The Prelude to and Aftermath of the Giant Flare of 2004 December 27: Persistent and Pulsed X-ray Properties of SGR 1806-20 from 1993 to 2005
2004年12月27日，在磁星候选者SGR 1806-20上记录到一个高能量的巨型耀斑。在这次耀斑之前的几个月里，这个物体持续发射的X射线开始发生重大变化。在这里，我们报告的关键光谱和时间参数的演变之前和之后，这个巨大的耀斑。利用Rossi X射线定时探测器，我们跟踪了SGR 1806-20的脉冲频率，发现该SGR的自旋下降速率在耀斑前后的几个月内变化不稳定。与SGR 1900+14中的巨大耀斑相反，我们没有发现12月27日耀斑时自旋频率离散跳跃的证据（|德努|< 5 X 10^-6）。在耀斑发生前后的几个月里，我们发现脉冲通量和扭矩之间存在很强的相关性，这与Thompson，Lyutikov和Kulkarni（2002）提出的磁星磁层电动力学模型一致。与SGR 1900+14的耀斑一样，SGR 1806-20的脉冲形态在耀斑之后发生了剧烈的变化。利用钱德拉X射线天文台和其他公开的成像X射线探测器观测，我们构建了SGR 1806-20从1993年到2005年的光谱历史。通常的磁星持续发射光谱模型的幂律加上黑体提供了一个很好的适合的数据。我们证实了Mereghetti等人（2005）在1993年至2004年期间SGR 1806-20光谱硬度增加的早期发现。与Mereghetti等人提出的扭矩和光谱硬度之间的直接相关性相反，我们发现了一个突然的扭矩变化的证据，它触发了能量谱在几年的时间…
2006-08-23 astro-ph
The Giant Flare of December 27, 2004 from SGR 1806-20
2004年12月27日发生在SGR 1806-20上的巨大耀斑是30多年来对伽马射线天空进行监测所捕捉到的最不寻常的事件之一。主峰强度的一种测量方法是它对X射线和伽马射线仪器的影响。RHESSI是一种用于研究最明亮的太阳耀斑的仪器，在主峰开始后约0.5秒内完全饱和。然而，在大耀斑发生时，SGR 1806-20在太阳附近的偶然对齐，使RHESSI能够对大耀斑事件进行独特的观察，包括前兆，主峰衰变和脉冲尾。由于RHESSI在主峰期间是饱和的，我们用Wind和RHESSI粒子探测器数据来增强这些观测，以便也重建主峰。在这里，我们提出了详细的光谱分析和巨大的耀斑的演变。我们报告了一个相对较软的快速峰值，其时间尺度和大小的主峰前几毫秒的新检测表明磁层起源。我们提出了新的检测延伸到17兆电子伏的发射紧接主峰，也许揭示了高度扩展的电晕驱动的超爱丁顿光度。在尾巴的光谱演化和脉冲演化，展示了显着的磁层扭曲和演化在这个阶段。黑体半径推导出每个阶段的耀斑，这表明显着的协议，尽管范围内的光度和温度覆盖。最后，我们放置在巨大的耀斑后数百秒的余辉发射显着的上限。
2006-11-09 astro-ph
High Energy Afterglow Emission from Giant Flares of Soft Gamma-Ray Repeaters: The Case of the 2004 December 27 Event from SGR 1806-20
讨论了2004年12月27日SGR 1806 - 20大耀斑后的高能余辉发射（包括高能光子、中微子和宇宙射线）。如果初始外流是相对论的，具有体洛伦兹因子Γ_0 \sim {\rm tens}，那么如果电子谱足够硬，并且初始洛伦兹因子足够高，则前向激波区电子的同步辐射的高能尾部将产生显著的亚GeV辐射。这个信号可以作为诊断的初始洛伦兹因子的巨大耀斑流出。如果在GLAST时代发生类似的巨大耀斑，GLAST可能会检测到这种成分。利用10 MeV的实验数据，如果电子分布为单次幂律，则我们限制Γ 0 <50。对于破坏幂律分布的电子，允许更高的Γ_0。在高于1 GeV的能量下，由于同步辐射组件的高能量截止，通量较低。我们还考虑了巨耀斑振荡尾光子的同步自康普顿辐射分量和逆康普顿散射分量，但在中等的Γ_0（例如\leq 10）下，它们并不显著。前向激波也将宇宙射线加速到最大能量10 ^{17} eV，并通过与X射线尾光子的光介子相互作用产生典型能量为10 ^{14} eV的中微子。然而，它们太弱而无法检测到。
2005-05-24 astro-ph
