A Rapid X-ray Flare from Markarian 501
我们目前的X射线观测BL Lacertae（BL Lac）对象Markarian 501（Mrk 501），采取与罗西X射线定时探测器在1998年5月作为一个多波长活动的一部分。X射线光变曲线显示了一个非常快速的耀斑，其中2-10 keV的通量在<200秒内增加了约60%。在这种快速上升之后，在2-10 keV通量中在<600秒内下降约40%。这个耀斑的10-15 keV的变化在类似的时间尺度上大约是2的一个因素。在耀斑上升期间，3-15 keV光谱指数从2.02 +/- 0.03硬化到1.87 +/- 0.04，在耀斑衰变期间保持不变。这是有史以来在Mrk 501的X射线中看到的最快变化，也是该物体在任何波长下看到的最快变化之一。光谱功率峰值的能量变化（从<3 keV before the flare to >耀斑期间的30 keV）也是从这个物体看到的最快速的变化之一。该耀斑发生在一个发射状态（2-10 keV通量约为1.2 e-10 erg cm^-2 s^-1），大约是1997年4月从该天体观测到的峰值通量的25%，但与其历史平均X射线通量相比仍然很高。在耀斑的发展和衰变过程中，硬度比的变化与低能量的变化是一致的，导致那些在高能量。这种模式在像Mrk 501这样的高频率峰值BL Lac天体中很少见，但最近在另外两个TeV发射BL Lac，Mrk 421和PKS 2155-3…
2000-03-10 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
MERLIN imaging of the maser flare in Markarian 348
MERLIN在22 GHz的Mrk 348图像显示水脉泽发射在0.02 - 0.11 Jy，在大约0.8 pc的核。这是第一次直接证实分子物质存在于Seyfert 2核附近。Mrk 348在2000年5月被观测到，比Falcke等人（2000）首次在单碟光谱中发现脉泽早了一个月。脉泽峰值通量密度增加了约三倍。微波激射区的半径小于0.6pc。从地核发出的射电连续辐射的通量密度在近两年来一直在上升。脉泽-核心分离几乎不能分辨，但在3 σ显著性水平上，它们沿视线不重合。脉泽位于北射电波瓣的方向，可能是由速度接近c的喷流冲击物质而产生的。射电连续谱的增加和脉泽耀斑之间的相关性被解释为产生高水平的核活动，通过一个共同的激发机制，虽然直接脉泽放大的核心跟踪开普勒光盘的脉泽没有完全排除。
2001-07-03 astro-ph
Hour-Scale Multiwavelength Variability in Markarian 421
1998年4月，用BeppoSAX号卫星和惠普尔天文台伽马射线望远镜对Markarian 421进行了约4天的观测。在X射线和极高能量的伽马射线中同时观察到一个明显的、定义明确的、具有小时尺度变化的耀斑。这些数据提供了第一个证据表明，X射线和TeV的强度很好地相关的时间尺度小时。虽然耀斑的上升在两个波段的时间尺度上是相似的，但耀斑的衰减在伽马射线中要快得多，这是第一个明确的迹象，表明在马卡良421中X射线和伽马射线的发射可能不完全相关。
1999-06-11 astro-ph
Observations of TeV gamma rays from Markarian 501 at large zenith angles
来自耀变体Markarian 501的TeV伽马射线已被达勒姆大学Mark 6大气切伦科夫望远镜在大天顶角下使用成像技术探测到。在1997年7月和8月期间，当Markarian 501经历长时间的强烈耀斑时，在天顶角70 - 73度范围内进行了观测。
1999-04-29 astro-ph
Cutoff in the TeV Energy Spectrum of Markarian 421 During Strong Flares in 2001
耀变体Markarian 421（Mrk 421）在2001年1月至3月间发生了异常强烈和持久的燃烧活动。基于数据的优良信噪比，我们得到了260 GeV - 17 TeV之间的能谱，具有前所未有的统计精度。即使有曲率项，谱也不能很好地用简单的幂律来描述。相反，数据可以用指数截止的幂律来描述：$\rm {{dN}\over{dE}} \propto \rm E^{-2.14 \pm 0.03_{stat}} \times e^{-E/E_{0}} m^{-2} s^{-1} TeV^{-1}$与$\rm E_{0} = 4.3 \pm 0.3_{stat} TeV$。Mrk 421是第二颗$γ$射线耀变体，它在3-6 TeV的光谱能量分布中明确地表现出类似吸收的特征，这表明这可能是一种普遍现象，可能是由于河外红外背景辐射。
2001-07-05 astro-ph
Multiwavelength Observations of a Flare from Markarian 501
我们提出的BL Lacertae对象Markarian 501（Mrk 501）在1997年4月8日和4月19日之间的多波长观测。相关变率的证据可以在惠普尔伽马射线望远镜观测到的甚高能量（VHE，E > 350 GeV）伽马射线、康普顿伽马射线天文台定向闪烁光谱仪实验的数据以及罗西X射线计时探测器的全天监视器的快速观测结果中看到，而高能伽马射线实验望远镜没有探测到Mrk 501。短期的光学相关性还不是决定性的，但惠普尔天文台1.2米望远镜观测到的U波段通量比3月份高出10%。Mrk 501的平均能量输出似乎在2 keV到100 keV的范围内达到峰值，这表明同步辐射至少扩展到100 keV，这是在耀变体中观察到的最高能量，比另一个发射TeV的BL Lac天体Mrk 421高约100倍。在此期间观测到的VHE伽马射线通量是该物体有史以来探测到的最高水平。VHE伽马射线能量输出略低于2-100 keV范围，但变化幅度较大。这里看到的相关性不需要相对论性的发射，除非VHE谱扩展到>5 TeV。
1997-07-16 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
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
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
