The physical parameters of Markarian 501 during flaring activity
根据1997年4月15 - 16日Markarian~501耀斑期间观测到的X射线-γ射线谱和变率，确定了均匀同步辐射自康普顿模型的物理参数（磁场和多普勒因子）。我们发现，磁场之间的0.07 G和0.6 G和多普勒因子之间的12和36可以适合（取决于观察到的变化时间尺度）这些意见。我们考虑到光子-光子对生产相互作用的伽马射线光子发生在发射区域内和传播到地球的过程中，并发现这些是非常重要的，在正确地确定允许的模型参数。先前对允许参数空间的估计忽略了这种影响。未来的多波长活动期间，强烈的耀斑活动，包括观测从光学到TeV的伽马射线，应使物理参数得到进一步的约束。
1999-05-24 astro-ph
The X-ray flaring activity of the galactic nucleus observed with XMM-Newton
我们报告的结果，XMM牛顿观测Sgr A*，辐射对应的大质量黑洞在我们的银河系的核心，在银河系中心区域的保证时间调查计划的框架内进行。2000年10月，钱德拉天文台发现了来自Sgr A* 的明亮X射线耀斑，这为理解该天体以及一般以低吸积率吸积的黑洞的工作过程开辟了新的视角。我们在这里报告的重要结果与XMM-牛顿上的Sgr A* 高能耀斑活动，我们讨论的模型和未来的观测前景的影响。
2003-10-06 astro-ph
Discovery of X-ray flaring on the magnetic Bp-star sigma Ori E
我们报告的X射线耀斑的探测Bp星Sigma猎户座E与ROSAT高分辨率成像仪（HRI）。耀斑被证明可能发生在早型恒星上，而不是假设的晚型伴星上。我们推导出耀斑参数，如总能量释放，粗略估计的大小和密度，并提出了论点的磁起源的耀斑。我们把我们的意见的背景下，一个磁性的Bp型恒星，并推测一个共同的物理基础和Bp和Be恒星之间的连接。
2004-02-18 astro-ph
The appearance of magnetospheric instability in flaring activity at the onset of X-ray outbursts in A0535+26
我们认为，在瞬态X射线脉冲星A 0535+26中观测到的X射线耀斑变率是由于磁层的低模不稳定性。这种不稳定性在吸积开始时，在吸积盘和中子星磁层之间的薄边界层中发展。因此，在边界层中收集的物质可以迅速地落在靠近磁极的NS表面上，但并不完全沿着稳定吸积进行的场线。这就解释了使用RXTE数据测量的回旋线能量在爆发前的尖峰，相对于主爆发期间观察到的线能量的变化。此外，不稳定性可以解释不同的脉冲轮廓，以及它们的能量演化，这是不同的爆发前耀斑和主爆发。
2008-01-21 astro-ph
Superluminal Radio Features in the M87 Jet and the Site of Flaring TeV Gamma-ray Emission
超光速运动是活动星系核中射电喷流的一个共同特征。传统上，可变发射被假定为起源于中心附近的超大质量黑洞的喷流发射在秒差距尺度或更小。在这里，我们报告的超光速无线电功能的发现内一个独特的耀斑X射线发射区的喷流附近的射电星系M87的甚长基线阵列。这表明，这两个现象学的标志-超光速运动和高能量的可变性-是相关的，我们把这个活动更远（>=120 pc）的"中央引擎“在M87比以前认为的相对论性喷流来源。我们认为最近H.E.S.S.实验起源于这种可变的超光速结构，从而提供了至关重要的洞察生产区域的伽马射线发射在更遥远的blazar。
2007-05-30 astro-ph
Multi-Wavelength Observations of 1ES1959+650 in a Flaring State
2002年5月，VERITAS合作利用惠普尔$γ$射线天文台在甚高能（VHE）区探测到了BL Lacertae天体（BL Lac）1 ES 1959 +650。在接下来的两个月里，VERITAS合作观测到了耀斑的发作;有时，夜间平均VHE信号是蟹状星云（VHE天文学中的标准烛光）的三倍。1 ES 1959 +650也在光学和X射线波段进行了监测。X射线光变曲线具有周期性，并与VHE和光学带相关。
2003-01-06 astro-ph
Chandra Grating Spectroscopy of the X-ray Binary 4U 1700-37 in a Flaring State
