Detailed diagnostics of an X-ray flare in the single giant HR 9024
我们分析了一个96 ksChandra/HETGS观测到的单个G型巨星HR 9024。高通量使我们能够在高时间分辨率下检查光谱线和连续谱诊断，以获得等离子体参数。一个含时一维流体动力学模型的环路与半长$L = 5 \times 10^{11}$ cm（$\sim R_{\star}/2$），横截面半径$r = 4.3 \times 10^{10}$ cm，与热脉冲为15 ks和$2 \times 10^{11}$ ~erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$沉积在环路的足点，令人满意地再现了所观察到的温度和排放措施的演变，来自分析的强连续排放。这是第一次，我们可以比较预测的流体动力学模型与单一的光谱特征，而不是与全球的光谱特性。我们发现，该模型密切配合所观察到的线发射，特别是热（$\sim 10^8$ K）的等离子体发射的FeXXV复合物在$\sim 1.85$电子。模型循环具有通常针对活跃恒星日冕中观察到的耀斑推导的$L/R_{\star} \sim 1/2$和纵横比$r/L \sim 0.1$，这表明恒星日冕中这些非常动态和极端的现象的基础物理是相同的，独立于恒星参数和进化阶段。
2007-03-15 astro-ph
Non-thermal recombination - a neglected source of flare hard X-rays and fast electron diagnostic
上下文来自非热电子的耀斑硬X射线（HXR）通常被视为单独的韧致辐射（f-f），复合（f-b）被忽略。这种假设被证明是错误的，特别是在热源，主要是由于重组到铁离子。目标。我们分析的影响HXR光谱和电子诊断包括非热重组到我们的模型中的重元素。方法.使用Kramers类氢截面与有效Z，我们计算的f-f和f-b谱的幂律电子光谱，在薄和厚的目标限制，和麦克斯韦，与所有重要的离子求和。结果我们发现，非热电子复合，特别是到铁，必须，在一般情况下，包括与f-f，可靠的光谱解释，当HXR源是热的。当电子光谱指数大并且任何低能量截止小时，f-b贡献最大。f-b光谱复合边缘意味着F（E）中的截止出现为光子能量= Ec + Vz处的HXR特征，提供Ec诊断。包括f-b在某些情况下大大降低了规定的HXR通量所需的F（E），并且即使很小，也会严重扭曲F（E），如通过仅基于f-f的反演或正演拟合所推断的。结论.来自非热电子的f-b复合可以是HXR光谱的重要贡献者，并且应该包括在光谱分析中，特别是对于热源。准确的结果将需要使用比我们更好的截面并考虑源电离结构。
2008-02-05 astro-ph
Initial Observations of Sunspot Oscillations Excited by Solar Flare
2006年12月13日，使用太阳光学望远镜（SOT）对一个大的太阳耀斑进行了观测，发现耀斑在太阳黑子色球层中激发了高频振荡。这些振荡是在太阳黑子本影的强磁场区观测到的，可能为探测太阳黑子结构和理解太阳耀斑的物理过程提供一种新的诊断工具。
2007-10-09 astro-ph
Statistical analysis of solar H-alpha flares
一个大的数据集的H-α耀斑，包括近10万个单一的事件，发生在1975年1月至1999年12月期间的统计分析。我们分析了耀斑的演化步骤，即持续时间，上升时间，衰减时间和事件的不对称性。此外，这些参数表征耀斑的时间行为，以及在太阳盘上的空间分布，即N-S和E-W不对称性，分析了它们对太阳周期的依赖性。主要结果是：1）持续时间、上升时间和衰减时间随着重要性等级的增加而增加。衰减时间的增加比上升时间的增加更明显。相同的关系对于亮度类别是有效的，但是以较弱的方式。2)事件的不对称性指数，其特征的衰减的上升时间的事件的比例，主要是积极的（90%）。对于大约50%的事件，衰减时间甚至超过上升时间的4倍。3)事件的不对称性随着重要性等级的增加而增加。4)耀斑的持续时间和衰减时间随太阳活动周期而变化，而上升时间则不随太阳活动周期而变化。5)事件的不对称性并没有揭示出与太阳活动周期的明显相关性。然而，它们在太阳活动极小期下降，这可以通过在最小活动期间发现的较短衰变时间来解释。6)在较长的时期内存在着显著的南北不对称性，并且一个半球对另一个半球的优势可以持续一个以上的周期。7)对于某些周期，可能有证据表明N-S不对称性随着太阳周期而演变，但一般情况下并非如此。8)存在着轻微的，但显着的东西不对称与长期的东部过剩。