Discovery of a Radio Source following the 27 December 2004 Giant Flare from SGR 1806-20
十多年前，人们已经确定，被称为软伽马射线中继器（SGR）的显著高能瞬变是银河系的一个种群，起源于具有强（<~ 10^15 G）磁场（“磁星”）的中子星。2004年12月27日，SGR 1806-20探测到一个巨大的耀斑（通量>~ 0.3 erg/cm^2）。在这里，我们报告发现一个衰落的无线电对应。我们开始了从0.2GHz到250 GHz的监测计划，并获得了高分辨率的21厘米无线电频谱，追踪了星际中性氢云。对光谱的分析产生了SGR 1806-20的第一个直接距离测量。源位于大于6.4千秒差距的距离，我们认为，它是接近9.8千秒差距。如果是真的，我们的距离估计降低了爆炸的总能量，并放松了对理论模型的要求。射电源的能量学和快速衰变与通常用于伽马射线暴的余辉模型不相容。相反，我们认为快速衰减的无线电发射来自爆炸过程中喷出的碎片。
2005-04-06 astro-ph
A Re-brightening of the Radio Nebula associated with the 2004 December 27 giant flare from SGR 1806--20
2004年12月27日从磁星SGR 1806-20探测到的巨大伽马射线耀斑产生了一个膨胀的射电星云，我们用澳大利亚望远镜紧凑阵列和超大阵列进行了监测。这些数据表明，在最初的耀斑发生后约25天，观测到的流量增加了约8天，我们认为这是周围物质被这个射电星云扫过和冲击的结果。对于距离SGR 1806-20为15 kpc的情况，利用这种再增亮的性质，我们推断最初的爆炸波由质量M>10^{24.5} g的重子物质主导。对于初始膨胀速度v~ 0.7 c（如在所附的论文中推导出的），我们推断该材料的初始动能E>10^{44.5}尔格。如果这种物质来自磁星本身，它可能会发出一个超高能（E > 1 TeV）中微子的爆发，比其他天体物理来源的预期要亮得多。
2005-10-31 astro-ph
Numerical Modeling of the Radio Nebula from the 2004 December 27 Giant Flare of SGR 1806-20
我们使用相对论流体动力学程序Cosmos++模拟了由2004年12月27日软伽马中继器1806-20的巨大耀斑事件触发的射电星云的演化。我们主要关注的再亮和质心运动发生后的第20天耀斑事件。我们将这一时期模拟为一个温和的相对论性（γ ~ 1.07 - 1.67）喷射流出扩展到星际介质（ISM）。我们证明，一个总能量约为10^46尔格的喷流被限制在半开角约20度的范围内，符合该事件的关键观测值，例如通量光变曲线、发射图质心位置和长宽比。特别是，如果再亮是由喷流引起的，它以0.5 c的速度向观测者倾斜0 ~ 40度，与ISM中半径为10^16 cm的密度不连续面发生碰撞，我们发现与观测结果非常吻合。我们还发现，一个更高的速度，>~ 0.7c，更大的倾角，>~ 70度，移动到一个均匀的ISM可以符合一般的观察，但往往错过再亮的细节。后者，统一的ISM模型预测的ISM密度比前一个模型低100倍以上，因此建议一个独立的测试，可能会区分两者。这两种模型的最强约束之一是，数据似乎需要一个非均匀的射流，以便很好地拟合。
2006-10-24 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
Initial Observations of Sunspot Oscillations Excited by Solar Flare
2006年12月13日，使用太阳光学望远镜（SOT）对一个大的太阳耀斑进行了观测，发现耀斑在太阳黑子色球层中激发了高频振荡。这些振荡是在太阳黑子本影的强磁场区观测到的，可能为探测太阳黑子结构和理解太阳耀斑的物理过程提供一种新的诊断工具。
2007-10-09 astro-ph
Interaction between a fast rotating sunspot and ephemeral regions as the origin of the major solar event on 2006 December 13