钱德拉X射线天文台光栅光谱的超巨星X射线二进制4U 1700-37揭示了发射线从氢和氦类S，Si，Mg和Ne在4-13 A范围。该光谱还显示了来自S、Si的荧光线，以及在1.94 A处的突出的Fe K α线。这些谱线在轨道φ ~0.7的这个范围内对以前未考虑的通量“软过剩”有贡献。在间歇燃烧过程中观测到了X射线源，其谱线强度随源的状态而变化。谱线的宽度（FWHM约为1000-2000 km/s）可以由康普顿散射或多普勒频移产生。硬X射线的功率谱显示出红噪声，软X射线和谱线显示出另外的准周期振荡（QPO）和功率谱突变。类氦三重态的Si和Mg表明，气体不是在一个纯粹的光电离平衡。我们讨论了共振散射是否会影响谱线比，或者是否有一部分风会被加热到T~10^6 K的温度。
2003-03-13 astro-ph
XMM-Newton observes flaring in the polar UZ For during a low state
在一次XMM-牛顿观测中，食极UZ For被发现处于一种特殊的状态，具有极低的X射线光度和偶尔的X射线和紫外线耀斑。在观测的大部分时间里，UZ For在X射线中几乎没有被探测到，而且比以前用ROSAT观测到的高状态时暗约800倍。一个瞬态事件，持续约900秒，同时检测到的X射线仪器，并在紫外线，由光学监视器。这个瞬变很可能是由10^17-10^18 g的气体对白矮星的主要吸积区域的撞击造成的。瞬态的X射线谱与来自吸积柱中的激波加热气体的7 keV热韧致辐射一致。由于X射线在白矮星大气中的再处理而产生的软黑体成分是看不到的。在瞬变过程中的紫外线发射的可能来源是来自吸积柱的回旋辐射。我们的结论是，从我们的分析，不寻常的耀斑期间的低状态的UZ为造成的间歇性增加的质量传递速率由于恒星活动的次级。
2002-07-12 astro-ph
A large amplitude flaring dMe star in the 1978 October 6B $γ$-ray burst error box
光谱观测提供的证据表明，1966年在Sonneberg天文台档案底片上观测到的光学瞬变天体是一颗B=18.5 dMe的恒星。假设耀斑持续时间为40分钟（或更长），耀斑振幅为$\bigtriangleup$ m $_{B}$ $\approx$ 5.2 mag.如果记录的事件属于“快速”耀斑，其振幅可能达到7-9 mag.。我们估计光学耀斑能量释放的下限为10 $^{35}$（d/100 pc）$^2$ erg/s。我们讨论了这颗大振幅耀斑星与1978年10月6 B $γ$射线爆发的误差盒的位置重合，并得出结论，耀斑星可能与$γ$射线爆发无关。事实上，没有其他的光学耀斑被发现从这个对象限制其频率小于7 $\times$ 10 $^{-4}$ h $^{-1}$的振幅（在B）大于4.5马格。然而，大振幅耀斑构成了一个严重的背景问题，为广泛的领域搜索可能的光学对应物的$γ$射线爆发。
1994-09-16 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
Magnetic flaring in pre-main sequence stars
用X射线成像望远镜对附近恒星形成云的观测显示，在低质量的前主序星（PMS）中，X射线的发射高于主序星的水平$10^1-10^4$。变异性和光谱X射线证据，以及在少数情况下看到的圆偏振射电连续耀斑，强烈主张起源于磁重联耀斑。这些高水平的磁活动存在于从最早的原恒星阶段到主序星。在简要回顾过去的观测之后，提出了三个天体物理问题：耀斑磁场的位置，这些场的起源，以及耀斑高能光子和粒子对周围环境的影响。钱德拉观测的PMS太阳类似物的一个定义明确的样本的新结果，给出了一个改进的观点在早期太阳的磁耀斑。
2001-02-19 astro-ph
Bright X-ray flares in Orion young stars from COUP: evidence for star-disk magnetic fields?
我们分析了在钱德拉猎户座超深计划（COUP）中观测到的一些强烈的X射线耀斑，该计划对猎户座星云团（ONC）进行了为期13天的观测。对耀斑衰变的分析可以确定耀斑结构的大小、峰值密度和磁场。共有32个事件（最强大的1% COUP耀斑），有足够的统计数据进行分析。样品中存在广泛的衰减时间（从10到400 ks）。耀斑的峰值温度通常非常高，样本中有一半的耀斑显示温度超过100 MK。在大多数耀斑中存在显著的持续加热。所发现的磁结构在许多情况下非常长，半长可达10 ^12厘米，这意味着存在着几百G的磁场，延伸到距离恒星光球相当的距离。在演化程度更高的恒星中，并没有发现这种非常大的耀斑结构（$ >> R_*），而在演化程度更高的恒星中，几乎无一例外地，同样类型的分析会得出L <= R_* 的结构。由于ONC中的大多数年轻恒星都被盘包围，我们推测，限制燃烧等离子体的大磁结构实际上是磁层吸积范例中通道等离子体的相同类型的结构，连接恒星的光球层与吸积盘。
2005-06-07 astro-ph
X-ray Flaring Activity of Mrk 421
