MUSICOS 1998: Optical and X-rays Observations of Flares on the RS CVn Binary HR 1099
本文报道了对HR 1099的H_α、H_β、NaI D_1、D_2和HeI D_3谱线的同时连续观测。我们几乎连续观察HR 1099超过3周，并监测到两次耀斑。在其中一次耀斑中，观察到H_α、CaII H & K、H_β、HeI D_3和HeI E6678的增加以及NaI D_1、D_2和MgI b三重态的强烈填充。我们发现耀斑发生在双星轨道的同一相位（0.85），而且两者似乎都发生在边缘附近。RXTE上的ASM还探测到了几次X射线耀斑。当活跃的K1IV星在前面时，X射线光变曲线中的旋转调制已经被检测到最大通量。
2001-10-12 astro-ph
Ionization physics evidence for magnetic flare origin of X-rays in AGN
我们提出了两个目前流行的吸积流几何的活动星系核的全磁盘X射线反射谱-灯柱模型经常用来讨论在活动星系核的铁线混响，和模型中的X射线产生的磁耀斑以上的冷吸积盘（AD）。灯柱光谱包含了一些在大多数活动星系核的X射线光谱中看不到的高度电离物质的光谱特征。另一方面，磁耀斑模型产生的反射谱大致是幂律谱、{ \em中性样}反射谱和铁K $α$谱的叠加，因此更符合典型的活动星系核X射线谱。此外，由于两种模型中被照射物质的电离结构的差异，对于灯柱，线等效宽度随着X射线光度$L_x$而增加，而对于耀斑模型，线等效宽度随着$L_x$而减小。根据这些理论的见解，最近的活动星系核的铁线混响研究，X射线鲍德温效应，以及在遥远的类星体中普遍缺乏X射线反射功能都表明，对于高吸积率，冷的吸积盘被汤姆逊厚，完全电离的皮肤。因为后者只有在X射线集中到小的发射区域时才有可能，我们认为这为活动星系核中X射线的磁耀斑起源提供了强有力的证据。
2000-05-31 astro-ph
Solar Flares: Gamma Rays
我们简要回顾了太阳耀斑中γ射线产生的理论，并介绍了观测的重点及其意义。具体而言：（i）γ射线数据表明，大部分耀斑释放的能量是以加速离子的形式存在的，大部分在1 MeV/核子左右;（ii）加速的He-3、重离子和相对论电子的丰度是富集的，这意味着粒子加速是由等离子体湍流的随机回旋共振相互作用所支配的;（iii）有证据表明具有低第一电离势的环境色球元素的丰度增加;（iv）由于α-α相互作用，在0.429 MeV和0.478 MeV处观察到的Li-7和Be-7线表明，加速的α粒子和周围的He丰度都显著增强。
1998-10-06 astro-ph
High-Energy Gamma-Rays from GRB X-ray Flares
最近在伽马射线暴（GRB）的余辉阶段探测到的X射线耀斑表明，在前向激波内部的半径处，存在一个发动机内部的起源。当这些耀斑光子通过前向激波时，它们被前向激波余辉电子散射，必然产生逆康普顿辐射。我们发现，这种IC发射产生高能量的伽马射线耀斑，这可能是由AGILE，GLAST和地面的TeV望远镜检测。耀斑光子与前向冲击电子之间的各向异性IC散射不影响IC分量的总强度，但导致IC分量峰相对于耀斑峰的时间延迟。各向异性散射效应也可能在一定程度上削弱耀斑光子增强电子冷却对余辉强度的抑制作用。我们推测，这种IC成分可能已经被EGRET从一个非常强的爆发GRB 940217中检测到。GLAST的未来观测可能有助于区分X射线耀斑是起源于后期中央发动机活动还是外部冲击。
2007-02-23 astro-ph
AD Leo from X-Rays to Radio: Are Flares Responsible for the Heating of Stellar Coronae?