2006年12月13日的主要太阳事件的特征是几乎同时发生的一堆热喷出物，一个巨大的双带耀斑和一个扩展的地球定向日冕物质抛射。我们研究了活动区NOAA AR 10930的磁场和太阳黑子的演化，这是事件的源区，而它从12月10日到12月13日经过太阳盘中心。我们发现，与这次事件有关的活动区的明显变化是磁剪切的发展，短暂区的出现和一个较小的太阳黑子的快速旋转。在活动区的磁中性线附近，快速旋转的黑子与短暂区之间的相互作用触发了持续增亮，最终导致大耀斑。这表明，只有在太阳黑子旋转到200 $^{\circ}$之后，才会发生重大事件。太阳黑子围绕其中心旋转至少240 $^{\circ}$，这是已报道的最大太阳黑子旋转角。
2007-05-04 astro-ph
X-Ray Spectral Variability of PKS 2005-489 During the Spectacular November 1998 Flare
我们报告的监测BL Lac对象PKS 2005-489的罗西X射线定时探测器（RXTE）在1998年12月。在这几个月里，源经历了一次壮观的耀斑;在11月10日的峰值，其2-10 keV的通量为$3.33 \times 10^{-10} {\rm ~erg ~cm^{-2} ~s^{-1}}$，比平静时亮30倍以上。在上升阶段，PKS 2005-489的X射线光谱显著硬化，达到接近最大值的$α= 1.32~ (F_ν\propto ν^{-α})$。在下降阶段，X射线光谱迅速变陡，到达$α= 1.82$，然后在12月底变得有点硬（$α\sim 1.6$）。虽然这种行为以前见过，但这种耀斑的简单性，强度和持续时间使我们能够非常详细地研究它。我们认为，这个耀斑是由粒子注入到喷流或{ \it原位}粒子加速引起的，并且耀斑最大值之后的光谱变陡是同步加速器冷却的结果。与最近观察到的其他耀变体耀斑相反（例如，Mkn 501，3C 279，PKS 2155-304），我们的结果并不意味着在这次耀斑期间同步加速器峰值的位置发生了重大变化。
1999-08-06 astro-ph
Possibility of Ultra High-Energy Cosmic Rays from the Giant Flare in SGR 1806-20
2004年12月27日，观测到软伽马中继器1806 $-$ 20的巨大耀斑。耀斑初始峰值的辐射机制是有争议的。在这封信中，我们指出，在耀斑是由内部冲击引起的情况下，会产生非常高能量的宇宙射线，就像通常认为的伽马射线暴一样。如果激波的洛伦兹因子足够高，宇宙射线的最高能量可以达到$10^{19}$ eV。未来对宇宙射线的观测将使我们了解巨型耀斑的机制。
2006-01-10 astro-ph
Evidence that solar flares drive global oscillations in the Sun
太阳耀斑是太阳表面突然释放的磁能引起的大爆炸。已知它们会引起局部短暂的振荡，像水环一样远离爆炸。在这里，我们表明，在太阳声频谱的能量与耀斑。这意味着耀斑驱动太阳的全球振荡，就像2004年12月苏门答腊-安达曼地震等大地震后，整个地球会响几个星期一样。耀斑和能量之间的相关性在磁盘集成的太阳光的声谱是强的高频波比普通的p-模式，激发的湍流在近地表对流区的光球下面。
2008-03-21 astro-ph
Bright flares from the X-ray pulsar SWIFT J1626.6-5156
我们对X射线脉冲星SWIFT J1626.6-5156在一次大的X射线爆发期间进行了时间和光谱分析，以揭示其性质并调查其耀斑活动。历元和脉冲折叠技术被用来推导自旋周期。利用时间平均和脉冲相位谱研究了耀斑和非耀斑状态下的光谱变化以及能量随脉冲相位的变化。功率谱的周期性和非周期性的变化进行了调查。2005年12月24日和25日观测到两次大耀斑，持续时间约为450秒。在耀斑期间，X射线强度增加了3.5倍，而峰-峰脉冲幅度从45%增加到70%。2005年12月27日观测到第三次较小的耀斑，持续时间约为180秒。在SWIFT J1626.6-5156中看到的耀斑构成了在高质量X射线双星中报道的这类事件中最短的事件。除了耀斑活动外，Pspin=15.3714+-0.0003 s的强X射线脉动也抑制了SWIFT J1626.6-5156中的X射线发射。大爆发后，光变曲线表现出强烈的长期变化，以45天为周期。我们将这种调制与系统的轨道周期或谐波联系起来。功率密度谱显示，除了脉动的谐波成分，强的带限噪声与集成的0.01-100 Hz分数均方根约40%，增加到64%，在耀斑。在非耀斑辐射中检测到特征频率为1 Hz的弱QPO（分数均方根4.7%）。SWIFT J1626.6-5156的时间（短X射线脉动，长轨道周期）和光谱（具有截止能量和中性铁线的幂律）特性是Be/X射线双星的特征。