我们报告的结果，从Mrk 421的X射线耀斑的系统搜索，使用档案数据从罗西X射线定时探测器（RXTE）卫星。耀斑在很宽的时间尺度上都可以清楚地看到。全天空监视器（ASM）对源的准连续覆盖显示，持续数月的大型耀斑频繁发生。有几次，放射源受到RXTE上更灵敏的指向仪器的密集监测。这些观测数据显示存在持续时间短得多的X射线耀斑，从数周到不到一小时不等。我们第一次清楚地分辨出了来自Mrk421的亚小时耀斑。此外，傅立叶分析揭示了甚至更短的时间尺度上的可变性，高达约0.01 Hz。在不同的耀斑期间，无论大小，源的光谱特性似乎都有不同的表现，这很有趣。虽然在某些情况下观察到显着的滞后与光谱演变，很少看到在其他情况下。有时候，X射线光谱的形状在耀斑中几乎没有变化。因此，现象学是复杂的。观测到的X射线耀斑的层次结构似乎暗示了这种现象的标度不变性质，在这方面可能类似于太阳耀斑或恒星质量黑洞观测到的快速X射线耀斑。结合其他结果，观测到的耀斑时间尺度严重制约了Mrk 421喷流中X射线发射区的物理性质。
2004-01-12 astro-ph
Rapid X-ray flaring from the direction of the supermassive black hole at the Galactic Centre
大多数星系核现在被认为是超大质量黑洞的避难所。对我们银河系中心几光年处恒星运动的研究表明，存在一个质量约为260万太阳质量的黑暗物体。这个天体在空间上与人马座A*（Sgr A*）重合，人马座A * 是位于我们银河系动力中心的独特紧凑射电源。通过与遥远的类星体和附近的活动星系核（AGN）类比，Sgr A* 被认为是由物质吸积到超大质量黑洞上时释放的引力势能提供动力。然而，Sgr A* 在所有波段都比预期的要暗得多，特别是在X射线中，这对这个模型产生了一些怀疑。最近，我们报道了Sgr A* 发射X射线的第一个有力证据。在这里，我们报告的发现快速X射线耀斑的方向Sgr A*。这些数据提供了令人信服的证据表明，X射线发射是来自吸积到一个超大质量黑洞在银河系中心，和性质的变化提供了强有力的约束天体物理过程附近的事件视界的黑洞。
2001-09-20 astro-ph
From Radio to X-ray: Flares on the dMe Flare Star EV Lacertae
我们提出的运动的结果，观察耀斑的M矮耀斑星EV Lacertae在2001年9月的两天的过程中，利用无线电连续谱，光学光度和光谱，紫外光谱，和X射线光谱观测相结合，以表征多波长的性质，从这个活跃的，单一的晚型星耀斑。我们在观测到的每一个波长区域都发现了耀斑。在多波长的背景下，强烈的射电耀斑的开始与脉冲光学U波段耀斑重合，在一分钟内，但没有X射线响应的签名。存在发生光学闪耀和UV闪耀的其他时间间隔，但是这些时间间隔与同时期的X射线闪耀不相关：时间积分光度与瞬时X射线闪耀光度不匹配，如人们对Neupert效应所预期的那样。我们调查的机会发生的耀斑从不同的波长区域产生时间上的巧合的概率，但发现，并不是所有的耀斑协会可以解释的叠加耀斑，由于高耀斑率。我们警告说，对于像EV Lac这样的高耀斑速率恒星，不要仅仅根据时间相关性来建立多波长耀斑的因果关系。
2004-11-09 astro-ph
A Peculiar Flaring Episode of Cygnus X-1
最近用{ \em RXTE}对天鹅座X-1进行的监测揭示了一段强烈的燃烧期，它从2000年10月开始，一直持续到2001年3月。在此期间，该来源表现出一些非常不寻常的行为。源的软X射线通量在大约一个月的时间尺度上上下波动了三次，正如RXTE上的ASM所发现的那样，最后恢复到正常水平（硬态）。观测到的Cyg X-1的光谱和时间X射线性质大多介于典型的硬态和软态之间。这是已知的强X射线耀斑，然而，我们表明，源没有进入一个时期，类似于，在许多方面，持续的软状态在最后的三个耀斑。我们做了详细的比较，这个耀斑和1996年的状态转换，在所观察到的X射线性质，如通量-硬度相关性，X射线光谱，功率密度谱。我们指出的相似之处和差异，并讨论可能的影响，我们的理解与天鹅座X-1的耀斑和状态转换的现象的结果。
2001-12-06 astro-ph
Long term flaring activity of XRF 011030 observed with BeppoSAX
我们对BeppoSAX观测到的X射线闪光XRF011030进行了光谱和时间分析。这一事件的特点是X射线爆发活动持续时间很长，约为1500秒，是BeppoSAX号卫星观测到的最长时间之一。特别地，光变曲线中存在前驱耀斑和晚期耀斑。我们连接在约1300 s观察到的X射线耀斑的余辉发射钱德拉观察到的，并将其与余辉发射的发病的外部冲击的框架内，由一个长时间的发动机活动。我们发现，晚X射线耀斑和宽带余辉数据，包括光学和无线电测量，是一致的，无论是在风环境中的火球膨胀或喷射火球在ISM。
2006-05-17 astro-ph
Flaring X-ray Emission from HST-1, a Knot in the M87 Jet
