Monitoring of FR Cnc Flaring Activity
由于在FR Cnc中首次观测到光学耀斑，我们决定继续对该物体进行光度监测。这些观测是在克里米亚天体物理观测台（克里米亚，乌克兰; CrAO -以下简称）和Terskol天文台（俄罗斯，北高加索）进行的。所获得的光变曲线的介绍和讨论。未检测到可区分的耀斑，这可能意味着FR Cnc上的耀斑是非常罕见的事件。
2007-12-10 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
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
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
On the rapid TeV flaring activity of Markarian 501
目的：研究电子加速下TeV耀变体的单区SSC模型。在这幅图中，电子达到最大能量，在那里，同步加速器和逆康普顿散射损失的组合使加速饱和。研究方法：我们求解空间平均动力学方程，该方程描述了粒子和光子的同时演化，获得了作为时间函数的多波长光谱。结果如下：将该模型应用于2005年7月9日MAGIC望远镜观测到的Mrk501快速耀斑，得到了耀斑前准稳态和耀斑期间准稳态的相关参数。我们表明，一个硬滞后耀斑可以得到的参数，以及在这个源已经接受的范围内。特别是选择高值的多普勒因子似乎是必要的。
2008-10-14 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
Flaring Activity of Sgr A*: Expanding Hot Blobs
Sgr A* 被认为是银河系中心的一个巨大的黑洞，并且已知在无线电，毫米波，近红外和X射线方面是可变的。最近的多波长观测活动显示，Sgr A* 同时出现X射线和近红外耀斑，以及亚毫米和近红外耀斑。耀斑活动被认为是从Sgr A* 的最内部区域产生的。我们最近提出，近红外和亚毫米波长的耀斑持续时间意味着，在耀斑离开Sgr A* 之前，爆发的辐射在动力学时间尺度上膨胀和冷却。在7到12毫米的峰值发射之间，在20到40分钟的范围内延迟的射电耀斑的检测意味着由于耀斑活动，均匀的球形热团的绝热膨胀。我们怀疑这张简单的外流图像显示了微类星体中已知的一些特征，因此我们可以从Sgr A* 及其环境与微类星体的比较研究中学到很多东西。
2006-12-06 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
The flaring and quiescent components of the solar corona
日冕是了解恒星活动的模板。太阳是一颗中等活动的恒星，它的日冕与活动恒星不同：活动恒星日冕有一个双峰EM（T），热峰在8-20 MK，而非耀斑日冕只有一个峰在1-2 MK。通过研究耀斑对太阳EM（T）的平均贡献，间接地验证了活动恒星日冕EM（T）的热峰是由大量未分辨的类太阳耀斑引起的假说，并推断了从纳米耀斑到宏观耀斑的耀斑分布特性。我们测量了一个无偏的太阳耀斑样本的盘积分时间平均发射测量EM_F（T），分析了一个月时间间隔内不间断的GOES/XRS光变曲线。我们从Yohkoh/SXT数据中得到了相同时间间隔的静止日冕的EM_Q（T）。为了研究EM_F（T）和EM_Q（T）随太阳活动周的变化，我们在太阳活动周的不同阶段（1991年12月至1998年4月）对它们进行了计算。在T~5-10 MK范围内，EM_F（T）与EM_Q（T）相比，在T~5-10 MK范围内，EM_F（T）呈明显的峰值分布。结果表明，整个日冕的时均EM（T）是双峰型的，热峰是由时均耀斑引起的，其温度与活动恒星的温度相似，但增强程度较低。EM_F（T）形状支持活动日冕的热EM（T）峰是由于未分辨的类太阳耀斑的假设。如果是这样的话，静止和耀斑分量应该遵循不同的比例法则来增加恒星活动。假设日冕的加热完全是由于耀斑，从纳米到宏观耀斑，然后要么耀斑分布或约束等离子体响应耀斑，或两者兼而有之，是双峰。
2008-05-17 astro-ph
X-ray Flares from Markarian 501