2008-04-22 astro-ph
A large high-energy gamma-ray flare from the blazar 3C 273
康普顿伽马射线天文台（CGRO）的实验EGRET和COMPTEL在1996年12月10日至1997年1月28日期间连续7周观测室女座天空区域。3C~273类星体是最亮的γ射线源，被EGRET和COMPTEL探测到。EGRET实验观测到能量在100 MeV以上的时变通量，在两周的耀斑期间（1996年12月30日至1997年1月14日）达到了CGRO时代观测到的最高通量水平。然而，COMPTEL在与EGRET同期的能量低于~30 MeV时没有观察到明显的时间变化。特别是，没有观测到耀斑，这表明这次爆发只是一种高能（>100 MeV）现象。3 MeV和10 GeV之间的能谱很好地表示为一个简单的幂律模型。低于3 MeV时，表示光谱转换。执行不同的时间段的光谱分析，我们发现的证据光谱硬化在耀斑期间，这是一致的耀斑主要发生在较高的能量和它的缺席在COMPTEL能量的几兆电子伏。这可以解释为EGRET能量范围内的发射由不同于MeV发射的辐射机制主导的指示。我们认为，最有可能的机制，高能量耀斑是逆康普顿散射的再处理吸积盘辐射。
2000-01-12 astro-ph
A Comprehensive View of the 2006 December 13 CME: From the Sun to Interplanetary Space
研究了2006年12月13日发生的自2003年万圣节风暴以来最大的晕日冕物质抛射（CME）的太阳源和日球层后果。CME伴随着X3.4耀斑，EUV调光和日冕波。它产生了重大的空间天气效应，如行星际激波、无线电爆发、主要的太阳高能粒子事件和磁云，这些都被包括STEREO、ACE、Wind和ETM在内的一批航天器探测到。用Grad-Shafranov（GS）方法重建MC，产生与耀斑带倾斜的轴向。SEP强度和各向异性的观测表明，粒子可以被捕获，偏转和再加速的大尺度瞬态结构。当地球和海王星在纬度上相隔74 $^{\circ}$，经度上相隔117 $^{\circ}$时，在地球和海王星上都观测到了日冕物质抛射驱动的激波，这是有史以来探测到的最大的激波范围。喷射物似乎在100度时错过了。用能向外传播1AU数据的MHD模型很好地预测了激波到达时间。日冕物质抛射/冲击波从太阳一直到日冕物质抛射都被日冕物质抛射图像、II型频率漂移、现场测量和MHD模型很好地跟踪。这些结果揭示了一种结合太阳风的MHD传播和II型辐射来预测冲击波到达地球的时间的技术，这是空间天气预报的一个重大进步，特别是当太阳轨道器和哨兵号提供现场数据时。
2008-07-18 astro-ph
On Flare Driven Global Waves
我们最近提出的证据表明，太阳声波频谱高频部分的能量与太阳X射线通量之间存在很强的相关性Karoff & Kjeldsen（2008）。这一发现表明，耀斑驱动太阳的全球振荡，就像2004年12月苏门答腊-安达曼大地震后，整个地球会响几个星期一样。如果这一指示被证明是真的，我们也许能够利用耀斑和声谱高频部分能量之间的关系来探测太阳远端的耀斑和其他类太阳恒星上的耀斑。但是，这一发现也开启了许多新的问题，例如为什么只有声波频谱的高频部分与X射线通量相关？而且，太阳耀斑中是否有足够的能量驱动全球振荡？
2008-10-16 astro-ph
Elastic or magnetic? A toy model for global magnetar oscillations with implications for QPOs during flares
利用一个简单的玩具模型，考虑了弹性地壳与流体核之间的磁耦合，讨论了中子星的整体MHD模。我们的结果表明，纯粹的地壳扭转模式的概念是没有用的耦合系统，所有的模式激发阿尔芬波的核心。然而，我们也表明，模式，最有可能被激发的破裂地壳，如。在磁星耀斑期间，地壳和地核会同步振荡。对于我们的简单模型，这些模式的频率类似于“纯地壳”的频率。此外，我们的模型为2004年12月SGR 1806-20巨型耀斑中出现的低频（$< 30$ ~Hz）QPO提供了自然的解释。
2006-09-07 astro-ph
