A Structured Leptonic Jet Model of the "Orphan" TeV Gamma-Ray Flares in TeV Blazars
TeV耀变体的发射光谱可达几十TeV，TeV $γ$射线的发射机制可用轻子模型中的同步辐射自康普顿散射解释。在这些模型中，X射线和TeV $γ$射线的时间变化是相关的。然而，最近对1 ES 1959+650和Mrk 421的观测发现了“X”TeV $γ$射线耀斑，即，TeV $γ$ -射线耀斑，而没有同时的X射线耀斑。本文采用非均匀轻子喷流模型，提出了一个“X”TeV $γ$射线耀斑的模型。伴随X射线和TeV $γ$射线的耀斑爆发的主耀斑之后，辐射在喷流的共动系中向各个方向传播。当喷流中的致密区域接收到辐射时，X射线被相对论电子/正电子散射，变成TeV $γ$射线。这些$γ$射线光子被观测为一个“X”TeV的$γ$射线耀斑。观测到的主耀斑和“主”耀斑之间的延迟时间约为两周，这在我们的模型中被解释为$Γ= 20$、$d = 4 \times 10^{17}$ cm、$α= 3$和$η= 1$等参数，其中$Γ$是喷流的体洛伦兹因子，$d$是中心黑洞和主耀斑位置之间的距离，$α/Γ$是喷流轴和密集区域运动方向之间的角度，密集区域散射由主耀斑产生的入射X射线，$η/Γ$是喷流轴和视线之间的角度。
2006-07-05 astro-ph
Looptop and Footpoint Impulsive Hard X-Rays and Stochastic Electron Acceleration in Solar Flares
由横滨HXT发现的来自耀斑环顶部的硬X射线是对太阳耀斑认识的重大进展。本文介绍了1991年10月至1998年8月期间日本太阳观测所观测到的20个临边耀斑的性质，其中15个观测到脉冲环顶发射。考虑到探测的有限动态范围（大约十年），可以得出结论，环顶发射是所有耀斑的共同特征。给出了一个典型耀斑的光变曲线和图像，总结了足点通量、环顶通量和光谱指数的统计特性。这些意见的重要性，预计从RHESSI具有优越的角度，光谱和时间分辨率，在约束的加速度模型和参数进行了讨论。简要
2002-07-22 astro-ph
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
Discovery of X-rays from Venus with Chandra
2001年1月10日和13日，X射线天文卫星首次观测到金星。这次观测是用钱德拉卫星上的ACIS-I和LETG/ACIS-S仪器进行的，获得了高空间、光谱和时间分辨率的数据。金星被清楚地探测到是一个半明半暗的新月，在向日的边缘有相当大的亮度。这种形貌与太阳X射线在行星大气中的荧光散射所预期的一致。在离散能量下观察到辐射，主要是在0.53 keV的O-K_α能量处。在0.28 keV处也从C-K_α检测到荧光辐射，并且在0.40 keV处从N-K_α检测到少量荧光辐射。在0.29 keV处显示了一条额外的发射线，这可能是CO_2和CO中C 1s-> pi * 跃迁的特征。在2.6 sigma水平上发现了X射线通量随时间变化的证据，在分钟的时间尺度上显示了几倍的波动。所有这些发现都与太阳X射线的荧光散射完全一致。没有发现其他的X射线发射源，特别是没有发现来自高电荷重太阳风离子和大气中性粒子之间的电荷交换相互作用，这是彗星X射线发射的主要过程。这与观察的敏感性是一致的。
2002-04-15 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
Solar neutrons have been detected using the neutron monitor located at Mt. Chacaltaya, Bolivia, in association with a large solar flare on November 24, 2000. This is the first detection of solar neutrons by the neutron monitor that have been reported so far in solar cycle 23. The statistical significance of the detection is 5.5 sigma. In this flare, the intense emission of hard X-rays and gamma-rays has been observed by the Yohkoh Hard X-ray Telescope (HXT) and Gamma Ray Spectrometer (GRS), respectively. The production time of solar neutrons is better correlated with those of hard X-rays and g…
2003-04-03 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
The correlation between soft and hard X-rays component in flares: from the Sun to the stars
在这项工作中，我们研究了太阳耀斑中的软X射线（1.6- 12.4 keV，主要是热的）和硬X射线（20- 40和60- 80 keV，主要是非热的）之间的相关性，直到能量最大的事件，峰值通量跨越约4个数量级，建立了一个一般的标度律，并将其推广到迄今为止观测到的最强烈的恒星耀斑事件。我们使用的数据来自2002年2月发射的NASA小型探测器--拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）。RHESSI具有很好的光谱分辨率（X射线范围~1 keV）和很宽的能量覆盖范围（3 keV-20 MeV），这使得它非常适合于区分太阳耀斑的热辐射和非热辐射。我们的研究是基于从GOES C级到最强X级的45个耀斑的详细分析，使用的是GOES 1.6- 12.4keV和从RHESSI数据中选择的两个波段（20 - 40 keV和60- 80 keV）的峰值光子通量。我们发现一个显着的相关性之间的软和硬峰值X射线通量跨越完整的样品研究。由此产生的标度律已外推到最强烈的恒星耀斑的情况下观察到的，比较它与恒星的观测。我们的结果表明，推导出的太阳耀斑的标度律的外推到最活跃的恒星事件是兼容的强恒星耀斑的硬X射线的现有观测。
2007-07-16 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
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
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
Is the Universe More Transparent to Gamma Rays Than Previously Thought?
