MHD Jets, Flares, and Gamma Ray Bursts
简要回顾了最近对吸积盘MHD喷流的数值模拟，重点讨论了喷流速度的标度律和磁重联在吸积盘、喷流和耀斑中与时间变化的关系。在此基础上，对伽马射线暴（对数正态分布）的峰值强度、峰值间隔和峰值持续时间的统计特性不同于太阳耀斑和黑洞吸积盘（幂律分布）的原因给出了可能的解释。基于这些考虑，本文提出了一个新的伽马射线暴中心引擎模型--“磁化等离子体团模型”。(see http://www.kwasan.kyoto-u.ac.jp/~shibata/grb_final/grb.pdf下载PDF文件，包括文本和数字）
2003-03-12 astro-ph
GeV-TeV and X-ray flares from gamma-ray bursts
最近在伽马射线暴（GRB）的余辉阶段探测到的延迟X射线耀斑表明，在减速半径内的半径内的发动机起源，表征了前向冲击余辉发射的开始。鉴于观测到的耀斑和余辉之间的时间重叠，必须有逆康普顿（IC）发射所产生的耀斑光子散射的前向冲击余辉电子。我们发现，这种IC发射产生GeV-TeV耀斑，这可能是由GLAST和地面的TeV望远镜检测。我们推测EGRET可能已经从一个非常强的爆发GRB 940217中检测到了这种发射。在耀斑期间，X射线耀斑光子对前向激波电子的增强冷却可能抑制余辉的同步辐射。GeV-TeV耀斑的探测与低能观测相结合，可能有助于限制余辉地震中鲜为人知的磁场。我们还考虑了X射线耀斑的内激波和外激波模型中的自IC发射。从内部冲击以上的GeV的排放是低的，而外部冲击模型也可以产生GeV-TeV耀斑，但与不同的时间行为所造成的IC散射的余辉电子耀斑光子。这为区分X射线耀斑是起源于后期中心发动机活动还是起源于外部冲击提供了一种有用的方法。
2006-03-13 astro-ph
Flares in Gamma Ray Bursts
用雨燕卫星上的XRT（0.3-10 KeV）仪器在伽马射线暴瞬时发射后不久观测到的耀斑活动，为伽马射线暴能量发射机制的物理特征提供了重要线索。我们将简要介绍最近的分析结果，并讨论我们根据Norris 2005剖面对耀斑的拟合，用一个新的更大样本的GRB [限于早期耀斑]获得的初步结果。我们发现，与以前的结果一致，XRT耀斑遵循诺里斯2005年观察到的主要特征的即时发射尖峰。估计的耀斑能量的子样本与红移是相当强大的，并尝试，使用redshisft样本，估计耀斑中发射的能量如何依赖于时间。我们使用了$H_0=70 km/s/Mpc$、$Ω_Λ=0.7$、$Ω_m=0.3$宇宙学。
2008-09-05 astro-ph
Bright X-ray Flares in Gamma-Ray Burst Afterglows
伽马射线暴（GRB）的余辉为这些大规模爆炸事件的性质提供了重要的线索，提供了附近环境的直接信息和为爆炸提供动力的中心引擎的间接信息。我们报告发现了两个明亮的X射线耀斑的伽玛暴余辉，包括一个巨大的耀斑的总能量相当的爆发本身，每一个峰值分钟后爆发。这些强烈、快速的X射线耀斑意味着爆发的中心引擎有很长的活动周期，在伽马射线发射结束后，强烈的内部冲击会持续数百秒。
2005-07-31 astro-ph
X-Ray and high energy flares from late internal shocks of gamma-ray bursts
在详细描述两个均匀壳层碰撞产生的一对激波动力学的基础上，在晚期内激波（LIS）模型的框架内研究了伽马射线暴（GRB）的余辉耀斑。首先，通过面对模型的一些基本的观测特征的X射线耀斑，我们发现一些约束的性质的预碰撞壳直接决定的中央引擎的伽玛暴。其次，在宽的参数空间中研究了与X射线耀斑相关的高能辐射，这种高能辐射来源于LISs的同步辐射自康普顿（SSC）辐射。预测的高能耀斑的通量可能高达$\sim 10^{-8}\rm erg cm^{-2}s^{-1}$，这可能是由\textit{the Fermi Space Telescope}上的大面积望远镜（LAT）探测到的
2008-11-07 astro-ph
X-Ray Flares of Gamma-Ray Bursts: Quakes of Solid Quark Stars?
我们提出了一个星震模型，以了解X射线耀斑的长和短的伽马射线暴（GRB）在一个固体夸克星制度。如果脉冲星实际上是（固体）夸克星，则有两种中心引擎可供使用，即，SNE型伽玛暴和SGR型伽玛暴研究发现，如果相变的临界温度为几MeV，那么夸克星在诞生后大约10^3到10^6 s后就可以凝固，弹性和引力能，而不是旋转能或磁能）可能为伽马射线暴X射线耀斑提供动力。
2008-11-03 astro-ph
X-ray flares and the duration of engine activity in gamma-ray bursts
在雨燕伽马射线暴中，在规则的余辉衰减上叠加了明亮的X射线耀斑，这一发现引发了对它们起源的理论猜测。我们研究了由于内部耗散和外部激波机制引起的耀斑的时间特性。我们首先表明，至少有相当大的一部分耀斑不能与外部冲击机制，因为外部冲击耀斑演化的时间尺度比观察到的要长得多。然后，我们从内部耗散研究耀斑，表明的时间属性，使我们能够区分发射缓慢的早期壳晚更快的壳。我们表明，由于检测到的耀斑的快速演变，它是最有可能的耀斑是由相对较快的壳喷射的中央引擎前不久，他们被观察到。这意味着在某些情况下，中央引擎必须活动长达一天。最后，我们讨论的约束条件和影响，这一观察的性质和物理的内部引擎，我们阐述了未来可能的观测测试耀斑样本，以进一步了解其起源和物理。
2006-11-30 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
A half-a-day long thermonuclear X-ray burst from KS 1731-260
我们报道了一次大约12小时长的低质量X射线双星KS 1731-260的X射线耀斑。耀斑的上升时间小于13分钟，呈指数下降，衰减时间为2.7小时。耀斑辐射可用峰值温度为2.4 keV的黑体辐射来描述。事件释放的总能量为10^{42}尔格（假设距离为7千秒差距）。耀斑具有热核X射线爆发（所谓的I型X射线爆发）的所有特征，除了它的持续时间很长，因此释放的能量很大（比这个源的正常I型X射线爆发长1500-4000倍，能量多250-425倍）。耀斑之前有一个短而弱的X射线爆发，可能是I型。在爆发前数天至数周，I型X射线爆发的发生率约为每天3次。然而，在耀斑之后，I型X射线爆发至少停止了一个月，这表明超级爆发影响了I型爆发行为。在非爆发期，持续性排放没有显著差异。我们将这一事件的特征与在其他来源（4U 1735-44，4U 1820-30，4U 1636-53，Ser X-1，GX 3+1）中看到的类似长X射线耀斑，即所谓的超级爆发进行了比较。从KS 1731-260看到的事件是迄今为止报道的最长的事件。我们讨论了两种可能的机制，可能会导致这些超爆，不稳定的碳燃烧（如最近提出的）和电子捕获的质子与随后捕获的中子的重核。
2001-11-14 astro-ph