Probing quantum gravity using photons from a flare of the active galactic nucleus Markarian 501 observed by the MAGIC telescope
我们分析了MAGIC望远镜在活动星系核Mkn 501耀斑期间观测到的光子的时间，以寻找与能量的可能相关性，正如量子引力（QG）的一些模型所建议的那样，这些模型预测了真空折射率\simeq 1 +（E/ M_{QGn}）^n，n = 1，2。将不同能量的伽马射线之间的延迟参数化为Δt = \pm τ_1 E或Δt = \pm τ_q E ^2，我们发现在2.5 σ水平上τ_1 =（0.030 \pm 0.012）s/GeV，τ_q=（3.71 \pm 2.57）× 10 ^{-6} s/GeV ^2。我们利用这些结果确定了在95% C. L下的下限M_{QG1} > 0.21 × 10 ^{18} GeV和M_{QG2} > 0.26 × 10 ^{11} GeV。Monte Carlo研究证实了MAGIC在这些水平上对传播效应的敏感性。源中的热等离子体效应可以忽略不计，但我们不能排除其他源效应的重要性。
2008-10-06 astro-ph gr-qc hep-ph
Flares in GRB afterglows from delayed magnetic dissipation
斯威夫特卫星最有趣的发现之一是大约一半的余辉光变曲线中的耀斑活动。耀斑已经在长持续时间和短持续时间的GRB上被观测到，并且在时间尺度上从瞬间发射后的几分钟到大约1天。一些耀斑的快速演变导致了这样的建议，即它们是由后期的中央发动机活动引起的。在这里，我提出了一个替代的解释，不需要恢复中央引擎。耀斑可以由强磁化（即初始坡印廷与动力学通量比$\simmore 1$）喷出物在与外部介质相互作用而减速期间的延迟磁耗散提供动力。仔细观察耗散区的长度尺度表明，磁耗散可以引起快速演化和高能耀斑。在该模型的背景下，预计也会出现多个耀斑。
2006-06-19 astro-ph
Delayed X- and Gamma-Ray Line Emission from Solar Flare Radioactivity
我们研究了大耀斑后太阳活动区预期的放射性线发射，耀斑加速离子的核相互作用产生长寿命放射性同位素。这种延迟的X射线和伽马射线线发射可以提供关于加速粒子组成和能谱以及太阳大气中混合过程的独特信息。本文根据已有的数据，结合核反应理论，计算了质子、~ 3 He和α粒子反应生成主要放射性同位素的总截面。厚靶放射性同位素产额以表格形式提供，可用于预测伽马射线耀斑后任何时间所有主要延迟线的通量。耀斑爆发后几天最亮的延迟线是511 keV的正电子-电子湮灭线，这是由几种β +放射性同位素衰变产生的。然而，在约2天之后，511 keV线的通量可能变得低于来自56-Co衰变的846.8 keV线的通量。我们的研究揭示了似乎有希望用于检测的其他延迟伽马射线线，例如来自52-Mn的异构体和基态的放射性的1434 keV，来自60-Cu的1332和1792 keV，发现最强的延迟X射线线是6.92keV的Co K α，它是由58-Co的同分异构体通过K壳层电子的转换衰变和57-Ni通过轨道电子俘获衰变产生的。讨论了用RHESSI或未来空间仪器观测这些谱线的前景。
2006-04-14 astro-ph
A Proton Synchrotron Blazar Model for Flaring in Markarian~501
（abr.）耀变体的光谱能量分布（SED）通常具有双峰外观，通常用同步辐射自康普顿模型解释。在质子耀变体模型中，SED被解释为质子的加速和随后的级联。我们讨论了Mücke & Protheroe（1999）首先提出的同步质子Blazar模型的一个变体，其中SED的低能部分主要是由与质子共加速的电子产生的同步辐射，后者产生SED的高能部分主要是质子同步辐射。使用Monte Carlo/数值模拟技术来模拟加速质子的相互作用和随后的级联，我们能够适合在1997年4月耀斑期间观察到的Markarian 501的SED。我们发现，新兴的级联光谱发起的γ射线从$π^0$衰变和$e^\pm$从$μ^\pm$衰变的结果是相对无特色的。由$π^\pm$衰变产生的$μ^\pm$产生的同步辐射，更重要的是由质子产生的同步辐射，以及随后的同步辐射对级联，能够很好地再现SED的高能量部分。对于这种适合，我们发现，质子的同步辐射占主导地位的TeV的排放，π介子光生不太重要的后果，我们预测较低的中微子通量比其他质子耀变体模型。
2000-07-21 astro-ph
Markarian 501 in X-ray bright state - RXTE observations
在1997年期间，Mrk 501一直处于X射线和VHE伽马射线的高通量状态。1997年7月，在接近迄今为止最大的X射线亮度时，在射电、近红外、光学、X射线和VHE伽马射线频率上对Mrk 501进行了强烈的多频观测。在这里，我们报告罗西X射线定时探测器（RXTE）的意见，在1997年7月11日和7月16日之间进行。在高达100 keV的范围内，X射线光谱已被很好地检测到，并且最好用破幂律来描述，其中光谱指数alpha 1 =0.70和alpha 2 =0.94低于和高于破缺能量5.8 keV。来自Mrk 501的X射线通量在大约3天内下降和爆发约30%，显示出通量和两个幂律分量的光谱硬化之间的不寻常的反相关。断裂能保持恒定。观测到的宽带和X射线光谱证实了最近的观测结果，即Mrk 501中的同步加速器组件可以扩展到100 keV的能量，最大功率在硬X射线处发射。在较长的时间尺度上，同步加速器光谱的截止频率的变化超过两个数量级。
1998-01-02 astro-ph
VLBA Polarization Observations of Markarian 421 After a Gamma-Ray High State
