The magnetic field topology associated to two M flares
2003年10月27日，在NOAA 10486活动区，在3小时内发生了两次GOES M级耀斑。这两个耀斑是封闭的，它们的相关增亮出现在同一个位置，在色球层和日冕层显示出非常相似的形状。重点分析了磁场（SOHO/MDI）、色球（HASTA，Kanzelhoehe Solar Observatory，TRACE）和日冕（TRACE）观测。通过将我们的数据分析与日冕磁场模型相结合，我们计算了与两个M耀斑相关的磁场拓扑。我们发现，这两个事件可以解释在一个局部的磁重联过程发生在日冕磁零点。这个零点也出现在同一地点一天后，2003年10月28日。这个零点的磁能释放被认为是2003年10月28日11时01分与一个大的X17耀斑一起独立发生的局部事件的起源。10月27日和10月28日这三个事件是同源的。我们的结果表明，日冕零点可以是稳定的拓扑结构，通过磁重联的能量释放可以发生，如经典的磁重联模型所提出的。
2007-06-02 astro-ph
The X10 Flare on 2003 October 29: Triggered by Magnetic Reconnection between Counter-Helical Fluxes?
怀柔太阳观测站（HSOS）和Mees太阳观测站（MSO）的矢量磁象图表明，NOAA 10486超活动区是一个包含有相反符号的电流螺旋度通量的复杂区域。主要的正黑子主要由负螺旋度场控制，而正螺旋度斑块在主要的正黑子内部和周围持续存在。根据两天的推导电流螺旋度密度的比较，注意到显着的变化，这是与发生的X10耀斑，在2003年10月29日20时49分达到峰值。主黑子的平均电流螺旋度密度（负值）显著下降了约50。因此，反螺旋斑块（正）的螺旋度密度也被发现以相同或更大的比例衰减。此外，在50-100千电子伏能量范围内的耀斑期间，由拉马迪高能太阳光谱成像仪观测到两个硬X射线“足迹”。这两个HXR足点的核心与耀斑后消失的两个正螺旋度斑块位置相邻。这有力地表明，2003年10月29日的X10耀斑是由具有相反电流螺旋度的磁通量管之间的重联引起的。最后，AR 10486当前螺旋度的全球下降约50%，可以理解为与X10耀斑相关的光环日冕物质抛射（CME）发射的螺旋度。
2007-01-27 astro-ph
Properties of the energetic particle distributions during the October 28, 2003 solar flare from INTEGRAL/SPI observations
对2003年10月28日GOES X17级耀斑的INTEGRAL星载γ谱仪SPI获得的光谱进行了分析。在600 keV - 8 MeV的能量范围内，可以观察到2.223、4.4和6.1 MeV的三条明显的窄线，这是由太阳大气中加速离子的核相互作用引起的。三条谱线的时间分布和底层的连续谱表明，在较平稳的衰变阶段开始之前，连续谱线与谱线的比率在几分钟内有几个发射峰和不同的阶段。由于SPI的高分辨率Ge探测器和耀斑的异常强度，首次可以详细研究4.4和6.1 MeV的线形。使用厚靶相互作用模型和几个高能粒子角分布计算的线形比较表明，核相互作用引起的向下定向粒子束与α-质子比的顺序为0.1。也有迹象表明，4.4 MeV至6.1 MeV的线通量比在耀斑的开始和衰变阶段之间发生了变化，这可能是由于高能粒子α-质子比的时间演变。
2005-11-03 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
Conjugate Hard X-ray Footpoints in the 2003 October 29 X10 Flare: Unshearing Motions, Correlations, and Asymmetries