我们提出了钱德拉X射线监测的M87喷流在2002年，这表明，HST-1，光学结0.8”的核心，强度增加了两个因素，在116天和四个因素，在2年内，也有一个显着的流量减少了两个月，与软化的光谱暗示的证据。从这种变化的行为，我们认为，大部分的X射线发射的HST-1来自同步辐射。任何其他可能的排放过程都不能与观测到的特征范围相匹配。通过估计各种体积相对论速度的同步加速器模型参数，我们证明了一个模型的多普勒因子，三角洲，在2至5的范围内，适合我们的初步估计的光旅行时间和同步加速器损失时标。
2003-02-13 astro-ph
SMC X-1 As An Intermediate-Stage Flaring X-ray Pulsar
我们介绍了X射线脉冲星SMC X-1的Rossi X射线定时探测器观测。该源在短时间尺度（< 1 h）上变化很大，表现出明显的X射线耀斑，占总观测时间的很大一部分（~ 3%），重现时间约为100 s。耀斑似乎发生在所有的双星轨道阶段，并与光变曲线的整体变化相关。我们发现总共有323个离散耀斑，其平均半高宽约为18秒。SMC X-1的详细性质没有显着变化之间的耀斑和正常状态，这表明耀斑可能是一个扩展的正常状态的持续排放增加吸积率。耀斑类似于GRO J1744- 28的II型X射线爆发。我们讨论了SMC X-1耀斑起源于弱磁化X射线脉冲星周围吸积盘内缘附近的粘性不稳定性，发现这与SMC X-1实际上是一个类似GRO J1744- 28的中间级源的解释是一致的。
2002-09-19 astro-ph
Repeated X-ray Flaring Activity in Sagittarius A*
研究人马座A*（Sgr A*）X射线的光谱和时间特性对于我们更全面地了解这个位于银河系中心的超大质量黑洞的发射机制至关重要。已经从这个物体上观测到了几个具有不同持续时间和光谱特征的X射线耀斑。在这里，我们提出了两个长期的XMM-牛顿观测银河系核心在2004年进行的结果，总曝光时间近500千秒。在这些观测过程中，我们探测到了两个来自Sgr A* 的耀斑，其峰值亮度为2-10 keV，大约是静止亮度的40倍（L ~ 9 × 10^34 erg s 1）：一个发生在2004年3月31日，另一个发生在2004年8月31日。第一次耀斑持续约2.5千秒，第二次约5千秒。Epic光谱的组合拟合得到第一次和第二次耀斑的光子指数分别约为1.5和1.9。这个硬光子指数强烈地表明在事件期间存在重要的非热电子群体，并支持大多数耀斑事件往往是硬的并且不是很亮的观点。
2005-08-19 astro-ph
The TeV Energy Spectrum of Mrk 421 Measured in A High Flaring State
BL Lac天体（blazar）Mrk 421在2004年4月爆发期间被惠普尔10米望远镜观测了大约24.5小时。测得的伽马射线速率在4到10伽马/分钟的范围内变化很大，最终超过蟹状星云（标准烛光）的稳定伽马射线速率3倍。伽马射线信号的总体显著性超过70 sigma，过量事件的总数超过10，000。信号光变曲线未显示任何特定的变化模式。这一独特的Mrk 421爆发使得能够测量处于高发射状态的极高能量伽马射线的高质量光谱。这个频谱是一个幂律，它延伸到10 TeV以上。
2007-08-28 astro-ph
Very fast optical flaring from a possible new Galactic magnetar
高度明亮的快速耀斑是白矮星、中子星或黑洞等致密天体周围过程的特征。在X射线和伽马射线的高能区域，通常可以观察到具有秒级或更快变化时间尺度的爆发，例如伽马射线暴或软伽马重复源。在光学上，在这样的时间尺度上的耀斑活动从来没有被观察到的即时相以外的伽玛暴。这主要是由于这样一个事实，即强烈的爆发，快速耀斑通常是在高能区发现的。大多数光学后续观察这样的瞬变采用仪器的积分时间超过几十秒，因此无法解决快速变化。在这里，我们展示了在银河系瞬变SWIFT J195509.6+261406中观测到的极其明亮和快速的光学耀斑。这种燃烧以前从未报道过。我们的光学光变曲线在现象学上类似于软伽马中继站和异常X射线脉冲星的高能光变曲线，它们被认为是具有极高磁场的中子星（磁星）。这表明类似的发射过程可能在起作用，但与其他已知的磁星相比，它们在光学上具有强烈的发射。
2008-09-23 astro-ph
X-Ray Flaring on the dMe Star, Ross 154