Short gamma-ray bursts from SGR giant flares and neutron star mergers: two populations are better than one
有越来越多的证据表明，当地人口的短持续时间伽马射线暴（sGRB），但它仍然有待观察，这是否是一个单独的人口更高的红移爆发。在这里，我们选择合理的亮度函数（LF）的中子星二进制合并和巨大的耀斑从软伽马重复（SGR），并结合理论和观测到的银河系内禀率，我们检查是否一个单一的祖先模型可以复制的整体BATSE sGRB数计数和本地人口，或是否需要一个双祖人口。虽然有很大的不确定性的内在率，我们发现，至少一个双峰LF组成的较低和较高的光度人口是需要复制的整体BATSE sGRB数计数和本地突发分布。此外，较低光度人口的最佳拟合参数与SGR巨型耀斑的已知特性吻合得很好，预测的数字足以解释先前对当地sGRB人口的估计。
2009-02-23 astro-ph
The late time evolution of Gamma-Ray Bursts: ending hyperaccretion and producing flares
研究了超吸积模型在质量供给率随时间减小的晚期伽马射线暴（GRB）的性质。我们指出，吸积体附近的区域和吸积体本身在决定吸积的速率和时间行为以及最终的能量输出方面起着重要的作用。基于数值模拟和理论结果，我们推测吸积体周围积累的磁通量可以使能量释放反复停止和重新开始。我们建议，插曲或插曲时，吸积恢复对应的X射线耀斑最近发现的一些伽玛射线暴。
2006-05-11 astro-ph
Radio Bursts Associated with Flare and Ejecta in the 13 July 2004 Event
我们研究了2004年7月13日GOES M6.7级耀斑和日冕物质抛射（CME）的日冕瞬变。在耀斑的上升阶段，观察到的灯丝喷发，环膨胀，莫尔顿波，和喷出物。其后，天文台探测到一个EIT波，其射电动力频谱的主要特征是一个频移连续谱和两个II型爆发。我们的分析表明，如果第一个II型爆发是在低日冕形成的，爆发的高度和速度接近的投射距离和速度的莫尔顿波（色球冲击波签名）。频率漂移的无线电连续体，从1 GHz以上开始，在任何冲击特征变得可见之前几乎两分钟形成，并且快速膨胀的活塞（作为连续体可见）可能已经发射了另一个冲击波。一种可能的情况是，耀斑爆炸超过了早期的瞬态，并点燃了第一个II型爆发。第二个II型爆发可能是由同一个冲击波形成的，但前提是冲击波以恒定的速度传播。这种解释还要求激波产生区域位于传播结构的不同部分，或者激波穿过具有高度不同大气密度的区域。这个复杂的事件，具有众多的无线电特征和其他波长的瞬变，为爆炸波相关和CME相关的无线电发射提供了证据。
2008-09-23 astro-ph
Sub-GeV flashes in $γ-$ray burst afterglows as probes of underlying bright UV flares
在许多伽马射线暴（GRB）的余辉中观测到明亮的光学和X射线耀斑。这些耀斑被归因于中央发动机的后期活动。在大多数情况下，峰值能量是未知的，并且有可能甚至很可能存在显著的远紫外成分。这些远紫外光子之所以能逃过我们的探测，是因为它们在到达地球之前就被中性氢吸收了。然而，这些光子穿过了为最初的伽马射线暴提供动力的喷出物所产生的冲击波。它们可以被冲击波中的热电子逆康普顿向上散射。这一过程将产生一个强烈的亚GeV耀斑，它跟随着远紫外耀斑的高能（软X射线）尾部，但持续时间要长得多，可以被即将发射的{ \em伽马射线大面积望远镜}（GLAST）卫星探测到。这个特征可以用来探测潜在的远紫外耀斑的光谱。这种逆康普顿过程产生的额外冷却可以降低前向激波的X射线发射率，并解释在许多伽玛暴中观察到的意想不到的低早期X射线通量。
2006-04-17 astro-ph
Observations of X-ray Flares from Gamma Ray Bursts
在过去的两年中，对伽马射线暴（GRB）和GRB余辉期间的X射线发射的Swift-XRT观测导致了许多新的结果。这些令人兴奋的结果之一是，大约1/3-1/2的伽玛暴包含可检测的X射线耀斑。X射线耀斑的平均通量比初始瞬发辐射的平均通量小约10倍，但在某些情况下，耀斑的能量与瞬发辐射本身一样高。耀斑表现出快速的上升和衰减，它们有时发生在相对于瞬发辐射非常晚的时间（有时迟至T_0后10^5 s），相对于在某些耀斑之前就已经明显开始的潜在余辉衰减，具有非常高的峰值通量。耀斑的时间和光谱特性有利于模型中，耀斑的出现，由于相同的伽玛射线暴内部发动机的过程，催生了即时伽玛射线暴排放。因此，无论是长的还是短的伽马射线暴内部发动机模型，都必须能够在很晚的时间内产生X射线波段的高注量。
2008-04-14 astro-ph
GRB 060714: No Clear Dividing Line Between Prompt Emission and X-ray Flares
长伽马射线暴GRB 060714被观测到表现出一系列的5个X射线耀斑，从爆发触发T0后约70 s开始，一直持续到T0 + ~200 s。前两次耀斑是在雨燕卫星转向到爆发位置之前由雨燕卫星上的爆发警报望远镜（BAT）探测到的，而最后三次耀斑则被X射线望远镜（XRT）强烈探测到，但BAT只微弱地探测到。这次爆发提供了一个不寻常的机会来跟踪一个完整的耀斑序列在一个广泛的能量范围。耀斑在它们的光变曲线形态上非常相似，表现出幂律上升和下降分量，并且在大多数情况下具有显著的子结构。耀斑也表现出强烈的演化与时间，光谱和时间。小的时间尺度和大幅度的变化观察到的耀斑的外部冲击源是不兼容的，而不是支持后期的零星活动的中央源或本地化的耗散事件流出。我们表明，在GRB 060714的耀斑不能是内部冲击的结果，在碰撞壳层的洛伦兹因子的对比度是非常小的，这一机制面临着严重的困难，在大多数雨燕GRB。耀斑与瞬发的形态相似性以及耀斑随时间的渐进和连续演化，使得在瞬发和耀斑之间划出一条分界线是困难和武断的。
2007-04-16 astro-ph
The First Survey of X-ray Flares from Gamma Ray Bursts Observed by Swift: Spectral Properties and Energetics
用雨燕观测伽马射线暴（GRB）产生了最初令人惊讶的结果，即许多暴都有叠加在底层余辉上的大X射线耀斑。耀斑有时是强烈的，有快速的上升和衰减阶段，并发生在相对于“快速”阶段。在与瞬发γ射线暴相当的注量下，观测到一些显著的耀斑。许多伽玛暴有几个耀斑，有时重叠。在标准火球模型的背景下，最容易理解短暂、强烈、重复和后期燃烧，该模型具有内部引擎，在后期以活跃状态为即时GRB发射提供动力。然而，已经提出了其他耀斑模型。通过比较耀斑的余辉光谱和初始瞬发光谱，可以研究耀斑的起源。在这项工作中，我们分析了所有重要的X射线耀斑从第一个110伽玛暴观察到的雨燕。从这个样本中，发现33个伽玛暴具有显著的X射线耀斑，其中77个耀斑的探测值高于3 $σ$水平。除了在配套文件中提出的时间分析，各种光谱模型已适合每个耀斑。在某些情况下，我们发现，光谱拟合有利于带函数模型，这是更类似于即时发射比余辉。我们发现，在0.2-10 keV能带，耀斑的平均注量为2.4 e-7 erg/cm ^2/s，约为平均瞬发γ射线暴注量的1/10。这些结果，当结合在耀斑的时间特性的配套文件中提出的，支持的假设，大多数X射线耀斑是后期活动的内部引擎，产生了最初的伽玛暴，而不是余辉相关的效果。