Solar-type Magnetic Reconnection Model for Magnetar Giant Flare
在太阳耀斑/日冕物质抛射理论的基础上，提出了一个描述磁星巨星耀斑的理论模型。在我们的模型中，耀斑前活动在驱动蒸发流和向磁层提供重子物质方面起着至关重要的作用。被加载的重子物质，即所谓的“日珥”，然后通过地壳破裂逐渐抬升，保持磁层的准无力平衡。最后，爆发性的磁重联触发平衡的丧失，在磁压力的作用下日珥爆发。巨大的耀斑应该是伴随着大规模的场重组的日珥爆发的最终结果。太阳耀斑和磁星耀斑的一个本质区别是它们演化动力学的控制过程。磁星上的耀斑活动主要受辐射过程控制，而太阳耀斑主要受电子传导控制。我们的模型很可能解释了2004年12月27日SGR 1806 -20观测到的特大耀斑的物理性质，包括大爆发后观测到的膨胀喷出物中的重子物质的来源。
2010-05-24 astro-ph
A Two-Component Explosion Model for the Giant Flare and Radio Afterglow from SGR1806-20
2004年12月27日，探测到来自软$γ$射线中继器（SGR）1806-20的最明亮的巨型耀斑。这个爆发的各向同性等效能量释放至少比其他两个SGR巨型耀斑的能量高一个数量级。从爆发后大约一周开始，探测到一个非常明亮（$\sim 80$ mJy）、衰落的射电余辉。后续观测揭示了余辉的多频光变曲线和源大小的时间演化。在这里，我们表明，这些意见可以理解的两个组件爆炸模型。在这个模型中，一个组件是相对论准直外流负责初始的巨大耀斑和早期的余辉，另一个组件是subrelativistic更广泛的外流负责后期的余辉。在磁星模型的框架内，我们还讨论了这两种成分的触发机制。
2005-07-14 astro-ph
A first look with Chandra at SGR 1806-20 after the Giant Flare: significant spectral softening and rapid flux decay
我们报告的软伽马射线中继器SGR 1806-20，第一个高光谱分辨率的X射线观测后，2004年12月27日巨型耀斑的~30 KS钱德拉指向的结果。该源被发现处于爆发活动阶段，并且具有比巨耀斑之前的最新观测结果明显更软的光谱。在2-10 keV范围内观测到的通量约为2.2 x10^-11 erg/s/cm ^2，比事件发生前3个月测量的通量低约20%。这表明，虽然它的巨大耀斑比以前在其他两个软伽马射线中继站观测到的耀斑强度高出约100倍，但SGR 1806-20的耀斑后X射线通量衰减要快得多。脉冲部分约为3%，比耀斑前观察到的值小。我们讨论了SGR 1806-20与SGR 1900+14耀斑后演化的不同性质，并将结果解释为巨耀斑后磁层解扭发生（或正在发生）的有力证据。
2005-05-20 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
Pure and loaded fireballs in SGR giant flares
2004年12月27日，在地球上探测到了SGR 1806 $-$ 20的巨大耀斑。它的热谱和温度表明，耀斑是由$10^{47}$ erg/sec的能量以辐射和/或对的形式释放到中子星表面附近引起的。这种等离子体在自身压力下膨胀，产生火球，一旦火球变得光学薄，观察到的伽马射线就会逃逸。巨大的耀斑之后是一个明亮的无线电余辉，具有可观察到的扩展尺寸，这意味着一个充满活力的相对论外流。在这里，我们重温相对论火球的演变，我们计算的洛伦兹因子和能量剩余的相对论流出，一旦辐射逃逸。我们表明，在一个纯粹的对辐射火球自然产生的对不携带足够的能量来解释所观察到的余辉。我们考虑了各种替代方案，并表明如果导致余辉的相对论流出与瞬发耀斑直接相关，那么初始火球必须装载重子或坡印廷通量。虽然我们关注的是适用于SGR 1806 $-$ 20的巨型耀斑和射电余辉的参数，但这里给出的计算也可能适用于GRB。
2006-04-14 astro-ph
SGR 1806-20 about two years after the giant flare: Suzaku, XMM-Newton and INTEGRAL observations