2002-07-11 astro-ph
Turbulence in the Solar Atmosphere: Manifestations and Diagnostics via Solar Image Processing
间歇性的磁流体动力学湍流最有可能在磁化的太阳大气中起作用。因此，一系列的缩放和多尺度图像处理技术可以用来测量预期的太阳磁场的自组织。虽然这些技术促进了我们对工作中的物理系统的理解，但尚不清楚它们是否可用于预测太阳爆发，从而对空间天气具有实际意义。我们解决这个问题的一部分，通过关注太阳活动区和调查的有用性，缩放和多尺度图像处理技术在太阳耀斑预测。由于太阳耀斑表现出空间和时间的不稳定性，我们认为它们是湍流磁位形中临界阈值不稳定性的产物。在标度谱和多标度谱中识别这一阈值将对太阳耀斑的预测有意义。我们发现，太阳磁场的分维及其多重分形谱的广义关联维数不具有显著的预测能力。然而，各自的多重分形结构函数和它们的惯性范围标度指数，可能提供了一些统计上的区别特征之间的耀斑和非耀斑活动区。更重要的是，在耀斑活动区的上述标度指数的时间演变可能显示出一个独特的行为开始前几个小时的耀斑，因此，这种时间行为可能是实际上有用的耀斑预测。这项研究的结果需要验证更全面的工作，在大量的太阳活动区。
2005-11-15 astro-ph
Anomalous X-ray Pulsar 1E 1048.1-5937: Pulsed Flux Flares and Large Torque Variations
我们报告了使用罗西X射线计时探测器对异常X射线脉冲星（AXP）1 E 1048.1 - 5937的持续监测。我们确认，这颗脉冲星表现出显着的脉冲通量变化。这种变化的主要特征是两个脉冲X射线耀斑。两次耀斑都持续了几个月，并有很好的解决了几个星期的上升。耀斑的长上升时间是这类物体以前没有报道过的现象。耀斑峰值的历元为MJD 52，218.8 +/-4.5和52，444.4 +/-7.0。两个耀斑的上升时间都比下降时间短。耀斑的峰值通量分别为静止值的2.21 +/-0.16和3.00 +/-0.13倍。假设距离为5千秒差距，我们估计耀斑释放的总能量为2 - 10千电子伏，约为2.7x10^40尔格和2.8x10^41尔格。我们还报告了脉冲星自旋下降速率在几周到几个月的时间尺度上的大变化（因子为~12），比以前报告的要短。我们发现边缘的证据之间的相关性的通量和自旋下降率的变异性，非随机相关性的概率为6%。我们讨论了我们的研究结果对AXP模型的影响。
2004-06-03 astro-ph
The spectral evolution of impulsive solar X-ray flares
利用RHESSI观测研究了24个GOES M级脉冲太阳硬X射线耀斑的光谱指数和非热通量的时间演化。高光谱分辨率允许在10-30 keV范围内清晰地分离热和非热分量，其中大部分非热光子被发射。光谱指数和通量因此可以确定更好的精度比以前。在上升-峰值-衰减阶段的光谱软-硬-软行为不仅在一般的耀斑发展中被发现，而且在次峰值阶段更为明显。经验发现的幂律之间的依赖关系的光谱指数和归一化的非热通量持有期间的发射峰的上升和衰减阶段。它仍然存在于所有耀斑的组合中。我们发现在这种非热发射的上升和衰减阶段之间的依赖性的不对称性。通量峰值和光谱指数最小值之间没有延迟。软-硬-软行为似乎是基本电子加速过程的固有特征。
2004-07-20 astro-ph
Comparative study of the inial spikes of SGR giant flares in 1998 and 2004 observed with GEOTAIL: Do magnetospheric instabilities trigger large scale fracturing of magnetar's crust?