MAGIC合作最近报告了在1-2天的耀斑期间探测到强伽马射线blazar 3C 279。他们利用光谱观测得出了关于宇宙对高能伽马射线不透明度上限的结论，并暗示了河外中红外背景辐射的上限。本文研究了河外红外辐射吸收γ射线对该耀变体内禀光谱的影响，并与3C 279的观测结果进行了比较。我们发现我们以前的结果是一致的，与最近MAGIC集团的断言相反，即宇宙对\gray比我们的计算表明的更透明。我们的分析表明，在~80和~500 GeV之间的能量范围内，3C 279具有最佳拟合的本征谱，使用我们的快速演化模型的谱指数为~1.78，使用我们的基线模型的谱指数为~2.19。然而，我们也发现，在0.0至3.0的范围内的光谱指数几乎同样可以接受的最佳拟合光谱指数。假设该耀斑的内禀光谱指数与EGRET观测到的1991年3C 279耀斑的内禀光谱指数相同，即，2.02，位于我们的最佳拟合指数之间，我们估计MAGIC耀斑比15年前观察到的EGRET耀斑亮3倍。
2008-12-19 astro-ph
Modelling of the nonthermal flares in the galactic microquasar GRS 1915+105
本文研究了微类星体GRS 1915+105中相对论性喷出物中射电耀斑的时间和光谱演化，并提出了一个模型，认为这些耀斑是由于相对论性电子在快速膨胀的等离子体团（射电云）中遭受绝热和辐射能量损失的同步辐射引起的。通过与1994年3、4月GRS 1915+105耀斑观测结果的详细比较，给出了磁云膨胀过程中电子运动方程的解析解，给出了磁云膨胀过程中磁场的绝对值、磁云膨胀速度、磁云膨胀速度的无线电电子连续注入到和他们的能量依赖逃逸的云，等的数据的无线电监测的对解决喷出物使确定的参数的批量运动的反喷出物和它们之间的不对称程度，并包含重要的信息的主要能源加速电子。假设电子可能被加速到非常高的能量，我们计算的同步辐射的通量硬X射线/软伽马射线，和逆康普顿GeV/TeV的伽马射线预计在无线电耀斑，并讨论可能遵循的影响，无论是积极的检测或通量上限这些高能光子。
1997-11-12 astro-ph
Strongly Blueshifted Phenomena Observed with {\it Hinode}/EIS in the 2006 December 13 Solar Flare
我们提出了一个详细的检查强烈蓝移的发射线与极紫外成像光谱仪上的{ \it Hinode}卫星观察。我们发现了与2006年12月13日发生的X3.4耀斑相关的两种蓝移现象。其中一个与软X射线中看到的等离子体喷射有关。所有用于观测的光线都非常明亮。另一个与软X射线中看到的微弱弧形喷射有关。软X射线喷射被认为是MHD快模冲击波。因此，这是第一次光谱观测的MHD快模式冲击波与耀斑。
2008-05-29 astro-ph
Magnetic Flares on Asymptotic Giant Branch Stars
我们调查的渐近巨星分支（AGB）和类似的恒星表面上的磁耀斑的后果。与太阳风相比，在AGB星的风中，气体冷却时间比流出时间短得多。因此，我们预测，高能耀斑不会抑制，甚至可能会增加，尘埃形成AGB恒星周围。如果磁耀斑确实发生在这样的恒星周围，我们预计一些AGB星会表现出X射线辐射;事实上，包括AGB星在内的某些系统，如Mira，已经在X射线中被探测到。然而，在这些情况下，很难区分潜在的AGB星X射线发射和，例如，双星伴星附近的X射线辐射。对Mira系统的ROSAT存档X射线光谱的分析表明，其固有X射线光度为2 × 10 ^{29} erg/sec，温度为10^7 K。这些模拟结果表明，AGB星（Mira A）或其附近伴星（Mira B）的磁场活动是X射线的来源，但不排除X射线是由Mira B周围的吸积盘产生的可能性。
2003-04-06 astro-ph
On the Spatial Distribution of Hard X-Rays from Solar Flare Loops
本文研究了太阳耀斑脉冲相位硬X射线辐射的空间结构。这项工作的动机是YOHKOH和即将到来的HESSI观测。总结过去的结果，它表明，运输的影响可以解释的意见，由非均匀的循环，有一个强大的场收敛和/或密度增强的顶部的耀斑循环。加速点等离子体湍流的散射或被加速电子的饼状俯仰角分布也会引起环顶发射的增强。这可能是等离子体波加速的自然结果。本文考虑了一个一般情况下的随机散射和加速，导致各向同性的俯仰角分布和增强的发射从循环顶部或加速网站。按照在早期的文件中开发的形式主义的强度和光谱的辐射预计从加速网站和脚点进行评估，并确定它们的依赖性的参数描述的加速过程和耀斑等离子体。将这两个强度的理论比值及其光谱指数的相对值与YOHKOH观测值进行了比较，证明上述参数可以用YOHKOH观测值来约束。结果表明，未来的高空间和光谱分辨率的观测，例如那些预期从HESSI，可以开始区分不同的模型和约束其参数。
1999-07-13 astro-ph
An Extreme Solar Event of 20 January 2005: Properties of the Flare and the Origin of Energetic Particles
