Detection of Multi-TeV Gamma Rays from Markarian 501 during an Unforeseen Flaring State in 1997 with the Tibet Air Shower Array
1997年，BL Lac天体Mrk 501进入了一个非常活跃的阶段，是天空中TeV能量最亮的源，显示出强烈和频繁的耀斑。利用1996年以来在西藏羊八井成功运行的高密度空气簇射阵列获得的数据，我们在1997年2月至8月期间搜索了来自该源的伽马射线信号。在此期间，我们的观测在3.7西格玛水平上检测到多TeV $γ$射线信号。在4月7日至6月16日期间观察到过量计数的最快速增加，该期间过量计数的统计学显著性为4.7-Sigma。在1997年从Mrk 501观测到的几次TeV伽马射线耀斑中，这是唯一一次使用传统的空气簇射阵列观测。我们提出的伽马射线的能谱，这将是值得比较与大气切伦科夫望远镜成像所获得的。
2000-02-16 astro-ph
The appearance of magnetospheric instability in flaring activity at the onset of X-ray outbursts in A0535+26
我们认为，在瞬态X射线脉冲星A 0535+26中观测到的X射线耀斑变率是由于磁层的低模不稳定性。这种不稳定性在吸积开始时，在吸积盘和中子星磁层之间的薄边界层中发展。因此，在边界层中收集的物质可以迅速地落在靠近磁极的NS表面上，但并不完全沿着稳定吸积进行的场线。这就解释了使用RXTE数据测量的回旋线能量在爆发前的尖峰，相对于主爆发期间观察到的线能量的变化。此外，不稳定性可以解释不同的脉冲轮廓，以及它们的能量演化，这是不同的爆发前耀斑和主爆发。
2008-01-21 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
Twisting Flux Tubes as a cause of Micro-Flaring Activity
介绍了太阳AR NOAA 10794附近H-α蓝翼亮点的高节奏光学观测。这些数据是由位于萨克拉门托峰国家太阳观测站的邓恩太阳望远镜使用新开发的相机系统快速双成像仪获得的。小波分析进行搜索强度相关的振荡签名，和周期范围从15到370秒的显着性水平超过95%。在两个单独的微耀斑事件，振荡网站周围的亮点观察到扭曲。我们将振荡点的扭曲与物理通量管的扭曲联系起来，从而产生重联现象。我们推导出的平均扭转速度为8.1公里/秒，并检测到一个峰值之间的扭曲角为180和230度的发射通量。
2007-09-14 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
Multiresolution analysis of active region magnetic structure and its correlation with the Mt. Wilson classification and flaring activity
采用两种不同的多分辨率分析方法，将有源区磁通量的结构分解为不同尺度的浓度。在每个尺度下，找到分离这些相反极性磁通区域的线，这些线被用作磁场梯度图上的掩模，以采样给定尺度大小的相反极性区域之间的局部梯度。它示出的最大值，平均值和标准偏差的磁通量梯度的α，β，β-γ和β-γ-δ活性区的顺序增加，并保持在所有的长度尺度的顺序。这项研究表明，平均而言，山。威尔逊分类编码的概念，活动在所有的长度尺度上的活动区域，而不仅仅是那些长度尺度上的最强的通量梯度被发现。此外，它还表明，在该领域的平均梯度，和平均长度尺度上，它们发生，也增加了相同的顺序。最后，有显着差异的梯度分布，耀斑和非耀斑活动区，这是保持在所有的长度尺度。它还表明，具有大耀斑（GOES类“M”及以上）的活动区域的平均梯度含量大于包含所有耀斑大小的耀斑的活动区域，这种差异也保持在所有的长度尺度。
2008-05-01 astro-ph