本文对2003年10月29日X10耀斑中RHESSI观测到的共轭硬X射线（HXR）足点（FP）进行了详细的成像和光谱研究。双FP首先朝向彼此移动，然后远离彼此，主要分别平行于和垂直于磁中性线。FP非剪切运动的这两个阶段的过渡与环顶（LT）源的运动方向反转相一致，并与估计的环长和LT高度的最小值相一致。FP显示HXR通量、光谱指数和磁场强度之间的时间相关性。HXR通量与磁场强度呈指数相关，这也与第二HXR峰的最大值之前的谱指数反相关，表明粒子加速敏感地取决于磁场强度和/或重联率。在FP之间观察到不对称性：平均而言，东部FP在HXR通量上亮2.2倍，在磁场强度上弱1.8倍，并且比西部FP远离中性线的速度快2.8倍;从LT源到东部FP的估计日冕柱密度小1.7倍。这两个FP具有略微不同的光谱指数。东-西FP HXR通量比和磁场强度比仅在第二个HXR峰的最大值之前是反相关的。无论是磁镜像还是柱密度都不能单独解释这些观测结果的全部，但它们的组合，以及其他输运效应，可能会提供一个完整的解释。我们还开发了新的技术，以消除粒子污染的HXR计数和估计脉冲堆积成像光谱，这可以适用于其他RHESSI耀斑在类似的情况下的影响。
2008-11-17 astro-ph
Neutron star oscillations and QPOs during magnetar flares
在两颗磁星的巨大耀斑尾部发现的高频振荡被认为是第一次直接探测到来自中子星的地震振动。与引发全球振动的巨大耀斑相关的星震的可能性开辟了利用地震学研究中子星内部结构和组成的前景。这是研究极压条件下物质性质的重大突破。在本文中，我们提供了一个最新的观测和理论框架的总结，包括一个简短的讨论引力波搜索的QPO。我们总结了替代非地震机制的状态，并给出了一个批评最近的论文莱文认为，反对地震振动作为一个可行的机制。最后，我们概述了目前的结果，使用地震技术，约束参数，如状态方程和地壳结构。
2007-01-10 astro-ph
Solar Neutron Events of October-November 2003
在2003年11月至11月太阳强烈活动期间，地面中子监测器观测到两次显著的太阳中子事件。2003年10月28日，在纳米比亚Tsumeb的中子监测器探测到与X17.2大耀斑相关的太阳中子，具有高度的统计显著性（6.4 sigma）。2003年11月4日，在一次X28级耀斑中，相对论性太阳中子被位于夏威夷哈雷阿卡拉和墨西哥城的中子监测器和位于夏威夷莫纳克亚山的太阳中子望远镜同时观测到。这些探测器同时观察到明显的过量，计算出的显著性为Haleakala为7.5 sigma，墨西哥城为5.2 sigma。INTEGRAL卫星上的探测器在这些事件中同时观测到高通量的硬X射线和伽马射线。利用γ射线的时间剖面，我们可以解释中子监测器的时间剖面。看来中子是在伽马射线发射的同时产生的。
2005-09-19 astro-ph
AGILE and Swift simultaneous observations of the blazar S50716+714 during the bright flare of October 2007
我们提出了一系列的光学，紫外线，X射线和伽马射线观测的BL Lac对象S50716+714进行的雨燕和AGILE卫星在2007年底时，这耀变体是耀斑接近其历史最大的光学频率。我们已经发现，可能是由于同步辐射，通过软X射线发射的光学是高度可变的，并在光学紫外和软X射线波段显示出不同的行为。4-10 keV的通量，最有可能由逆康普顿分量主导，保持不变。在相对较短的AGILE GRID观测中，计数统计数据较低，与恒定的伽马射线通量相一致，其水平与EGRET观测到的最大值相似。伽马射线谱斜率的估计给出了接近2的光子指数的值，这表明谱能量分布（SED）中的逆康普顿分量的峰值在AGILE能带内。在SED的不同部分中观察到的不同的变化行为排除了预测高度相关的通量变化的解释，如简单SSC场景中的聚束因子或磁场的变化。所观察到的SED变化可以被解释为是由于两个SSC分量的总和，其中一个是恒定的，而另一个是可变的，并且具有系统较高的同步加速器峰值能量。
2008-06-11 astro-ph
Gamma-Ray Polarimetry of Two X-Class Solar Flares
我们首次对γ射线能量（0.2-1 MeV）的太阳耀斑辐射进行了偏振测量。这些观测是用拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）对两次大耀斑进行的：2002年7月23日的GOES X4.8级太阳耀斑和2003年10月28日的X17级耀斑。我们在两个耀斑中都有边缘偏振探测，分别为21% +/- 9%和-11% +/- 5%。这些测量显著地限制了太阳耀斑伽马射线偏振的水平和方向，并开始探测潜在的电子分布。