从两个方面分析了2005年1月20日的极端太阳事件和SEP事件。首先，我们研究耀斑的主相的特征，当最强的微波辐射高达200 MeV的伽马射线被观察到。其次，我们将我们的研究结果与关于到达地球的SEP起源的长期争议联系起来，即，耀斑的加速或日冕物质抛射前的激波。在主耀斑阶段，所有从微波到2.22兆电子伏的伽马射线线的发射都起源于一个位于太阳黑子本影上方的紧凑结构。观测到一个巨大的射电爆发，其最大频率为30 GHz，表明在强磁场中存在大量高能电子。因此，质子和电子负责耀斑发射在其主要阶段内的活动区的磁场加速。GLE的主要脉冲部分和由π ^0衰变发射确定的最高能量伽马射线是相似的，并且在时间上是对应的。π ^0衰变伽马射线的起源被认为与低能辐射的起源相同。我们估计日冕物质抛射的天面速度为2000-2600公里/秒，即，高，但与来自同一活动区的先前非GLE相关CME的顺序相同。因此，耀斑本身而不是CME似乎决定了这一事件的极端性质。我们的结论是，加速，至少，亚相对论能量，电子和质子，负责耀斑的排放和领先的尖峰SEP/GLE由07 UT，很可能同时发生在耀斑区域内。我们不排除粒子加速的可能贡献CME驱动的冲击领先的GLE尖峰，这似乎占主导地位。
2008-06-30 astro-ph
Temporal Correlation of Hard X-rays and Meter/Decimeter Radio Structures in Solar Flares
利用RHESSI和Phoenix-2仪器的数据，我们研究了太阳耀斑的米波和分米波射电辐射中硬X射线（HXR）峰值和结构之间的相对时序。正在考虑的无线电事件主要分为III型爆发，分米波脉动和补丁。RHESSI数据解调使用特殊的技术适合凤凰-2时间分辨率为0.1秒。这两种仪器的绝对定时精度约为170 ms，平均而言要好得多。发现III型射电群经常与增强的HXR发射相一致，但只有相对较小的一部分（$\sim$ 20%）的群体在时间尺度$<$ 1 s上表现出密切的相关性。如果结构相关，在大多数情况下，HXR先于III型发射，平均为0.69 $\pm$ 0.19 s。反向漂移III型爆发也被延迟，但高频和谐波发射延迟较少。分米波脉动和斑块（DCIM）有较大的延迟分散，但没有统计上显著的符号或平均值不为零。的时间延迟不显示中心到肢体的变化，排除简单的传播效果。延迟附近的源区域的散射被认为是最有效的延迟III型无线电发射的平均过程。
2005-03-07 astro-ph
The discovery of X-rays from Venus with Chandra
2001年1月10日和13日，X射线天文卫星首次观测到金星。这次观测是用钱德拉卫星上的ACIS-I和LETG/ACIS-S仪器进行的，获得了高空间、光谱和时间分辨率的数据。金星被清楚地探测到是一个半明半暗的新月，在向日的边缘有相当大的亮度。这种形貌与太阳X射线在行星大气中的荧光散射所预期的一致。在离散能量下观察到辐射，主要是在0.53 keV的O-K_α能量处。在0.28 keV处也从C-K_α检测到荧光辐射，并且在0.40 keV处从N-K_α检测到少量荧光辐射。一个额外的发射线指示在0.29千电子伏，这可能是在CO2和CO的C 1 s--> π * 跃迁的签名。X射线通量的时间变化的证据被发现在2.6西格玛水平，与波动的几倍的时间尺度上的分钟表示的因素。所有这些发现都与太阳X射线的荧光散射完全一致。没有发现其他的X射线发射源，特别是没有发现来自高电荷重太阳风离子和大气中性粒子之间的电荷交换相互作用，这是彗星X射线发射的主要过程。这与观察的敏感性是一致的。
2002-04-16 astro-ph
Radio emission of the Galactic X-rays binaries with relativistic jets
来自银河系X射线双星的可变非热射电辐射是相对论喷流的痕迹，产生于吸积盘附近。本文讨论了含喷流X射线双星（RJXB）中大量射电耀斑的光谱特征。我们用RATAN-600射电望远镜对SS 433、Cyg X-3、LSI+61 o303、GRS 1915+10等源进行了多次长期的日常监测。我们还回顾了GBI监测计划在两个频率下的一些数据以及硬X射线BATSE（20-100 keV）和软X射线RTXE（2-12 keV）ASM数据。我们证实了天鹅座X-3的耀斑射电辐射在第一次耀斑中与硬X射线辐射相关，与软X射线辐射反相关（> $ Jy) in May 1997. During two orbital periods we investigated radio light curves of the remarkable X-binary LSI+61o303. Two flaring events near a phase 0.6 of the 26.5-day orbital period have been detected for first time at four frequencies simultaneously. Powerful flaring events of SS433 were detected at six frequencies in May 1996 and …
2000-01-04 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
The Giant Flare of 1998 August 27 from SGR 1900+14: I. An Interpretive Study of BeppoSAX and Ulysses Observations