我们目前的结果，从两个钱德拉成像观测罗斯154，附近的耀斑M矮星。在61千秒的ACIS-S曝光期间，发生了一次非常大的耀斑（相当于太阳X3400事件，L_X = 1.8 × 10^30尔格/秒），其中计数率增加了100倍以上。耀斑的早期阶段显示了Neupert效应的证据，随后进一步上升，然后是两个分量的指数衰减。在后来的48-ks HRC-I观测结束时也观察到了一个大耀斑。对两次观测的非燃烧阶段的排放进行了分析，以寻找低水平燃烧的证据。从这些时间的研究，我们发现，微耀斑可能占大部分的“静态”发射，而且，与太阳和其他少数恒星已被研究，耀斑强度的分布似乎不遵循幂律与一个单一的指数。对ACIS光谱的分析表明，与通常采用的太阳丰度比相比，静态Ne/O丰度比提高了约2.5倍，并且在耀斑期间的Ne/O比和总体日冕金属丰度似乎相对于静态丰度有所提高。基于光谱拟合得到的温度和发射测量值，我们估计了耀斑体积中的长度尺度和等离子体密度，并跟踪了耀斑在颜色强度空间中的演化。最后，我们寻找恒星周围的星风电荷交换X射线晕，但没有成功;由于质量损失率和晕表面亮度之间的关系，甚至不能确定恒星质量损失率的上限。
2007-12-17 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
Flaring variability of Microquasars
我们讨论了微类星体的射电辐射的耀斑变化，在监测计划与RATAN-600射电望远镜测量。我们在2005-2007年对微类星体SS 433、GRS 1915 +105和天鹅座X-3的射电通量变化进行了多频（1-30 GHz）的日常监测。在GRS 1915+105上观测到了大量明亮的短时间耀斑，它们可能与活动的X射线事件有关。在2006年1月，我们检测到天鹅座X-3的静态流量下降（从100到$\sim$ 20 mJy），然后在2006年2月2日检测到1 Jy的耀斑，经过18天的淬灭无线电发射。利用日本NRO的RT 45米望远镜和NMA毫米波阵在110 GHz的准同步观测资料，观测到耀斑极大期的日光谱在2 ~ 110 GHz之间是平坦的。在RXTE ASM计划中监测到的非常可变和强烈的1-12 keV X射线发射（$\sim$ 0.5 Crab）的持续状态期间，发生了几次明亮的射电耀斑事件（1-15 Jy）。Swift/BAT ASM硬X射线通量与耀斑无线电数据密切相关。通过这种比较，可以确定微类星体光变曲线的各种光谱和时间特征。我们的结论是，监测的耀斑无线电发射是一个很好的示踪剂喷流活动的X射线双星。
2008-11-14 astro-ph
Multifrequency Observations of Gamma-Ray Burst
在任何波长范围内，都没有令人信服地确定伽马射线暴的耀斑或静止对应物。给出了寻找经典伽马射线暴对应物的现状。特别强调的是把寻找耀斑对应物，即发射期间或不久后的伽马射线发射。
1995-10-04 astro-ph
A model for the flaring radio emission in the double pulsar system J0737-3039
双星J 0737 -3039 A和B包括两颗在高度相对论轨道上的双星。来自脉冲星B的脉冲无线电通量在每个轨道的两个部分期间显着变亮。脉冲星A或脉冲星B周围的弓形激波发出的$γ$射线或X射线的照射不能自然地触发这种现象。相反，我们解释这些周期性耀斑定量发作期间，对从脉冲星A的风流入脉冲星B的开放场线区域，并在射频发射曲率辐射在海拔$\sim 10^8$厘米。射电光子然后穿过B的磁层，最终到达脉冲星另一边的观测者。我们的模型要求A的风是各向异性的，B的自旋轴相对于轨道角动量有些错位。我们估计预期的$γ$ -射线和X-射线发射的系统。
2004-08-20 astro-ph
Chromospheric magnetic field and density structure measurements using hard X-rays in a flaring coronal loop
本文提出了一种新的利用硬X射线诊断磁通量密度和磁结构的方法，利用RHESSI观测数据和新发展的X射线正演拟合技术，得到了亚弧秒分辨率的硬X射线源的半高宽和质心位置（$\sim 0.2"$）的太阳临边耀斑。我们发现，色球密度和磁通量密度的高度变化，可以发现前所未有的垂直分辨率为$\sim$ 150公里，映射18-250 keV的高能电子在环中传播的X射线发射在色球高度为400-1500公里。我们的观测结果表明，中性气体的密度与尺度高度约为$140\pm 30$ km的流体静力学模型吻合得很好。X射线源的半高宽尺寸随能量的增加而减小，表明色球层中的磁通量管随高度的增加而扩展（扇出）。磁标高度$B(z)(dB/dz)^{-1}$被发现是300公里的顺序和强水平磁场与显着的磁通量管膨胀在$\sim$ 900公里的高度。
2008-08-25 astro-ph
Synchrotron flaring in the jet of 3C 279