1999年春，对耀斑星AD Leo进行了长期的协调观测活动，包括{ \it EUVE}、{ \it BeppoSAX}、{ \it VLA}和光学望远镜。该运动总共持续了44天。我们获得了高质量的光变曲线，显示了各种时间尺度上的持续变化，提出了关于耀斑样事件对日冕加热作用的有趣问题。我们进行了Kolmogorov-Smirnov检验，将观测结果与一组由统计耀斑组成的模拟光变曲线进行比较，这些耀斑的能量分布为具有可选指数$α$的${\rm d}N/{\rm d}E \propto E^{-α}$形式的幂律。我们发现最佳拟合的$α$值略高于2的值，表明耀斑人口向小能量的扩展可能是重要的整体X射线发射的产生。
2000-11-30 astro-ph
Helioseismic analysis of the solar flare-induced sunquake of 2005 January 15. II: A magneto-seismic study
2005年1月15日，活动区AR 10720产生了一个X1.2的太阳耀斑，引发了光球层的高水平地震活动。本文用日震全息术探测了震源，并作了详细分析。在6兆赫与2兆赫带宽的出口功率图显示了一个紧凑的声源强烈相关的冠状环的脚点，托管耀斑。我们提出了一个磁地震研究这个活跃的区域，以了解，第一次，磁拓扑结构的日冕领域，主机的声学活跃的太阳耀斑。伴随的分析试图回答这样的问题：磁场能作为一个屏障，阻止地震波从太阳地震的焦点传播出去吗？而且，什么是最有效的磁结构，将促进发展的一个强大的震源在光球？
2008-07-24 astro-ph
Solar Neutron Event in Association with a Large Solar Flare on November 24, 2000
太阳中子已被探测到使用中子监测器位于山。2000年11月24日，玻利维亚查卡尔塔亚，伴随着一次大的太阳耀斑。这是迄今为止在第23个太阳活动周报告的中子监测器首次探测到太阳中子。检测的统计显著性为5.5 sigma。在这次耀斑中，硬X射线和伽马射线的强烈发射分别被横滨硬X射线望远镜（HXT）和伽马射线光谱仪（GRS）观测到。太阳中子的产生时间与硬X射线和伽马射线的相关性比与软X射线的相关性好。在以往的太阳活动周中，地面上对太阳中子的观测仅限于软X射线级别大于X8的太阳耀斑。然而，在这个周期中，2000年11月24日探测到与X2.3太阳耀斑有关的中子。这是第一次在地面上探测到与X射线级小于X8的太阳耀斑有关的太阳中子的报告。
2003-04-03 astro-ph
X-Ray Flares of Sun-Like Young Stellar Objects and Their Effects on Protoplanetary Disks
早期太阳类似物耀斑的天文观测有可能对原行星盘的高能辐照环境提供重要的见解。与典型的低质量金牛T星相比，太阳质量的年轻恒星天体的X射线亮度明显更高。它们在几天的时间尺度上经历频繁的强烈燃烧。非常强大的耀斑也会发生，但时间较长。这些恒星的硬X射线光谱在耀斑期间变得更加坚硬。来自这些类似太阳的年轻恒星物体的X射线有可能将星周物质传播到很远的地方。给出了X射线效应的三个具体例子：内吸积盘大气的物理和化学，吸积盘中面的电离水平，这对磁旋转不稳定性的存在很重要;和辐射区的核注量，就在内部的磁盘的内边缘，重要的是在当地的辐射方案，产生短寿命的放射性核素在陨石中发现。
2005-06-13 astro-ph
The effects of cosmic rays and solar flares on the IRAC detectors: the first two years of in-flight operation
红外线阵列相机（英语：Infrared Array Camera，IRAC）是斯皮策太空望远镜上的一个四通道相机，是三个焦平面科学仪器之一。IRAC使用两对256 x256像素的InSb和Si：As IBC探测器，以提供3.6、4.5、5.8和8微米的同时成像。IRAC经历了宇宙射线和太阳质子的通量，它们在每个阵列的科学图像中产生瞬态效应，在每次积分期间每秒有4-6个像素受到影响。在极端的太阳耀斑期间，IRAC经历了高得多的瞬变速率，这影响了科学数据的质量。我们目前的宇宙射线率和观测到的探测器特性IRAC在头两年的科学运作，并在2005年1月在一个激烈的太阳耀斑期间的太阳质子通量升高的时期观察到的利率。我们展示了自发射以来观察到的IRAC探测器的变化，并评估了它们对科学数据质量的影响。