本文给出了1998年8月27日SGR 1900+14大耀斑的不饱和峰形.这是由GEOTAIL航天器上低能粒子仪器的粒子计数器获得的。所观察到的峰形揭示了四个特征结构：初始陡峭的上升，中间上升到峰值，指数衰减和小驼峰在衰减阶段。从该光变曲线，我们发现各向同性峰值亮度为$2.3\times10^{46}$ erg s $^{-1}$，总能量为$4.3 \times 10^{44}$ erg s $^{-1}$（$E\gtrsim$ 50 keV），假设到SGR 1900+14的距离为15 kpc，光谱为光学薄的热韧致辐射，$kT =$ 240 keV。这些都是一致的，与以前报道的下限来自于ESTA和Konus-Wind观测。对1998年SGR 1900+14和2004年SGR 1806-20的初始尖峰进行了对比研究。初始急剧上升的时间尺度表明其起源于磁层，而中间上升到峰值的时间尺度表明其起源于地壳破裂。最后，我们认为，这四个结构和相应的时间尺度提供了一个线索，以确定河外SGR巨型耀斑之间的短伽玛暴。
2007-06-21 astro-ph
Hard X-ray Flares Preceding Soft X-ray Outbursts in Aquila X-1: A Link between Neutron Star and Black Hole State Transitions
分析了中子星天鹰座X-1在1999年5月/6月和2000年9月/10月爆发期间的{ \it Rossi X射线定时探测器}（RXTE）数据。我们发现，在这些爆发的早期上升，在15 keV以上的能量范围内的硬耀斑之前的软X射线峰。硬耀斑的硬X射线通量在最大值时比爆发中的任何其他点都强三倍以上。硬X射线耀斑上升到这个最大值，与单调增亮的低/硬态光谱一致。在硬耀斑的峰值之后，在8- 12 keV范围内发生了一个尖锐的光谱跃迁。定时分析表明，在硬耀斑期间，功率谱主要由带限噪声和$\sim$ 1- 20 Hz的QPO组成，它们在频率上是相关的。在硬耀斑之后，功率谱立即变成幂律噪声。在硬耀斑期间和之后的光谱和定时特性非常类似于爆发早期上升期间的黑洞瞬变。我们认为Aql X-1中的这些硬耀斑和光谱跃迁与黑洞瞬变中观察到的是同一起源。这导致Aql X-1中的1- 20 Hz QPO和带限噪声与黑洞瞬态中的QPO和带限噪声相关联。我们讨论了这一发现对我们理解软X射线瞬态爆发、状态转变和X射线二进制变化的影响。
2003-04-09 astro-ph
Chandra observation of an unusually long and intense X-ray flare from a young solar-like star in M78
LkHA 312是在Chandra上的ACIS-I探测器上偶然观测到的，连续曝光26小时。这颗H_alpha发射线星属于恒星形成区M78（NGC 2068）。从光学和近红外数据，我们表明，它是一个前主序星（PMS）的低质量恒星与弱近红外过剩。这颗真正的金牛座T型恒星显示出一个X射线耀斑，具有不寻常的长上升阶段（~ 8小时）。X射线发射在观察的前18小时内几乎恒定，然后在快速上升阶段（~ 2小时）增加13倍，在缓慢上升阶段（~ 6小时）结束时达到静止X射线水平以上16倍。据我们所知，这个耀斑，~0.4-~0.5 cts/s，具有最高的计数率，迄今为止观察到的钱德拉从PMS低质量恒星。碰巧，源位置离轴8.2'，保护了该观察结果免于堆积。对X射线发射随时间的变化进行了光谱分析，结果表明，静止相和耀斑峰的等离子体温度分别达到29 MK和88 MK。在0.5- 8 keV能量范围内，由吸收修正后的静态和耀斑亮度分别为6 E30 erg/s和~ 1 E32 erg/s。LkHA 312的静态X射线光度与热光度之比很高，log（LX/L_bol）=-2.9，表明LkHA 312的日冕已达到“饱和”状态。耀斑峰值的X射线光度达到恒星热光度的2%。最后在太阳耀斑的框架下讨论了这一耀斑的不同阶段，这导致了磁环高度从3.1E10到1 E11 cm（0.2-0.5 R*，即，0.5-1.3 R_sun）。
2004-02-27 astro-ph
The Sun as an X-ray Star: III. Flares