Flaring Up All Over -- Radio Activity in Rapidly-Rotating Late-Type M and L Dwarfs
我们提出了非常大的阵列观测12晚M和L矮星在太阳附近。观测源的选择要涵盖广泛的物理特性--光谱类型、旋转、年龄、双星性、X射线和Hα活动--以确定这些特性在产生射电辐射和磁场中的作用。12个源中的3个，TVLM 513 -46546，2 MASS J 0036159 +182110和BRI 0021 -0214，被观测到耀斑，并且还表现出持续的发射，这表明磁活动在主序列的底部没有被淬灭。射电辐射扩展到光谱类型L3.5，并且在M8-L3.5之间，耀斑光度与辐射热光度的比率没有明显降低。此外，与光谱类型M7之后持续Hα活动的显著下降相反，持续射电活动似乎在M3-L3.5之间稳步增加。类似地，BRI 0021 -0214的射电辐射违反了日冕活动恒星的射电和X射线光度之间的现象学关系，暗示射电和X射线活动在主序星底部也是不相关的。已经测量到旋转速度的射电源是快速旋转的，Vsin（i）>30 km/sec，而慢速旋转的晚M矮星的射电源活动上限（Vsin（i）<10 km/sec）低于这些检测。这些观测提供了诱人的证据，表明快速旋转的晚期M和L矮星更有可能是射电活跃的。考虑到观察到的无线电发射需要10-1000 G的持续磁场和10^12 cm^-3的密度，这种可能的相关性令人困惑，这表明活动源应该由于磁制动而大大减慢。
2002-03-01 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
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
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
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
X-ray Flaring Activity of Mrk 421
我们报告的结果，从Mrk 421的X射线耀斑的系统搜索，使用档案数据从罗西X射线定时探测器（RXTE）卫星。耀斑在很宽的时间尺度上都可以清楚地看到。全天空监视器（ASM）对源的准连续覆盖显示，持续数月的大型耀斑频繁发生。有几次，放射源受到RXTE上更灵敏的指向仪器的密集监测。这些观测数据显示存在持续时间短得多的X射线耀斑，从数周到不到一小时不等。我们第一次清楚地分辨出了来自Mrk421的亚小时耀斑。此外，傅立叶分析揭示了甚至更短的时间尺度上的可变性，高达约0.01 Hz。在不同的耀斑期间，无论大小，源的光谱特性似乎都有不同的表现，这很有趣。虽然在某些情况下观察到显着的滞后与光谱演变，很少看到在其他情况下。有时候，X射线光谱的形状在耀斑中几乎没有变化。因此，现象学是复杂的。观测到的X射线耀斑的层次结构似乎暗示了这种现象的标度不变性质，在这方面可能类似于太阳耀斑或恒星质量黑洞观测到的快速X射线耀斑。结合其他结果，观测到的耀斑时间尺度严重制约了Mrk 421喷流中X射线发射区的物理性质。
2004-01-12 astro-ph
Flaring variability of Microquasars
我们讨论了微类星体的射电辐射的耀斑变化，在监测计划与RATAN-600射电望远镜测量。我们在2005-2007年对微类星体SS 433、GRS 1915 +105和天鹅座X-3的射电通量变化进行了多频（1-30 GHz）的日常监测。在GRS 1915+105上观测到了大量明亮的短时间耀斑，它们可能与活动的X射线事件有关。在2006年1月，我们检测到天鹅座X-3的静态流量下降（从100到$\sim$ 20 mJy），然后在2006年2月2日检测到1 Jy的耀斑，经过18天的淬灭无线电发射。利用日本NRO的RT 45米望远镜和NMA毫米波阵在110 GHz的准同步观测资料，观测到耀斑极大期的日光谱在2 ~ 110 GHz之间是平坦的。在RXTE ASM计划中监测到的非常可变和强烈的1-12 keV X射线发射（$\sim$ 0.5 Crab）的持续状态期间，发生了几次明亮的射电耀斑事件（1-15 Jy）。Swift/BAT ASM硬X射线通量与耀斑无线电数据密切相关。通过这种比较，可以确定微类星体光变曲线的各种光谱和时间特征。我们的结论是，监测的耀斑无线电发射是一个很好的示踪剂喷流活动的X射线双星。