2006-07-26 astro-ph
Helioseismic analysis of the solar flare-induced sunquake of 2005 January 15
我们报告的发现，最强大的日震之一检测到的日期，产生的X1.2级太阳耀斑在活动区10720在2005年1月15日。我们利用日震全息照相术对从耀斑现场发射到太阳内部的地震波源进行成像。声学出口功率图在3和6兆赫与2兆赫的带通揭示了一个紧凑的声源强烈相关的脉冲硬X射线和可见光连续发射沿半影中性线分离的两个主要的相对本影在$δ$配置的太阳黑子，占主导地位的AR 10720。声发射信号直接与耀斑期间发出的硬X射线和可见连续辐射对准。在$2.0 \times 10^{23}$ J估计的可见光连续发射，约500倍的地震发射的$\sim 4 \times 10^{20}$ J的耀斑2005年1月15日表现出相同的紧密的空间对齐之间的源的地震发射和脉冲可见光连续发射作为以前的耀斑，加强了假设，声发射可能是由加热低光球。然而，这是一个主要的例外，因为没有签名表明质子包含在被认为提供耀斑辐射能量的粒子束中。在缺乏质子的白光耀斑的情况下，地震发射源和脉冲可见连续发射源之间的持续强烈重合为"回暖“假说提供了实质性的支持，即低光球层被白光耀斑中上覆色球层的强烈巴耳末和帕邢连续边缘辐射显着加热。
2007-04-26 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
Geometry Diagnostics of a Stellar Flare from Fluorescent X-rays
我们目前的铁荧光发射的证据在钱德拉HETGS光谱的单个G型巨星HR 9024在一个大耀斑。类似于太阳X射线观测，我们解释所观察到的Fe K $α$线产生电离日冕X射线的光球照明，在这种情况下，对于一个给定的Fe光球丰度，其强度取决于X射线源的高度。HETGS观测，连同三维蒙特卡罗计算模拟的荧光发射，被用来获得一个直接的几何约束的规模高度的耀斑日冕等离子体。我们计算了Fe荧光发射引起的一个单一的耀斑日冕环，以及再现所观察到的X射线的时间和光谱特性，根据一个详细的流体动力学模型的发射。在观测不确定性范围内，预测的Fe荧光发射与观测值非常一致，指向标度高度$\lesssim 0.3$ \rstar。HR 9024耀斑与Swift最近在II Peg上观测到的耀斑的比较表明，后者与X射线光电离激发一致。
2008-01-24 astro-ph
Relative timing of solar flares observed at different wavelengths
本文分析了在硬X射线、软X射线和H-α中同时观测到的503个太阳耀斑的时间。我们研究了不同波长的开始和峰值时间差，以及硬X射线发射的结束和软X射线和H-α发射的最大值之间的差异。在超过90%的分析事件中，在软X射线中看到的热预热存在于脉冲耀斑阶段之前。平均而言，软X射线发射在硬X射线和H-α发射之前3分钟开始。预热阶段的持续时间和随后耀斑的重要性之间没有相关性，而且，预热阶段的持续时间对于脉冲耀斑和渐变耀斑没有区别。对于至少一半的事件，非热发射的结束正好与热发射的最大值一致，与光束驱动蒸发模型一致。另一方面，对于大约25%的事件，有强有力的证据表明，在硬X射线结束之后，蒸发时间延长。对于这些事件，额外的能量传输机制的存在，最有可能是热传导，似乎发挥了重要作用。
2002-08-05 astro-ph
Pulse Width Evolution of Late Time X-rays Flares in GRBs: Evidence For Internal Shocks
研究了由{ \it Swift}航天器上的窄视场X射线望远镜（XRT）观测到的伽马射线暴（GRB）后的晚期X射线耀斑的持续时间和变率。这些耀斑被认为是由中央发动机的后期活动的指示，中央发动机为伽玛射线暴提供动力，并通过类似于产生即时发射的方式产生。我们使用一个非参数的程序来研究耀斑的整体时间特性和结构函数分析，以寻找一个基本的可变性的时间尺度之间的即时和晚的时间发射的演变。我们发现，在28个单独的X射线耀斑在18个单独的伽玛暴之间的耀斑持续时间和它们的峰值流量的时间，因为伽玛暴触发的强相关性。我们还发现了一个定性的变化减少的趋势，作为时间的函数，因为触发，与最小的变化时间尺度$Δt/t=0.1$为大多数耀斑的特征。我们解释这些结果作为证据的内部冲击的碰撞半径大于那些产生的即时发射。GLAST对高能辐射的同时探测可能是确定这些X射线耀斑是否真的起源于余辉后面的内部冲击的关键测试，因为任何起源于余辉后面的X射线辐射在穿过外部冲击时都将经历逆康普顿散射。