我们研究了blazar 3C279的同步加速器燃烧行为，基于一个广泛的数据集，涵盖了10年的监测，在19个不同的频率在无线电到光学范围。通过将19条光变曲线分解为一系列自相似事件，从观测中导出了典型爆发的性质。这种分析是通过将所有数据同时拟合到根据Marscher和Gear（1985）的喷流激波模型定义的一系列爆发来实现的。我们比较了类星体3C273与3C279中同步辐射爆发的导出性质。有人认为，在这两个源的燃烧行为的差异是固有的来源本身，而不是由于定向效应。我们还比较了我们的模拟爆发的开始时间和通量密度与甚长基线干涉测量（VLBI）图像中确定的无线电组件测量。我们发现VLBI对应的大多数我们的模型爆发，虽然一些高频峰值事件没有看到在无线电地图。最后，我们研究了一个新的同步加速器组件的外观和EGRET伽马射线状态的源在10个不同的时代之间的联系。我们发现，一个早期的冲击分量总是存在于高伽玛射线状态，而在低伽玛射线状态的时间，因为最后一次同步辐射爆发的发病时间显着较长。这种统计上显著的相关性支持了这样一种观点，即伽马射线耀斑与喷流中传播的激波成分的早期阶段有关。然而，我们注意到，在γ射线耀斑期间，激波已经超出了宽线区域。
2006-06-27 astro-ph
Radio-loud flares from microquasars and radio-loudness of quasars
四个微类星体的X射线和射电发射的低频功率谱表明，两种不同的能量输出模式在起作用：（一）"耦合"模式，其中X射线和射电光度紧密耦合，变化很小;（二）"耀斑"模式，它大大提高了射电光度，但对X射线光度没有影响。这些系统只有百分之几的时间处于燃烧模式。然而，耀斑完全控制了射电辐射的功率谱，结果是发生耀斑模式的源，如GRS 1915 + 105和Cyg X-3，其射电功率谱比相应的X射线功率谱高出一个数量级以上。在我们已经检查过数据的四个微类星体中，只有天鹅座X-1的耀斑模式似乎不活跃。天鹅座X-1是一个黑洞候选者，而三个耀斑源之一的天蝎座X-1是一颗中子星。因此，很可能这两种模式都是由吸积盘驱动的，而不是由黑洞旋转驱动的。无线电成像强烈表明，耀斑模式涉及相对论喷流。一个典型的微类星体有百分之几的时间处于耀斑模式，这与射电大声的类星体的比例相似。因此，射电响亮类星体和射电安静类星体之间可能没有本质的区别;射电响度可能只是观测源的时代的函数。
2005-07-04 astro-ph
COMPTEL Observation of the Flaring Quasar PKS0528+134
本文用直接解调法重新分析了1993年3月耀斑期间对PKS 0528 +134的COMPTEL/CGRO观测资料。我们的研究结果表明，在耀斑期间，γ射线被检测到的水平约2.4-3.8倍，比在两个较早的COMPTEL观测VP 0和VP 1在3 MeV至30 MeV的能量范围内观察到的强度。通量的3-30 MeV时间变化性很好地遵循了EGRET/CGRO在较高能量下观察到的趋势。在PKS 0528 +134的位置附近，在0.75 MeV至3 MeV的能量范围内没有发现令人信服的过量，这表明在3 MeV附近有光谱突变。在四个标准COMPTEL能带中的检测和未检测与Collmar等人给出的早期报告一致，而类星体的γ射线在能量低至3 MeV时仍持续闪耀的特征也被清楚地发现。
1998-10-08 astro-ph
The X-ray spectra of the flaring and quiescent states of AT Microscopii observed by XMM-Newton
本文用XMM-Newton星载rgs和epic-mos在1 - 40埃波长范围内观测了晚型M矮星双星AT Mic（dM 4.5e + dM 4.5e）的X射线谱。在暴露过程中，发生了耀斑。我们已经进行了一个3温度的拟合和DEM建模的耀斑和静态部分的频谱。我们报告的日冕温度分布，发射措施，和这个明亮的X射线源的耀斑和静止状态的丰度。温度范围从大约1到60 MK。在这个温度区间内，静止状态下的总体积发射测量值为~12.2*10^51 cm^-3，耀斑状态下的总体积发射测量值为~19.5*10^51 cm^-3。这种差异是由于热温度分量的贡献。由rgs获得的AT Mic的高分辨率光谱主要由C，N，O和Ne的H-和He-样跃迁以及由等离子体产生的Fe XVII线（温度从1到10 MK）组成。低于10埃的epic-mos光谱显示了类H和类He的Ne、Si和铁K壳层跃迁。它们由热组件（30 MK）产生。铁K壳层在耀斑状态下更为突出。在静止状态的AT Mic的丰度模式显示低FIP元素相对于高FIP元素的耗尽，表明在这个活跃的恒星中存在I（逆）FIP效应。然而，在耀斑状态下，IFIP效应出现了一些平坦化。
2003-09-15 astro-ph
X-ray emitting young stars in the Orion Nebula