2004年12月，软伽马射线中继站SGR 1806-20发出了有史以来观测到的最强大的巨型耀斑。这可能涉及磁层的大规模重排，导致其X射线发射特性的可观测变化。在这里，我们介绍了SGR 1806-20的第一个朱雀观测结果，以及几乎同时使用XMM-牛顿和INTEGRAL进行的观测。源似乎已经达到了一个状态，其特点是通量接近耀斑前的水平，并由一个相对较软的频谱。尽管如此，SGR 1806-20在巨大耀斑之后仍然非常活跃，使我们能够研究朱雀观测到的1-100 keV范围内的几次短爆发。我们讨论了宽带光谱特性SGR 1806-20，包括持久性和爆发性发射，在磁星模型的背景下，并考虑其最近的理论发展。
2007-10-15 astro-ph
The Giant Flare from SGR 1806-20 and its Radio Afterglow
简要回顾了SGR 1806-20对2004年12月27日巨耀斑（GF）及其长寿命射电余辉的多波长观测。GF似乎是由中子星表面附近磁场的剧烈重新配置产生的，可能伴随着地壳的断裂。超过10^46尔格（各向同性当量）的爆炸性释放提供了一个单侧的轻度相对论外流。外流产生了一个新的扩大的射电星云，在GF一年后仍然可见。也被认为是在GF的总能量，在流出的能量和质量的约束，和外部密度，以及可能的影响短伽马射线暴和高能量中微子，光子，或宇宙射线的潜在签名。一些可能的未来的意见，这和其他GF的简要讨论。
2006-09-21 astro-ph
TeV-PeV Neutrinos from Giant Flares of Magnetars and the Case of SGR 1806-20
我们估计了2004年12月27日SGR 1806-20的巨大耀斑产生的高能中微子通量，该耀斑以比迄今为止探测到的最明亮的伽马射线暴（GRB）大10^4倍的伽玛射线通量照射地球。南极切伦科夫中微子探测器AMANDA在耀斑期间在线，可能首次从宇宙点源探测到高能中微子，或者限制了磁星的耀斑机制。如果探测到TeV的中微子，人们就可以预期同时也会探测到EeV的宇宙射线和TeV的伽马射线。
2005-07-18 astro-ph hep-ph
BL Lacertae: complex spectral variability and rapid synchrotron flare detected with BeppoSAX
我们报告的两个BeppoSAX观测BL Lac（2200+420）分别在1999年6月和12月，作为一个ToO计划的一部分，以监测耀变体在高活动状态。在这两次运行中，源已被检测到高达100 keV，但它显示出完全不同的光谱：在6月，它是凹的，具有高于5-6 keV的非常硬的分量（α_1 ~ 1.6; α_2 ~ 0.15）;在12月，它很好地符合单一的幂律（α ~ 0.6）。在第一次BeppoSAX观测期间，BL Lac显示出惊人的变化：0.3 - 2千电子伏的通量在约20分钟内翻了一番，而4千电子伏以上的通量几乎是恒定的。这种依赖于频率的事件是BL Lac天体有史以来记录的最短事件之一，并且对发射区域的尺寸和磁场以及同步辐射电子的能量设置了下限。在光学光变曲线中也检测到类似但不太极端的行为，显示20分钟内~ 20%的非同时较小波动。我们用均匀的单区模型拟合光谱能量分布，以在非常简单但有效的SSC +外部康普顿方案中约束发射区域，突出了发射区相对于宽线区的位置和相对光谱形状依赖性的重要性。我们比较我们的数据与历史的无线电伽马射线谱能量分布。
2002-01-18 astro-ph
The first giant flare from SGR 1806-20: observations with the INTEGRAL SPI Anti-Coincidence Shield
2004年12月27日，几颗卫星探测到来自软伽马射线中继站SGR 1806-20的巨大耀斑。这次巨大的爆发是从该源观测到的第一次爆发，比SGR 0525-66和SGR 1900+14的前两次巨大耀斑强100倍。我们报告了用INTEGRAL卫星上SPI光谱仪的反符合屏蔽获得的结果，该光谱仪提供了E>~80 keV的高统计光变曲线。耀斑开始时有一个非常强的脉冲，使探测器饱和了约0.7秒，其从月球的后向散射辐射在2.8秒后被探测到。随后是一个~400 s长的尾巴调制在中子星旋转周期为7.56 s。尾部注量对应于3千电子伏以上的光子能量为1.6 × 10^44（d/15 kpc）^2尔格。这与从其他软中继器上看到的两个巨大耀斑的脉动尾部发射的能量是同一量级的，尽管SGR 1806-20巨大耀斑的总发射能量要大百倍。还探测到了持续时间较长（约1小时）的硬X射线辐射，其衰减时间为t^-0.85，可能与SGR 1806-20的巨大耀斑余辉有关。