2007-07-30 astro-ph
X-rays of Stellar Coronae with Chandra and XMM-Newton: Flares and Elemental Composition in Stellar Atmospheres (Invited review)
钱德拉和XMM-牛顿对磁活动星的观测加深了我们对晚型星大气物理的认识。在这篇评论文章中，我讨论了两个从Chandra和XMM-Newton中获益匪浅的主题。特别令人感兴趣的是，对恒星日冕的元素组成的研究利用了这些卫星上的光栅仪器所具有的高光谱分辨率。我总结了我们的知识状况，并讨论了各种恒星日冕的元素组成。我还专注于恒星日冕耀斑的主题，并回顾了XMM-牛顿和钱德拉的X射线和多波长的研究所作出的贡献。
2004-09-21 astro-ph
On Flare Driven Global Waves
我们最近提出的证据表明，太阳声波频谱高频部分的能量与太阳X射线通量之间存在很强的相关性Karoff & Kjeldsen（2008）。这一发现表明，耀斑驱动太阳的全球振荡，就像2004年12月苏门答腊-安达曼大地震后，整个地球会响几个星期一样。如果这一指示被证明是真的，我们也许能够利用耀斑和声谱高频部分能量之间的关系来探测太阳远端的耀斑和其他类太阳恒星上的耀斑。但是，这一发现也开启了许多新的问题，例如为什么只有声波频谱的高频部分与X射线通量相关？而且，太阳耀斑中是否有足够的能量驱动全球振荡？
2008-10-16 astro-ph
Magnetic flaring in the pre-main sequence Sun and implications for the early solar system
为了解决在太阳星云的充满活力的过程中的作用，我们提供了一个详细的表征磁耀斑的恒星类似物的前主序太阳的基础上，23小时的观测43个类似物的年轻太阳在猎户座星云星团与钱德拉X射线天文台获得。我们发现，在主序水平上，X射线亮度有强烈的升高，平均值<log L_x>为30.3erg/s，<logL_x/L_*> = -3.9（0.5-8 keV），并存在几十个耀斑。类似于<= 1 My old pre-main sequence太阳的X射线耀斑比当代太阳上看到的最强大的耀斑要强大10^{1.5}倍，频率要高10^{2.5}倍。通过外推太阳X射线光度和质子注量之间的关系，我们推断年轻太阳的高能质子比同时代的水平增加了10^5倍。除非耀斑的几何形状是不利的，这个推断的质子通量盘上是足够的，以产生观测到的陨石丰度的几个重要的短寿命放射性同位素。因此，我们的研究加强了碳质陨石同位素异常的局部质子空间模型的天文学基础。由钱德拉观测到的磁重联耀斑产生的辐射、粒子和冲击波也可能有闪光熔化的陨石球粒，并产生了在陨石颗粒中看到的过量21-Ne。
2002-02-01 astro-ph
Gamma-ray and neutrino flares produced by protons accelerated on an accretion disk surface in AGN
我们讨论的后果，几乎直线加速质子的极高的能量在重联区域的表面上的吸积盘，围绕着一个中心的黑洞在一个活跃的星系。质子在与圆盘辐射的相互作用中产生$γ$ -射线和中微子，这在以前的几篇论文中已经讨论过。然而，在这个模型中，次级$γ$射线可以在圆盘上方的磁场和辐射场中引发级联。我们计算的光谱$γ$ -射线和中微子出现的区域接近磁盘表面。根据重联区的参数，该模型预测的$γ$ -射线和中微子耀斑的外观，如果质子采取的重联区的大部分能量。相反，如果轻子吸收了大部分能量，它们就会产生纯$γ$射线耀斑。预计在强子级联的情况下的$γ$射线谱与1991年6月从3C 279耀斑期间观察到的光谱进行了比较。伴随这些γ射线耀斑的中微子耀斑可能被未来灵敏度为$\sim 10^{5}$ TeV的大型中微子望远镜探测到。
1998-02-23 astro-ph
Giant AGN Flares and Cosmic Ray Bursts
我们预测了一类新的非常强烈的，持续时间短的活动星系核耀斑能够加速最高能量的宇宙射线，导致从恒星的潮汐破裂或从磁盘的不稳定性。这些耀斑的速率和能量很容易解释观测到的UHECR的通量和密度统计数据。讨论了预测的活动星系核耀斑产生的光子爆发;它们可能很快就会被探测到。观测结果表明，排除连续喷流的强大的活动星系核的唯一来源的高能宇宙射线的严格要求伽马射线暴的源划定。