2005-10-19 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
X-ray flares reveal mass and angular momentum of the Galactic Center black hole
分析了2002年10月3日XMM-Newton观测到的来自银河系中心黑洞的两个最亮X射线耀斑的光变曲线（Porquet et al. 2003）和2000年10月26日Chandra观测到的另一个耀斑（Baganoff et al. 2001）。功率密度谱在其估计的测量不确定性范围内，在约100 s、219 s、700 s、1150 s和2250 s的周期处显示了两个观测所共有的五个不同的峰。最近报道的2003年6月16日的红外耀斑（Genzel等，2003）的功率密度谱在两个（如果不是三个）周期（包括1008 +/- 120 s红外周期）处显示出明显的峰值，这与X射线周期一致。剩下的两个时期不能用红外线测量来覆盖。每个周期都可以用与吸积盘相关的一种特征性引力循环模式来识别，即Lense-Thirring进动、开普勒轨道运动以及垂直和径向周转振荡模式，这样，黑洞质量的一致值M_BH = 2.72^{+0.12}_{-0.19} x 10^6 M_odot，角动量$a$ =得到0.9939^{+0.0026}-0.0074}。从S2（S 0 -2）星的轨道运动研究（Schoedel et al.2002，Ghez et al.2003）中获得的M_BH数据与我们的发现一致。最后，我们讨论了角动量的相当高的值的一些含义。
2004-02-16 astro-ph
XMM-Newton observation of the brightest X-ray flare detected so far from SgrA*
本文报道了2002年10月3日利用XMM-Newton对SgrA* 观测到的最亮的X射线耀斑的高信噪比观测，耀斑持续时间短于1小时（~ 2.7 ks）。光变曲线相对于峰值耀斑几乎是对称的，并且检测到软和硬X射线范围之间没有显著差异。整个耀斑光谱可以很好地用吸收的幂律表示，其软光子光谱指数为Gamma=2.5+/-0.3，2-10 keV的峰值亮度为3.6（+0.3-0.4）x 10^35 erg/s，即比Sgr A* 静态值高160倍。在耀斑期间没有观察到明显的光谱变化。这个X射线耀斑与目前报道的其他明亮耀斑有很大的不同：它更明亮、更柔和。目前的耀斑特性的准确测定的挑战目前的解释内发生的物理过程的非常接近的环境SgrA* 带来了非常强的约束理论耀斑模型。
2003-07-07 astro-ph
VLBA imaging of a periodic 12.2 GHz methanol maser flare in G9.62+0.20E
II类甲醇脉泽源G9.62+0.20E在6.7和12.2GHz都经历周期性耀斑。在2001年10月开始的耀斑观测在七个历元，在三个月内使用VLBA在12.2 GHz。获得了高角分辨率图像（光束尺寸$\sim$ 1.7 x 0.6 mas），使我们能够观察到16个单独的脉泽组件的变化。结果发现，虽然现有的脉泽斑点增加的通量密度，没有新的斑点发展，没有观察到形态的变化。这排除了任何干扰激射区本身的机制，意味着耀斑是由种子或泵浦光子能级的变化引起的。在微波激射特征组之间观察到1- 2周的时间延迟。这些延迟可以用脉泽群之间的光传播时间来解释。耀斑的规律性可以用双星系统来解释。
2004-12-02 astro-ph
A Statistical Study of Gamma-Ray Emitting Solar Flares Observed with Yohkoh