1998年8月27日发生在SGR 1900+14上的巨大耀斑在许多方面都是非同寻常的：它是迄今为止从太阳系以外的源探测到的最强烈的伽马射线通量;它比以前探测到的来自银河系中软伽马中继器（SGR）的任何爆发都要长一个数量级以上;它在硬X射线中显示出一个显著的四峰周期性图案，其旋转周期与静止时调制来自恒星的软X射线的旋转周期相同。这一事件是由几个空间伽马射线实验探测到的，其中包括BeppoSAX伽马射线暴探测器和BeppoSAX伽马射线暴监测器。这些仪器在不同的能量范围内工作，它们的测量结果的比较揭示了随着强度变化的光谱演变的复杂模式。在本文中，我们提出了一个联合分析的BeppoSAX卫星和地球同步轨道数据，并讨论了这些结果的SGRs的一些影响。我们还介绍了新分析的Venera/SIGNE和ISEE-3的数据，1979年3月5日的巨大耀斑从SGR在大麦云（SGR 0526-66），并比较它们与8月27日的事件。我们的研究结果是一致的假设，即巨大的耀斑是由于灾难性的磁不稳定性在高度磁化的中子星，或“磁星”。
2000-10-24 astro-ph
Flares as fingerprints of inner solar darkness
X射线耀斑和其他太阳增亮现象已经被排除在潜在的轴子信号之外。轴子X射线信号必须只出现在盘中心附近，其光谱必须在~4.2keV处达到峰值，与观测相反。我们认为，由于康普顿散射的（等离子体）电子的X射线从转换到太阳表面附近的轴子向外传播可以解释能量分布和非定向性。模拟指出光球层是假设的轴子转换的诞生地，这意味着轴子的静止质量约为0.01eV。目前，即使是最乐观的参数值也不能再现测量的强度。模拟的光子谱在低能量处达到峰值。安静的太阳硬X射线有利于大量和/或轻的轴子参与。
2008-10-20 astro-ph
X-rays From Magnetic Flares In Cygnus X-1: A Unified Model With Seyfert Galaxies
最近的一些工作表明，塞弗特1星系的光谱与几个银河系黑洞候选者（GBHC）在硬态下的光谱非常相似。然而，在天鹅座X-1观测到的反射分量很小，加上其他限制，似乎排除了GBH的两相模型（在塞弗特Galerkin的情况下是成功的）。在这里，我们表明，后一个结论是基于一些关键的假设，可能是无效的，当覆盖的日冕是不完整的，例如，当它是由盘上方的局部磁耀斑组成时。我们表明，在GHBCs的能量沉积的X射线不能再辐射足够快，以保持平衡，除非X射线皮肤加热到康普顿温度，在这一点上的气体主要是电离。这导致由于相应较少数量的重新注入的低能光子而显著降低的有源区的冷却速率。我们通过引入一个过渡层位于电晕和冷盘之间的模型，这种效果，并发现所得到的光谱比标准的（和不切实际的）两相模型得到的更难。我们将这个模型应用到天鹅座X-1，并表明它可以解释其观测到的光谱。因此，这一分析似乎提供了一个一致的图片为塞弗特Galerkin和GHBCs在同一个框架内，由于变化的物理条件中的两类来源，而不是由于一个特设的模型参数的变化所产生的差异。
1998-02-11 astro-ph
Seismic Emissions from a Highly Impulsive M6.7 Solar Flare
2001年3月10日，活动区NOAA 9368在太阳边缘附近产生了一个异常脉冲的太阳耀斑。这个耀斑之前已经被详细研究过，观测将其归类为1型白光耀斑，在硬X射线中具有非常硬的光谱。耀斑还与II型射电爆发和日冕物质抛射有关。耀斑的发射特性似乎密切对应于以前的情况下，地震发射的声学活动耀斑。使用标准的本地日震方法，我们确定了地震信号产生的耀斑，到目前为止，是能量最低的耀斑（在软X射线）已知已产生可检测的声学瞬态。耀斑的全息分析表明，一个紧凑的声源强相关的脉冲硬X射线，可见光连续谱，和无线电发射。从耀斑区发出的地震波的时距图也显示出微弱的特征，主要是在活动区的东部。震源和脉冲可见光连续辐射之间强烈的空间重合加强了这样一种理论，即所看到的地震辐射的一个重要组成部分是与所观察到的可见光连续辐射相关的低光球层突然加热的结果。此外，低海拔磁回路结构推断位-场外推在耀斑区域表明，有一个显着的反相关性之间的地震活动的耀斑和高度的磁回路进行的粒子束从日冕。
2008-01-09 astro-ph
An Intense Gamma-Ray Flare of PKS1622-297
本文报道康普顿γ射线天文台观测到的一次射电源PKS 1622-297的壮观耀斑。观测到的峰值通量为17 E-6 cm^-2 s^-1（E > 100 MeV）。对应的各向同性光度为2.9E49 erg/s。我们发现PKS 1622-297具有伽马射线日内变异性。在不到7.1小时内观察到通量增加至少3.6倍（99%置信度）。假设呈指数上升，相应的倍增时间小于3.8小时。还观察到在9.7小时内通量显著降低约2倍。在没有光束的情况下，快速的通量变化和大的各向同性光度与埃利奥特-夏皮罗条件（假设气体吸积是伽马射线的直接能量来源）不一致。这种不一致性表明伽马射线发射是光束。最小多普勒因子为8.1，这是由观察到的成对产生不透明度的缺乏所暗示的（假设X射线与伽马射线共空间发射）。EGRET和OSSE同时观测发现一个符合幂律的光谱，光子指数为-1.9。虽然其重要性还不足以确定这一点，但高能伽马射线谱似乎随着耀斑的发展而从硬到软演变。
1996-10-02 astro-ph
