X-rays From Magnetic Flares In Cygnus X-1: A Unified Model With Seyfert Galaxies
最近的一些工作表明，塞弗特1星系的光谱与几个银河系黑洞候选者（GBHC）在硬态下的光谱非常相似。然而，在天鹅座X-1观测到的反射分量很小，加上其他限制，似乎排除了GBH的两相模型（在塞弗特Galerkin的情况下是成功的）。在这里，我们表明，后一个结论是基于一些关键的假设，可能是无效的，当覆盖的日冕是不完整的，例如，当它是由盘上方的局部磁耀斑组成时。我们表明，在GHBCs的能量沉积的X射线不能再辐射足够快，以保持平衡，除非X射线皮肤加热到康普顿温度，在这一点上的气体主要是电离。这导致由于相应较少数量的重新注入的低能光子而显著降低的有源区的冷却速率。我们通过引入一个过渡层位于电晕和冷盘之间的模型，这种效果，并发现所得到的光谱比标准的（和不切实际的）两相模型得到的更难。我们将这个模型应用到天鹅座X-1，并表明它可以解释其观测到的光谱。因此，这一分析似乎提供了一个一致的图片为塞弗特Galerkin和GHBCs在同一个框架内，由于变化的物理条件中的两类来源，而不是由于一个特设的模型参数的变化所产生的差异。
1998-02-11 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 One-sided, Highly Relativistic Jet from Cygnus X-3
X射线双星天鹅座X-3的甚长基线阵列图像是在1997年2月4日10 Jy耀斑峰值后2、4和7天获得的。前两幅图像显示了一个弯曲的单侧喷流，第三幅图像显示了一个散射变宽的圆盘，大概位于核心位置。喷流的曲率从第一个时期到第二个时期都在变化，这强烈地表明了一个旋进喷流。接近喷流中的通量密度与（未被探测到的）后退喷流中的通量密度之比> 330;如果这种不对称是由于多普勒助推造成的，则隐含的喷流速度> 0.81c。旋进喷流模型的拟合，加上假设喷流是本质对称的，并且是在大耀斑期间或之后喷射出来的，产生了以下限制：喷流与视线的倾角必须< 14度;锥开口角必须< 12度;旋进周期必须> 60天。
2001-02-01 astro-ph
X-rays From Magnetic Flares In Cygnus X-1: The Role Of A Transition Layer
塞弗特1星系的光谱与几个银河系黑洞候选者（GBHC）在硬态下的光谱非常相似，这表明这两类物体具有相似的物理过程。虽然看起来吸积盘日冕（ADC）模型，其中日冕夹层冷吸积盘，是能够解释塞弗特星系的观测，最近的工作表明，这个模型是有问题的GBH。为了解决Seyfert和GBH的光谱的差异，我们考虑的吸积盘在一个活跃的磁耀斑附近的区域（我们把这个区域称为过渡层）的大气结构。我们表明，过渡层是受热不稳定性。由于GBHC中的电离X射线通量要高得多，吸积盘上层的唯一稳定解是高度电离并处于康普顿温度（$kT \sim $几千电子伏）的解。使用数值模拟的平板几何ADC，我们表明，过渡层的存在下，可以显着改变逃逸辐射的光谱适度的光学深度。过渡层的存在还导致再处理特征的减少，即，铁线和X射线反射峰。我们发现，由于吸积盘表面的热不稳定性，GBH和Seyfert星系的X射线谱可以用一个统一的ADC模型来解释。
1998-11-03 astro-ph
RXTE Observations of Cygnus X-3
在1997年5月至1997年8月期间，对天鹅座X-3进行了一系列尖锐的RXTE观测。在此期间，天鹅座X-3从静止射电状态过渡到耀斑状态（包括一次大耀斑），然后又回到静止射电状态。对观测结果的分析是在硬X射线（CGRO/BATSE）、软X射线（RXTE/ASM）和无线电（绿岸干涉仪、赖尔望远镜和RATAN-600）的同时观测的背景下进行的。初步分析的意见。