从统计的观点分析了Yohkoh观测到的γ射线发射太阳耀斑。用Yohkoh上的硬X射线望远镜获得的四波段硬X射线（15- 95千电子伏）光度数据与用伽马射线分光仪获得的伽马射线（0.2- 30兆电子伏）分光光度数据结合使用。GOES类也被纳入。从1991年10月至2001年12月观测到的2788个X射线耀斑中，选择了178个具有强硬X射线发射的事件。其中，40个耀斑进一步发现了显着的伽马射线发射。对40个耀斑的分维分析和多波段彩色-彩色图表明，它们的软X射线-MeV γ射线谱能量分布至少涉及四个独立的参数。这些是：（1）总体耀斑大小;（2）热信号与非热信号的相对强度;（3）伽马射线与硬X射线强度比;以及（4）硬X射线光谱斜率。这些结果进行检查可能的选择效果。此外，第三个参数的含义进行了简要的考虑。
2005-01-24 astro-ph
X-Ray Spectral Variability of PKS 2005-489 During the Spectacular November 1998 Flare
我们报告的监测BL Lac对象PKS 2005-489的罗西X射线定时探测器（RXTE）在1998年12月。在这几个月里，源经历了一次壮观的耀斑;在11月10日的峰值，其2-10 keV的通量为$3.33 \times 10^{-10} {\rm ~erg ~cm^{-2} ~s^{-1}}$，比平静时亮30倍以上。在上升阶段，PKS 2005-489的X射线光谱显著硬化，达到接近最大值的$α= 1.32~ (F_ν\propto ν^{-α})$。在下降阶段，X射线光谱迅速变陡，到达$α= 1.82$，然后在12月底变得有点硬（$α\sim 1.6$）。虽然这种行为以前见过，但这种耀斑的简单性，强度和持续时间使我们能够非常详细地研究它。我们认为，这个耀斑是由粒子注入到喷流或{ \it原位}粒子加速引起的，并且耀斑最大值之后的光谱变陡是同步加速器冷却的结果。与最近观察到的其他耀变体耀斑相反（例如，Mkn 501，3C 279，PKS 2155-304），我们的结果并不意味着在这次耀斑期间同步加速器峰值的位置发生了重大变化。
1999-08-06 astro-ph
Looptop Hard X-Ray Emission in Solar Flares: Images and Statistics
YOHKOH卫星上的HXT仪器在耀斑环顶部附近发现了硬X射线源，这标志着在了解驱动太阳耀斑的基本过程方面取得了重大进展。在本文中，我们扩展了Masuda（1994）以前对临边耀斑的研究，包括到1998年8月为止的所有YOHKOH观测。我们报告，从1991年10月至1998年8月，YOHKOH观测到20个X射线明亮的临边耀斑（我们使用与Masuda相同的选择标准），其中我们有足够的数据来分析18个事件，包括8个以前未分析的耀斑。在这18个事件中，有15个显示出可检测到的脉冲环顶发射。考虑到有限的动态范围（约十年）的检测介绍了一个强大的偏见，对观察相对较弱的looptop源，我们得出结论，looptop发射是一个共同的特点，所有耀斑。我们总结了观测的足点，环顶流量比和光谱指数。我们目前的光变曲线和图像的所有重要的新分析的肢体耀斑。只要有可能，我们提出的结果，为个人脉冲在多峰耀斑和不同的循环多环耀斑。然后，我们讨论的通量和光谱指数的looptop和footpoint源考虑到观测选择偏差的统计。这些意见的重要性（和预期从预定的HESSI卫星具有优越的角谱和时间分辨率）在约束加速度模型和参数进行了简要讨论。
2001-12-14 astro-ph
Inner accretion disk disappearance during a radio flare in GRS 1915+105
从1996年10月开始，对处于高通量状态的银河系超光速源GRS 1915+105同时进行了X射线（BeppoSAX，0.1-300千电子伏）和无线电（赖尔望远镜，15千兆赫）观测。在这里，我们提出的耀斑事件的同时无线电/X射线光变曲线和光谱和相关的BeppoSAX数据的时间分析。通过对X射线数据的光谱分析，我们获得了在耀斑期间吸积盘内部暂时消失和随后恢复的证据。我们发现一个可变的幂律光子指数正相关的指数截止能量的变化。此外，在相同的时间间隔内检测到$\sim$ 4-5 Hz准周期振荡（QPO）的频率和强度变化。的QPO的质心频率被发现是相关的光谱幂律光子指数，并从磁盘的X射线通量和高能量通量的幂律。这些观测结果进行了讨论的磁盘不稳定模型提出了这个源的框架。
1999-09-28 astro-ph
Upper limits on the solar-neutron flux at the Yangbajing neutron monitor from BATSE-detected solar flares