The Magnetospheric Flare on Compact Magnetized Object (Neutron Star or White Dwarf) - Model for Cosmological Gamma-Ray Burst (GRB)
封闭双星的SN爆发可以产生具有GRB性质的磁层耀斑。SN激波围绕磁化中子星或白矮星的磁层流动，产生一个长10^9厘米、宽10^8厘米的窄磁尾和10^6高斯的磁场。快粒子（洛伦兹因子为10 ^4），通过重联过程在尾部产生，放射性伽马射线的能量为100 KeV - 1 MeV。辐射持续时间T<1秒对应于短GRB。分离后，强大的冲击力会撕裂并加速部分尾部。这是相对论性的强磁化喷流，产生伽马辐射，也产生X射线和光学余辉。这是长（T> 10秒）伽玛射线暴。余辉的持续时间与光子能量成反比，对于光学器件而言，余辉的持续时间长达数月。
2002-06-18 astro-ph
Effects of Compton scattering on the Gamma Ray Spectra of Solar flares
利用完全相对论GEANT 4模拟工具包，对太阳耀斑中高能电子的输运过程进行了Monte-Carlo模拟，并计算了由此产生的韧致辐射γ能谱。太阳大气层近似由10个垂直堆叠的区域组成。模拟考虑了两个重要的物理过程：相对论性电子发射的韧致辐射光子强烈地向前射向光球层，而这些伽马射线中的大部分必须被太阳大气层康普顿后向散射才能到达观测者。然后，发现康普顿退化使可观察到的伽马射线光谱比简单的分析计算预测的要软得多。伽马射线信号被发现是增强了几个条件，包括一个广泛的俯仰角分布的电子，近临边耀斑经度，并在磁场线的显着倾斜，如果耀斑经度是相当小的。这些结果成功地解释了在硬X射线到伽马射线范围内观察到的几个重要的耀斑性质，特别是包括Yohkoh获得的耀斑性质。1998年11月22日GOES X3.7级临边耀斑的Yohkoh光谱与假设宽电子俯仰角分布的模拟结果的比较表明，来自这一特定太阳耀斑的伽马射线是直接韧致辐射光子及其康普顿化的混合物。
2007-08-01 astro-ph
X-rays From Magnetic Flares In Cygnus X-1: The Role Of A Transition Layer
塞弗特1星系的光谱与几个银河系黑洞候选者（GBHC）在硬态下的光谱非常相似，这表明这两类物体具有相似的物理过程。虽然看起来吸积盘日冕（ADC）模型，其中日冕夹层冷吸积盘，是能够解释塞弗特星系的观测，最近的工作表明，这个模型是有问题的GBH。为了解决Seyfert和GBH的光谱的差异，我们考虑的吸积盘在一个活跃的磁耀斑附近的区域（我们把这个区域称为过渡层）的大气结构。我们表明，过渡层是受热不稳定性。由于GBHC中的电离X射线通量要高得多，吸积盘上层的唯一稳定解是高度电离并处于康普顿温度（$kT \sim $几千电子伏）的解。使用数值模拟的平板几何ADC，我们表明，过渡层的存在下，可以显着改变逃逸辐射的光谱适度的光学深度。过渡层的存在还导致再处理特征的减少，即，铁线和X射线反射峰。我们发现，由于吸积盘表面的热不稳定性，GBH和Seyfert星系的X射线谱可以用一个统一的ADC模型来解释。
1998-11-03 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
Charge States of Solar Cosmic Rays and Constraints on Acceleration Times and Coronal Transport
我们研究了高能离子的电荷状态的影响与渐进的太阳耀斑由于冲击加热和剥离在高离子速度。最近测量的平均费用的各种元素的耀斑后，1992年10月30日和1992年11月2日允许一个地方的产品的电子密度的限制，加速或日冕停留时间。特别是，日冕环中的任何停留必须< 0.03 s，这排除了环中日冕传输的模型，如鸟笼模型。这些结果并不与各种太阳耀斑日冕等离子体高能离子激波加速模型相矛盾。
1997-02-19 astro-ph
Magnetic flares and the optical variability of the X-ray transient XTE J1118+480
在X射线瞬态XTE J1118+480的光学和X射线光变曲线中同时存在一个周期约为10秒的强准周期振荡，这表明很大一部分光通量来自吸积流的内部，其中大部分X射线是产生的。我们提出了一个模型的磁耀斑在吸积盘电晕热循环同步辐射的光发射贡献显着，而X射线产生的逆康普顿散射的软光子产生的耗散在下面的磁盘和同步过程本身。在观测约束条件下，我们估计了日冕温度、光学深度和磁场强度的值，以及源的吸积率。在我们的模型中，我们预测的光学和硬X射线的可变性和光学和软X射线之间的关系的相关性。我们还期望在耀斑时间尺度（约几十毫秒）上的光学可变性，其功率密度谱与在X射线波段中观察到的功率密度谱相似。最后，我们使用现有的光学/EUV/X射线光谱能量分布和低频时间变异性来讨论光学厚盘的内半径的限制。
2000-07-04 astro-ph
Results from Droxo. I. The variability of fluorescent Fe 6.4 keV emission in the young star Elias 29: High-energy electrons in the star's accretion tubes?