钱德拉X射线天文台上的ACIS-I探测器对猎户座星云团及其附近的分子云进行了23小时的曝光观测。我们探测到1075个X射线源：91%与星团中已知的恒星成员在空间上相关，7%是新发现的深埋云成员。这提供了对主序前恒星星族最大的X射线研究。我们在这里研究猎户座年轻恒星的X射线特性作为质量的函数。成果包括：（a）发现了O 9.5 31 M_o星θ ^2 A猎户座和几颗早期B型星的快速变率，这与在小的风震中产生X射线的标准模型不一致;（b）支持了中等质量的B型到A型恒星本身不产生显著的X射线发射的假设;（c）确认低质量G-至M-型金牛座T星显示出强烈的耀斑，但通常在光度远低于“饱和”水平时;（d）确认是否存在星周盘对X射线发射没有可辨别的影响;（e）有证据表明，金牛座T的等离子体温度通常非常高，T >= 100 MK，即使在光度适中且耀斑不明显时也是如此;以及（f）探测到主序前极低质量天体的最大样本，这些天体在演化为L型和T型棕矮星时，显示出高耀斑水平和磁活动下降。
2002-03-19 astro-ph
Very High Energy Gamma-Ray Observations of a Strong Flaring Activity in M87 in 2008 February
M87是唯一已知的非耀变体射电星系，发射甚高能量（VHE）伽马射线。在M87的监测计划中，MAGIC望远镜在2008年初探测到VHE伽马射线的快速耀斑。通量被认为是可变的350 GeV以上的时间尺度短至1天，在$5.6σ$的显着性水平。最高的测量流量达到蟹状星云流量的15%。在13天的观测期间，我们观察到了几个显著的变化。相反，在较低能量（150 - 350 GeV）下的通量与常数是相容的。能谱可以用光子指数为$2.30 \pm 0.11_\mathrm{stat} \pm 0.20_\mathrm{syst}$的幂律来描述。在VHE观测到的日尺度通量变化倾向于M87核心作为发射源，这意味着发射区域非常紧凑（只有几个史瓦西半径），或者在非扩展发射区域的情况下，发射团的多普勒因子相当大。
2008-09-22 astro-ph
The rapid X-ray variability of V4641 Sagittarii (SAX J1819.3-2525 = XTE J1819-254)
我们报道了9月15日观测到的变星的快速X射线变化和人马座V4641（SAX J1819.3-2525; XTE J1819-254）的X射线瞬变。1999年由Rossi X射线定时探测器（RXTE）上的正比计数器阵列（PCA）测量。在第一次PCA观察的前900 s期间，V4641 Sgr显示出非常强的X射线波动，在秒的时间尺度上为4倍，在分钟的时间尺度上约为500倍。当计数率降低时，在这段耀斑发作期间源的频谱变得更硬。在这次耀斑发作之后，V4641 Sgr进入了一个静止状态，在接下来的时间里一直保持着这种状态，以及随后的PCA观测。X射线谱在这种静止状态下比在耀斑发作期间要软得多。内在的X射线亮度（在耀斑发作和静止状态）和快速的X射线变化并没有强烈约束系统中致密物体（中子星或黑洞）的性质，尽管黑洞似乎更有可能。V4641 Sgr的明亮X射线阶段持续时间非常短，而且距离可能很近，这表明我们的星系中可能存在许多类似的物体，其中大多数在X射线爆发时都没有被注意到，因为这些爆发的持续时间很短。我们银河系中存在的相当数量的黑洞可能包含在类似于V4641 Sgr的系统中。
1999-11-12 astro-ph
On the X-ray fast-time variability of Sco X-2 (GX 349+2)
我们分析了Z源Sco X-2（GX 349 +2）上存档的Ginga数据。我们提出了第一个详细的调查，其X射线快时间的变化，作为在Z轨道的位置的函数。在1989年3月5日至7日的两天观测期间，辐射源位于所谓的扩张支和所谓的正常支的下部。我们发现了宽峰值噪声，其中心频率和宽度分别为~4-7 Hz和~6-12 Hz。峰值噪声在较低的张开分支中最强，最大分数均方根幅度约为3%。我们的结论是，这不是一个环礁源高频噪声的表现，因为已经建议，并比较它与其他Z源中看到的功率谱特征。我们发现，峰值噪声是显着不同的准周期振荡中发现的正常和耀斑分支的斯科X-1，但它有一些相似之处，看到在耀斑分支的天鹅座X-2在低的整体强度。
2001-02-09 astro-ph
Three modes of long wavelength flaring from GRS 1915+105: implications for jet formation
GRS 1915+105至少有三种长波长（红外线到无线电）耀斑。A类耀斑是明亮的（$\sim 1$ Jy）射电事件，其视超光速运动在许多方面定义了微类星体。B类耀斑在红外和射电中具有中等（$\sim 50-300$ mJy）通量密度，并且与硬X射线倾斜行为相关。C级耀斑是与软X射线下降有关的微弱（$\sim 5-50$ mJy）红外/射电事件。我们将讨论这些类中的每一个及其相互关系。
2000-11-12 astro-ph
The Swift X-ray flaring afterglow of GRB 050607