我们提出了四个高动态范围，双圆偏振，甚长基线阵列（VLBA）的观测在22 GHz的Markarian 421，采取了全年的源的前所未有的伽马射线高状态在2001年初。这四个新的VLBA观测与我们早期的1999年论文和档案VLBA数据集的数据相结合，这些数据集自1999年以来已经成为可用的，以产生一个合并的28历元VLBA数据集Mrk 421跨越1994年至2002年。在总强度图像上没有看到与2001年耀斑有关的新成分，但合并的数据集允许精确测量现有成分的视速度。测得的最大视速度是C5组件的视速度，它的视速度为0.1 +/- 0.02 c（H_0=71 km s^{-1} Mpc^{-1}，Omega_m=0.27，Omega_Lambda=0.73）。当喷流与反喷流的亮度比J >~ 100时，看不到反喷流.这些观测到的Markarian 421的VLBI特性与体积洛伦兹因子约为2和与视线的角度约为1度的喷流一致，表明喷流在伽马射线产生区域和秒差距尺度之间减速。VLBI核心和内部喷流（分量C7）具有约5%的分数偏振，和电矢量位置角（EVPA）对准喷流轴。组分C5（在离芯1.5质量处）具有约15%的较高的分数极化，并且EVPA几乎垂直于射流轴线。在分量C6的EVPA中检测到显著的可变性，其在四个时期中的两个时期示出了与射流轴对齐的EVPA，这可能是仅在偏振图像上可见的传播扰动的迹象。如…
2004-12-15 astro-ph
Multiwavelength Observations of Markarian 421 in March 2001: an Unprecedented View on the X-ray/TeV Correlated Variability
本文详细分析了2001年对耀变体Mrk 421在2-60 keV X射线（RXTE）和TeV γ射线（Whipple和HEGRA）上进行的为期一周的同步观测。这个数据集前所未有的质量使我们能够牢固地建立TeV和X射线光度之间的相关性，并开始揭示其一些更详细的特征，特别是其能量依赖性和时间变化性。该源显示出X射线和伽马射线的强烈、高度相关的变化。在全周数据集上没有发现X射线/γ射线带间滞后的证据（<3 ks）。然而，对3月19日耀斑的详细分析表明，数据与2-4 keV X射线和TeV波段的爆发峰值同时发生并不一致。我们估计一个2.1+/-0.7kTeV的滞后。X射线和γ射线的振幅变化也高度相关，TeV的光度增加超过线性w.r.t.那个X射线。强相关性支持标准模型，其中独特的电子群体通过同步辐射产生X射线，并通过逆康普顿散射产生伽马射线分量。然而，对于个别最好的观测耀斑的伽玛射线通量尺度近似平方w.r.t. X射线通量，对TeV耀变体的发射模型提出了严峻的挑战。为了再现二次相关性，需要发射区域的物理参数的时间演变的相当特殊的条件和/或微调。
2008-06-16 astro-ph
Variable VHE gamma-ray emission from Markarian 501
耀变体Markarian 501（Mrk 501）在2005年5月至7月期间被MAGIC望远镜观测到能量超过0.10 TeV。该仪器的高灵敏度使得能够逐夜确定辐射源的通量和光谱。在我们的整个观测活动中，发现Mrk 501的通量变化了一个数量级。在两个最活跃的夜晚，即6月30日和7月9日，观测到夜间通量变化，通量倍增时间降至2分钟。这是在Mrk 501中观测到的最快的通量变化。7月9日的约20分钟长的耀斑显示，F（<0.25 TeV）和F（>1.2 TeV）的峰值之间有4 +/- 1分钟的时间延迟，这可能表明发射等离子体团中的电子逐渐加速。通量的可变性被量化为几个能量范围，并发现增加的伽马射线光子的能量。随着通量的增加，光谱显著硬化，在两个最活跃的夜晚，分别在6月30日和7月9日的0.43 +/- 0.06 TeV和0.25 +/- 0.07 TeV处清楚地检测到光谱峰值。在能量低于0.10 TeV的其他夜晚，没有证据表明这种光谱特征，因此表明光谱峰值与源光度相关。这些观察到的特性可以容纳在一个同步自康普顿（SSC）的框架中，其中增加的伽马射线通量产生的新鲜注入（高能量）的电子人口。
2007-12-05 astro-ph
STACEE Observations of Mrk 421 During the 2001 Flare
STACEE是一个地面伽马射线观测站，使用为太阳能研究而建造的定日镜阵列，探测伽马射线引发的大范围空气簇射产生的大气切伦科夫辐射。2001年上半年，一个原型探测器STACEE-48被用来探测处于极端活跃状态的耀变体Markarian 421。从2001年3月到5月的观测结果显示，在140+/-20 GeV以上的能量下，积分通量为（8.0+/-0.7_{stat}+/-1.5_{sys}）x 10^-10 1/cm^2/s，这为GeV和X射线波段在一周或更长时间尺度上的相关趋势提供了一些证据。
2003-01-17 astro-ph
The energy spectrum of high energy gamma rays from Mrk501 by the stereoscopic analysis
发展了基于多望远镜立体观测的TeV γ射线能量测量方法。能量分辨率为23%。利用该技术还获得了1997年Markarian 501的γ射线耀斑的能谱。我们已经证实了在几TeV附近能谱的弯曲或截止。
1999-06-03 astro-ph
Temporal and spectral gamma-ray properties of Mkn421 above 250 GeV from CAT observations between 1996 and 2000
1996年12月至2000年6月期间，CAT切伦科夫成像望远镜观测到BL Lac天体Markarian 421的250 GeV以上的伽马射线发射。1998年，该源产生了一系列小耀斑，成为CAT探测到的第二个河外源。测量了0.3 - 5 TeV的时间平均微分谱，其能量指数为-2.88+-0.12（stat）+-0.06（syst），符合幂律。在2000年，该源显示出前所未有的活动，变化时间尺度短至一小时，例如在2月4日至5日的夜间观察到。2000年测量的时间平均光谱与1998年的光谱是兼容的，但在0.3和5 TeV之间发现了一些光谱曲率的迹象。TeV光谱硬化的可能性耀斑期间进行了讨论，并将结果进行比较，得到的其他TeV BL Lac，Markarian 501。
2001-06-12 astro-ph
Spectrum and Variability of Mrk501 as observed by the CAT Imaging Telescope
CAT成像望远镜在1997年3月至8月期间观测了BL Lac天体Markarian 501。我们在这里报告的变化，在这段时间内，包括几个大耀斑。我们也提出了初步的光谱，所有这些数据，低发射状态，和最大的耀斑。
1997-10-23 astro-ph