1998-09-29 astro-ph
Orbital, precessional and flaring variability of Cygnus X-1
我们提出了一个2.5年的天鹅座X-1的多波长监测计划的结果，利用硬和软X射线数据，光谱学，UBVJHK测光和无线电数据。特别是，我们确认，5.6天的轨道周期是明显的，在所有波段，并注意到存在的波长依赖的调制，在这个意义上说，较高的能量达到最低。我们还发现了一个强烈的调制周期为142 +/- 7天，我们认为这是由于旋进和/或辐射翘曲的吸积盘。硬和软X射线通量的强调制在这个长时期可能不兼容的光学薄吸积流和日冕在低状态的简单模型。我们提出了更详细的系统未来建模所需的基本组件-包括部分光学厚射流，在低状态下准连续，其基础作为Comptonising电晕。此外，我们发现，有一些耀斑似乎是相关的，至少在两个波段，一般在更多。我们选择其中两个耀斑进行进一步的详细研究，发现硬X射线和软X射线在第一个耀斑中是相关的，而软X射线和射电在第二个耀斑中是相关的。一般来说，光学和红外线表现出彼此相似的行为，但与X射线或无线电不相关。
1999-06-23 astro-ph
A High Statistics Search for Ultra-High Energy Gamma-Ray Emission from Cygnus X-3 and Hercules X-1
我们对天鹅座X-3和武仙座X-1的X射线双星源的超高能γ射线发射进行了高统计（20亿次事件）搜索。使用CASA-MIA探测器在五年内（1990-1995年）的数据，我们没有发现任何证据表明，稳定的排放源的能量高于115 TeV。推导出的这种排放的上限比先前声称的检测值低两个数量级以上。我们也没有发现任何证据中性粒子或伽马射线发射源的时间尺度上的一天和0.5小时。天鹅座X-3，有没有证据表明发射与4.8小时的X射线周期性或发生大射电耀斑。除非有人假设这些源以前非常活跃，现在处于休眠状态，否则这里提出的限制对早期的结果提出了质疑，并突出了未来可能的实验在探测超高能量伽马射线信号时的困难。
1996-11-14 astro-ph
Discovery of Correlated Behavior Between the HXR and the Radio Bands in Cygnus X-3
利用CGRO/BATSE硬X射线（HXR）数据和绿岸干涉仪（GBI）的GHz射电监测数据，我们对不寻常的X射线双星Cyg X-3进行了长期研究（$\sim$ 1800天），发现了这两个波段之间的显著关系。我们发现，在静止的无线电状态下，无线电流量与HXR发射的强度是强相关的。这种关系转变为与主要射电耀斑活动的开始相关。在主要的射电耀斑活动期间，HXR在射电猝灭期间下降到非常低的强度，并在射电耀斑期间恢复。注入等离子体到天鹅座X-3的无线电喷流发生在HXR发射的变化，并表明，磁盘相关和喷射相关的组件负责的高能量发射。
1998-10-14 astro-ph
Cygnus X-3 in outburst : quenched radio emission, radiation losses and variable local opacity
本文介绍了天鹅座X-3在1994年2 - 3月爆发期间的多波长观测结果.在13.3，3.6和2.0厘米的密集无线电监测补充观测（分）毫米和红外波长，发现天鹅座X-3是异常明亮和可变的，并包括第一次报告的检测源在0.45毫米。我们报告的第一次确认淬火无线电发射之前，无线电耀斑独立的观测在绿岸。观测结果揭示了无线电喷流环境中波长相关辐射损失和不透明度逐渐降低的证据。我们发现，辐射损失很可能是占主导地位的逆康普顿损失所经历的无线电发射电子在强辐射场的发光同伴紧凑的对象。我们解释的耀斑序列中的不透明度降低，由于在射流中夹带的热电子的比例降低，反映了在该地区的射流形成的密度降低。我们提出，部分借鉴其他作者的工作，一个模型的基础上，质量转移率不稳定性预测伽玛射线，X射线，红外线和无线电的趋势在无线电耀斑序列。