基于最近在Mrk 421中发现的分级X射线耀斑现象，我们利用{ \em RXTE}数据库对另一颗TeV耀变体Mrk 501的X射线耀斑进行了系统的检索。我们探测到耀斑的时间跨度很大，从几个月到几分钟，就像Mrk 421一样。然而，在任何时间尺度上，Mrk 501的耀斑似乎都没有Mrk 421那么频繁地发生。闪耀的层次结构在Mrk 501中也很明显，这表明它可能在TeV耀变体中很常见。结果似乎暗示了耀斑（大或小）的尺度不变的物理起源。源的X射线光谱显示出向长持续时间耀斑峰值硬化的总体趋势，并显示出光谱滞后，这在TeV耀变体中常见。然而，这些数据的质量还不足以让我们对与更快但更弱的耀斑相关的光谱变化得出明确的结论。根据观测时强烈的背景耀斑活动，我们严格检查了报告的来自Mrk 501的亚小时X射线耀斑，并得出结论认为耀斑可能是人为的。另一方面，我们确实发现了一个快速的X射线耀斑，它看起来是真实的。它只持续了大约15分钟，在此期间，源的通量变化了大约30%。子结构在其轮廓中很明显，这意味着在更短的时间尺度上的可变性。Mrk 501的这种快速变化对喷流中耀斑区域的物理性质产生了严重的限制，这对TeV耀变体的排放模型产生了严重的影响。
2004-12-09 astro-ph
The Origin of the Solar Flare Waiting-Time Distribution
最近有人指出，太阳耀斑之间的时间分布（耀斑等待时间分布）遵循幂律，等待时间很长。根据25年的软X射线耀斑观测资料，分析表明：1。耀斑的等待时间分布符合时间依赖的泊松过程; 2.太阳在不同的耀斑速率下所花费的时间比例近似服从指数分布。第二个结果是耀斑的一个新的唯象定律。它示出了分析如何观察到的幂律行为的等待时间起源于指数分布的燃烧率。这些结果被认为是一致的耀斑的非平稳雪崩模型。
2000-05-08 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
A Flaring X-ray Source with an Halpha-bright Counterpart toward the SMC
我们报告发现了一个耀斑X射线源与光学对应的H α发射和红色过剩，在SMC的方向。钱德拉望远镜进行的100千秒X射线观测在源CXO J005428.9-723107中探测到一个持续6千秒的耀斑。耀斑期间的X射线光谱与温度kT=2.5 keV的热等离子体一致。在耀斑后的静止期，光谱较柔和（kT= 0.4 keV）。时序分析未发现任何显著的周期性或QPO。用麦哲伦-巴德6.5米望远镜拍摄的光学图像显示在（0.9”）误差圆内有一颗恒星。这颗恒星的视星等V=19.17，具有增强的H α辐射（H α- r = -0.88），并且有很大的自行。其他的解释进行了探讨，导致识别为一个相对较近的（银河系）天龙座类的日冕活跃的恒星。
2008-11-11 astro-ph
X-ray flaring from the young stars in CygnusOB2
目的：研究CygOB 2和ONC恒星形成区恒星X射线耀斑的个体和系综性质。方法：我们分析了1003个CygOB 2源的X射线光变曲线，这些源是钱德拉在100千秒内观测到的，而在“钱德拉猎户座超深项目”的850千秒观测中探测到的1616个ONC源。我们采用了一种无分箱的极大似然方法将光变曲线分割成常数信号区间，并根据光源亮度的振幅和时间导数来识别耀斑。然后，我们推导并比较了CygOB 2和ONC源的耀斑频率和能量分布。通过对从ONC数据中提取的5个100 ksec长的片段重复进行统计分析，研究了观测长度对这些结果的影响。结果：我们分别从CygOB 2和ONC源中检测到147和954个耀斑。CygOB 2的耀斑的衰变时间从0.5小时到10小时不等。在高能量下，耀斑能量分布符合指数α =-（2.1+-0.1）的幂律。在低能量下，分布变平，可能是因为检测不完整。我们推导出平均耀斑频率作为耀斑能量的函数。耀斑频率被认为取决于源的固有X射线光度，但它的确定是由观察的长度的影响。然而，能量分布的高能量尾部的斜率几乎不受影响。考虑到观测偏差，对CygOB 2和ONC源的比较表明，已知具有相似X射线发射水平的两个种群具有非常相似的耀斑活动。
2007-08-17 astro-ph
Properties of serendipitous X-ray flares discovered in XMM-Newton observations
我们提出了搜索的XMM-牛顿公共数据档案恒星X射线耀斑的结果。我们发现八个耀斑源，我们确定7光学同行。其中三个源有距离估计，使我们能够确定它们的光度。根据耀斑的衰变时间及其光度，我们得出环的半长约为2- 7 × 10^10 cm，发射量约为10^54 cm^-3：这些数值与其他恒星耀斑源的数值相似。其中一颗星显示出两个耀斑紧接着。我们讨论的可能性，这两个事件是同情或同源的性质。与太阳上的一对类似耀斑的比较表明，同源性更有可能是驱动耀斑事件的过程。
2004-09-09 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