2007-09-07 astro-ph
Comparative study of the two large flares from SGR1900+14 with the BeppoSAX Gamma-Ray Burst Monitor
我们报告的光谱和时间的40-700千电子伏的观测结果，获得的伽马射线暴监测器（GRBM）的BeppoSAX，两个大耀斑从软伽玛射线中继站SGR 1900 +14发生在1998年8月27日和2001年4月18日。从其强度、通量和持续时间来看，第一次被归类为“巨型”，第二次被归类为“中型”。光谱结果已经得到了改进的响应函数的GRBM。我们发现，这两个事件有相似的光谱特性，但不同的时间属性。主要的区别在于光变曲线的时间分布，而在2001年的耀斑中缺乏证据表明在1998年的耀斑中发现的高频（10-1000 Hz）的不稳定的时间变率可以归因于较低的计数统计。我们讨论了这些结果的光磁星模型提出的SGR源。
2003-12-02 astro-ph
Flares in Gamma Ray Bursts (II)
我们说明了一些初步的结果与一个新的样本耀斑和一个新的分析。在这些会议录中，我们主要处理与耀斑能量有关的分析，并描述正在进行的测量平均耀斑光度曲线的工作。我们在GRB 050904和GRB 050724中简要讨论与本工作相关的事项。特别地，我们测量了GRB 050904对耀斑的贡献，并对GRB 050724的衰变早期XRT光变曲线给出了新的解释。我们简要地说明了第一个证据，即早期衰变是由宽度/T峰值< 1的事件的后续发射给出的，并且这些事件的总能量大于在即时发射尖峰期间发射的能量，这实际上表明，不仅中心引擎在第一尖峰的数百秒之后仍然是活跃的，而且这仍然可能是即时发射的一部分。
2008-09-12 astro-ph
Flares in long and short Gamma-Ray Bursts: a common origin in a hyperaccreting accretion disk
雨燕卫星对伽玛暴的早期X射线观测揭示了一种比以前更复杂的现象。特别是，在广泛的时间尺度上的耀斑活动的存在可能需要在伽玛射线暴发动机内的后期能量生产。由于在长的和短的伽马射线暴中都观察到了耀斑活动，因此它的起源一定是在两类暴的两个可能的祖先的共同之处：一个围绕着几个太阳质量的黑洞的超吸积吸积盘。在这里，我们表明，一些观测性质的耀斑，如持续时间-时间尺度的相关性，和持续时间-峰值亮度的关系显示的大多数耀斑在一个给定的爆发，定性一致的粘滞盘的演变，提供的磁盘在大半径的碎片或以其他方式遭受大幅度的变化。我们讨论了磁盘的外部的物理条件，并得出结论，重力不稳定性，可能其次是碎片，是最有可能的候选人，这种变化。
2005-11-16 astro-ph
An Unusual Burst from Soft Gamma Repeater SGR 1900+14: Comparisons with Giant Flares and Implications for the Magnetar Model
软伽马重复器SGR 1900+14在1998年夏天进入了一个引人注目的活动阶段。这一活动在1998年8月27日达到顶峰，当时记录到一个巨大的周期性伽马射线耀斑，类似于1979年3月5日发生在SGR 0526-66的著名事件。两天后（8月29日），RXTE和BATSE探测到了一个强烈明亮的爆发。这一事件揭示了与8月27日和3月5日的巨型耀斑的一些相似之处，并显示了许多以前在SGR爆发中没有看到的独特特征。与典型的短SGR爆发不同，这一事件的特点是一个3.5 s的爆发峰值，之前是一个扩展的（~ 1 s）复杂的前体，然后是一个长（~ 1000 s）的周期性尾巴调制在5.16 s的恒星旋转周期。光谱分析表明，前兆，爆发峰和扩展尾部的光谱行为之间的显着区别。虽然在峰值期间的光谱是均匀的，但在前体和尾部发射中检测到显著的光谱演变。时间行为显示在事件开始时急剧上升（~ 9.8 ms），在爆发峰结束时快速截止（~ 17 ms）。尾部脉动显示了一个简单的脉冲轮廓，由一个5.16秒的峰值，不随时间而演变。这一事件的光谱和时间特征表明，前兆，主峰，和延长尾巴是由不同的物理机制产生的。我们讨论这些功能及其影响的背景下的磁星模型。8月29日事件的能量，以及它与8月27日耀斑的接近程度，表明它是前一次巨大耀斑的“余震”。“附注：这是原摘要的缩写本。"
2000-07-07 astro-ph
Narrow Moving Fe K-alpha lines from magnetic flares in AGN
我们指出，发光的磁耀斑，被认为是发生在标准AGN吸积盘，不能位于比几个压力标度高度以上的磁盘。利用这一事实，我们估计一个典型的耀斑照明的磁盘表面的分数。这部分原来是非常小的几何薄磁盘，这意味着瞬时Fe K-α发射线从一个特定的磁耀斑是狭窄的。这条线会根据观测者相对于耀斑的位置发生红移或蓝移，并随时间扫过光带。我们提出了几个例子的理论时间分辨线轮廓从这样的耀斑的非旋转黑洞。用未来的X射线望远镜观测这种移动特征，将是对吸积盘几何结构的有力检验，也可能在强场极限下检验广义相对论。
2001-02-09 astro-ph
The Log-normal Distributions of Physical Quantities of Flare associated Coronal Mass Ejections (CMEs), and Flare/CME Model of Gamma-ray Bursts
我们研究了太阳耀斑和伴随的日冕物质抛射（CME）的物理量的统计分布。我们发现，与CME有关的耀斑的X射线峰值通量的分布，它们的时间间隔，和相关的CME的速度符合对数正态分布。一种可能的解释是，只有大的高能物质喷射才能从日冕中逃逸出来，成为行星际空间中的日冕物质抛射。这种"过滤效应“可能是某些物理量的统计分布类似于对数正态分布的原因。已知伽马射线暴（GRB）的几个物理量的分布也是对数正态分布，并且GRB中的伽玛射线强度的时间变化与太阳耀斑的硬X射线非常相似。基于这些相似性和黑洞周围吸积盘磁流体动力学性质的物理考虑，我们提出了一个新的伽玛暴中心引擎模型，即{ \it flare/CME模型}，其中伽玛暴是由间歇性物质喷射组成的非定常喷流形成的（像太阳日冕物质抛射）与吸积盘日冕中的重联事件（像太阳耀斑）有关。这种非定常MHD喷流将产生许多冲击以及远离中央发动机的局部重联事件。在这个模型中，只有大的高能质量喷射才能从吸积盘日冕中逃逸，因此某些物理量的统计分布类似于对数正态分布。
2004-01-18 astro-ph
A Magnetar Flare in the BATSE Catalog?