本文利用羊八井中子监测站1998年10月至2000年6月的观测资料，对与太阳耀斑有关的太阳中子进行了研究。利用BATSE探测到的166个GOES峰值通量（1 - 8 μ m）高于$1.0 \times 10^{-5}$ $\mathrm{Wm^{-2}}$的耀斑的爆发时间，我们为每个耀斑准备了羊八井中子监测器的光变曲线，从BATSE爆发时间开始跨越$\pm$ 1.5小时。根据光变曲线，从166个耀斑中系统地寻找能量在100 MeV以上的太阳中子。在目前的工作中，没有发现统计上显着的信号，由于太阳中子。因此，我们把上限的$>$ 100 MeV的太阳中子通量的18个事件组成的2 X和16 M级耀斑。计算假设了幂律形状的中子能谱和三种类型的太阳中子发射剖面。与其他X级耀斑的正中子探测结果相比，这两个X级耀斑的正中子探测值的95%可信度上限与大气顶部的最低和次低中子通量相当，而M级耀斑的正中子探测值的上限则在$10^{-2}$ ~ 1中子$\mathrm{cm^{-2}s^{-1}}$的范围内。这提供了第一个上限的太阳中子通量从M级太阳耀斑，使用空间观测站以及地面的中子监测器。
2007-03-16 astro-ph
A New X-Ray Flare from the Galactic Nucleus Detected with the XMM-Newton Photon Imaging Cameras
Sgr A* 是一个紧凑的射电源，被认为是银河系核心大质量黑洞的对应物，2000年10月，钱德拉天文台观测到它经历了快速而强烈的X射线耀斑活动。我们在这里报告的检测与XMM-牛顿EPIC相机的早期阶段的一个类似的X射线耀斑从这个来源，这发生在2001年9月4日。2-10 keV源的亮度增加了约20倍，在观测结束前约900 s的时间间隔内达到4 10^{34} erg s^{-1}的水平。数据表明，在耀斑期间，源光谱是硬的。这个XMM-牛顿观测证实了钱德拉获得的结果，并表明在Sgr A* 中，快速和强烈的X射线耀斑并不是罕见的事件。这可能会限制发射机制模型提出了这个源，也意味着，关键的多波长观测计划，探索无线电/亚毫米和硬X射线/伽马射线发射的行为在X射线耀斑，有很好的成功机会。
2002-12-02 astro-ph
Simultaneous X-ray/radio observations of Cir X-1
我们分析了同时X射线/无线电观测的CircinusX-1分别收集与RXTE和ATCA在2000年10月和2002年12月，并确定无线电耀斑接近相位0.0和0.5的轨道周期。到目前为止，只有间接证据表明无线电耀斑接近0.5级。此外，在我们的数据集中，我们清楚地将射电耀斑和X射线光谱定时变化与相位0.0相关联。对于黑洞X射线双星，X射线和射电波段之间的关系已经很清楚了，而对于中子星X射线双星，仍然缺乏一个清晰完整的关系。
2008-03-12 astro-ph
A XMM-Newton View of the Soft Gamma-ray Repeater SGR 1806--20: Long Term Variability in the pre-Super Giant Flare Epoch
软伽马射线中继站SGR 1806 -20的低能（<10 keV）X射线发射已经通过在过去两年中进行的四次XMM-牛顿观测进行了研究，后者是为了响应2004年10月5日观测到的一系列强硬X射线爆发而进行的。该源处于不同的活动状态：在2003-2004年期间，2-10千电子伏的通量比以前观察到的历史水平翻了一番。光度的长期上升伴随着光谱的逐渐硬化，幂律光子指数从2.2下降到1.5，以及爆发活动的增长。在四次观测中获得的脉冲周期测量结果与5.5x10e-10 s/s的平均自旋下降速率一致，高于前几年观测到的值。SGR 1806 -20的长期行为表现出光谱硬度和自旋下降率之间的相关性，以前只有通过比较不同来源（SGR和异常X射线脉冲星）的性质才能发现。最佳质量的光谱（2004年9月6日获得）不能用单一的幂律拟合，但它需要一个额外的黑体分量（kT=0.79 keV，R_BB = 1.9（d/15 kpc）^2 km），类似于在其他SGR和异常X射线脉冲星中观测到的光谱。在持久发射中没有发现谱线，其等效宽度上限在30-110 eV范围内。边缘的证据，在4.2千电子伏的吸收功能是目前在2004年9月至10月检测到的69个突发的累积频谱。