在以前的工作中，我们已经开发了一种方法来转换太阳X射线数据，收集与Yohkoh/SXT，到恒星日冕观测的模板。在这里，我们应用该方法对几个太阳耀斑，恒星X射线耀斑的比较。八个耀斑，从弱（GOES类C5.8）到非常强烈的（X9）被选为代表的耀斑太阳。本文根据Yohkoh/SXT在耀斑上升、峰值和衰减过程中的观测资料，导出了耀斑区的辐射测量分布与温度的关系EM（T）。EM（T）在大多数时间内相当峰值化并以$T \approx 10^7$ K为中心。通常情况下，它在耀斑的上升阶段增长，然后在衰变期间下降并向较低的温度转变，如果有持续的加热，速度会更慢。我们研究的最强烈的耀斑甚至在很高的温度（$T \approx 10^8$ K）下也显示出发射测量。时间分辨的X射线光谱都未过滤和过滤通过非太阳仪器ASCA/SIS和ROSAT/PSPC的仪器响应，然后导出。合成的ASCA/SIS和ROSAT/PSPC光谱通常在接近EM（T）最大值的温度下与单个热分量很好地拟合，尽管需要两个热分量来拟合一些耀斑衰变。ROSAT/PSPC光谱显示，太阳耀斑的通量范围为两个数量级（$10^6 - 10^8$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$），PSPC硬度比范围较窄，但高于典型的非耀斑类太阳恒星。
2001-04-02 astro-ph
The gamma-ray giant flare from SGR1806-20: Evidence for crustal cracking via initial timescales
我们在这里报告的强伽玛射线耀斑发生在2004年12月27日从SGR 1806 - 20的偶然观测。来自星团和双星2号卫星的独特数据旨在研究地球的磁层，提供了这类事件早期（前100毫秒）阶段内三个独立时间尺度的第一个观测证据。这些观察结果表明，除了最初非常陡峭（<0.25 ms）的X射线开始外，首先存在4.9 ms的指数上升时间尺度，然后在70 ms的时间尺度上强度继续指数上升。这三个时间尺度是当前理论模型的一个突出特征，包括中子星地壳中裂缝传播的时间尺度（几毫秒）。
2005-05-31 astro-ph
Temporal aspects and frequency distributions of solar soft X-ray flares
对1976-2000年期间GOES观测到的近5万次软X射线耀斑（SXR）进行了统计分析。在此基础上，统计软X射线耀斑的时间特性，如持续时间，上升和衰减时间方面的SXR耀斑类。不同的耀斑参数之间的相关性，即SXR峰值通量，通量和特征时间，以及耀斑发生的频率分布作为峰值通量，通量和持续时间的函数。我们讨论了统计耀斑模型的分析结果，由nanoflares日冕加热的想法，并阐述了所获得的结果的影响在太阳耀斑的Neupert效应。
2002-07-11 astro-ph
X-ray flare modeling in the single giant HR 9024
我们分析了Chandra-HETGS对单个G型巨星HR 9024的观测。高通量使我们能够在高时间分辨率下检查谱线和连续谱诊断，以获得等离子体参数（热分布，丰度，温度，.）。半长为10 $^{12}$ cm（$\sim R_{\star}$）的一维流体动力学环模型和触发耀斑的脉冲足点加热，满意地再现了观测到的温度和发射测量的演化，来自于对强连续发射的分析。观测到的耀斑特征似乎是活跃恒星（也是前主序星）中非常大的耀斑的共同特征，可能表明了恒星日冕中这些非常动态和极端现象的一些基本物理学。
2005-12-28 astro-ph
The synchrotron peak shift during high-energy flares of blazars
对平谱射电类星体在高能耀斑期间同步辐射谱的能量漂移进行了预测。如果FSRQs的$γ$射线发射是由外辐射的康普顿化产生的，那么同步辐射光谱的峰值在耀斑状态下将向较低的能量移动。这是相反的高频峰值BL-Lac对象，外部辐射场被认为是弱的和同步自康普顿散射可能是占主导地位的$γ$射线辐射机制的众所周知的宽带光谱行为。如果在FSRQs中观测到同步辐射峰移，则可以将其用作诊断，以确定这些物体中的主导辐射机制。我建议几个FSRQs作为有前途的候选人来测试预测的外部康普顿化模型。
1999-02-10 astro-ph
A Rapid X-ray Flare from Markarian 501
