On the Possibility of Identification of a Short/Hard Burst GRB 051103 with the Giant Flare from a Soft Gamma Repeater in the M81 Group of Galaxies
光变曲线，能量特性，和本地化的短/硬GRB 051103爆发被认为是。在附近的M81群相互作用星系的软伽马中继站的巨型耀斑有利于确定这一事件的证据进行了讨论。
2006-09-22 astro-ph
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
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
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
Observations of TeV gamma ray flares from Markarian 501 with the Telescope Array Prototype
我们将报告使用望远镜阵列原型观测来自Markarian 501的TeV伽马射线耀斑。1997年3月底至7月底连续观测。给出了能谱和γ射线强度随时间的变化。在这一周期内，强度发生了数量级的变化，并发现了可能的12.7天的准周期振荡。
1998-04-04 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
Observations of a Correlated Gamma-Ray and Optical Flare for BL Lacertae
使用CGRO上的EGRET仪器对BL Lacertae进行的最新观测表明，伽马射线通量比以前的探测高出四倍。在1997年7月15日至22日的观测中，伽马射线通量急剧增加了2.5倍，峰值约为8小时，显然是在短暂的光学耀斑之前数小时。伽马射线光子谱指数明显比以前的探测更难。
1997-09-25 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
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
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 model for delayed emission in a very-high energy gamma-ray flare in Markarian 501
最近，MAGIC合作报告了2005年7月9日来自耀变体Markarian 501的伽马射线耀斑期间不同能量光子到达时间延迟的证据。我们应用一个均匀的同步自康普顿（SSC）模型的假设下，包含相对论性电子的斑点被观察到在其加速阶段。这个修改后的SSC模型预测出现的伽马射线耀斑首先在较低的能量，随后在较高的能量。根据报告的时间延迟约。240 s之间的耀斑观察到在190 GeV和2.7 TeV，我们预测的延迟1小时的顺序，如果观察10 GeV和100 GeV之间。这种延迟时间尺度可以在未来通过伽马射线大面积空间望远镜（GLAST）和切伦科夫望远镜同时观测耀斑来测试。
2008-06-05 astro-ph
Effects of Compton scattering on the Gamma Ray Spectra of Solar flares
利用完全相对论GEANT 4模拟工具包，对太阳耀斑中高能电子的输运过程进行了Monte-Carlo模拟，并计算了由此产生的韧致辐射γ能谱。太阳大气层近似由10个垂直堆叠的区域组成。模拟考虑了两个重要的物理过程：相对论性电子发射的韧致辐射光子强烈地向前射向光球层，而这些伽马射线中的大部分必须被太阳大气层康普顿后向散射才能到达观测者。然后，发现康普顿退化使可观察到的伽马射线光谱比简单的分析计算预测的要软得多。伽马射线信号被发现是增强了几个条件，包括一个广泛的俯仰角分布的电子，近临边耀斑经度，并在磁场线的显着倾斜，如果耀斑经度是相当小的。这些结果成功地解释了在硬X射线到伽马射线范围内观察到的几个重要的耀斑性质，特别是包括Yohkoh获得的耀斑性质。1998年11月22日GOES X3.7级临边耀斑的Yohkoh光谱与假设宽电子俯仰角分布的模拟结果的比较表明，来自这一特定太阳耀斑的伽马射线是直接韧致辐射光子及其康普顿化的混合物。
2007-08-01 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
High-Energy Gamma-Rays from GRB X-ray Flares