2008-11-14 astro-ph
The exceptionally extended flaring activity in the X-ray afterglow of GRB 050730 observed with Swift and XMM-Newton
我们提出了一个详细的光谱和时间分析的斯威夫特和XMM-牛顿观测高红移（z=3.969）GRB 050730的结果。GRB 050730的X射线余辉被发现随着时间的推移而下降，叠加了超过两个数量级的强烈耀斑活动。从236 s到41.2 ks的爆发后，观察到七个不同的再增亮事件。余辉的衰减可用双破缺幂律模型来描述，其破缺时刻分别为t_1= 237 ± 20 s和t_2 = 10.1（-2.2）（+4.6）ks。在这些断裂之前、之间和之后的时间衰减斜率分别为α_1 = 2.1 +/- 0.3、α_2 = 0.44（-0.08）（+0.14）和α_3 = 2.40（+0.07）（-0.09）。X射线余辉的光谱可以用光电吸收的幂律方程很好地描述，宿主星系中的吸收柱密度N_H=（1.28 +/- 0.26）10^22 cm^-2。耀斑活动期间存在较强的X射线谱演化。在大多数耀斑中（6/7），事件持续时间与耀斑峰值时间之比Δ t/tp几乎恒定，约为0.6-0.7。我们发现，所观察到的光谱和时间特性的前三个耀斑是一致的，由于高纬度的排放，如预期的，如果耀斑是由后期的内部冲击，或刷新的冲击，即后期的能量注入到主余辉冲击的缓慢移动的炮弹从中央发动机在提示阶段。该事件完全满足E_p-E_iso Amati关系，但不符合E_p-E_jet Ghirlanda关系。
2007-04-10 astro-ph
Simultaneous Chandra, CSO and VLA Observations of Sgr A*: The Nature of Flaring Activity
Sgr A*，银河系中心的大质量黑洞，通过每小时时间尺度的X射线发射来改变无线电。耀斑活动被认为产生于Sgr A* 上的吸积流的最内部区域。我们提出了同步光变曲线的Sgr A* 在无线电，亚毫米和X-射线，显示可能的时间延迟110 $\pm17$分钟之间的X-射线和850 $μ$米，这表明亚毫米耀斑发射是光学厚。在无线电波长，我们检测到的时间滞后的$20.4\pm6.8, 30\pm12$和20 $\pm6$分钟之间的耀斑峰值在13和7毫米（22和43 GHz）在三个不同的时期使用VLA。当在2006年7月17日的整个观测中取平均值时，分别在7 mm和13 mm处检测到1 $\pm0.2$ %和0.7 $\pm0.1$ %的线偏振。一个简单的模型的泡沫同步辐射电子冷却通过绝热膨胀可以解释不同波长之间的时间延迟，光变曲线的不对称形状，并观察到的偏振耀斑发射在43和22 GHz。推导出的表征发射的物理量给出了膨胀速度v $_{exp} \sim 0.003-0.1$ c、磁场B $\sim$ 10-70高斯和粒子光谱指数p $\sim$ 1-2。这些参数表明，相关的等离子体不能逃离Sgr A*，除非它有一个大的整体运动。
2008-07-17 astro-ph
INTEGRAL and Swift/XRT observations of the SFXT IGR J16479-4514: from quiescence to fast flaring activity