为了识别河外磁星耀斑，我们已经寻找他们的周期性尾巴产生的Lomb周期图的短脉冲爆发和瞬态源实验（BATSE）检测到的排放。在检测的358个短爆发中，有一个具有明显的尾部周期性（T = 13.8 s，P = 4 x 10^-5）。最有可能的宿主星系是烟花星系NGC 6946（d = 5.9 Mpc）。在这个距离上，尖峰的能量为（2.7 +/- 0.3）x 10^44尔格，类似于银河系磁星巨星耀斑的能量，其持续时间（~ 0.4 s）和温度（250 +/- 60 keV）也是如此。然而，对于尾辐射，我们估计的60 +/- 5 keV的温度更难，（4.3 +/- 0.8）x 10^45尔格的能量释放大于银河系磁星耀斑的能量释放。不管宿主是什么，如此大的尾峰能量比意味着磁星耀斑尾可能比以前认为的更远。
2006-01-02 astro-ph
XMM-Newton observations of variability in the X-ray binaries of M31: flares dips and a burst
XMM-牛顿卫星已经对M31的核心进行了四次观测，这是整个星系调查的一部分。大部分的X射线辐射来自点源，主要是X射线双星（XB）。令人兴奋的早期结果，从调查的时间变化，在三个XMM曝光的M31核心显示XB表现出Sco X-1一样的耀斑，下降和爆发。M31中的耀斑源还表现出强度和光谱硬度的变化，这是Z源的特征。
2002-03-27 astro-ph
An exceptionally bright flare from SGR1806-20 and the origins of short-duration gamma-ray bursts
软伽马射线中继星（英语：Soft gamma ray repeater，SGR）是银河系中的X射线星，在零星的活动期间会发出大量短持续时间（约0.1秒）的硬X射线爆发。它们被认为是磁星：强烈磁化的中子星，其发射是由磁能的耗散提供动力的。在这里，我们报告了SGR 1806-20的长（380秒）巨型耀斑的探测，它比我们银河系中以前观测到的任何瞬态事件都要明亮得多。(In在最初的0.2秒，耀斑释放的能量相当于太阳在25万年内辐射的能量。）它的力量可以用一种灾难性的不稳定性来解释，这种不稳定性涉及全球地壳破裂和磁星上的磁重联，以及恒星外部磁场线可能发生的大规模解扭。从很远的距离看，这一事件似乎是一个持续时间短、光谱硬的宇宙伽马射线暴。因此，至少有相当一部分神秘的短时间伽马射线暴可能来自河外磁星。
2005-05-11 astro-ph
The radio afterglow from the giant flare of SGR 1900+14: the same mechanism as afterglows from classic gamma-ray bursts?
在1998年8月27日软伽马中继站（SGR）1900+14的巨大耀斑之后，发现了一个射电余辉。它的短暂行为与SGR 1806-20的射电星云非常不同，但与经典伽马射线暴（GRB）的射电余辉非常相似。受此启发，我们试图解释它与外部冲击模型调用的标准理论的伽玛暴余辉。我们发现这种射电余辉的光变曲线与超相对论外流的前向激波发射不一致，这被认为是造成巨耀斑初始硬尖峰的原因。然而，从一个温和的或亚相对论性的流出扩展到星际介质的激波发射可以符合观察。基于SGRs的磁星模型，讨论了这种外流的可能起源。此外，我们建议，超相对论性火球从SGR巨型耀斑的存在下，可以测试快速无线电光学后续观测在未来。
2003-07-04 astro-ph
X-Ray Flares from Postmerger Millisecond Pulsars
最近的观测结果支持了短持续时间的伽马射线暴是由致密恒星合并产生的这一观点。在两个短的伽马射线暴中发现的X射线耀斑持续时间比以前提出的合并后能量释放时间尺度长得多。在这里，我们表明，它们可以产生差异旋转，毫秒双星合并后的中子星。这种差异旋转导致内部极向磁场的饱和，产生的环向磁场强到足以浮起并穿透恒星表面。磁重联驱动的爆炸事件发生，导致多个X射线耀斑后，最初的伽马射线暴分钟。
2006-02-23 astro-ph
Gamma-Ray Burst high energy emission from Internal Shocks
本文研究了伽马射线暴（GRB）瞬发和X射线耀斑阶段内激波（IS）的同步辐射和同步辐射自康普顿（SSC）辐射。其目的是测试的IS模型的耀斑排放和伽玛暴是否可以GeV源。我们确定的参数，IS模型可以解释所观察到的提示和X射线耀斑发射，并研究了高能量SSC发射的AGILE和GLAST卫星的探测能力。我们发现，在伽玛暴的即时阶段的SSC发射的可探测性提高火球洛伦兹因子和时间的变化的较高的值。如果IS是耀斑产生的机制，并且产生耀斑的壳层的洛伦兹因子为100的量级，则耀斑光变曲线将呈现出时间变化为10-100 ms的亚结构，其时间变化远小于耀斑的平均持续时间，与伽玛暴瞬发相观测到的时间变化相似。如果假设较低的洛伦兹因子，例如10-25，那么40 s的较大时间变率也可以解释观测到的耀斑特性。然而，在这种情况下，我们预测X射线耀斑在非常高的能量（MeV-GeV）下没有对应物。对X射线耀斑光变曲线的子结构的研究，以及同时进行的X射线和高能观测，将使我们能够证实晚IS是X射线耀斑的原因的假设。
2007-12-28 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
Late-Time X-ray Flares during GRB Afterglows: Extended Internal Engine Activity
用雨燕观测伽马射线暴（GRB）产生了最初令人惊讶的结果，即许多暴都有叠加在底层余辉上的大X射线耀斑。这些耀斑有时强烈、迅速，而且相对于名义上的瞬发相位来说较晚。其中最强烈的耀斑是由XRT观测到的，其余辉通量大于500。这一爆发在>10000秒后再次爆发，使观察者感到惊讶.在标准火球模型的背景下，如果为即时伽玛射线暴发射提供动力的内部引擎在后期仍然活跃，那么强烈的耀斑可以最容易地理解。最近的观测表明，X射线耀斑在XRT探测到的余辉中约占1/3。通过研究耀斑的各种性质（如上升/下降时间、起始时间、光谱变率等），并将它们与总体爆发特性相关联，可以约束耀斑产生和GRB内部引擎的模型。