目标。我们研究的Fe 6.4千电子伏的发射线的变化，从I类年轻的恒星对象埃利亚斯29的Rho-Oph云。方法.我们分析了XMM在对Rho-Oph恒星形成区域进行为期9天的几乎连续观测（称为Droxo的深层Rho-Oph X射线观测）期间收集的Elias 29数据。将数据细分为六个均匀的时间间隔，并对六个所得光谱进行单独分析。结果我们检测到显着的变化，从埃利亚斯29的Fe 6.4千电子伏的发射线的等效宽度。6.4千电子伏的线是缺席在第一个时间间隔的观察，并出现在其最大强度在第二个时间间隔（90千秒后，埃利亚斯29经历了一个强大的耀斑）。X射线热发射在两个观察段之间保持不变，而线变异性在99.9%置信水平下存在。鉴于显着的线变化的情况下，在X射线电离连续和弱点的光电离连续从恒星的热X射线发射的变化，我们认为，荧光可能是诱导碰撞电离从（看不见的）人口的非热电子。我们推测的可能性，电子加速的磁约束吸积环的重连事件，连接年轻的恒星，其拱盘。
2007-10-10 astro-ph
Constraints on the Local Sources of Ultra High-Energy Cosmic Rays
超高能宇宙射线（UHECR）被认为是质子在银河系外源的磁化等离子体流出中加速。将质子加速到~10^{20} eV需要源功率L>10^{47} erg/s。在100 Mpc的GZK视界内没有足够功率的稳定源，这意味着UHECR源是瞬态的。我们证明了UHECR耀斑应该伴随着强X射线和γ射线辐射，并且X射线和γ射线观测对持续时间小于10年的耀斑的约束至少满足以下条件之一：（i）L>10^{50} erg/s;（ii）加速电子携带的能量比磁场携带的能量低10 ^2倍以上，或比加速质子携带的能量低10 ^3倍以上;或（iii）源只存在于低红移处，z<<1。要求（ii）和（iii）的不合理性支持L>10^{50} erg/s的瞬态源。
2008-09-22 astro-ph
Synchrotron Self-Compton Model for Rapid Nonthermal Flares in Blazars with Frequency-Dependent Time Lags
我们的模型发生在整个电磁波谱（从无线电到伽马射线）的耀变体的多频发射的快速变化。较低的能量发射是由同步加速器机制产生的，而较高的能量发射是由于同步加速器发射的逆康普顿散射。我们考虑到能量分层建立的粒子加速在冲击波前和能量损失，由于同步辐射。我们还考虑了同步辐射的光传播延迟的影响，该同步辐射为逆康普顿散射提供种子光子。耀斑的产生是由相对论冲击波和喷流中的静止特征（例如，马赫盘）。碰撞导致形成的前向和反向冲击，这限制了两个连续的发射区域，从而导致模拟耀斑的复杂配置文件。多频耀斑的模拟表明，逆康普顿耀斑和它们的同步辐射对应物之间的相对延迟主要由能量分层和几何形状的发射区域，导致负和正的时间延迟取决于观察的频率。种子光子的光传播效应可能导致相对于同步加速器可变性的逆康普顿发射的显著延迟，如果视线几乎与射流完全对准的话。我们将该模型应用于3C273的耀斑，并导出了耀斑产生的冲击等离子体的性质。我们表明，如果考虑正向和反向冲击，可以解释X射线和IR光变曲线（X射线峰值后的最大同步辐射）之间的显着负时间延迟。
2004-06-09 astro-ph
Multiwavelength Observations of a Dramatic High Energy Flare in the Blazar 3C 279
耀变体3C 279是伽玛射线天空中最明亮的河外天体之一，在CGRO于1996年1月至2月进行的为期3周的观测结束时，经历了伽玛射线振幅为10倍的耀斑。耀斑峰值代表了该天体有史以来记录的最高伽马射线强度。在高状态期间，可以看到非常快速的伽马射线变化。与RXTE、ASCA、ROSAT和IUE以及许多地面观测站进行了协调的多频观测，覆盖了最容易到达的波长。采样良好的同步RXTE光变曲线显示了一个低振幅的爆发（因子为~3），与伽马射线耀斑很好地相关，没有任何明显的滞后。在高能耀斑期间没有很好地采样的光学-紫外光变曲线表现出更适度的变化（因子~2）和更低的相关度。在伽马射线耀斑峰值期间，毫米波长的通量接近历史最大值，并暗示了相关的衰变。我们提出了同时光谱能量分布的3C 279之前和附近的耀斑峰值。伽马射线的变化超过了观测到的红外光通量变化的平方，这给特定的耀变体发射模型带来了一些问题。同步加速器自康普顿模型要求最大的同步加速器可变性发生在大多数未观察到的亚毫米/远红外区域。或者，外部光子场的大变化可能在几天的时间尺度上发生。这在“镜像”模型中自然发生，其中喷流中的耀斑区域使附近的宽发射线云光电离，这反过来又提供了被康普顿化为伽马射线能量的软光子。
1997-11-20 astro-ph
