al。29日)表明,对于给定的GRB 070125密度,估计延迟x射线射流打破由于IC效应与观察到的延迟是一致的。然而,这个领域需要进一步探索其他伽马射线爆。高密度脉冲可能会亮在无线电波段,它可能导致破裂是一个黑暗的光波长(鑫et al。108年)和引用其中),然后很难检测飞机打破同时在多个波长。uGMRT和JVLA将理想仪器探头IC效应和潜在的能够解释色度的一些的原因斯威夫特爆发。

3.4。高- - - - - -伽马射线爆第三和流行明星

观测宇宙学的主要挑战之一是要了解宇宙再电离,当第一个发光形成来源。类星体Gunn-Peterson吸收槽的研究到目前为止,莱曼星系的光度演化,极化各向同性的宇宙微波背景作为诊断。但他们揭示了一个复杂的画面,再游离发生红移的范围。

紫外线辐射年轻,大质量恒星(见粉丝et al。109年),引用其中)似乎游离的主要来源。然而,这些大质量恒星是迄今为止发现的。长grb,大质量恒星爆炸,可检测出很大距离是因为他们极端的光度和因此是潜在的路标早期的大质量恒星。伽马射线爆预计将发生在类星体红移除了那些预计;因此他们可以用来研究游离的历史和早期宇宙的金属铀浓缩(110年]。他们可能揭示了恒星形成从第一个暗物质晕再电离时期”(72年,111年,112年]。无线电、红外线和x射线余辉发射伽马射线爆原则上是可见的(72年,111年- - - - - -114年]。因此伽马线暴余辉使理想来源调查星系际介质以及在其宿主星系星际介质高。

探测伽马射线爆的一部分位于高红移),预计将低于10% (115年,116年]。到目前为止只有3 GRBs确诊测量红移高于6。这些是GRB 050904117年],GRB 080913 [118年],GRB 09042315]。无线电乐队是理想的探针伽马线暴circumburst环境高红移,因为电台通量密度只显示一个弱依赖红移,由于负面的校正效果(72年)(也看到47)和图5)。在k校正效果,余辉通量密度仍然很高,因为双谱和时间红移的影响,弥补了调光由于距离的增加111年)(见图5)。GRB 050904年和090423年伽马线暴无线电乐队和无线电的观察中发现这些爆发允许我们将限制伽马线暴的密度环境在如此高的红移。而GRB 090423年的密度 (16)(图5),伽马线暴的密度050904 ~ 100周围的密度,说明分子云GRB 050904119年]。这表明这两个高伽马射线爆爆炸在一个非常不同的环境。

阿尔玛将会是一个潜在的工具选择潜在的高爆发,适合强烈的后续整个电磁波谱。与一个数量级提高灵敏度JLA能够高——学习伽马线暴长时间尺度。例如,射电望远镜可以探测090423——比如伽马线暴冲近2年。uGMRT还可以检测出明亮的红移。这些测量将因此获得更好的密度测量,揭示环境中早期宇宙的大质量恒星正在形成。

3.5。反向冲击

在伽马线暴爆炸,向前冲击前进到circumburst介质,以及反向冲击向后移动到喷出物(120年]。向前冲击的近自相似行为意味着小信息保存中央引擎属性的伽马射线爆发。相比之下,短暂的反向冲击的亮度取决于最初的洛仑兹因子和喷出物的磁化。因此,多频观测的反向冲击加速度,讲述组成,任何磁场的强度和方向相对流出grb [68年,69年,121年- - - - - -123年]。一般而言,反向冲击将导致光学flash伽马线暴(第十秒后77年),这使得它很难快速触发所需探测望远镜机器人。

发现一个明亮的光闪从GRB 99012377年)会导致广泛的搜索反向冲击(124年- - - - - -127年在光学波段。一个希望看到更多的证据的反向冲击在光学波段斯威夫特-UVOOT;然而,根据这些努力似乎光学储备冲击的发病率很低。自峰值发射移动到较低的频率随着时间的推移,可以探索在无线电频率几个小时到几天的时间尺度(74年],收音机政权非常适合研究早期反向冲击现象。

有几个观测以及理论研究无线电反向冲击排放在文献中第一次扭转危机后检测GRB 99012374年]。高et al。128年),Kopačet al。129年],Resmi和张130年)做了全面的分析和数值计算无线电反向冲击排放和对他们的检测能力。它已被证明48,67年]深和快速监测活动广播反向冲击排放可以达到与VLA的爆发。JVLA无线电频率适合作为反向冲击发射光明在更高的无线电频率自吸收的影响相对较小。射电余辉监测活动在高等平方公里列阵乐队(例如,SKA1-Mid四级和Band-5)肯定会有用的探索反向冲击特征(83年]。

反向冲击中检测到高红移GRBs ()。井上et al。131年)预测,在毫米波段的影响时间膨胀几乎弥补频率红移,从而导致啸叫在几小时后观察到的峰值频率事件和一个通量密度频率几乎是独立的红移。因此阿尔玛毫米波段是理想的反向冲击签名以很高的红移。Burlon et al。83年)预测,SKA1-Mid可以探测到一个反向冲击从GRB990123像伽马线暴~ 10的红移。