1996-12-12 astro-ph
Modeling the April 1997 flare of Mkn 501
1997年4月Mkn 501的巨大耀斑是用静止的同步加速器-质子-Blazar模型模拟的。我们导出的模型参数与耀斑状态下的X射线-TeV数据和Kolmogorov/Kraichnan湍流谱中电子和质子的扩散激波加速一致。由中性π衰变光子和π +-> mu+-> e+衰变电子产生的成对同步辐射级联谱相对来说没有什么特征，而μ子和质子的同步辐射及其级联辐射产生双峰谱能量分布。对于本模型，我们发现质子同步辐射占主导地位的TeV的排放，而从同步辐射的对，产生的高能量驼峰的贡献，只是次要的。
1999-11-22 astro-ph
Exploring the high frequency emission of radio loud X-ray binaries
本文报道了对天鹅座X-3、SS 433、LSI+61 303、天鹅座X-1和GRS 1915+105等X射线双星的毫米波连续观测。从1998年3月14日至3月20日，在250 GHz（1.25 mm）的IRAM 30 m天线进行了观测。除了这些毫米级测量外，还利用赖尔望远镜在15千兆赫（2.0厘米）处和绿岸干涉仪在2.25和8.3千兆赫（13和3.6厘米）处进行厘米级观测。天鹅座X-3和SS 433在我们的观测期间都经历了中等程度的耀斑事件，其主要的光谱演化特性进行了描述和解释。一个显着的光谱陡峭的耀斑衰减期间，在这两个来源，这可能是由绝热膨胀，逆康普顿和同步辐射损失。最后，我们还报告了250 GHz的上限，另外三个未检测到的X射线双星：LSI+65 010，LSI+61 235和X Per。
2000-05-25 astro-ph
Damping of MHD turbulence in Solar Flares
（节略）我们描述了级联的等离子体波或湍流注入，大概是通过重联，在规模相当于一个太阳耀斑环的规模相当于粒子gyroradii，并评估其阻尼的各种机制。结果表明，对于磁主导或低β等离子体，经典粘性阻尼并不重要，主要的阻尼机制是背景粒子的无碰撞阻尼。我们表明，阻尼率是成比例的总随机动量密度的粒子。对于太阳耀斑的情况，这意味着在大多数耀斑，除了非常大的，阻尼是由热背景电子为主。对于大的耀斑，人们需要把基本上所有的背景电子加速到一个非热分布中，这样被加速的电子在波的衰减中就可能是重要的。在一般情况下，热或非热质子的阻尼是可以忽略不计的电子相比，除了准垂直传播波或罕见的质子为主的耀斑与强核伽马射线线发射。使用阻尼率，我们确定的临界尺度下，阻尼变得重要和湍流的频谱陡峭。然而，该临界尺度强烈依赖于相对于磁场方向的传播角度。波可以级联到非常小的尺度，例如粒子在小角度（准平行传播）和可能接近90度（准垂直传播）的回转半径，从而产生高度各向异性的光谱分布。
2005-08-26 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
Particle Acceleration by Fast Modes in Solar Flares
本文讨论了太阳耀斑中粒子加速的快模问题，这些快模可能在重联过程中被激发，并经历级联和阻尼。我们将计算扩展到超越准线性近似，并比较了通过渡越时间阻尼和陀螺共振相互作用的加速度和散射。我们发现，加速度是由所谓的渡越时间阻尼机制。我们估计的总能量转移到粒子，并表明，我们的方法提供了足够准确的结果，我们比较这个速度与能量损失率。快速模式的散射似乎足以防止质子在加速过程中逃离系统。另一方面，电子的限制需要等离子体波的存在。通过这里描述的太阳耀斑条件下的过程，电子可以被加速到GeV能量。
2008-05-08 astro-ph