2005-04-04 astro-ph
AGILE detection of variable gamma-ray activity from the blazar S5 0716+714 during September-October 2007
我们报告的伽马射线活动从中间BL Lac S5 0716+714在2007年9月至10月的观测AGILE卫星，符合一个时期的强烈的光学活动的源监测GASP-WEBT。AGILE用它的两个共同对准的成像仪，伽马射线成像探测器（GRID）和硬X射线成像仪（Super-AGILE）分别在30 MeV-50 GeV和18-60 keV的能量范围内对源进行了观测：第一个在2007年9月4日至23日之间，第二个在2007年10月24日至11月1日之间。在9月7日至12日期间，AGILE探测到来自源的伽马射线发射，其显著性水平为9.6西格玛，平均通量（E>100 MeV）为（97+/-15）x 10^{-8}光子cm^{-2} s^{-1}，在三天内至少增加了四倍。Super-AGILE在18-60 keV的能量范围内没有检测到发射，3-sigma上限为335 ksec内的10 mCrab。AGILE探测到的S5 0716+714的伽马射线通量是有史以来探测到的最高的耀变体，也是从BL Lac天体探测到的最强烈的伽马射线通量之一。9月中旬的光谱能量分布（SED）似乎是一致的同步辐射自康普顿（SSC）发射模型，但只有包括两个SSC组件具有不同的变化。2007年10月，AGILE在一次强烈的光学耀斑之后重新指向S5 0716+714，测量到平均通量为（47+/-11）x 10^{-8}光子cm^{-…
2008-08-27 astro-ph
X-ray hiccups from SgrA* observed by XMM-Newton. The second brightest flare and three moderate flares caught in half a day
在2007年春天，我们用XMM观测到了SgrA*，总曝光量约为230 ks。我们对这次活动中探测到的新的X射线耀斑进行了定时和光谱分析。为了以一致的方式研究耀斑光谱特性的范围，我们还使用相同的分析程序和最新的校准重新处理了以前报告的快速耀斑的存档XMM数据。在光谱拟合过程中考虑了尘埃散射。我们还使用钱德拉存档的SgrA* 静止状态的观测结果进行比较。在2007年4月4日，我们在大约1/2天的时间间隔内首次观测到X射线耀斑的发生率增强，一个明亮的耀斑之后是三个幅度更适中的耀斑。前一个事件代表了有记录以来Sgr A* 第二亮的X射线耀斑。这个新的明亮耀斑与2002年10月3日观测到的非常明亮的耀斑具有相似的光变曲线形状（几乎对称），持续时间（~ 3 ks）和光谱特征。在考虑尘埃散射效应的吸收幂律模型下，新耀斑的光谱参数为：N_H=12.3（+2.1，-1.8）e ~（22）cm ~（-2），γ = 2.3+/-0.3。以下三个中等耀斑的光谱参数拟合的总和，虽然较低，但在误差条内与明亮的耀斑是兼容的。在耀斑期间发现的柱密度，对于幂律，至少比从（尘埃）目视消光到SgrA*（AV~25等）预期的值高两倍。然而，我们的拟合与钱德拉获得的SgrA* 静态光谱表明，过剩的柱密度已经存在于非燃烧阶段。到目前为止，从SgrA* 观测到的两个最明亮的X射线耀斑显示出相似的软光谱。
2008-06-25 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
A New X-Ray Flare from the Galactic Nucleus Detected with the XMM-Newton
紧凑的射电源Sgr A*，被认为是银河系核心的大质量黑洞的对应物，在2000年10月被钱德拉观测到经历了快速和强烈的X射线耀斑活动。我们在这里报告的检测与XMM-牛顿EPIC相机的早期阶段的一个类似的X射线耀斑从这个来源，这发生在2001年9月4日。源2-10千电子伏的亮度增加了一个因素~ 20达到4 - 10 $^{34}$尔格s $^{-1}$的水平，在约900秒的时间间隔，就在观察结束前。数据表明，在耀斑期间，源光谱是硬的，可以用斜率约为0.7的简单幂律来描述。这个XMM-牛顿观测证实了钱德拉获得的结果，表明，在Sgr A*，快速和强烈的X射线耀斑是不是一个罕见的事件，因此设置了一些限制的发射机制模型提出了这个源。