3.6。物理连接提示和余辉

斯威夫特是一个理想的grb的快速定位和快速跟踪仪,因此红移测量(20.,132年),费米在提示发射宽带光谱测量。然而,良好的光谱和时间测量覆盖提示早期到晚期的余辉阶段可用几个来源,很少用于短伽马射线爆。的一些关键问题,可以通过观察来解决的射电余辉与提示发射(i)比较洛仑兹因子估计有两个纬度发现GeV光子以及反向冲击(133年,134年];(2)对比非热能的提示和余辉发射发射,这将使一个限制冲击加速电子的粒子物理学ultra-relativistic能量最终生产观察到的辐射;(3)的详细建模两个长期和短期的余辉观察伽马射线爆,这将加强我们的知识circumburst祖细胞周围的介质;(iv)当前的翻新和即将到来的射电望远镜与他们更好的灵敏度,从而发挥关键作用制约伽马射线爆的能量估计的辐射效率是至关重要的提示发射的伽马射线爆。这将加强hardness-intensity相关性的理解(135年]。

最近推出的AstroSAT卫星(136年)仪器使得出的一些研究。碲化镉锌成像仪(CZTI)车载AstroSAT可以为明亮的伽马射线爆和提供时间分辨极化测量可以作为监测80 keV以上(137年,138年]。到目前为止还没有其他仪器等检测极化能力。因此,几个选择明亮的伽马射线爆,CZTI,结合地面天文台uGMRT和JVLA等和其他空间的基础设施可以提供一个完整的观察一些明亮的伽马射线爆的照片从提示阶段早期到晚期的余辉。这将为我们提供一个全面的伽马射线爆的照片,从而使一个好理解的发射机制。

3.7。其他一些未解决的问题

到目前为止,我已经讨论了只有一小部分的同轴的伽马射线爆,飞机是面向我们的视线。由于大洛伦兹因素,小孔的角度平行飞机,我们只检测grb的一小部分139年]。专门et al。140年)估计,每一个检测到的伽马线暴,必须有260个伽马射线爆哪个是无法检测。然而,他们的存在可以作为“孤儿余辉”见证了末次当伽马线暴飞机减速和横向传播,进入我们的视线。在这种时代后期,排放预计只有在无线电波段。到目前为止试图找到这些孤儿射电余辉已经成功(75年,141年,142年]。即使发现,把孤儿余辉发射从其他类将是非常具有挑战性的。索德伯格et al。141年)进行的一项调查对68 Ib / c型超新星的方向寻找孤儿余辉,把限制伽马线暴开角,d。人口的孤儿余辉的检测广播设施承诺即将到来的敏感。这将给一个很好的处理飞机开放角度和总伽马线暴率是否向我们微笑。

inspiral和合并与黑洞或中子星双星系统被推测为主要来源的引力波(千瓦)地面GW干涉仪(143年,144年]。发现从150914千瓦发电量(42)和151226千瓦(43)与先进LIGO探测器提供了第一个黑洞双星系统的观测证据inspiraling和合并。至少一些涉及中子星双星系统预计将产生射电余辉的伽马射线爆。GW源的电磁同行,包括发射无线电波段,非常期待,因为他们将第一次确认的假设二进制瓦波合并场景。如果局部高能量,可以进行针对性的无线电观测研究这些事件在末时代。

短grb因合并两个中子星喷射大量的质量在几个组件,包括subrelativistic动力喷出物,温和的相对论shock-breakout,相对论飞机(145年]。Hotokezaka和混杀丹145年)计算预期的无线电信号产生不同组件之间的喷出物和周围介质。射电辐射的本质年后伽马线暴将提供宝贵的信息合并过程(145年)和中央产品(146年]。方等。146年)预测,形成稳定的磁星的能量erg合并过程中会引起无线电一年后瞬态。他们进行搜索的无线电发射9短GRBs rest框架的时候1 - 8年,得出的结论是,这样一个磁星形成至少可以排除在一半的样本。

此外,无线电观测还可以探测恒星形成的金属丰度伽马线暴宿主星系当光排放被灰尘(147年,148年]。

4所示。结论

在这篇文章中,我回顾了当前的状态斯威夫特/费米伽马射线爆在上下文的射电辐射。通过改进翻新的射电望远镜的灵敏度,如JVLA uGMRT和即将到来的望远镜和斯卡一样,可以回答许多开放的问题。最重要的是准确的量热法的伽马射线爆。即使观察飞机的伽马线暴余辉光曲线,这是一个明确的射流准直的签名,一个需要密度估计转换飞机打破时代瞄准角。提供的密度信息可以更有效地早期无线电测量伽马射线爆时仍同步固执己见。到目前为止它可能非常有限的情况下,因为只有三分之一的总发现伽马射线爆在无线电波段48]。敏感的无线电测量需要了解射电余辉的低检测率是固有的伽马射线爆或当前的望远镜的灵敏度的限制中扮演着重要的角色。在uGMRT JVLA的时代,阿尔玛,和即将到来的斯卡,这个问题应该得到解决。此外,这些敏感的射电望远镜将是至关重要的检测射电余辉在非常高的红移,并提供独特的限制环境早期宇宙的大质量恒星爆炸。如果grb不是本质上微弱的无线电频带和样品确实是灵敏度有限,然后斯卡预计探测伽马射线爆近100% (83年]。平方公里列阵(SKA)将能够详细研究单个脉冲。这也将使我们能够执行各种无线电样本的统计分析,大大增加我们的整体理解的余辉进化早期非相对论性的政权。检测的孤儿余辉是由于任何时候,将小说本身。

相互竞争的利益

作者宣称没有利益冲突。

确认

作者感谢l . Resmi Shabnam Iyyanni, a . r . Rao Kuntal Misra,和d虚弱许多有用的讨论过去,这有助于形成本文。作者承认科技部门的支持通过SwarnaJayanti奖学金奖(文件号DST / SJF PSA-01/2014-15)。作者也承认斯卡意大利手册(http://pos.sissa.it/cgi-bin/reader/conf.cgi?confid=215平方公里列阵的),许多数字敏感性,伽马线暴检出率,等等。

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