我们目前的X射线观测BL Lacertae（BL Lac）对象Markarian 501（Mrk 501），采取与罗西X射线定时探测器在1998年5月作为一个多波长活动的一部分。X射线光变曲线显示了一个非常快速的耀斑，其中2-10 keV的通量在<200秒内增加了约60%。在这种快速上升之后，在2-10 keV通量中在<600秒内下降约40%。这个耀斑的10-15 keV的变化在类似的时间尺度上大约是2的一个因素。在耀斑上升期间，3-15 keV光谱指数从2.02 +/- 0.03硬化到1.87 +/- 0.04，在耀斑衰变期间保持不变。这是有史以来在Mrk 501的X射线中看到的最快变化，也是该物体在任何波长下看到的最快变化之一。光谱功率峰值的能量变化（从<3 keV before the flare to >耀斑期间的30 keV）也是从这个物体看到的最快速的变化之一。该耀斑发生在一个发射状态（2-10 keV通量约为1.2 e-10 erg cm^-2 s^-1），大约是1997年4月从该天体观测到的峰值通量的25%，但与其历史平均X射线通量相比仍然很高。在耀斑的发展和衰变过程中，硬度比的变化与低能量的变化是一致的，导致那些在高能量。这种模式在像Mrk 501这样的高频率峰值BL Lac天体中很少见，但最近在另外两个TeV发射BL Lac，Mrk 421和PKS 2155-3…
2000-03-10 astro-ph
A Systematic Study of X-Ray Flares from Low-Mass Young Stellar Objects in the Rho Ophiuchi Star-Forming Region with Chandra
我们报告的X射线耀斑从低质量的年轻恒星天体的系统研究的结果，使用钱德拉观测的主要地区的Rho Oph。从195个X射线源中，包括I-III类源和一些年轻的棕矮星，我们总共探测到71个X射线耀斑。大多数耀斑具有典型的太阳耀斑和恒星耀斑的轮廓，快速上升和缓慢衰减。我们导出了耀斑的时均温度（kT）、光度（LX）、上升和衰减时间尺度（τ r和τ d），发现（1）Ⅰ-Ⅱ类源的kT往往较高，（2）各类耀斑的LX分布几乎相同，（3）τ r与τ d、kT与τ r之间存在正、负对数线性相关。为了解释这些关系，我们利用磁重联模型的框架，将观测参数表示为重联磁环半长（L）和磁场强度（B）的函数。估计的L与这些天体的典型恒星半径（10^{10-11} cm）相当，这表明观测到的耀斑是由太阳型环触发的，而不是连接恒星与其内部吸积盘的更大的环（10^{12} cm）。对于I类源观察到的较高的kT可以通过比II-III类源（200-300 G）更高的磁场强度（约500 G）来解释。
2003-05-10 astro-ph
X-ray Flares in Early GRB Afterglows
雨燕X射线望远镜（XRT）发现，在伽马射线暴（GRB）的早期X射线余辉中，耀斑是相当常见的，在大约50%的余辉中被观察到，并及时进行了后续观测。耀斑的能量密度范围从瞬发辐射（GRB）的百分之几到~ 100%。重复的耀斑被观测到，在一些余辉中，XRT探测到超过4个连续的耀斑。耀斑的上升和下降时间通常比爆发后的时间短得多。这些特征表明，耀斑与瞬发发射机制有关，但在较低的光子能量。我们的结论是，这些耀斑的最有可能的原因是后期活动的伽玛射线暴的中央引擎。
2007-01-02 astro-ph
Six Large Coronal X-ray Flares Observed With Chandra
本文介绍了钱德拉资料库中六个最大日冕X射线耀斑的研究。用高能透射光栅光谱仪（HETG）和ACIS探测器在II Peg、Algol、HR 1099、TZ CrB和CC Eri上观测了耀斑。我们利用谱线分析方法，分别重建了耀斑和平静态的发射测度分布EMD（T），并对两者进行了比较。随后，从EMD获得元素丰度。我们发现在所有耀斑中EMD都有类似的行为，即出现大的高T分量，而低T（kT < 2 keV）等离子体基本上不受影响，除了低T发射测量的小幅度上升。在六个耀斑中的五个，我们检测到一个第一电离势（FIP）的耀斑丰度相对于平静的效果。这可能与以前的建议相矛盾，耀斑是一个反FIP效应的原因，在高度活跃的日冕。
2006-12-26 astro-ph
The spectral evolution of impulsive solar X-ray flares. II.Comparison of observations with models
本文研究了24次太阳硬X射线耀斑期间RHESSI观测到的电子谱的谱指数和非热分量的归一化（通量）的演化。定量的演变面临着简单的电子加速模型的预测，具有软-硬-软的行为。比较的范围是一般的，可以应用到不同的加速度模型，只要他们的预测的行为的频谱指数作为一个功能的归一化。一个简单的随机加速模型产生合理的最佳拟合模型参数的141个事件的上升和衰减阶段的个别硬X射线峰组成的约77%。然而，这意味着其他粒子的电子加速率和总能量不符合物理条件。其他简单的加速模型，如恒定速率的加速电子或恒定的输入功率有类似的故障率。与简单加速度模型不一致的峰值在谱指数中具有较小的变化。与简单随机模型相兼容的情况通常需要每秒加速10^36个电子的数倍，耀斑峰值的上升阶段的阈值能量为18 keV，衰减阶段的阈值能量为24 keV。