2005-04-04 astro-ph
Flare Ribbons Observed with G-band and FeI 6302A Filters of the Solar Optical Telescope on Board Hinode
日之出卫星上的太阳光学望远镜（SOT）在2006年12月13日观测到一个X3.4级的耀斑。观察到典型的双带结构，不仅在色球Ca Ⅱ H线，而且在G带和FeI 6302 A线。SOT获得的高分辨率、无可见光图像首次揭示了“白光”耀斑的亚弧秒精细结构。太阳黑子本影上的G-波段耀斑带显示出一个尖锐的前缘，然后是一个扩散的内部，以及以前已知的核心晕结构。耀斑带中可见暗点、半影丝和颗粒等底层结构。假设尖前缘直接被粒子束加热，漫射部分被辐射回暖加热，我们利用耀斑带的强度分布估计了漫射耀斑的深度。我们发现，从辐射回暖源的高度起，漫射发射的深度约为100公里或更少。在FeI 6302 A的Stokes-V图像中也可以看到耀斑带，这是一个短暂的极性反转。这可能与文献中报道的“磁瞬变”有关。Stokes-I图像中的强度增加表明FeI 6302 A线被耀斑显著变形，这可能导致这样的磁瞬变。
2007-11-26 astro-ph
Long-term multi-frequency monitoring of microquasars
本文讨论了具有相对论喷流的X射线双星的射电研究结果。2006年11月1日至2008年8月31日，利用RATAN-600射电望远镜对微类星体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）的日常观测。从2005年12月开始，天鹅座X-3的射电辐射经过四年的相对静止水平（100-200 mJy）下降到$\sim$ 20 mJy，然后我们检测到大量明亮的射电耀斑事件（1-20 Jy），随后是非常可变的（从0到0.5螃蟹）15-50 keV X射线辐射，这是在斯威夫特/BAT ASM计划中监测到的。再次从2007年12月至2008年3月，我们每天测量几乎静止的流量从天鹅座X-3，但在2008年4月，一个明亮的无线电耀斑与明确的同步自吸收检测。我们在GRS 1915+105上探测到了几个明亮的短期耀斑，这些耀斑可能与活动的软X射线事件有关。在对SS 433通量的密集测量中（通常与X射线和光学观测相互作用），我们在强大的耀斑期间探测到了大规模的喷射。我们讨论了微类星体光变曲线的各种光谱和时间特性。对耀斑射电辐射的监测是对喷流活动X射线双星的一个很好的示踪。
2008-10-19 astro-ph
Optical and UV observations of a strong flare in the young, single K2-dwarf LQ Hya
我们目前的高分辨率光学阶梯光谱和IUE观测期间的强烈耀斑1993年12月22日在非常活跃，年轻，快速旋转，单一的K2矮星LQ Hya。耀斑的初始脉冲阶段，开始于2：42 UT和4：07 UT之间的某个时候，其特征是强烈的光学连续增强和蓝移的宽翼发射线。光学色球谱线在$\approx$ 5：31 UT时达到最大强度，此时蓝移消失，光学连续谱增强急剧下降。此后，谱线发射缓慢下降，谱线逐渐红移，持续至少两个多小时。Mg II系表现类似。静止的C IV通量水平直到21小时后才恢复，尽管数据缺口和可能的第二次耀斑使解释不确定。除了典型的耀斑增强发射线（例如，H_α和H_β），我们观察到He I D_3进入发射，加上其他He I和几个强中性金属线（例如，Mg I b）。耀斑增强的远紫外连续谱一般同意与硅I复合模型。我们估计的总耀斑能量，并讨论了广泛的组件，不对称性，和多普勒频移中看到的一些发射线。
1998-11-29 astro-ph
GEOTAIL observation of the SGR1806-20 Giant Flare: The first 600 ms
2004年12月27日，GEOTAIL航天器上的等离子体粒子探测器探测到了一个极强的硬X射线光子信号，来自于一个磁星候选者SGR 1806 -20的巨大耀斑。实际上，任何卫星上的所有伽马射线探测器在爆发后的第一个~500毫秒间隔期间都是饱和的，但GEOTAIL上的一个粒子探测器并没有饱和，它提供了对硬X射线强度和前600毫秒间隔的剖面的独特测量，时间分辨率为5.48毫秒。从最初的快速开始到大约50 ms后，峰值光子通量（在大约50 keV以上积分）达到了10^7光子秒^{-1}厘米^{-2}的量级。假设黑体光谱kT=175 keV，我们估计峰值能通量为21 erg sec^{-1} cm^{-2}，注量（0-600 ms）为2.4 erg cm^{-2}。隐含的能量释放与磁星中储存的磁能（~10^{47} erg）相当，这表明了一种非常有效的能量释放机制。