Hadronic Production of TeV Gamma Ray Flares from Blazars
我们认为耀变体的TeV $γ$射线发射是由高能喷流质子与宽发射线区（BLR）的气体靶（"云“）的视线附近碰撞产生的。强烈的TeV $γ$射线耀斑（GRF）是在BLR云穿过靠近黑洞的视线时产生的。该模型再现了最近报道的非常短的和强烈的TeV GRF从耀变体Markarian 421观察到的属性。强子产生TeV GRF耀变体意味着它伴随着高能中微子的同时发射，以及具有相似强度，光变曲线和能谱的电子和正电子。这些电子和正电子通过同步辐射和逆康普顿散射的冷却产生延迟的光学、X射线和$γ$射线耀斑。
1997-01-13 astro-ph hep-ph
Time Dependent Modeling of the Markarian 501 X-ray and TeV Gamma-Ray Data Taken During March and April, 1997
如果TeV耀变体的高能辐射是由同步加速器自康普顿（SSC）机制产生的，那么对这些天体同时进行的X射线和伽马射线观测是对导致这种辐射的电子（和/或正电子）种群的有力探测。了解发射粒子的分布和它们的演变反过来使我们能够探测内部blazar喷流的物理条件，并测试，例如，各种加速方案。通过限制SSC发射模型参数，这样的观测也使我们能够预测这些源的固有（未吸收）伽马射线光谱，这是目前试图使用观测到的伽马射线光谱来限制河外背景在光学/红外波长的强度的主要不确定性。作为下一个步骤，在测试的SSC模型，并作为协调X射线和伽马射线观测的潜在力量的演示，我们试图详细建模的X射线和伽马射线光变曲线的TeV Blazar Mrk 501在其1997年4月至5月爆发使用随时间变化的SSC排放模型。这一时期存在广泛的、准同时的X射线和伽马射线覆盖。我们讨论和探讨定量的耀斑的情况下，在文献中提出的。我们表明，简单的两个组件模型（软，稳定的X射线组件加上一个可变的SSC组件），涉及大量的电子预加速到洛伦兹因子的顺序为1 E +5描述的数据训练令人惊讶的好。所有考虑的模型都意味着一个发射区域，强烈的均分和低辐射效率（动力学喷流光度和共动辐射光度之间的比率）的1每轧机和更少。
2003-07-23 astro-ph
Cometary Knots and Broad Emission Lines, Gamma Rays And Neutrinos From AGN
哈勃太空望远镜最近的观测发现，在最近的行星状星云-彗星星云中，有数千个巨大的彗星状物体，它们的质量与行星一样，环绕在中央明亮恒星周围的一个环中，距离与我们自己的奥尔特彗星云相当。我们认为，这种行星环存在于大多数恒星周围，而从类星体发出宽光线的气体云是辐射烧蚀的行星，它们是由轨道靠近中心大质量黑洞的恒星的引力碰撞剥离的。我们建议，这些目标的射流加速粒子碰撞交叉视线产生TeV的$γ$ -射线耀斑（GRF）从耀变体，如Markarian 421和Markarian 501。强子产生TeV GRF耀变体意味着它们伴随着高能中微子的同时发射，以及具有相似强度，光变曲线和能谱的电子和正电子。这些电子和正电子通过同步辐射和逆康普顿散射的冷却产生$γ$射线、X射线、光学和无线电余辉。
1997-08-18 astro-ph
Intensive TeV Gamma-Ray and X-Ray Observations of the Blazar Mrk 421 in December 2002 and January 2003
我们报告的观察Markarian 421的惠普尔10米切伦科夫望远镜和RXTE卫星在多波长活动在2002年12月和2003年1月，由惠普尔目标的机会。观测发现了几个耀斑，其通量水平在蟹状星云通量的1到2倍之间。我们将讨论的时间属性，包括X射线/TeV伽马射线通量相关的证据。
2003-05-29 astro-ph
Correlations between the arrival time and the energy of photons emitted in outbursts of astrophysical objects are predicted in quantum and classical gravity scenarios and can appear as well as a result of complex acceleration mechanisms responsible for the photon emission at the source. This paper presents a robust method to study such correlations that overcomes some limitations encountered in previous analysis, and is based on a Likelihood function built from the physical picture assumed for the emission, propagation and detection of the photons. The results of the application of this method…
2009-06-05 astro-ph
TeV Gamma Rays from BL Lac Objects due to Synchrotron Radiation of Extremely High Energy Protons
伽玛射线耀变体Markarian 501的显着特征之一是TeV光谱的形状，尽管绝对伽玛射线通量发生了显着变化，但在源的强烈耀斑期间基本上保持稳定。我认为，这种（在很大程度上意想不到的）行为的来源可以解释假设TeV的伽马射线发射是同步辐射的极高能量的质子在高度磁化的紧凑区域的射流的结果。
2000-11-18 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
Radio Spectral Evolution of an X-ray Poor Impulsive Solar Flare: Implications for Plasma Heating and Electron Acceleration