最近在伽马射线暴（GRB）的余辉阶段探测到的X射线耀斑表明，在前向激波内部的半径处，存在一个发动机内部的起源。当这些耀斑光子通过前向激波时，它们被前向激波余辉电子散射，必然产生逆康普顿辐射。我们发现，这种IC发射产生高能量的伽马射线耀斑，这可能是由AGILE，GLAST和地面的TeV望远镜检测。耀斑光子与前向冲击电子之间的各向异性IC散射不影响IC分量的总强度，但导致IC分量峰相对于耀斑峰的时间延迟。各向异性散射效应也可能在一定程度上削弱耀斑光子增强电子冷却对余辉强度的抑制作用。我们推测，这种IC成分可能已经被EGRET从一个非常强的爆发GRB 940217中检测到。GLAST的未来观测可能有助于区分X射线耀斑是起源于后期中央发动机活动还是外部冲击。
2007-02-23 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
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
Transient Emission From Dissipative Fronts in Magnetized, Relativistic Outflows. I. Gamma-Ray Flares
被认为是超越碰撞的磁化，相对论外流驱动的内部冲击后面产生的瞬态发射。一个自洽的模型能够描述的结构和动力学的冲击和时间演化的对和伽马射线分布函数的开发和应用到伽玛射线耀斑的耀变体，在这种情况下，伽玛射线的生产是占主导地位的逆康普顿散射的外部辐射（ERC）。分析了耀斑性质与磁场耗散率、环境辐射强度和喷出流体层厚度的关系。结果表明：（1）由该模型产生的γ射线耀斑的类型取决于喷射流体板的厚度与环境辐射强度的梯度长度尺度之比，（2）由于辐射反馈，辐射效率敏感地依赖于背景辐射贡献的不透明度，对于强耀变体的特征参数，辐射效率通常很高，以及iii）在对产生光学深度最初大于1的能量处，发射通量被强烈抑制;在该能量范围内的时滞和耀斑持续时间随着伽马射线能量的增加而增加。在较低的能量下，不同伽马射线波段的耀斑大致同时发生，但幅度可能不同。一些观测结果进行了讨论。
1998-06-04 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
Physical implications of INTEGRAL/SPI gamma-ray line measurements of the 2003 October 28 solar flare
2003年10月28日的X级太阳耀斑是由INTEGRAL光谱仪探测到的，它是一个大约15分钟的强烈伽马射线闪光。尽管太阳伽马射线的非标准入射，时间分辨光谱，包括几个核伽马射线线获得。用高能量分辨率仪器进行的这种测量可以提供关于周围太阳物质同位素丰度以及加速核的组成、方向性和能谱的宝贵信息。第一个测量的伽马射线线比和时间的中子俘获线的历史结果。
2005-01-07 astro-ph
No Evidence for Gamma-Ray Burst/Abell Cluster or Gamma- Ray Burst/Radio-Quiet Quasar Correlations
我们研究了最近的说法，宇宙伽马射线暴与无线电安静类星体或阿贝尔集群。这些关联是基于编目类星体或阿贝尔星团之间的位置重合，以及从BATSE 3B伽马射线暴目录中选择的事件。我们使用第三星际网络获得的更大样本的位置更准确的伽马射线暴来重新评估这些可能的关联。我们也找不到任何证据。
1998-11-28 astro-ph
Solar Flares: Gamma Rays
我们简要回顾了太阳耀斑中γ射线产生的理论，并介绍了观测的重点及其意义。具体而言：（i）γ射线数据表明，大部分耀斑释放的能量是以加速离子的形式存在的，大部分在1 MeV/核子左右;（ii）加速的He-3、重离子和相对论电子的丰度是富集的，这意味着粒子加速是由等离子体湍流的随机回旋共振相互作用所支配的;（iii）有证据表明具有低第一电离势的环境色球元素的丰度增加;（iv）由于α-α相互作用，在0.429 MeV和0.478 MeV处观察到的Li-7和Be-7线表明，加速的α粒子和周围的He丰度都显著增强。
1998-10-06 astro-ph
Multi-TeV Gamma-Ray Flares from Markarian 421 in 2000 and 2001 Observed with the Tibet Air Shower Array
在2000年和2001年，西藏III型空气簇射阵列在5.1 sigma的统计显著性水平上探测到了几个来自Markarian 421的强TeV γ射线耀斑。在此期间，Markarian 421在X射线和TeV γ射线能量上表现出前所未有的活跃，ASM/RXTE X射线通量的变化与Tibet TeV γ射线通量的变化呈正相关。当假设该源的伽马射线能量谱为幂律时，在2001年最活跃阶段的谱指数计算为-3.24+-0.69。西藏空气簇射阵列观测到的光谱指数与切伦科夫成像望远镜获得的光谱指数一致。
2003-08-02 astro-ph
Limits on the high-energy gamma and neutrino fluxes from the SGR 1806-20 giant flare of December 27th, 2004 with the AMANDA-II detector