Impulsive phase flare energy transport by large-scale Alfven waves and the electron acceleration problem
太阳耀斑的脉冲阶段标志着耀斑前日冕磁场中储存的能量快速转换的时代。硬X射线观测表明，在脉冲阶段释放的耀斑能量的相当大的一部分被转换为温和的相对论性电子（10-100千电子伏）的动能。当日冕磁场在重联后重新配置和弛豫时，可以发生磁自由能的释放。我们调查的方案中，产品的重新配置-大规模阿尔芬波脉冲-运输的能量和磁场的变化迅速通过日冕低层大气。这为电子加速提供了两种可能性。首先，在β < m_e/m_p的日冕等离子体中，波以惯性Alfven波传播。在存在强空间梯度的情况下，这些产生场对准的电场，其可以将电子加速到大约10 keV及以上的能量，包括通过电子和波前之间的重复相互作用。其次，当它们在色球层反射和模式转换时，可能会产生级联到高波数。这也将通过湍流在具有局部高电子数密度的介质中加速电子。这一概念，桥梁的MHD为基础的和粒子为基础的意见，耀斑，提供了一个解释最近观察到的快速变化的光球磁场的视线组成部分的耀斑脉冲阶段，并提供解决方案，一些令人困惑的耀斑问题，如耀斑“数问题”的发现和重新提供足够的电子来解释脉冲阶段的硬X射线发射。
2007-12-20 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
Understanding the Very High-Energy Emission from Microquasars
微类星体是具有相对论喷流的X射线双星。这些喷流是强大的能量载体，被认为是由吸积提供的，它们在不同的能带产生非热发射。到目前为止，几个银河系的源显示出扩展的无线电发射，其中至少有一个确认的微类星体，天鹅座X-1，已经在TeV范围内被检测到。它们都表现出复杂的光谱和时间行为模式。在这项工作中，我们讨论了微类星体中非常高的能量发射背后的物理。在具体的，我们专注于微类星体天鹅座X-1，也在其他两个TeV的二进制检测到的扩展流出，LS 5039和LS I +61 303，指出在他们发生的复杂现象的相关方面。我们的结论是，TeV的排放可能是轻子的起源，虽然强子不能被丢弃。此外，由于即使相对低的磁场也会抑制有效的电磁级联，因此几乎不能形成有效的电磁级联。此外，来自一些检测到的源的辐射的建模指向它们作为极其有效的加速器，和/或具有TeV发射器，该TeV发射器与紧凑物体的距离约为10 e12 cm。最后，我们指出，一个巨大的和热的恒星伴星的作用，由于其强大的光子场和风，不能被忽视时，试图了解微类星体在高能量和非常高的能量的行为。微类星体的复杂性排除了对整个种群的直接概括，目前更好的研究是在一个源一个源的基础上。
2009-07-23 astro-ph
A multi-flow model for microquasars
本文给出了黑洞X射线双星中心区的新图象。在我们看来，这些中心区域具有多流结构，包括：（1）外标准吸积盘下降到过渡半径r_J，（2）内磁化吸积盘低于r_J驱动（3）非相对论性自准直电子-质子喷流周围，当满足足够的条件时，对创建，（4）超相对论性电子-正电子束。这种吸积-抛射范式通过独立地改变跃迁半径rJ和吸积盘吸积率，对从射电到X/γ射线的正则谱态提供了一个简单的解释。大的r_J值和低的吸积率对应于静态和硬态。这些状态的特征是存在一个稳定的电子-质子MHD喷流，由rJ以下的盘发射。硬X射线分量预计将在喷流基础上形成。当r_J小于临界稳定轨道r_i时，整个吸积盘类似于一个没有喷流的标准吸积盘，这是软态的特征。中间状态对应于r_J ~ r_i的情况。在大吸积速率下，喷流轴内触发了一个非定常的对级联过程，产生耀斑和相对论对团的喷射。这将对应于发光的中间态及其相关的超光速运动。
2005-10-07 astro-ph