2005-01-20 astro-ph
Observational Evidence for Gentle Chromospheric Evaporation During the Impulsive Phase of a Solar Flare
利用太阳和日光层观测站上的Ramaty高能太阳光谱成像仪和日冕诊断光谱仪的数据，提出了C9.1太阳耀斑脉冲阶段期间色球温和蒸发的观测证据。到目前为止，在太阳耀斑的衰减阶段，经常有温和蒸发的证据被报道，其中热传导被认为是驱动机制。在这里，我们证明了色球层对低通量非热电子（>= 5 × 10^9尔格·cm^-2·s^-1）的响应，在冷的He I和O V发射谱线以及8 MK Fe XIX谱线中，等离子体的上升流分别为13+/-16、16+/-18和110+/-58 km·s^-1。这些发现，结合其他最近报道的工作，现在证实，太阳大气的动态响应是敏感地依赖于入射电子的通量。
2006-03-24 astro-ph
A New Method to Map Flares in Quasars
最近，Chartas等人（2001）在引力透镜多重影像类星体RX J0911.4+0551中探测到一个快速的X射线耀斑。剧烈的事件，如快速的X射线耀斑，在提供多个图像之间的时间延迟的高精度测量中是有用的。在本文中，我们认为，有一个新的可能性，在测量之间的时间延迟的多个图像的引力透镜类星体，约束的位置，假定耀斑引起的内在快速变化的类星体。然而，由于目前测量的精度有限，目前无法实现这些目标。我们预测，定时耀斑的精度为几秒钟的顺序将需要探测耀斑的位置。我们提出的方法将在不久的将来与更好的仪器，如XEUS。
2003-05-16 astro-ph
An investigation of Fe XV emission lines in solar flare spectra
在此之前，已经发现理论和观测之间的巨大差异Fe XV的发射线比率在太阳耀斑光谱覆盖224-327 A的波长范围内，获得了海军研究实验室的S 082 A仪器上的天空实验室。这些差异归因于所采用的原子数据中的错误或建模中未包括的其他原子过程的存在，例如荧光。然而，我们的分析这些加上其他S 082 A耀斑观测（后者包含321-482 A之间的Fe XV跃迁），使用最新的Fe XV原子物理学计算结合Chianti合成耀斑光谱，表明线的混合是主要负责的差异。因此，大多数Fe XV谱线不能用作太阳耀斑的电子密度诊断，至少在S 082 A和类似仪器的光谱分辨率（即~ 0.1 A）下是如此。一个例外是强度比I（321.8 A）/I（327.0 A），它似乎提供了在该光谱分辨率下的电子密度的良好估计。
2005-12-22 astro-ph
Are Coronae of Magnetically Active Stars Heated by Flares? III. Analytical Distribution of Superimposed Flares
（删节）我们研究了这样的假设：观察到的磁活跃恒星日冕的X射线/极紫外发射完全（或很大一部分）是由于耀斑的叠加造成的，使用分析方法来确定耀斑在光变曲线中的振幅分布。耀斑加热假说的动机是时间序列显示连续的变化，表明存在大量的叠加耀斑具有相似的上升和衰减时间尺度。我们严格的恒星耀斑的振幅分布所观察到的分组计数和光子等待时间的直方图，假设耀斑随机发生，并具有相似的形状。将这些结果应用到耀斑星AD Leo的EUVE/DS观测中，我们发现耀斑振幅分布可以用幂律指数为2.3 +/- 0.1的截断幂律来表示。我们的分析结果与Kashyap等人（2002）和Guedel等人（2003）的现有Monte Carlo结果一致。该方法适用于大范围的进一步随机爆发天体物理源，如激变变量，伽马射线暴子结构，X射线双星，和空间分辨观测的太阳耀斑。
2003-12-16 astro-ph
Observations of Solar Flare Doppler Shift Oscillations with the Bragg Crystal Spectrometer on Yohkoh