2008-09-15 astro-ph
High resolution gamma ray spectroscopy of flares on the east and west limbs of the Sun
新一代锗基高分辨率伽马射线光谱仪使人们能够精确测量太阳耀斑脉冲阶段发射的伽马射线谱线的轮廓、宽度和能量。在这里，我们提出的测量在两个耀斑的12C和16O的去激发线的能量分别在4.4和6.1 MeV的Ge光谱仪SPI板INTEGRAL，从多普勒频移推导出，并与预期的12C和16O核的反冲，这是由耀斑加速离子的影响激发。Ge谱仪RHESSI在耀斑东翼附近报告了一个异常的多普勒测量（根据反冲理论），并解释为在磁环的脚点处的磁场线偏离垂直方向并朝向观测者倾斜。如果这是一种普遍现象，则可以解释为意味着东翼和西翼上的多普勒频移之间存在显著差异。SPI观测到东、西翼耀斑，发现多普勒频移没有显著差异。我们还测量了这些线的形状和注量，以及它们与捕获耀斑产生的中子的2.2 MeV线的注量比。这两个量的分析，使用厚目标模型参数化太阳物理和几何量表明，这里研究的两个耀斑也有磁场向观察者倾斜，虽然测量的意义不高。
2006-10-29 astro-ph
Search for very high energy gamma-rays from WIMP annihilations near the Sun with the Milagro Detector
中性伴子，最轻的稳定超对称粒子，是天文学上失踪的“暗物质”的强有力的理论候选者。大量这样的中性伴子可以在太阳附近积累，当它们在散射时失去能量并被引力捕获时。这些中性伴子的成对湮灭可能产生非常高能量（VHE，高于$100 GeV$）的伽马射线。Milagro是一个空气簇射阵列，它使用水切伦科夫技术来探测广泛的空气簇射，能够以$0.75^{\circ}$的角分辨率观测来自太阳方向的甚高能量辐射伽马射线。对Milagro在太阳下暴露1165小时的数据进行分析，首次尝试探测太阳系捕获的中性伴子湮灭产生的TeV伽马射线，并没有显示出统计上显著的信号。由此产生的限制，可以设置在伽马射线通量由于近太阳中性伴子湮灭和中性伴子截面。
2004-05-14 astro-ph
Location of Narrowband Spikes in Solar Flares
分米型的窄带尖峰已经在苏黎世联邦理工学院的凤凰-2的动态光谱图中被确定，并且位于与Nancay射电日像仪相同频率的位置。将尖峰位置与硬X射线发射和软X射线和极紫外线中热耀斑等离子体的位置进行了比较。分米波尖峰被发现是位于约20”至400”远离耀斑现场的硬或软X射线的单源。在大多数情况下，附近没有明亮的足迹。在至少两种情况下，尖峰接近环顶。这些观测结果并不能证实人们普遍认为的尖峰辐射是由耀斑环足点附近的某些损失锥不稳定脉泽产生的。另一方面，大的距离，耀斑网站和事实上，这些尖峰都观察到在耀斑衰减阶段，使分析尖峰源可疑的网站的主要耀斑电子加速。它们可能表明日冕耀斑后加速的地点。
2001-12-19 astro-ph
Compton backscattered and primary X-rays from solar flares: angle dependent Green's function correction for photospheric albedo
观测到的来自太阳耀斑的硬X射线（HXR）通量谱$I(ε)$是初级韧致辐射光子$I_P(ε)$与来自光球康普顿后向散射的向下初级辐射的光谱修正分量的组合。后者可能是重要的，扭曲或隐藏了主光谱的真实特征，这些特征是高能电子的加速和传播及其能量预算的关键诊断。在太阳物理学中，我们第一次使用格林函数方法来解决后向散射光谱反卷积问题，构建了一个包含光电吸收的格林矩阵。这种方法允许光谱独立提取的主要光谱的几个HXR耀斑观察到的{ \it拉马迪高能太阳光谱成像仪}（RHESSI）。我们发现，观测到的光谱和主光谱有很大的不同，硬光谱接近磁盘中心的耀斑。我们特别表明，能量依赖的光子光谱指数$γ(ε)=-d \log I/d \log ε$是非常不同的$I_P(ε)$和$I(ε)$和推断的平均源电子光谱${\bar F}(E)$差异很大。即使对于参数${\bar F}(E)$到数据的前向拟合，当拟合到$I_P(ε)$时，即当包括双稳态校正时，拟合$I(ε)$所需的清晰的低能量截止基本上消失。因此，背散射光子的自洽校正被证明是至关重要的，在确定耀斑加速电子的能谱，因此，他们的总数和能量。
2005-10-06 astro-ph