A Bayesian Approach to Solar Flare Prediction
一些耀斑预测方法依赖于对活动区域的物理特征进行分类，特别是太阳黑子的光学分类，以及给定分类的历史耀斑速率。然而，这些方法在很大程度上忽略了活动区已经产生的耀斑的数量，特别是小事件的数量。过去发生火炬（各种规模）的历史是未来火炬生产的重要指标。我们提出了一个贝叶斯方法来预测耀斑，它使用的耀斑记录的活动区域与耀斑统计的现象学规则，以完善一个大耀斑的发生在随后的一段时间内的初始预测。最初的预测被认为是来自耀斑预测的现存方法之一。概述了该方法的理论，并进行了模拟，以显示该方法的细化步骤在实践中是如何工作的。
2004-03-26 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
Fireball Models for Flares in AE Aquarii
我们研究耀斑行为的激变变量AE~Aqr的背景下，这个系统的“磁螺旋桨”模型。耀斑被认为是由高密度区域之间的碰撞产生的，这些区域是从系统中排出的物质与白矮星快速旋转的磁层相互作用后产生的。我们计算的第一个定量模型的耀斑和计算的随时间变化的出射光谱从由此产生的热，膨胀球的气体。我们比较不同假设下的观测结果，并推导出耀斑中所涉及的物质的质量，长度和温度的值。我们看到，拟合表明该系统中的二级恒星具有星族II的组成。
2002-11-12 astro-ph
An extreme X-ray flare observed on EV Lac by ASCA in July 1998
我们提出了一个长期（150 ks的时间）ASCA X射线观测的dM3.5 e星EV Lac，在此期间，一个异常强烈的耀斑事件（持续约12 ks）被观察到：在耀斑的峰值，在ASCA GIS探测器的X射线计数率约为。静态值的300倍。通过分析衰减，使用准静态方法和基于衰减燃烧回路的流体动力学模拟的方法，导出了燃烧区域的物理参数。这第二种方法表明，耀斑的衰减是兼容的，它是在一个相对紧凑的半长度L的区域产生的。0.5恒星半径），大，但并不例外，即使是太阳的标准。耀斑的衰减很快（光变曲线的e折叠时间<= 2 ks），但基于流体动力学的分析显示了持续加热的有力证据，光变曲线的形状由加热的时间演变而不是由耀斑等离子体的自然冷却所主导。准静态方法产生了一个更大的估计环的长度（L约。2恒星半径）。该事件显示了一个光变曲线，其特征在于两个独立的衰变时间常数（初始衰变更快）和耀斑峰值处等离子体金属丰度的显着增强。这一事件的能量学是异常的，事件的峰值X射线亮度达到约1000度。这是迄今为止在主序星上观测到的最大的X射线耀斑（相对而言）之一。
1999-09-29 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
Flaring Activity of Sgr A* at 43 and 22 GHz: Evidence for Expanding Hot Plasma
我们进行了甚大阵（VLA）连续观测，研究了43 GHz（$λ$ = 7 mm）和22 GHz（$λ$ = 13 mm）Sgr A* 的变化。在这些频率下，探测到低水平的耀斑活动，持续时间为$\sim$ 2小时，显示43 GHz的峰值耀斑发射领先22 GHz峰值耀斑$\sim20$ 40分钟。通过考虑由于耀斑活动引起的均匀球形等离子体团的喷射和膨胀，用Van der Laan（1966）的等离子体模型解释耀斑发射的总体特征。光谱指数$ν^{-α}$为$α$ =1.6的耀斑发射的观测峰值与绝热膨胀自吸收源的峰值发射向低频移动的预测一致。我们提出了预期的同步光变曲线的扩大斑点以及峰值频率发射的能量谱指数的函数，在近红外，亚毫米，毫米和无线电波长的可用耀斑测量的约束。我们注意到，斑点模型与现有的测量结果是一致的，然而，我们不能排除Sgr A* 的喷流。如果膨胀的物质离开Sgr A* 的引力势，则非热粒子和热粒子的总质量损失率估计为$\le 2\times10^{-8}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。我们讨论的质量损失率的含义，因为这个值与估计吸积率的基础上极化测量密切匹配。
2006-05-24 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 Evolution Of LMC X-4 Flares: Evidence For Super-Eddington Radiation Oozing Through Inhomogeneous Polar Cap Accretion Flows ?