The June 2008 flare of Markarian 421 from optical to TeV energies
我们目前的光学，X射线，高能量（$\lessapprox 30$ GeV）和非常高的能量（$\gtrapprox 100$ GeV; VHE）的高频率峰值blazar Mrk 421之间采取2008年5月24日和6月23日的观测。6月9日~ 15日，在\sqrt{TS} =4.5，$F(E>100 \mathrm{MeV})= 42^{+14}_{-12}\times 10^{-8}$光子数cm $^{-2}$ s $^{-1}$的情况下，用AGILE探测到一个高能$γ$射线信号.这种耀斑状态比EGRET观测到的平均通量亮$\sim$ 3倍，但仍与最高EGRET通量一致。在硬X射线（20-60 keV）中，SuperAGILE解决了一个为期5天的耀斑（6月9日至15日），峰值为$\sim$ 55 mCrab。SuperAGILE，RXTE/ASM和Swift/BAT数据显示了软X射线和硬X射线之间的相关耀斑结构。在GASP-WEBT提供的同步光学数据中也检测到相同的燃烧行为的提示。在耀斑最大值附近进行的Swift/XRT观测揭示了从该源观测到的最高2-10 keV通量，为2.6 $\times 10^{-9}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$（即> 100 mCrab）。导出了$\sim$ 3 keV的峰值同步加速器能量，高于$\sim$ 0.5-1 keV的典型…
2008-12-08 astro-ph
Solar Control on Jupiter's Equatorial X-ray Emissions: 26-29 November 2003 XMM-Newton Observation
在2003年11月26日至29日期间，XMM-牛顿观测了木星69小时的软（0.2-2 keV）X射线发射。观测到木星低纬度的X射线盘发射的强度几乎是均匀的，亮度与太阳光子驱动的过程一致。木星赤道X射线和太阳X射线的同步光变曲线（由TIMED/SEE和GOES卫星测量）显示出类似的逐日变化。一个大的太阳X射线耀斑发生在太阳的木星面对的一面被发现有一个相应的功能，在木星的X射线。这些结果支持了木星低纬度地区的X射线发射是从木星上层大气散射的太阳X射线的假设，并表明太阳直接控制了木星圆盘的非极光X射线。我们的研究还表明，木星赤道X射线可以用来监测太阳半球上的太阳X射线耀斑活动，这是空间天气卫星看不见的。
2005-04-29 astro-ph
Evidence for a Sudden Magnetic Field Reconfiguration in SGR 1900+14
我们报告了1998年SGR 1900+14爆发活动期间持续X射线通量的大通量变化。最值得注意的是，我们发现在8月27日耀斑之后，非爆发X射线通量增加了约700倍，其随时间衰减为幂律。我们的测量结果表明，在整个衰减过程中，脉冲分数保持不变。这表明全球通量增强是8月27日耀斑的结果，而不是局部加热。虽然持续的流量已经恢复到爆发前的水平，但脉冲轮廓却没有。脉冲形状在8月27日耀斑的尾部变成了一个接近正弦曲线的轮廓（在伽马射线中），这种影响已经持续了1.5年以上（在X射线中）。这里给出的结果表明，在8月27日的巨大耀斑期间，SGR 1900+14中中子星的磁场发生了显着变化（可能是全球性的）。
2001-01-03 astro-ph
Spectrum of Very High Energy Gamma-Rays from the blazar 1ES1959+650 during Flaring Activity in 2002
2002年5月，惠普尔10米成像大气切伦科夫望远镜观测到耀变体1 ES 1959+650处于耀斑状态。对该时期的数据进行了谱分析，得到的极高能γ能谱（$E \geq 316$ GeV）可用微分谱指数α= 2.78 +/- 0.12 stat. +/- 0.21_{sys.}。2002年6月4日，该源在伽马射线范围内剧烈地爆发，而X射线发射没有任何同步增加，这是耀变体“孤儿”伽马射线耀斑的第一个明确例子。这些数据的伽马能谱也可以用一个简单的幂律拟合来描述，α= 2.82 +/- 0.15_{stat}。+/- 0.30_{sys.}。没有令人信服的证据表明光谱可变性或光谱的任何截止值。
2005-03-03 astro-ph
Polarization of X-ray emission from the Sgr B2 cloud
Sgr B2巨大的分子云被认为是一个“X射线反射星云”--是几百年前发生的Sgr A* 源的一次强烈耀斑的后处理场所。X射线光谱的形状和铁荧光线的强度支持这一假设。我们认为，从Sgr B2的X射线的起源最干净的测试将是从这个源偏振发射的检测。