2006-02-06 astro-ph
Synergy Between Observations of AGN with GLAST and MAXI - Detecting X-ray Precursors of Gamma-ray Flares in Blazars
CGRO上的EGRET仪器探测到了一些耀变体的伽马射线耀斑，预计将于2006年发射的GLAST将探测到更多的此类耀斑。在这些耀斑之前应该有X射线前兆，将在GLAST发射前后部署的MAXI全天监测器很可能探测到这种前兆。本文重点介绍了有趣的新见解，喷流的结构，耀变体，可能会导致同时X射线和伽马射线观测。特别是，它解决了预期的时间之间的关系的前体和耀斑，和预期的亮度的前体。
2001-07-20 astro-ph
Two populations are better than one: Short gamma-ray bursts from SGR giant flares and NS-NS mergers
2004年12月27日发生在SGR 1806 -20上的巨大耀斑的峰值亮度约为10^47 erg/s，BATSE（爆发和瞬变源实验）在50 Mpc的范围内都可以观测到。因此，BATSE目录中的短持续时间伽马射线暴（sGRB）的一部分可能是由于河外磁星巨耀斑造成的。根据目前最广泛接受的模型，剩余的BATSE sGRB最有可能是由致密物体（中子星-中子星或中子星-黑洞）合并产生的，具有固有的较高亮度。在此之前，通过研究BATSE sGRB和155 Mpc内星系之间的天空相关性，我们对附近sGRB的比例进行了限制。在这里，我们研究的红移分布的sGRB产生的假设一个和两个人口的祖细胞与单独的亮度函数（LFs）。使用本地银河SGR巨型耀斑率和理论的NS-NS合并率演变根据著名的恒星形成率参数化，我们约束的BATSE sGRB总数计数的预测分布。我们发现，只有一个双重人口组成的SGR巨型耀斑和NS-NS合并可以重现可能的本地分布的sGRB以及总数计数。此外，两个子群体的最佳拟合LF参数与观测到的光度符合得很好。
2007-09-28 astro-ph
High energy afterglows and flares from Gamma-Ray Burst by Inverse Compton emission
我们进行了详细的研究逆康普顿（IC）发射的火球经历外部冲击（ES）在均匀或风状星际介质，并评估IC和同步辐射的相对重要性。我们确定的主要模型参数驱动的IC同步辐射比的情况下，一个短时间的中央引擎。然后，我们调查ES的情况下，由一个长时间的中央发动机，或延迟外部冲击（DES），一个模型，可以解释在GRB X射线光变曲线中观察到的一些耀斑。我们提出的模型预测，特别是在GeV与X射线的行为，并将它们与其他模型提出解释耀斑的起源。我们发现，如果大部分的排放发生时，火球是在快速冷却制度，然后大量的GeV排放预计都为短（标准ES）和长（DES）持续时间的中央发动机活动。特别是，在标准ES的背景下，我们能够解释GRB 940217中观察到的延迟发射。在DES的情况下，我们发现，IC散射的X射线耀斑光子可以产生高能耀斑在GeV波段，这可以检测到的GLAST。高能耀斑的可探测性随着爆发动能的增加而提高：在X射线光变曲线上显示耀斑的雨燕伽玛暴中，约有30%具有足够大的动能，因此GLAST可以探测到预期的高耀斑。DES模型的一个重要预测是低能量耀斑和高能量耀斑之间的不对称性。为了测试这种一致性，两个耀斑的峰值能量都需要低于或在观测波段之内。我们预测，X射线耀斑的峰值能量约为10 eV的产生高能量耀斑的峰值能量约为100 MeV-GeV。然后，斯威夫特和GLAST的观测可以检验预测的一致性。
2007-09-28 astro-ph
Are short gamma-ray bursts collimated? GRB050709, a flare but no break
从短持续时间伽马射线暴（GRB）的余辉光变曲线的小样本来看，衰变是迅速的，在时间上大致遵循幂律。它已被假定在短伽玛暴的余辉发射准直喷流在相同的方式在长伽玛暴。因此，短伽玛暴余辉光变曲线中的消色差突变将是支持短伽玛暴准直的有力证据。我们研究的余辉的短GRB 050709，唯一的短GRB的喷射中断已被要求从光学数据的光学光变曲线。结果表明：（1）在爆发后1.4 ~ 19天内，衰变遵循单一的幂律，衰变指数α = 1.73 - 0.04 ^{+0.11};（2）数据表明，在爆发后10天左右有一次光学耀斑，与X射线数据中的耀斑大致同时发生;（3）没有证据表明光变曲线有突变。这意味着到目前为止，还没有直接的证据表明短伽玛暴的外流中存在准直现象。短伽玛暴中准直角的现有限制现在强烈地表明，比长伽玛暴中发现的张角要大得多。
2006-06-12 astro-ph
Measuring parameters of AGN central engines with very high energy gamma-ray flares
讨论了一个由blazar中心引擎决定变率时间的blazar甚高能（VHE）辐射的“紧凑源”模型。在这个模型中，电子或质子在超大质量黑洞附近加速后，在辐射效率低的吸积流中产生电磁级联。假设这样一个模型的TeV耀变体PKS 2155-304，我们表明，从这个源的明亮的耀斑期间观察到的TeV伽马射线信号的可变性，如最小的可变性时间尺度和子耀斑的重现期，约束的质量和角动量的超大质量黑洞。
2008-09-15 astro-ph
X-Ray Flares and Oscillations from the Black Hole Candidate X-Ray Transient XTE J1650-500 at Low Luminosity