我们目前的无线电和X射线观测的脉冲太阳耀斑是中等强度的微波，但表现出非常微薄的EUV和X射线发射。这次耀斑发生在2001年10月24日，被野边山射电日像仪（NoRH）、野边山射电偏振仪（NoRP）和欧文斯谷太阳能电池阵（OVSA）在无线电波长上观测到。TRACE、GOES和Yohkoh卫星在EUV和X射线波段也观测到了它。我们发现，脉冲开始的无线电发射是逐步延迟与增加的频率相对于硬X射线发射的开始。相反，通量密度最大值的时间随着频率的降低而逐渐延迟。衰减相位与射频无关。简单的源形态和优良的频谱覆盖在无线电波长，使我们能够采用非线性卡方最小化方案，以适应无线电频谱的时间序列的源模型，占所观察到的无线电发射的回旋同步辐射从兆电子能量的电子在一个相对密集的热等离子体。我们讨论了等离子体加热和电子加速的模型拟合隐含的参数趋势。我们认为，随机加速可能在加速无线电发射电子中发挥作用。
2007-04-18 astro-ph
In the cosmological blast-wave model for gamma ray bursts (GRBs), high energy (> 10 GeV) gamma-rays are produced either through Compton scattering of soft photons by ultrarelativistic electrons, or as a consequence of the acceleration of protons to ultrahigh energies. We describe the spectral and temporal characteristics of high energy gamma-rays produced by both mechanisms, and discuss how these processes can be distinguished through observations with low-threshold Cherenkov telescopes or GLAST. We propose that Compton scattering of starlight photons by blast wave electrons can produce delaye…
1998-12-09 astro-ph
External Compton Radiation from Rapid Nonthermal Flares in Blazars
在本文中，我们扩展了我们的方法来模拟多频发射的变化，从耀变体，包括外部辐射康普顿（ERC）发射和电子能量损失的逆康普顿散射的种子光子起源于射流之外。我们考虑种子光子发射从尘埃分子环面和宽线区（BLR）周围的中央引擎。我们建立的约束下，同步自康普顿（SSC）的排放占主导地位的分子环面和BLR的性能，使我们以前的论文中得到的结果是适用的。本研究的重点是在不同频率下观察到的光变曲线之间的相对时间延迟。为了明确起见，我们考虑相对论性冲击之间碰撞产生的发射，但结果更普遍地适用于涉及相对论性电子加速和/或任何类型前沿的磁场放大的条件。与SSC发射不同，涉及种子光子恒定场的ERC耀斑不会被种子光子的光旅行时间延迟。延迟的主要原因是来自辐射能量损失，这导致在锋面后面的频率分层，并首先在最高频率处熄灭耀斑，随着时间的推移，逐渐向较低频率发展。然而，如果在冲击波前沿注入的电子的光谱的特征在于相对高的最小能量值（洛伦兹因子$γ_{min}\sim100$是足够的），在X射线波段的ERC耀斑可以延迟，甚至可以在注入停止后达到峰值。这种效应与频率密切相关，在较低频率下滞后时间较长，X射线光谱指数从正值（反向光谱）迅速变化到陡峭的值。
2005-04-29 astro-ph
A Northern Sky Survey for Steady TeV Gamma-Ray Point Sources Using the Tibet Air Shower Array
本文介绍了利用西藏HD（1997年2月~ 1999年9月）和西藏III（1999年11月~ 2001年10月）台阵的数据进行TeV稳态$γ$射线点源搜索的结果。从$0^{\circ}$到$60^{\circ}$，在10月期间，观测到来自著名的稳定源蟹状星云和耀斑型源Markarian 421的高态的显著过量。由于其他位置的显著性水平不够高，假设不同的幂律谱，设定通量的90%置信水平上限。为了允许交叉检查，在这项工作中使用两个独立开发的分析。
2005-08-08 astro-ph
A Very High Energy Gamma-Ray Spectrum of 1ES 2344+514
BL Lac天体1 ES 2344+514（1 ES 2344）的红移为0.044，是惠普尔合作组织在1995年\citep{2344Catanese98}发现的一个甚高能伽马射线源。HEGRA协作组\citep{2344Hegra03}最近证实了这一检测结果。作为典型的高频尖峰耀变体，VHE伽马射线辐射是高度可变的。在1995年12月20日的晚上，探测到了一个5.3 sigma的伽马射线耀斑，这是该天体迄今为止最明亮的爆发。发射区与点源兼容。在0.8 TeV和12.6 TeV之间的光谱可以用幂律$\frac{\ud^3 N}{\ud E \ud A \ud t}=(5.1\pm1.0_{st}\pm1.2_{sy})\times10^{-7} (E/ \mathrm{TeV})^{-2.54 \pm0.17_{st}\pm0.07_{sy}} \mathrm{\frac{1}{TeV m^2 s}}$来描述。与其他五颗TeV耀变体的光谱指数比较，1 ES 2344的光谱与1 ES 1959+650相似，位于几乎相同的距离。1 ES 2344的光谱比Markarian 421（Mrk~421）和Markarian 501（Mrk~501）的最亮耀斑光谱更陡，两者的距离约为1 ES 2344的2/3，比PKS 2155-304和H~1426+428的光谱更硬，两者的距离约为1 ES …
2005-08-23 astro-ph
Application of the synchrotron proton blazar model to BL Lac objects
我们应用同步加速质子耀变体（SPB）模型对1997年4月的Markarian 501耀斑进行模拟，发现我们能够拟合观测到的光谱能量分布。研究了在固定磁场、发射区大小和多普勒因子的情况下，目标光子密度对谱能量分布（SED）高能部分的影响，发现在高频峰值BL Lac天体（HBL）中，SED高能部分的亮度和峰值频率可能依赖于SED低能部分的亮度.