2001-11-04 astro-ph
Time Structure of Ultra-High Energy Cosmic Ray Sources and Consequences for Multi-messenger Signatures
关于超高能宇宙射线源的天空分布的最新结果对其性质和时间结构产生了影响。如果这些辐射源主要加速原子序数为A的原子核，并带Z电荷，并持续发射，那么它们在~ 6 × 10 ^{19} eV以上的宇宙射线中的亮度不会超过其总功率输出的~ 5 × 10 ^{-4} Z^{-2}的一小部分。这样的源可以产生一个弥散的中微子流，在千米^3大小的中微子望远镜中，每年会产生几次事件。连续发射的源在低于~100 GeV的光子中应该很容易看到，但在TeV的伽马射线中却不能看到，因为这些伽马射线很可能被源吸收。对于由洛伦兹因子伽马辐射的幕式源，爆发或耀斑必须持续至少~0.1伽马^{-4} A^{-4}年。耀斑光度的相当一部分可能进入最高能量的宇宙射线，在这种情况下，每个源的耀斑速率必须小于~ 5 × 10 ^{-3}伽马^4 A^4 Z^2年^{-1}。事件源在GLAST和TeV能量下都应该有可检测的变化，但中微子通量可能很难检测到。
2008-03-26 astro-ph
High Energy Afterglow Emission from Giant Flares of Soft Gamma-Ray Repeaters: The Case of the 2004 December 27 Event from SGR 1806-20
讨论了2004年12月27日SGR 1806 - 20大耀斑后的高能余辉发射（包括高能光子、中微子和宇宙射线）。如果初始外流是相对论的，具有体洛伦兹因子Γ_0 \sim {\rm tens}，那么如果电子谱足够硬，并且初始洛伦兹因子足够高，则前向激波区电子的同步辐射的高能尾部将产生显著的亚GeV辐射。这个信号可以作为诊断的初始洛伦兹因子的巨大耀斑流出。如果在GLAST时代发生类似的巨大耀斑，GLAST可能会检测到这种成分。利用10 MeV的实验数据，如果电子分布为单次幂律，则我们限制Γ 0 <50。对于破坏幂律分布的电子，允许更高的Γ_0。在高于1 GeV的能量下，由于同步辐射组件的高能量截止，通量较低。我们还考虑了巨耀斑振荡尾光子的同步自康普顿辐射分量和逆康普顿散射分量，但在中等的Γ_0（例如\leq 10）下，它们并不显著。前向激波也将宇宙射线加速到最大能量10 ^{17} eV，并通过与X射线尾光子的光介子相互作用产生典型能量为10 ^{14} eV的中微子。然而，它们太弱而无法检测到。
2005-05-24 astro-ph
Correlated radio--X-ray variability of Galactic Black Holes: A radio--X-ray flare in Cygnus X-1
我们报告的第一次检测到天鹅座X-1的准同步射电X射线耀斑。这一发现是在2005年4月16日由罗西X射线定时探测器和赖尔望远镜进行的定点观测，当时黑洞候选者接近从软态过渡到硬态。射电耀斑比X射线滞后约7分钟，在3：20达到峰值（TDB 2453476.63864）。我们讨论了这种滞后的背景下，模型解释等耀斑事件的喷射发射同步辐射的电子泡。
2007-06-10 astro-ph
Periodicity in the TeV gamma rays and X rays from Markarian 501
1997年3月底至7月底，利用犹他七望远镜阵（7TA）观测了Markarian 501的TeV历史γ耀斑。罗西X射线定时探测器全天监视器（RXTE ASM）自1996年1月5日以来一直在观测Mrk 501的X射线。我们发现的周期性的$23.9^{+2.3}_{-2.0}$天和$23.9^{+1.6}_{-2.9}$天的TeV γ射线和X射线光变曲线使用7TA和RXTE ASM的证据。它们的虚警概率分别为$8.2 \times 10^{-3}$和$5.6 \times 10^{-5}$。
1999-06-04 astro-ph
TeV-PeV Neutrinos from Giant Flares of Magnetars and the Case of SGR 1806-20
我们估计了2004年12月27日SGR 1806-20的巨大耀斑产生的高能中微子通量，该耀斑以比迄今为止探测到的最明亮的伽马射线暴（GRB）大10^4倍的伽玛射线通量照射地球。南极切伦科夫中微子探测器AMANDA在耀斑期间在线，可能首次从宇宙点源探测到高能中微子，或者限制了磁星的耀斑机制。如果探测到TeV的中微子，人们就可以预期同时也会探测到EeV的宇宙射线和TeV的伽马射线。
2005-07-18 astro-ph hep-ph