我们报告的X射线观测与罗西X射线定时探测器的黑洞候选人（BHC）瞬态XTE J1650-500在其第一次，目前唯一的，爆发结束。通过对该源几个月的低光度监测，发现了6个亮的~100秒的X射线耀斑和X射线通量的长时间尺度振荡。的振荡是非周期性的特征时间尺度为14.2天，在2.8-20千电子伏通量的数量级变化。振荡可能与光学“迷你爆发”，已观察到在其他短轨道周期BHC瞬变爆发的末端。X射线耀斑的持续时间在62到215秒之间，峰值通量比持续通量高5到24倍。耀斑具有非热能光谱，当持续光度接近3E 34（d/4 kpc）^2 erg/s（2.8 ~ 20 keV）时就会发生。最亮耀斑的上升时间表明，BHC系统的物理模型必须能够解释X射线通量在秒的时间尺度上增加到24倍的情况。我们讨论的背景下，银河系BHC的观测和理论的耀斑和比较的耀斑从Sgr A*，超大质量黑洞在银河系中心检测到的。我们还比较了耀斑的X射线爆发，看到在中子星系统。虽然有些耀斑的光变曲线与中子星爆发的光变曲线相似，但与爆发中的黑体光谱相比，耀斑具有非热能光谱。这表明，X射线爆发不应被视为一个给定的系统包含一个中子星的证据，除非在爆发光谱中的黑体成分的存在可以证明。
2003-04-11 astro-ph
Long-term radio variability of AGN: flare characteristics
我们研究了55个活动星系核在4.8 - 230 GHz之间的8个不同频带上的耀斑特征。我们广泛的数据库使我们能够研究这些来源的耀斑的各种观测特性，并将我们的结果与理论模型进行比较。我们从流量密度曲线中直观地提取了159个单独的耀斑，并计算了不同的参数，如峰值流量密度和持续时间，在所有的频带。耀斑的选择是基于Metsähovi射电天文台的22和37 GHz数据以及SEST望远镜的90和230 GHz数据。其他较低频率4.8、8和14.5 GHz的数据来自密歇根大学射电天文台。我们还计算了变异性指数，并与早期的研究进行了比较。观测结果似乎与冲击波模型吻合得很好，但数据中仍有很大的离散性。特别是由于对较高频率的不完全采样，不同频带之间的时间延迟很难研究。耀斑在22和37千兆赫的平均持续时间为2.5年，这表明长期监测对于了解这些来源的典型行为至关重要。耀斑的能量释放似乎与耀斑的持续时间无关。
2008-05-09 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
Late internal shock model for bright X-ray flares in Gamma-ray Burst afterglows and GRB 011121
我们探讨了两种可能的模型，这可能会导致明亮的X射线耀斑的伽玛暴余辉。一种是外部正向-反向冲击模型，其中正向和反向冲击的冲击参数取为完全不同。另一种是所谓的“晚期内激波模型”，它要求在瞬发$γ-$射线发射后产生更新的非定常相对论外流。在正反向激波模型中，在RS穿过喷出物的时间$t_\times$之后，通量的下降比$(t_\oplus/t_\times)^{-(2+β)}$慢，其中$t_\oplus$表示观测者的时间，$β$是X射线发射的光谱指数。在"晚期内激波模型”中，如果中央发动机在$t_{\rm e, \oplus}$之后关闭，并且观测到的X射线耀斑的变化时间尺度比$t_{\rm e, \oplus}$短得多，则衰减斜率可能比$(t_\oplus/t_{\rm e, \oplus})^{-(2+β)}$陡得多。在GRB 011121、XRF 050406、GRB 050502 b和GRB 050730中探测到的X射线耀斑的急剧衰减直接排除了外部正反向激波模型，而支持“晚期内激波模型”。因此，这些X射线耀斑可能暗示着中心发动机再次运转，并且在本征硬爆发后的几分钟内产生了新的不稳定相对论外流。
2005-09-01 astro-ph
The structure and radiation spectra of illuminated accretion disks in AGN. II. Flare/spot model of X-ray variability
讨论了活动星系核（AGN）的X射线变率模型。我们考虑日冕耀斑强烈辐射后产生于吸积盘表面的多个斑点。这些斑点随着圆盘围绕中心黑洞移动，并最终衰减，而新的斑点不断出现。我们构造了斑点圆盘光谱的时间序列，并计算了相应的能量依赖的分数变异幅度。我们探讨了磁盘倾角和其他模型参数的依赖性。活动星系核在相对于观测者更高的倾角上看到，如塞弗特2星系，预计其直接发射的分数变率幅度比正面看到的物体（如塞弗特1星系）高出几倍。
2004-02-17 astro-ph
Detection of a very bright optical flare from a gamma-ray burst at redshift 6.29
本文讨论了25厘米TAROT机器人望远镜在瞬发高能辐射和早期余辉期间探测到的明亮光学耀斑辐射的通量和行为。我们将我们的数据与X射线中同时进行的观测相结合，并分析了宽带光谱。这些观测使我们强调GRB 050904与GRB 990123的相似性，GRB 990123是一个显著的伽马射线暴，其光发射达到9等。虽然GRB 990123到目前为止被认为是一个独特的事件，但这一观察表明存在一群具有非常大的各向同性等效能量和非常明亮的光学对应物的GRB。这些伽玛射线暴的亮度使得它们很容易在整个宇宙中被探测到。由于我们甚至可以用像TAROT这样的小口径望远镜探测到非常高的红移，它们将成为探索高红移宇宙的强大工具，并可能用于探测第一代恒星。
2006-02-06 astro-ph
Recurrent very-long type-I X-ray bursts in the low-mass X-ray binary 4U 1636-53
本文报道了低质量X射线双星4U 1636-53的两次耀斑，耀斑持续时间长达数小时。这些耀斑的特征（即，衰变时间尺度、光谱软化、能量密度）与最近在其他几个低质量X射线双星中发现的非常长的I型X射线爆发非常相似，这表明4U 1636-53中的耀斑也是非常长的I型X射线爆发。有趣的是，这五个源的吸积速率都是爱丁顿质量吸积速率的10%左右。虽然目前还不能排除偶然的巧合或选择效应，但这种相关性是有启发性的，可能表明只有在很窄的质量吸积率范围内才能发生这种非常长的I型X射线爆发。
2001-05-08 astro-ph
High-sensitivity observations of solar flare decimeter radiation