背景：IGR J16479-4514是一种快速的X射线瞬变，通常会显示持续几个小时的耀斑。最近，它的对应物已经被确认为一颗超巨星，因此它可以被归类为新发现的超巨星快速X射线瞬变（SFXTs）的成员，特别是它是占空比最高的一个。目的：描述源的静态X射线行为，并将其宽带谱与快速X射线耀斑期间的谱进行比较。方法：我们使用OSA 5.1对IBIS和JEM-X数据进行了分析，并分析了存档的Swift/XRT数据。结果如下：本文介绍了对IGR J16479-4514的长期监测结果，并给出了19个明亮的快X射线耀斑的详细光谱和时间信息，其中10个是新发现的。我们还首次报告了静态X射线发射的结果;典型的亮度值（约10^34 erg s^-1）比SFXT的典型亮度值高出2个数量级，而其宽带X射线谱的形状与快速X射线瞬态活动时的非常相似，即γ =2.6时的一个相当陡峭的幂律。结论：IGR J16479 $-$ 4514的特征在于静态X射线发光度高于其它已知SFXT的典型发光度，但低于来自经典SGXB的持续发射。我们认为，这样的源是一种过渡对象之间的这两个系统，支持的想法，有一个连续的行为之间的类SFXTs和经典的持久SGXB。
2008-05-05 astro-ph
Gamma-ray to radio activity and ejection of a VLBI component in the jet of the S5-quasar 0836+710
1992年上半年，在明亮的高红移（z = 2.172）类星体S5 0836+710中观测到了流量密度的宽带（伽马射线到射电）变化。1993 - 1996年期间在86 GHz，22 GHz，15 GHz和8 GHz进行的VLBI监测观测表明，一个新的喷流分量的喷射，这很可能是直接相关的准同步伽马，X射线，光学耀斑活动，这是在1992年2月观察到的。在1992 - 1993年期间，耀斑通过无线电频谱传播。根据这一活动阶段的几个准同步射电频谱，我们确定了S_m-V_m图中射电频谱的频谱转换的时间演化。这些数据表明，喷流活动与源的宽带电磁波谱的变异性相关。观测结果的相对论冲击模型的框架进行了讨论。
1998-02-24 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
Discovery of Solar Rieger Periodicities in Another Star
里格周期是以月为单位的太阳活动周期，在耀斑活动和太阳黑子发生中都存在。这些短期的周期性，暂时解释为赤道捕获的罗斯比型波调制出现在表面的磁通量，被认为是一种奇特的，尚未完全理解的太阳现象。我们选择了一个具有太阳特征的恒星系统，UX Arietis，并对两个9年的射电和光学观测数据集进行了时序分析。分析显示，这是一个294天的周期。当两个9年的数据集与这个周期折叠时，光学光变曲线的峰值（即，最小的点覆盖）与最小的无线电闪烁活动。两条完全独立的曲线之间的这种密切关系使得294天的周期很可能是真实的。我们的结论是，该过程调用太阳的周期性出现的磁通量也可以适用于UX白羊座，并可以解释周期性耀斑活动之间的相互作用触发连续的周期性出现的磁通量。
2005-03-11 astro-ph
Very fast optical flaring from a possible new Galactic magnetar
高度明亮的快速耀斑是白矮星、中子星或黑洞等致密天体周围过程的特征。在X射线和伽马射线的高能区域，通常可以观察到具有秒级或更快变化时间尺度的爆发，例如伽马射线暴或软伽马重复源。在光学上，在这样的时间尺度上的耀斑活动从来没有被观察到的即时相以外的伽玛暴。这主要是由于这样一个事实，即强烈的爆发，快速耀斑通常是在高能区发现的。大多数光学后续观察这样的瞬变采用仪器的积分时间超过几十秒，因此无法解决快速变化。在这里，我们展示了在银河系瞬变SWIFT J195509.6+261406中观测到的极其明亮和快速的光学耀斑。这种燃烧以前从未报道过。我们的光学光变曲线在现象学上类似于软伽马中继站和异常X射线脉冲星的高能光变曲线，它们被认为是具有极高磁场的中子星（磁星）。这表明类似的发射过程可能在起作用，但与其他已知的磁星相比，它们在光学上具有强烈的发射。
2008-09-23 astro-ph
Superluminal Radio Features in the M87 Jet and the Site of Flaring TeV Gamma-ray Emission