2004年12月27日，来自软伽马射线中继站1806-20的巨大伽马耀斑使许多卫星伽马射线探测器饱和。这一事件是有史以来观测到的最明亮的宇宙瞬变事件，其数量级超过两个数量级。如果伽马辐射扩展到TeV能量，具有硬幂律能谱，则可以在地面和地下阵列中观察到光生μ子。此外，如果有大量的重子从磁星流出，那么在SGR巨型耀斑期间可能会产生高能中微子。这些高能中微子也会在地下阵列中产生μ子。AMANDA-II被用来寻找指示高能伽马和/或中微子的下行μ子。数据显示无显著信号。对于γ =-1.47（-2），在90% CL下γ通量的上限为dN/dE < 0.05（0.5）TeV^-1 m^-2 s^-1。类似地，我们对高能中微子发射的归一化常数设定了极限，当γ =-1.47（-2）时，归一化常数为0.4（6.1）TeV^-1 m^-2 s^-1。
2006-07-11 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
Evidence for Gamma-Ray Flares in 3C 279 and PKS 1622-297 at ~10 MeV
康普顿伽马射线天文台（CGRO）上的EGRET实验观测到伽马射线耀变体3C 279和PKS 1622-297的能量超过100 MeV的强伽马射线耀斑，具有短期时间变化。在这些耀斑期间，这两个耀变体都被CGRO上的COMPTEL实验探测到，光子能量约为10 MeV，揭示了这些能量的同时伽马射线活动。在这两种情况下，导出的通量超过了以前观测中测得的通量，3C 279显示了观测期间内时间变化的指示。这两个来源都显示了“硬”兆电子能谱的证据。一般来说，这两个源在伽马射线能量下的行为被发现是非常相似的，这支持了两个伽马射线耀斑的基本物理机制可能是相同的结论。
1997-11-11 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
Directionality of Solar Flare Accelerated Protons and Alpha Particles from Gamma-Ray Line Measurements
由耀斑加速质子和α粒子激发的周围原子核发射的伽马射线线的能量和宽度提供了关于离子方向性和光谱以及相互作用区域的特征的信息。我们测量了太阳耀斑中~（12）C、~（16）O和~（20）Ne去激发强谱线的能量和宽度随日心角的变化。在小日心角的耀斑中，三个原子核的线能量都表现出约1%的红移，但在临边附近没有发生红移。线的宽度约为3% FWHM。我们比较了12 C线测量耀斑在五个不同的日心角与计算不同的相互作用粒子分布。向下的各向同性分布（或具有小的向上分量的分布）提供了与线测量的良好拟合。在日冕磁环中的MHD湍流产生的粒子的角分布提供了良好的拟合。
2002-03-13 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
TeV photons and Neutrinos from giant soft-gamma repeaters flares
在过去的35年里，从所谓的软伽马中继站（SGR）观测到了三次巨大的耀斑。它们被认为与恒星的星震有关，恒星在巨大的磁场中加速电子，可能还有质子，使其达到高能量，这是从观测中推断出来的。由于这一点以及对非热辐射的观测，人们推测它们可能是宇宙射线加速器，产生高达TeV能量的伽马射线。中微子望远镜，如目前正在建造的AMANDA和ANTARES，可以作为TeV-伽马探测器，通过测量$γ$簇射产生的地下μ子来探测非常短的辐射。我们估计信号和背景速率TeV光子从SGR的巨型耀斑在AMANDA，我们提供了一个估计的伽玛淋浴事件，米拉格罗可以检测到。此外，我们认为，如果强子在这些源中加速，高能中微子将与光子一起产生。这些可以在中微子望远镜中使用中微子诱导的级联和上行μ子检测到。我们认为，南极μ子和中微子探测器阵列AMANDA可能已经观察到2004年12月27日从软伽马射线中继器SGR 1806 - 20的巨大耀斑，如果光谱的非热成分扩展到TeV的能量（目前的实际数据是盲目的分析）。在km 3探测器中，如IceCube，速率应按两个数量级缩放，使SGR耀斑成为主要感兴趣的源。
2005-03-16 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
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
Strange Star Heating Events as a Model for Giant Flares of Soft Gamma-ray Repeaters
1979年3月5日和1998年8月27日分别从软伽马射线中继站SGR 0526-66和SGR 1900+14观测到两次巨大耀斑。这些引人注目的爆发之间惊人的相似性强烈暗示了一种共同的性质。我们表明，光变曲线的巨大的爆发可能很容易解释的模型中，爆发辐射产生的裸露的夸克表面的一个奇怪的恒星加热，例如，一个大规模的彗星状物体的影响。
2001-06-13 astro-ph hep-ph