一台新的声光射电频谱仪以前所未有的灵敏度观测到了太阳耀斑的1 - 2 GHz射电发射。检测到的分米III型爆发的数量大大增加了观测相比，传统的光谱仪观测只有一个频率的时间。观测表明，大量的电子束在稠密等离子体中传播。这是第一次，我们报告弱，反向漂移III型爆发的频率高于同时窄带分米尖峰。III型爆发是电子束在日冕中向下传播的可靠特征，显然远离尖峰的来源。观察结果与最流行的尖峰模型相矛盾，该模型将尖峰源放置在循环的足点处。明显的还有一个明显的双向U型爆发，形成了一个类似鱼的图案。它与Tremsdorf观测到的600-370 MHz的强烈U-爆发同时发生。我们认为，它与强烈的地面干扰（手机）互调，在1.4 GHz的频谱图中造成一个虚假的对称图案。因此，必须极其谨慎地考虑1 - 2 GHz范围内的对称特征，其中一些已在文献中报道。
2000-12-05 astro-ph
Attributes of flares in Gamma Ray Bursts: sample I
我们讨论了一些初步的结果和调查结果，来自分析的第一个样本的耀斑检测到的XRT船上斯威夫特。分析表明，耀斑的形态是我们所期望的超相对论壳层碰撞，因为它发生在1994年由Rees和Meszaros提出的内激波模型。此外，Delta（t）/t比和衰减时间与上升时间比的平均值与在被认为源自内部冲击的瞬发发射脉冲中观察到的值非常一致。结论是，耀斑分析有利于内部冲击，因为在迅速发射后，中央发动机已经喷射出炮弹。中央引擎似乎仍然活跃，并能够在稍后的时间产生大量的能量。需要更多的数据来确定是否有些耀斑可能是由于在瞬间发射时发射的具有小洛伦兹因子的壳层引起的，并由于这些壳层的追赶而产生后来的耀斑。
2007-01-16 astro-ph
The 2001 April Burst Activation of SGR 1900+14: Pulse Properties and Torque
我们报告的观测SGR 1900+14与罗西X射线定时探测器（RXTE）和BeppoSAX在2001年4月爆发激活的源。使用这些数据，我们测量的自旋扭矩的明星，并确认早期的研究结果，扭矩和爆发活动没有直接相关。我们比较了4月18日中间耀斑期间的X射线脉冲轮廓和伽马射线轮廓，并表明：（i）它们的形状相似，（ii）伽马射线轮廓与X射线脉冲密切一致。伽马射线和X射线轮廓的良好相位对准表明，在8月27日的巨型耀斑中推断的这种耀斑之后没有快速的自旋下降。我们讨论了这些意见如何进一步约束磁场重构模型的大型耀斑的SGRs。
2003-06-04 astro-ph
Gamma Ray Bursts Flares detected and observed by the Swift Satellite
Swift卫星对耀斑的探测引发了对这些现象的大量观测和理论兴趣。因此，社区内开始了大量的分析工作，以描述这种现象，同时提出了各种理论推测来解释它。在这次演讲中，我们讨论了我们分析第一个用Swift观察到的伽玛暴统计样本所获得的部分结果。这项研究的第一个目标非常简单：获得那些可以区分内部和外部冲击以及与非常小的初始洛仑兹体积因子相关的始终活跃的中央引擎和延迟冲击（刷新）的观测特性。我们首先讨论的分析方法和形态学证明的相似之处，这样的耀斑与即时发射脉冲。我们的结论是，伽玛射线暴耀斑是由于内部冲击和离开仍然悬而未决的问题，是否中央引擎是活跃的时间为105秒的顺序后，即时排放。
2006-12-05 astro-ph
Evidence that a cluster of UHECRs was produced by a burst or flare
在AGASA-HiRes联合数据中，5条超高能宇宙射线（UHECR）的角聚集偶然发生的概率约为2 × 10^-3。事件能量和角扩展的影响的第一次分析，这是适用的，如果源是足够接近的GZK损失可以忽略不计。在这个假设下，观察到的事件的能量在这个集群有利于爆发，而不是连续发射源，与事件的时间尺度短的300 D_Mpc年相比，发射。假设UHECR在从源到地球的途中经历了许多非相干的小磁偏转，到达方向分布允许估计< B^2 lambda > D ~ 7.7 nG^2 Mpc^2，其中lambda是场的相干长度，D是源距离。如果源处的光谱为~ E^{-2}，则UHECR中发射的总各向同性等效能量大于10^43 D_Mpc^3尔格。
2007-08-12 astro-ph
Flare-induced fountains and buried flares in AGN
讨论了活动星系核吸积盘在磁耀斑爆发后表面的局部物理变化。耀斑的X射线辐射在盘表面产生一个热点，在那里等离子体在垂直方向上加热和膨胀，以恢复流体静力平衡。假设导致耀斑的磁环深深地锚定在磁盘内部，我们推导出的垂直尺寸H_hot和光学深度τ_es的加热大气作为一个函数的位置内的斑点的分析估计。我们进行计算的各种值的吸积率dm/dt，的分数f_cor的辐射内消散的磁盘电晕，和覆盖因子f_cover的磁盘表面与耀斑照明补丁。结果表明，通常我们可以区分出盘内的三个特征径向区域，这三个区域显示出受热材料的性质不同的行为。在圆盘的最里面的区域（内部区域），圆盘物质的膨胀受到强大引力的限制。在更远的地方，耀斑源，最初在盘的上方，很快就被膨胀的盘大气所嵌入。在这些中间盘半径（中间区域）处，材料是光学厚的，因此通过多次康普顿散射极大地修改了观察到的辐射。我们展示了从蒙特卡罗模拟获得的示例性光谱模型，说明了趋势。在最外面的地区的磁盘（外区）的扩大材料是光学薄，其对所观察到的光谱的影响较小，但在径向方向上的压力梯度应导致发展的喷泉般的动力学结构周围的耀斑源。我们讨论了我们的结果的观测结果。
2004-08-25 astro-ph
X-ray Variability of AGN and the Flare Model
几个活动星系核的X射线连续谱的短期变率已被报道。在低至10^3-10^5秒的时间尺度内观察到显著的X射线通量变化。我们讨论了短的可变性时间尺度的框架内的X射线耀斑模型，它假定释放一个大的硬X射线通量以上的一小部分的吸积盘。由此产生的观测到的X射线光谱是由初级辐射和一个再处理的康普顿反射分量，我们模型与数值辐射转移模拟。耀斑的入射硬X射线将加热吸积盘的大气，从而引起热膨胀。最终，耀斑源将被光学厚介质包围，这将改变观测到的光谱。
2005-05-27 astro-ph
The First Survey of X-ray Flares from Gamma Ray Bursts Observed by Swift: Temporal Properties and Morphology