我们提出了两个广泛的罗西X射线定时探测器观测的结果，从大质量的X射线双星脉冲星LMC X-4的大X射线耀斑事件。在耀斑发作期间的光变曲线包括嵌入在相对较暗的区域中的明亮峰值，具有复杂的复发模式和耀斑聚集。我们确定了燃烧活动之前的前兆。耀斑期间的脉冲轮廓似乎是简单的正弦曲线，脉冲分数与耀斑强度成正比。我们将高斯函数拟合到耀斑峰值，以估计平均半高全宽为$\sim$ 68 s。在耀斑期间存在显著的快速非周期性变化，最高可达几赫兹，这与光变曲线中出现狭窄的尖峰有关。虽然光谱拟合和柔软度比率显示随着耀斑强度的增加，整体光谱软化，但狭窄的尖峰峰并不遵循这一趋势。在2.5- 25 keV能量范围内，耀斑峰值的平均能量密度为（3.1 $\pm$ 2.9）$\times$ 10 $^{40}$尔格，其最大值为$\sim$ 1.9 $\times$ 10 $^{41}$尔格。耀斑的峰值亮度高达（2.1 $\pm$ 0.2）$\times$ 10 $^{39}$ ergs $^{-1}$，远高于中子星的爱丁顿光度.我们讨论了耀斑的可能起源，我们还提出，不均匀的吸积柱上的中子星极冠负责观察到的属性。
2002-12-09 astro-ph
Observations and Modeling of Line Asymmetries in Chromospheric Flares
多年来，人们经常观测到由太阳耀斑发射的不同谱线的各种不对称轮廓。这些不对称性或线位移主要是由耀斑层中的垂直质量运动引起的，它们为太阳耀斑期间的等离子体流提供了良好的诊断。太阳色球耀斑等离子体流的观测和理论分析有许多有争议的结果。主要的困难是解释谱线的移动或不对称。多年来，使用基于平分线技术的方法，但它们仅在某些特定条件下给出可靠的结果，并且在大多数情况下不能应用。最有前途的方法是使用非LTE技术应用于燃烧大气。用辐射转移技术计算合成谱线，并假定物理条件与燃烧大气相对应。我将介绍色球耀斑谱线不对称性的不同观测和解释的概述。我将解释我们在流体动力学模型和重联模型的框架下所了解到的色球蒸发。本文将对用于推导光学厚色球谱线多普勒频移的经典方法进行严格的评述。特别是，将介绍基于非LTE技术解释色球线不对称性的新方法的细节。
2007-04-18 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
Powerful flaring configurations in solar active regions: magnetic topology via special features of delta-structure phenomenon. I. Basic principles of topological model
在Ikhsanov（1982）提出的耀斑磁位形的动态分类（FMC）和相互作用磁复合体的简单拓扑模型（IMC）框架下，研究了磁场结构与高耀斑效率复杂AR的可观测特征之间的密切联系。本工作的主要目标是揭示指定的模型和分类的一般性陈述，次要的假设的批判性分析和逻辑概括的几个重要的事件是经常观察到的演化阶段的一个典型的复杂的AR与强大的耀斑，包括质子的。这些情况下，基本上检查的光球情况的发展是由三角洲配置的形成Kunzel（1960）描述的现象作为一个最令人印象深刻的高耀斑活动的前兆标志。在不试图使用任何附加假设和替代假设的情况下，定性分析了太阳AR中各种三角形构型类别的物理原因和形成条件。尝试构建不矛盾的物理解释的形态，耀斑生产和磁功能的配置也做了。事实上，作者的意图是证明，从基于IMC的观点分析δ结构现象可以很好地解释许多早期建立的具有统一物理原因的δ结构类似现象。
2003-11-05 astro-ph
Blazar Flaring Rates Measured with GLAST
我们推导出最小观测时间尺度检测耀变体在一个给定的流量水平与LAT的GLAST在扫描和指向模式。基于EGRET的第一阶段观测，我们预测了在不同通量水平上的耀变体耀斑的GLAST探测率。由于明亮耀变体的统计数据不佳，我们预测积分通量>~ 200 e-8 ph（> 100 MeV）cm^{-2} s^{-1}的耀变体耀斑应该每隔几天就会发生一次，这是机会目标定位和广泛的时间和光谱研究的最佳候选者。
2003-12-22 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
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