2000-11-08 astro-ph
Multiwavelength Observations of the Blazar Mrk 421 in December 2002 and January 2003
我们报告的TeV γ射线耀变体Markarian（Mrk）421在2002年12月和2003年1月期间进行的多波长活动。这些机会目标观测是通过罗西X射线定时探测器（RXTE）上的全天监视器（ASM）和10米惠普尔伽马射线望远镜探测X射线和TeV伽马射线耀斑开始的。（密歇根大学射电天文台），光学（Boltwood，La Palma KVA 0.6 m，WIYN 0.9 m），X射线（RXTE指向望远镜）和TeV伽马射线（Whipple和HEGRA）波段。在TeV能量下，观测发现了几个中等通量水平的耀斑，峰值在蟹状星云通量的1到1.5倍之间。虽然时间平均光谱可以拟合一个单一的光子指数伽玛=2.8的幂律，我们发现一些证据的光谱变异性。与早期的结果一致，该活动揭示了X射线和TeV伽马射线通量之间相当松散的相关性。在一种情况下，一个非常强的X射线耀斑并不伴随着一个相当TeV的伽马射线耀斑。虽然源通量在光学和无线电波段是可变的，但光学和无线电光变曲线的稀疏采样不允许我们详细研究相关特性。我们提出了一个简单的分析与同步自康普顿模型的数据，强调具有非常高的多普勒因子和低磁场的模型可以描述的数据。
2005-12-29 astro-ph
Flare magnetic reconnection and relativistic particles in the 2003 October 28 event
2003年10月28日发生了一次X17.2的太阳耀斑，伴随着多波长的辐射和在1AU处观测到的高通量相对论粒子。我们提出的分析结果的TRACE，SOHO，RHESSI，ACE，GOES，硬X射线（INTEGRAL卫星），无线电（Onderjoev射电望远镜），和中子监测数据。研究发现，推测的磁重联电场与太阳的硬X射线、γ射线和中子辐射有很好的相关性。因此，耀斑的磁重联可能对瞬发相对论粒子做出了至关重要的贡献，这些粒子可以在1 AU处被探测到。由于中子发射前几分钟注入质子和电子，我们提出了一个磁场演化配置来解释这种延迟。我们不排除CME驱动激波的影响，它可能在太阳高能粒子延迟的渐变相位中起重要作用。
2007-06-25 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
Do all Flares have White Light Emission?
本文介绍了瑞典太阳望远镜对太阳活动区（NOAA 10969）进行的高节奏多波长光学观测。白光连续数据的差分成像揭示了白光增亮，持续时间为2分钟，与同时间和同空间的C2.0耀斑事件有关。在白光图像中观察到的耀斑核心直径为300公里，因此低于大多数天基望远镜的分辨率极限。连续发射是目前仅在脉冲阶段的耀斑，色球发射的影响随后延迟约2分钟。本地化的耀斑发射峰值在300%以上的静态流量。由于瑞典太阳望远镜的高空间分辨率，这种大而严格限制的发射增加只能被解析。对来自同步MDI数据的视线磁场的调查表明，连续增亮位于非常接近磁极性反转线的位置。此外，一个H-α耀斑带是沿着一个快速磁能变化的区域定向的，带的足点在整个耀斑持续时间内与观察到的白光保持共空间。观测到的耀斑参数进行了比较，目前的观测和理论模型的M-和X-级事件，我们确定所观察到的白光发射是由辐射回暖。我们认为白光的产生是所有太阳耀斑的共同特征。
2008-10-08 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
Comparative Analysis of Non-thermal Emissions and Study of Electron Transport in a Solar Flare
利用RHESSI硬X射线（HXR）和Nobeyama微波观测资料，研究了2003年5月29日发生的一次太阳耀斑的非热辐射。这个耀斑显示了HXR和微波辐射的几个典型行为：微波峰相对于HXR峰的时间延迟，环顶微波和足点HXR源，以及从微波光谱推断的电子能量分布比从HXR光谱更硬。此外，我们发现，较高能量（$\gsim 100$ keV）的HXR的光谱指数的时间分布是类似的微波，并从较低能量（$\lsim 100$ keV）的HXR延迟。我们用一个称为{ \TPP }的电子输运模型来解释这些观测结果。我们数值求解空间均匀的{ \FP }方程，以确定电子在能量和俯仰角空间中的演化。通过比较模型预测的HXR和微波辐射的行为与观测结果，我们讨论了注入耀斑网站的电子的俯仰角分布。我们发现，所观察到的光谱变化可以定性地解释，如果注入的电子有一个俯仰角分布集中垂直于磁场线，而不是各向同性分布。
2007-10-02 astro-ph
Limits to Quantum Gravity Effects from Observations of TeV Flares in Active Galaxies
我们已经使用的数据TeV的伽马射线耀斑与活跃的星系Markarian 421观察1996年5月15日放置在一个有效的量子引力能量标度的背景下的可能的能量依赖的光速的界限。高能辐射中可观测到的时间色散的可能性最近在文献中受到关注，一些人认为相关的能量标度可能小于普朗克质量，可能低至10^16 GeV。这里得出的极限表明，在95%的置信水平下，这个能量标度超过了4 × 10^16 GeV。据我们所知，这构成了在这种能量状态下对这种现象的第一个令人信服的限制。