我们提出了第一个系统的调查的形态和时间特性的耀斑在伽玛暴观测的雨燕/XRT。我们考虑从2006年1月31日之前由Swift，INTEGRAL和HETE-2探测到的所有GRB中抽取大样本，这些GRB进行了XRT随访并显示出显着的耀斑。我们的33个样本包括长和短，在低和高红移，和总共69个耀斑。最强的耀斑发生在早期阶段，耀斑峰值强度和耀斑发生时间之间存在明显的反相关。用高斯模型拟合每个X射线耀斑，我们发现宽度和峰值时间的平均比值为<Δ t / t > = 0.13+/-0.10，尽管散射很大。在> 2000秒的晚期耀斑有很长的持续时间，Δ t>300秒，并且与下面的连续体相比可以是非常有活力的。我们进一步研究了BAT在瞬发阶段检测到的脉冲数量与XRT检测到的X射线耀斑数量之间是否存在明确的联系，发现没有相关性。然而，我们发现，连续BAT提示脉冲和连续XRT耀斑之间的强度比的分布是相同的，一个共同的起源的伽玛射线脉冲和X射线耀斑的指示。所有证据都表明，耀斑确实与中央引擎的工作有关，在标准的火球场景中，耀斑是由内部冲击而不是外部冲击引起的。虽然所有的耀斑都可以用发动机的长期活动来解释，但29/69的耀斑也可以用刷新的冲击来解释。然而，10只能通过中央引擎的长期活动来解释。
2007-02-14 astro-ph
X-ray and optical bursts and flares in YSOs: results from a 5-day XMM-Newton monitoring campaign of L1551
我们提出了一个为期五天的监测活动的结果与XMM-牛顿的六个X射线明亮的年轻恒星物体（YSO）的恒星形成复杂的金牛座L1551。所有恒星在五天时间尺度上都存在显著的变化。调制的光变曲线在时间尺度上与恒星的旋转周期相媲美，出现在一个弱衬金牛座T星的情况下。2000年和2004年观测之间的显着光谱变化被发现在（未解决的）经典金牛座T双星系统XZ Tau：热等离子体成分，这是目前在X射线光谱在2000年已显着减弱，在2004年。由于XZ Tau N在2000年经历了一次强烈的光学爆发，从那时起就终止了，我们推测了情节，爆发吸积和X射线加热之间可能的关系。过渡天体HL Tau经历了一次强烈的耀斑，伴随着复杂的温度演化，这表明一个事件被限制在一个非常大的磁结构（几个恒星半径）内，类似于猎户座星云团中的YSO。
2006-03-23 astro-ph
Multi-wavelength signatures of magnetic reconnection of a flare associated coronal mass ejection
利用多波长观测资料，讨论了2003年11月3日发生在复杂$βγδ$磁位形区的X2.7级太阳耀斑的演化过程。耀斑前日冕活动的第一个特征是在射电波长上观察到的III型爆发，它发生在H $α$的耀斑特征之前几分钟。在从RHESSI获得的硬X射线（HXR）图像中，这种类型III之后出现了环顶源。在事件的主要阶段，从位于奈尼塔尔的ARIES的太阳塔望远镜观测到的H $α$图像显示了明确的足点（FP）和环顶（LT）源。随着耀斑的发展，LT源向上移动，两个FP源之间的分离增加。H $α$与HXR图像的共对齐显示了H $α$和HXR足点之间的空间相关性，而HXR中上升的LT源总是位于H $α$中所见的LT源上方。LT和FP源的演化与太阳耀斑的重联模型一致。SOHO/EIT在195 ° C拍摄的EUV图像显示，在脉冲阶段，在耀斑区域的盘上有强烈的发射。此外，缓慢漂移的IV型爆发，在低日冕高度观察到在两个时间间隔沿耀斑期间，表明上升的等离子体团或环系统。强烈的II型射电爆发在这些IV型爆发之间的时间，但在一个相对较大的高度表明CME及其相关的日冕冲击波的开始。该研究支持了标准的CSHKP耀斑模型，该模型与几乎所有的爆发耀斑模型一致。更重要的是，这些结果还包含了耀斑阶段之前爆发重连的证据。
2007-06-01 astro-ph
Testing the Curvature Effect and Internal Origin of Gamma-Ray Burst Prompt Emissions and X-ray Flares with Swift Data
斯威夫特X射线望远镜（XRT）观测到的许多伽马射线暴（GRB）的X射线光变曲线在早期阶段的瞬发伽玛射线之后有一个非常陡的衰变分量（尾部），并且在~10^2 ~10^5秒的时间内有一些不稳定的耀斑发生。基于这些尾和耀斑是内激波源的假设，以及它们的衰减行为受火球曲率效应的支配，我们用22条GRB XRT光变曲线中的36个尾发射尾/耀斑尾样本对这种情况进行了自洽检验。结果表明，瞬发辐射尾和分离良好的耀斑尾的t0通常位于瞬发辐射或相应的X射线耀斑的最后一个脉冲的上升段，这与瞬发辐射和X射线耀斑的内耗散模型的预期是自洽的。我们的研究结果表明，每一个X射线耀斑形成一个独特的新情节的中央引擎活动和伽玛暴中央引擎保持活跃后，即时发射结束，有时高达〜 1天后的伽玛暴触发（如GRB 050502 B和GRB 050724）。这对传统的中央引擎模式提出了挑战，并呼吁重新启动中央引擎的新思路。我们进一步表明，晚中央引擎活动的开始时间不依赖于伽玛暴持续时间。我们还确定了一个少数群体的伽玛暴，其合并的BAT-XRT光变曲线平滑连接，没有突然之间的过渡，即时发射和余辉。这些伽玛暴的瞬发和余辉都可能有外部来源。
2006-03-26 astro-ph
Inter-occurrence Times in the Bak-Tang-Wiesenfeld Sandpile Model: A Comparison with the Turbulent Statistics of Solar Flares
在间歇性时间序列中观察到的一系列爆发可能是由单个雪崩引起的，即使这些爆发在噪声和/或仪器分辨率施加检测阈值时表现为不同的事件。在Bak-Tang-Wiesenfeld沙堆中，爆发之间的安静时间的统计数据从泊松转换为尺度不变，提高检测瞬时活动的阈值，因为每个零阈值雪崩都分解为相关爆发的层次结构。用GOES资料的时间分辨率对模型进行校正，得到了与不同强度阈值的太阳耀斑发生间隔时间统计的定性一致性。
2005-06-20 astro-ph cond-mat.stat-mech
