GRB残留物

意识到GRB狭窄的束向意味着实际的GRB发生率远大于观察到的频率。对于每一次观察到的GRB，都有500个未被观察到的GRB。缺乏明确的触发信号使得检测这些未观察到的GRB作为孤儿后glow困难重重。 在滞后时间段，即GRB发生后数百至数千年后，我们期望能够观察到GRB残留物(GRBR)。这些残留物可以根据其不同形貌与更频繁的超新星残留物(SNR)进行区分。虽然SNR是球形的，但源自高度束向流的GRBR预计最初是非球形的。我们使用SPH模拟跟踪GRBR的演化，并计算由辐射过程和同步辐射产生的残留物图像。我们发现GRBR在$\sim 3000 {\rm yr}(E_{51}/n)^{1/3}$后 ($R\sim 12{\rm pc} (E_{51}/n)^{1/3}$) 变为球形，其中$E_{51}$是初始能量（以$10^{51}{\rm erg}$为单位），$n$是周围ISM数密度（以${\rm cm}^{-3}$为单位）。我们预计每颗星系会有$0.5 (E_{51}/n)^{1/3}$个非球形GRB。也就是说，在距离10Mpc内，我们预计会有约$20$个角大小约$1 \mu$arcsec的非球形GRBR。若存在底层的球形超新星，这些结果将会发生改变。在这种情况下，GRBR仅保持球形约$150 {\rm yr} (E_{51}/n)^{1/3}$，非球形GRBR的数量减少一个数量级，其尺寸减少三分之一。