1998-10-13 astro-ph gr-qc hep-ph
A Search for Prompt Very High Energy Emission from Satellite-detected Gamma-ray Bursts using Milagro
伽马射线暴（GRB）已被探测到高达GeV的能量，并被许多模型预测发射在非常高的能量（VHE，> 100 GeV）制度了。探测到这种辐射将使我们能够约束伽玛暴模型。自2004年底发射以来，雨燕卫星一直以每年约100个伽玛暴的速度定位伽玛暴。在许多波长的快速定位和跟踪揭示了新的和意想不到的现象，如明亮的X射线耀斑形式的延迟发射。米拉格罗伽马射线天文台是一个宽视场（2 sr）仪器，采用水切伦科夫探测器，在100 GeV至100 TeV的能量范围内连续（$>$ 90%占空比）观测头顶天空。自2000年1月以来，已知有超过100个伽玛暴出现在米拉格罗的视野中，其中包括自斯威夫特发射以来（至2007年5月）的57个伽玛暴。我们讨论的搜索结果，从这些突发的即时发射，以及延迟发射的X射线耀斑中观察到的一些雨燕爆发。
2007-10-11 astro-ph
Transient Emission From Dissipative Fronts in Magnetized, Relativistic Outflows. II. Synchrotron Flares
在辐射波前模型的框架内，考虑了相对论喷流的同步辐射随时间的变化以及同步辐射与ERC辐射之间的关系。光学薄发射的时间尺度和轮廓被示出，在这个模型中，由激波形成半径，排出的流体板的厚度和由于其横向膨胀的前的参数的变化来确定。在一系列合理的条件下，可以产生各种各样的耀斑形状，从大致对称的指数上升和衰减，如耀变体中经常看到的，到高度不对称的快速上升和慢得多的幂律衰减，如GRB余辉。低频（低于初始转换频率）和硬伽马射线（高于初始伽马球能量）爆发的发生、持续时间和注量受到不透明度效应的限制;在这些能量下的发射通常会延迟，并且在爆发长度足够短的情况下，会严重衰减。观测结果进行了讨论。这个模型的一个独特预测是，在一个单一的、强大的源中，伽马射线光谱的上限应该与爆发的时间尺度和长波长（通常是无线电到毫米）的变化幅度相关。
1999-04-15 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
VERITAS Blazar Observations - Recent Results
利用VERITAS观测到了BL Lac天体1 ES 0806+524（z=0.138）和BL Lac天体W Comae（z=0.102）的甚高能γ射线辐射。在2007/2008年的观测活动中，从这些天体中发现了VHE发射，3月中旬从彗星W中发现了一次强烈的爆发，持续了几天。准同时光谱能量分布，结合光学（AAVSO），和X射线（雨燕/RXTE）观测。我们还介绍了遥远的BL Lac（z=0.182）1 ES 1218+304的能谱，这是由VERITAS在2006/2007年的观测活动中发现的。的能量谱的背景下，讨论了不同的模型的吸收从弥漫的河外背景辐射。我们目前的耀变体Markarian 421（z=0.03）的多波长观测，包括强烈的耀斑最初检测到的惠普尔10米伽玛射线望远镜。最后给出了1 ES 2344+514（z=0.044）的宽带光谱能量分布，并利用单区同步辐射自康普顿模型进行了拟合。
2008-10-01 astro-ph
Direct and bulk-scattered forward-shock emissions: sources of X-ray afterglow diversity
我描述了对标准前向激波模型的修改，以解释斯威夫特在早期余辉发射中发现的X射线光变曲线特征，并提出延迟的、成对富集的和高度相对论性的外流，它对前向激波同步辐射进行了大量散射，有时会产生更亮的X射线发射，产生短暂的X射线耀斑，X射线光变曲线平台，以色中断结束，和快速的后平台X射线衰变。
2008-02-09 astro-ph
High Energy Variability Of Synchrotron-Self Compton Emitting Sources: Why One Zone Models Do Not Work And How We Can Fix It
随着GLAST的预期发射，现有的X射线望远镜，以及新一代TeV望远镜的增强功能，开发用于建模高能量源（如耀变体）的可变性的工具正成为一个高度优先事项。我们指出了严重的，固有的问题，一个区同步自康普顿模型在模拟高能量的变化。然后，我们提出了第一步走向一个多区模型，其中考虑到非本地的，时间延迟的同步加速器自康普顿电子能量损失。通过只引入一个额外的参数，系统的长度，我们的代码可以正确地模拟变化在康普顿占主导地位的阶段，一种典型的情况下，燃烧系统。作为第一个应用程序，我们能够重现类似的情况下观察到的令人费解的“孤儿”TeV耀斑，不伴随着相应的X射线耀斑的变化。
2007-04-05 astro-ph
Discovery of >350 GeV Gamma Rays from the BL Lacertae Object 1ES 2344+514