2003-03-26 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
Magnetic Reconnection During the Two-Phase Evolution of a Solar Eruptive Flare
本文对2003年10月24日发生的一次M7.6级耀斑的演化过程进行了详细的多波长分析和解释。RHESSI航天器对耀斑的X射线观测揭示了耀斑演化的两个阶段。第一阶段的特征是X射线环顶（LT）源的高度下降$\sim$ 11分钟。首次报道了如此长的下降LT源运动持续时间。在此期间，位于X射线LT源下方的EUV环也以相似的速度（$\sim$ 15 km s $^{-1}$）进行收缩。在第二阶段，观察到两个不同的硬X射线脚点（FP）源，以及相关的UV和H $α$耀斑带。X射线LT源现在呈现向上运动。第一阶段的RHESSI光谱是软的，表明在早期阶段的温度为$T>25$ MK的燃烧环的热辐射。另一方面，在高能量（$\varepsilon \gtrsim$ 25 keV）下的光谱在第二阶段（$γ= 2.6-2.8$）期间遵循硬幂律。我们发现，所观察到的LT和FP源的运动可以理解为三维磁重联在日冕中的分离器的结果。在耀斑的第一阶段，重联释放出与耀斑前光球层剪切流产生的磁张力有关的过剩磁能。伴随的磁剪切在日冕中的重联过程的弛豫解释了LT源的下降运动。在第二阶段，普通重联过程占主导地位，描述的能量释放的大爆发耀斑的标准模型。
2009-11-13 astro-ph
A Radio Outburst Nearly Coincident with the Large X-ray Flare from Sgr A* on 2002-10-03
在VLA每周监测计划期间，观测到Sgr A* 的2厘米、1.3厘米和7毫米的大射电爆发，几乎与XMM-牛顿X射线天文台于2002年10月3日探测到的最亮的X射线耀斑一致。在7毫米处测得的通量密度为1.9 $\pm$ 0.2 Jy，比平均值（1.00 $\pm$ 0.01 Jy）高出$\sim 2$倍，是过去三年（2000年6月至2003年10月）中观测到的两个最高增幅之一，而在1.3厘米和2厘米处观测到的通量密度增幅则不太显著。放射性观测在X射线耀斑（持续时间超过45分钟）开始后13.5小时开始，并持续1.3小时。在观测过程中，有没有显着的（$<3σ$）在所有三个波长的无线电通量密度的变化，表明无线电爆发变化的时间尺度$>1$小时。一个光谱指数$α=2.4^{+0.3}_{-0.6}$（${\rm S \proptoν^α}$）推导出的爆发组件，符合光学厚的非热同步辐射源。这些结果表明，负责无线电爆发的高能电子可能通过与X射线耀斑相关的过程产生，然后传输到大半径，产生观测到的无线电爆发。这一观测结果是第一次证明Sgr A* 的射电和X射线发射存在相关变化。
2004-01-23 astro-ph
Muon and Tau Neutrinos Spectra from Solar Flares
太阳中微子耀斑和混合被认为是。1956年2月23日、1989年9月29日、2003年10月28日和11月2 - 4日发生的最大能量的太阳耀斑是宇宙射线、X射线、γ射线和中微子暴的来源。这些耀斑发生在正面或边缘以及隐藏的太阳盘中。观测和估计的耀斑总能量应该是由太阳本身产生的质子-质子-π介子引起的次级中微子爆发的一个来源;太阳带电耀斑粒子到达地球大气层时产生了一个更延迟和扩散的中微子通量信号。我们在最大的地下探测器中对中微子信号的首次估计暗示了与伽马射线相关的一些事件。我们的近似光谱的μ子和τ介子从这些罕见的太阳爆发显示在最常见的背景。μ子和τ子的特征在电子和反电子中微子通量上是非常奇特和典型的。μ子中微子的上升将在113 MeV的最小μ子阈值以上被探测到。最罕见的τ星现象只有在最硬的太阳中微子能量超过3.471 GeV时才有可能出现
2004-05-03 astro-ph hep-ph nucl-ex