太阳日冕环的振荡似乎是一种常见的现象。在过渡区和日冕探测器以及极紫外成像望远镜的成像实验中都观测到了横向和纵向振荡。用太阳紫外辐射光谱仪观测到耀斑温度下形成的离子发射谱线中存在阻尼多普勒频移振荡。这些观测结果提供了有关日冕条件的有价值的诊断信息，并可能有助于改善我们对日冕加热机制的理解。我已经开始了一项研究的多普勒频移的时间依赖性测量耀斑期间与布拉格晶体光谱仪（BCS）的横滨。这封信报告的振荡行为检测多普勒频移测量作为时间的函数在S XV和Ca XIX的发射线。对于某些耀斑，两条谱线都表现出阻尼多普勒频移振荡，振幅为几公里/秒，周期和衰减时间为几分钟。观测结果似乎与横向振荡一致。由于BCS连续观测了几乎整个太阳周期，它提供了大量的耀斑数据集，这应该可以很好地描述振荡的平均特性。
2005-01-06 astro-ph
Analysis of X-ray flares in GRBs
本文详细研究了几个伽玛暴的X射线耀斑辐射的光谱和时间特性。我们选择了一个伽玛暴的样品，它的X射线光变曲线具有很大的振幅变化，在雨燕伽玛暴中经常看到的三段幂律破坏的基础上叠加了几个重亮。我们试图了解这些波动的起源，给出一些诊断，以区分刷新冲击和后期内部冲击。对于一些突发，我们的时间分辨光谱分析支持解释一个长寿命的中央发动机，与rebrightenings一致的能量注入在刷新的冲击较慢的壳在中央发动机的提示阶段赶上余辉冲击在以后的时间。
2006-10-17 astro-ph
Properties of Flares-Generated Seismic Waves on the Sun
由太阳耀斑（"日震"）激发的太阳地震波被观测为太阳表面的圆形膨胀波。1996年7月9日，太阳和日光层天文台（SOHO）太空任务观测到了第一次太阳地震。然而，当1997年新的太阳活动周期开始时，SOHO对太阳耀斑的观测没有显示出类似于1996年事件的地震波，即使是2000 - 2002年太阳活动极大期期间的大型X级耀斑。在这个太阳活动周期中，地震耀斑信号的第一个证据是由Donea和Lindsey通过声学的“外出功率”在2003年的“太阳耀斑”事件中获得的。在这之后，又观测到了其他几次强烈的地震。本文详细分析了2003 - 2005年三次太阳耀斑产生的日震波的基本特征。对于其中的两个耀斑，2003年10月28日的X17耀斑和2005年1月15日的X1.2耀斑，日震观测与RHESSI卫星测量的耀斑X射线通量的同步观测进行了比较。这些观测结果表明，耀斑地震波和硬X射线源之间存在密切联系，表明在耀斑脉冲阶段加速的高能电子在光球中产生了强烈的压缩波，导致了日震。结果还揭示了新的物理性质，如地震波的强各向异性，其振幅随传播方向的变化显着。波通过周围的太阳黑子区域传播到很远的距离，可达120 Mm，没有明显的衰减。这些观测为太阳耀斑活动区的日震诊断和理解太阳耀斑的能量释放和传输机制开辟了新的视角。
2005-12-31 astro-ph
Are Coronae of Magnetically Active Stars Heated by Flares? II. EUV and X-Ray Flare Statistics and the Differential Emission Measure Distribution
利用EUVE和BeppoSAX长时间观测资料，研究了晚型活动星AD Leo的EUV和X射线耀斑率在辐射能量上的分布。我们将观测到的光变曲线与根据具有可选指数α（dN/dE ~ E^{-α}）的幂律分布的能量模型耀斑合成的光变曲线进行比较。应用两种方法，第一种比较分组数据的通量分布，第二种使用未分组数据中的光子到达时间差的分布。对于EUVE DS和BeppoSAX LECS数据，我们发现可接受的α值在2.0-2.5之间。BeppoSAX MECS数据表明能量分布比LECS数据略浅，这是由于MECS探测器的灵敏度范围较硬，以及耀斑峰值温度随总（辐射）能量增加而增加。结果表明，耀斑可以发挥重要的作用，在这个活动的日冕的能量释放。我们讨论了与时间变异性，总能量和多个幂律分布有关的警告。研究的限制情况下，完全由人口的耀斑加热的日冕，我们推导出的时间平均的日冕差分发射测量分布（DEM），可用作诊断的耀斑能量分布的表达式。分析DEM的形状同意与以前公布的DEM从活跃的恒星的观测。
2002-12-17 astro-ph
Broadband microwave burst produced by electron beams