超光速运动是活动星系核中射电喷流的一个共同特征。传统上，可变发射被假定为起源于中心附近的超大质量黑洞的喷流发射在秒差距尺度或更小。在这里，我们报告的超光速无线电功能的发现内一个独特的耀斑X射线发射区的喷流附近的射电星系M87的甚长基线阵列。这表明，这两个现象学的标志-超光速运动和高能量的可变性-是相关的，我们把这个活动更远（>=120 pc）的"中央引擎“在M87比以前认为的相对论性喷流来源。我们认为最近H.E.S.S.实验起源于这种可变的超光速结构，从而提供了至关重要的洞察生产区域的伽马射线发射在更遥远的blazar。
2007-05-30 astro-ph
XMM-Newton observes flaring in the polar UZ For during a low state
在一次XMM-牛顿观测中，食极UZ For被发现处于一种特殊的状态，具有极低的X射线光度和偶尔的X射线和紫外线耀斑。在观测的大部分时间里，UZ For在X射线中几乎没有被探测到，而且比以前用ROSAT观测到的高状态时暗约800倍。一个瞬态事件，持续约900秒，同时检测到的X射线仪器，并在紫外线，由光学监视器。这个瞬变很可能是由10^17-10^18 g的气体对白矮星的主要吸积区域的撞击造成的。瞬态的X射线谱与来自吸积柱中的激波加热气体的7 keV热韧致辐射一致。由于X射线在白矮星大气中的再处理而产生的软黑体成分是看不到的。在瞬变过程中的紫外线发射的可能来源是来自吸积柱的回旋辐射。我们的结论是，从我们的分析，不寻常的耀斑期间的低状态的UZ为造成的间歇性增加的质量传递速率由于恒星活动的次级。
2002-07-12 astro-ph
Evolution of X-ray spectra of Cygnus X-3 with radio flares
天鹅座X-3，在X射线双星中，是射电波段最亮的双星之一，反复出现巨大的射电耀斑。X射线光谱显示出两种确定的状态，低（相应的硬）和高（相应的软）。在硬态期间，X射线谱显示与无线电发射相关的枢转行为。在高状态下，X射线光谱显示出控制源的射电耀斑活动的行为范围。本文首次报道了该源的X射线谱随射电耀斑活动的完整演化过程。
2005-01-04 astro-ph
Dynamics and High Energy Emission of the Flaring HST-1 Knot in the M 87 Jet
受最近观测到的HST-1（M87喷流的最里面的结）的无线电-X射线同步加速器耀斑以及探测到的M87的非常高能量的伽马射线发射的刺激，我们研究了HST-1区域的动力学和多波长发射。我们研究了M 87中热星际介质的热压力，并论证了在其中心部分存在气态凝聚。喷流与这种特征的相互作用很可能导致在M87喷流的最内部形成收敛的约束激波。我们表明，对于一组现实的流出参数，一个固定的和一个耀斑的HST-1结位于\~100 pc远离活动中心的一部分，可以与减速部分的射流物质直接放置在下游的点，在那里的约束冲击到达射流轴。我们讨论了一种可能的情况，解释了一个宽带增亮的HST-1地区的中央核心的可变活动。我们表明，假设前一个时代的高中心黑洞活动导致喷射过量的粒子和光子沿射流向下，人们可以首先预期的高能耀斑的HST-1由于逆康普顿的核辐射，随后几年后，在该地区的同步辐射连续增加。如果是这样的话，那么最近观测到的所有光谱带的节点光度的增加可以被认为是以前在M 87射电星系活动核心发生的爆发的不寻常的回声。
2006-05-12 astro-ph
Very high energy gamma rays from Markarian 501
在1997年显著的耀斑活动中，马卡良501是天空中TeV能量最亮的光源，其亮度超过蟹状星云10倍。几个伽马射线望远镜同时观测到了每次持续几天的耀斑活动周期。同期的多波长观测在1997年4月表明，一个相当大的一部分，总AGN的功率是在TeV的能量表明，高能量的过程占主导地位的这个对象的能量。快速的变化，在不到一天的时间尺度上，和一个平坦的频谱延伸到至少10 TeV的特点，这个对象。本文总结了1997年6台望远镜的观测结果，并讨论了这些结果的一些意义。
1997-10-12 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