雨燕卫星的独特能力，以执行一个新的检测到的伽马射线暴（GRB）的迅速和自主回转，产生了有趣的新性质的发现GRB X射线余辉，如陡峭的早期光曲线衰减和频繁存在的耀斑检测到几个小时后的GRB触发。我们目前的观测GRB 050607，第四个案例的GRB发现的雨燕与耀斑叠加在整体衰落的X射线余辉。GRB 050607的耀斑不像以前报道的那样对称，表现出非常陡峭的上升和较浅的衰减，类似于在伽马射线瞬发中经常观察到的快速上升，指数衰减。较亮的耀斑的通量增加了约25倍，在约30计数s-1的计数率下达到峰值30秒，并在衰变阶段呈现出增加短时间尺度活动的迹象。有证据表明在耀斑期间光谱演化。特别是，在耀斑开始时，观测到的辐射更硬，随着每次耀斑的衰减，辐射逐渐软化。在耀斑活动期间，非常短的时间尺度和光谱变化是伽马射线暴中央发动机可能延长能量发射期的指标。耀斑之后是一个浅衰变阶段，在此期间，前向冲击波被长寿命的中央发动机或较低洛伦兹因子的壳层刷新，并且在大约12 k后变陡，达到被认为是典型的衰变斜率。X射线余辉。
2006-03-24 astro-ph
A Multi-wavelength View of the TeV Blazar Markarian 421: Correlated Variability, Flaring, and Spectral Evolution
我们报告的结果，从多波长监测活动的Mrk 421在2003-2004年期间。该源在TeV和X射线能量下同时被观测到，支持观测经常在光学和无线电波长下进行。大量的同步数据使我们能够详细检查Mrk 421的变异性。X射线和伽马射线波段之间的变化通常是相关的，尽管这种相关性似乎相当松散。光变曲线表明，在X射线和TeV能量下，在很宽的时间尺度上都存在具有不同振幅的耀斑。特别令人感兴趣的是TeV耀斑的存在，在较长的波长没有重合的对应物，因为这种现象似乎很难理解的TeV耀变体的发射模型的背景下提出的。我们还发现在2004年的一次大耀斑中，TeV的通量比X射线通量早几天达到峰值。耀斑发展的这种差异对排放模型提出了进一步的挑战。Mrk 421在光波长和无线电波长的变化要小得多。令人惊讶的是，在光学归一化的变化幅度似乎是在无线电中，可能表明在射流中的不同群体的发射电子的存在。Mrk 421的光谱能量分布（SED）随通量而变化，两个特征峰在较高的通量下向较高的能量移动。我们无法用单区域SSC模型拟合测量的SED;引入额外的区域可以极大地改善拟合。我们已经推导出的X射线/γ射线耀斑区域的物理性质的约束，从所观察到的变化（和SED）的源。的影响的结果进行了讨论。（节录）
2005-05-16 astro-ph
Multiple flaring activity in the supergiant fast X-ray transient IGR J08408-4503 observed with Swift
IGR J 08408 -4503是一颗在2006年被发现的超巨星快速X射线瞬变星，与一颗O8.5 Ib（f）超巨星HD 74194有关联。我们报告的分析两个爆发抓住斯威夫特/BAT在2006年10月4日和2008年7月5日，并跟进在较软的能量与斯威夫特/XRT。2008年的XRT光变曲线显示了一个多峰结构，最初的明亮耀斑达到了~ 1 E-9 erg/cm 2/s（2-10 keV）的通量，随后在75 ks内出现了两个同样明亮的耀斑。耀斑的光谱特性差异很大，大部分的差异，通过时间分辨光谱学，是由于吸收柱的变化。随着时间的推移，我们观察到NH逐渐减少，使用吸收幂律模型拟合得出。我们解释这些NH变化是由于第一次耀斑产生的电离效应，导致测得的柱密度显着减少。耀斑的持续时间以及爆发的时间表明，如果在Sidoli等人2007年的模型框架内解释耀斑活动，即爆发是由中子星在相对于轨道平面倾斜的赤道风内通过触发的，则轨道周期约为35天。
2008-10-07 astro-ph
Modeling an X-ray Flare on Proxima Centauri: evidence of two flaring loop components and of two heating mechanisms at work
我们详细地模拟了在Proxima Centauri上观测到的耀斑，其中EPIC-PN在XMM-Newton上以高统计数据和高时间分辨率和覆盖率进行了观测。依赖于时间的流体动力学环路建模用于描述光变曲线的上升和峰值，以及在超过2小时的持续时间内的大部分衰减，包括其斜率变化和次最大值。光变曲线，发射测量和来自数据的温度允许我们约束环形态和加热函数，并表明该耀斑可以用两个分量描述：一个主要的由强热脉冲注入到一个半长约1.0 × 10^{10} cm的单个耀斑环中触发，另一个是在相关的环路系统中，可能是拱廊，具有相同的半长度，自第一个起大约1/2小时后释放的较不强烈的热脉冲。两个环系统的热函数非常相似：在环足点处有一个强脉冲，随后在日冕中有一个缓慢的衰减。后一个结果和至少一个太阳事件（2000年的巴士底日耀斑）的相似性表明，这种模式可能是共同的太阳和恒星耀斑，在广泛的普遍性。
2003-12-10 astro-ph