利用惠普尔天文台10米γ射线望远镜观测到了BL Lacertae天体1ES 2344+514的>350 GeV γ射线辐射。这是第三个在伽马射线能量超过300 Gev的情况下探测到的BL Lac天体，另外两个是Markarian 421（Mrk 421）和Mrk 501。这三个活动星系核都是X射线选择的，并且具有目前已知的任何BL Lac天体的最低红移。发射的证据主要来自于1995年12月20日的一次明显的耀斑，当时检测到了一个6 σ的过剩，其通量约为蟹状星云（TeV伽马射线源的标准烛光）非常高能量伽马射线发射的63%。不包括耀斑，观测1995年10月和1996年1月之间产生的4西格玛检测对应的VHE蟹状星云流量的11%。从1996年9月到1997年1月的观测没有发现稳定通量或任何耀斑。在这段时间内，99.9%的置信水平上限是蟹状星云的8%。1ES 22344+514的低基线排放水平以及夜间和年通量的变化与Mrk 421和Mrk 501的VHE排放特征相同
1997-12-24 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
Nonthermal Synchrotron Radiation from Gamma Ray Burst External Shocks and the X-ray Flares Observed with Swift
假设云宽<< x，其中x是云到伽玛暴爆炸中心的距离，分析了球形相对论爆炸波壳与具有球冠几何形状的静止云之间的相互作用。相互作用分为三个阶段：（1）碰撞阶段与正向和反向冲击;（2）渗透阶段，当反向冲击已经穿过壳，而正向冲击继续穿过云，或反之亦然;和（3）膨胀阶段，当两个冲击已经穿过云和壳，冲击流体膨胀。本文计算了冲击波壳层与云相互作用的时间演化谱能量分布（SED），这些云对着与多普勒（-锥）角1/Gamma_0相比较大和较小的角，其中Gamma_0是滑行洛伦兹因子。在绝热极限下处理了壳层/云碰撞的洛伦兹因子演化。光变曲线和SED的行为，例如，γ_0，壳宽参数eta，和云的属性和位置进行了检查。GRB光变曲线中的短时间尺度变化（STV），包括BATSE观测到的~100 keV γ射线脉冲和Swift观测到的延迟~1 keV X射线耀斑，可以用GRB冲击波与“冻结脉冲”近似下的小密度不均匀性碰撞形成的外部冲击波的发射来解释（eta -> 0，其中Delta_0 + eta x/Gamma_0^2是爆炸波壳宽度），也许在薄壳近似（eta ~ 1/Gamma_0）中，但当eta ~ 1时，情况并非如此。如果这种近似是有效的，那么外部冲击过程可以使占主导地位的即时和余辉辐射的伽玛暴光变曲线，符合短延迟两步崩溃模型的伽玛暴。
2008-05-05 astro-ph
On the origin of 3 seismic sources in the proton-rich flare of October 28, 2003
本文给出了用MDI多普勒时距图技术探测到的S_1、S_2和S_3三个震源的位置、面积和可见波位移的垂直速度和水平速度。在120 μ m的数据立方体内，水平速度和波传播时间随震源略有不同。利用由硬X射线和$γ$射线发射以及由这些粒子引起的流体动力学冲击所导出的参数，将由源S1-S3的TD图所测得的动量和开始时间与由不同种类的高能粒子传递到光球的动量和开始时间进行了比较。高能质子（幂律结合准热的，或射流）被证明提供足够高的动量，并在燃烧的大气中形成流体动力学冲击，使它们能够通过更短的距离和时间被传递到光球层。然后，在源S2和S3中观测到的地震波可以用流体动力学冲击产生的动量来解释，流体动力学冲击是由混合质子束和喷流引起的，这些混合质子束和喷流几乎与硬X射线（HXR）和$γ$射线发射的第三次爆发同时发生在这些源的位置具有足点的环中。源S1中的地震波分别比第一次和第二次HXR爆发延迟4分钟和2分钟，可能与该环中发生的流体动力冲击有关，该流体动力冲击来自与这两次爆发中的任一次爆发产生的准热质子混合的具有较高能量截止的非常强大和硬的电子束的沉淀。
2008-02-20 astro-ph
Modeling time delays in the X-ray spectrum of the Seyfert galaxy MCG-6-30-15
我们提出了一个反射模型的时间延迟期间检测到一个异常明亮的，在MCG-6-30-15的单一耀斑。我们考虑的情况下，硬X射线相对于软X射线的延迟是由延迟反射分量的存在所引起的。我们采用了一个模型的耀斑，这是伴随着再处理的排放。我们考虑两种几何形状/热状态的后处理介质：部分电离的吸积盘表面和磁约束，冷斑点的分布。通过冷斑点的再处理预测正的时间延迟和时间延迟-能量关系中的饱和，这可能存在于数据中。该模型需要一个强的反射分量，并依赖于组合的主要和反射光谱的表观旋转。电离盘表面的反射不能再现所观察到的延迟。我们讨论了这两个反射场景之间的关系，并认为它们都存在于MCG-6-30-15。
2007-02-26 astro-ph
The Afterglow of GRBs
在致密双星系统中，由合并或吸积引起的相对论性喷流产生宇宙学伽马射线暴的模型也预测伽玛射线暴伴随着高能光子、TeV中微子、X射线、可见光子和无线电波的延迟发射。它们的发射机制类似于在伽马射线耀斑期间由耀变体发射的机制。最近观测到的GRB 970228在X射线和可见光子中的余辉很好地解释了这些模型。特别是，预测的幂律谱，与频率成反比的时间延迟和与能量无关的随时间的幂律衰减，都与观测结果非常吻合。
1997-04-25 astro-ph