对快电子束的理论和实验研究是天体物理和实验室研究的热点。在太阳耀斑的情况下，可靠的光束探测和诊断问题是特别重要的。本文探讨了电子束在与磁场成斜交或沿磁场方向运动时，在束流传播方向周围有一定角度散射，通过回旋同步加速器机制产生微波连续谱爆发的事实。由束流产生的微波爆发的特性不同于各向同性或损失锥分布的情况下，这表明一个新的工具，在日冕中的束流的定量诊断。为了证明这个工具的潜力，我们在这里分析了2001年3月10日发生在脉冲耀斑1B/M6.7（AR 9368，N27 W 42）的射电爆发。在详细分析了光谱、时间和空间关系的基础上，我们得到了微波连续爆发是由电子束产生的有力证据。我们首次提出并应用了一种基于精确回旋同步公式的前向拟合算法，该算法同时利用总功率和偏振测量值来求解光束诊断的逆问题。我们发现，爆发是由一个倾斜的光束在一个合理的强磁场（$\sim 200-300$ G）的区域中产生的，并在准横向视角观察到的爆发。我们发现射电源中发射电子的寿命相对较短，为$τ_l \approx 0.5$ s，这与电子从具有较强磁场的脚点处的磁镜的单次反射一致。我们讨论了这些发现的电子加速耀斑和光束诊断的影响。
2007-12-16 astro-ph
Transient Emission From Dissipative Fronts in Magnetized, Relativistic Outflows. II. Synchrotron Flares
在辐射波前模型的框架内，考虑了相对论喷流的同步辐射随时间的变化以及同步辐射与ERC辐射之间的关系。光学薄发射的时间尺度和轮廓被示出，在这个模型中，由激波形成半径，排出的流体板的厚度和由于其横向膨胀的前的参数的变化来确定。在一系列合理的条件下，可以产生各种各样的耀斑形状，从大致对称的指数上升和衰减，如耀变体中经常看到的，到高度不对称的快速上升和慢得多的幂律衰减，如GRB余辉。低频（低于初始转换频率）和硬伽马射线（高于初始伽马球能量）爆发的发生、持续时间和注量受到不透明度效应的限制;在这些能量下的发射通常会延迟，并且在爆发长度足够短的情况下，会严重衰减。观测结果进行了讨论。这个模型的一个独特预测是，在一个单一的、强大的源中，伽马射线光谱的上限应该与爆发的时间尺度和长波长（通常是无线电到毫米）的变化幅度相关。
1999-04-15 astro-ph
RXTE Monitoring of the Anomalous X-ray Pulsar 1E 1048.1-5937: Long-Term Variability and the 2007 March Event
经过三年没有异常活动，异常X射线脉冲星1 E 1048.1-5937于2007年3月重新激活。我们报告了在2007年3月26日（MJD 54185.9）探测到的一个大故障（Delta（nu）/nu =1.63（2）X~10^{-5}），与脉冲通量耀斑的爆发同时发生，这是Rossi X射线定时探测器在10年的监测中从该源观测到的第三次耀斑。此外，我们报告的时间属性的演变，脉冲通量，和脉冲轮廓的RXTE测量从1996年7月至2008年1月，这个源的详细研究。在我们的定时研究中，我们尝试对所有可用的观测进行相位相干定时。我们发现，在2001年，在第一个脉冲通量耀斑的上升附近发生了一个不确定性质的定时异常;我们发现，在2002年，在第二个耀斑的上升附近发生了一个可能的故障（Delta（nu）/nu =2.91（9）× 10 ^{-6}），我们给出了自旋下降变化的详细描述。在我们的脉冲通量研究中，我们比较了三个耀斑的衰变，并讨论了硬度比的变化。在我们的脉冲轮廓的研究中，我们发现，轮廓表现出大的变化附近的前两个耀斑的峰值，和几个小的短期轮廓变化在最近的耀斑。最后，我们报告发现一个小爆发27天后，最后一个耀斑的高峰，第四次爆发发现从这个来源。在磁星模型的框架下讨论了观测到的性质之间的关系。
2009-07-25 astro-ph
Footpoint versus loop-top hard X-ray emission sources in solar flares
本文利用足点源与环顶源的硬X射线通量比R研究了太阳耀斑中的非热电子俘获和沉淀。考虑到长期任务的Yohkoh Hard X射线望远镜数据库，我们从中选择了117个耀斑，我们研究了比率R对耀斑环参数（如高度h和柱深N）的依赖性。我们使用非热电子束作为磁会聚的诊断工具。比率R随h减小，我们将其解释为会聚场几何形状的影响。在R-h图中看到的两个分支表明，在日冕中可能存在两种类型的磁环：一种是频率更高（超过80%）的更会聚的磁环，另一种是频率较低（低于20%）的不太会聚的磁环。比率R和N之间缺乏相关性可能是由于研究事件的配置比软X射线中看到的更复杂。得到的磁镜比的值与以前的工作是一致的，并建议一个强烈的非潜在的配置。需要进一步的调查，包括RHESSI数据来验证我们的结果。
2006-10-13 astro-ph