2005-04-18 astro-ph
Gamma-Ray Observations of a Giant Flare from The Magnetar SGR 1806-20
磁星包括两类旋转中子星（软伽马重复星（SGR）和异常X射线脉冲星），它们的X射线发射由超强磁场（B ~ 10 ^15 G）提供动力。偶尔SGR会进入活跃期，产生许多短X射线爆发;极少数情况下（每个源大约每50年一次），SGR会发出巨大的耀斑，总能量至少是其典型爆发的1000倍。在2004年12月27日，SGR 1806-20发出了有史以来最明亮的太阳系外瞬变事件，甚至超过了满月的亮度0.2秒。总（各向同性）耀斑能量为2x10^46 erg，比前两次事件高出100倍，使这次耀斑成为百年一遇的事件。这种巨大的能量释放可能发生在磁星磁场灾难性的重新配置过程中。这样的事件如果发生在40百万秒差距内，将类似于一个短而硬的伽马射线暴（GRB），这表明河外SGR耀斑确实可能形成GRB的一个子类。
2005-03-02 astro-ph
Search for gravitational wave radiation associated with the pulsating tail of the SGR 1806-20 hyperflare of 27 December 2004 using LIGO
我们搜寻了与2004年12月27日SGR 1806-20超耀斑有关的引力波。这一事件起源于银河系的一颗中子星，显示出异常的能量。最近对X射线光变曲线脉动尾部的研究表明，在30 - 2000 Hz频率范围内存在准周期振荡（QPO），其中大部分与LIGO探测器的带宽一致。这些QPO具有很好的特征频率，可以合理地归因于中子星的地震模式，可以发射GWs。我们的搜索目标是潜在的准单色GW持续数十秒，并在QPO频率发射。我们没有观察到高于预定阈值的候选信号，并且我们的最低上限由在耀斑开始后150 s至260 s的间隔中观察到的92.5 Hz QPO设定。该界限对应于到达我们的汉福德（WA）4 km探测器的可探测偏振态中GW波形强度的均方根振幅h_rssdet^90% = 4.5e-22应变Hz^-1/2（90%置信度）。我们说明了天体物理意义的结果，通过估计特征能量GW的排放，我们希望能够检测到。上面的结果对应于7.7 e46 erg（= 4.3 e-8 M_sun c^2），这与电磁波谱中发射的总（各向同性）能量在同一数量级。这一结果提供了一种手段，以探测源的能量库的GW波形强度公布的最佳上限，并代表了第一个宽带asteroseismology测量使用GW探测器。
2007-04-19 astro-ph
Discovery of Fast X-ray Oscillations During the 1998 Giant Flare from SGR 1900+14
本文报道了1998年8月27日SGR 1900+14大耀斑期间利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）发现的复杂高频变率。我们检测到一个84赫兹的振荡（QPO）在1秒的间隔开始约1分钟后，最初的硬尖峰。调制幅度与能量有关，对于高于30 keV的光子，最大值为26%（rms），低于11 keV时未检测到，90%置信度上限为14%（rms）。值得注意的是，在以检测到84 Hz信号的旋转相位为中心的数据段的平均功率谱中检测到额外的QPO。两个信号，在53.5和155.1赫兹，被强烈检测到，而在28赫兹的第三个功能被发现具有较低的意义。这些QPO在其他旋转相位未被检测到。在SGR 1900+14耀斑中观察到的现象与Israel等人最近报道的2004年12月27日SGR 1806-20耀斑中的QPO类似，这表明它们可能有一个共同的起源，可能是中子星地壳的扭转振动。实际上，在SGR 1900+14中发现的四个频率（按递增顺序）与l = 2、4、7和13的环形模式的关联似乎是合理的。我们讨论了我们的研究结果在这个模型的背景下，并表明，如果恒星有类似的质量，那么在SGR 1806-20的磁场必须是大约两倍的SGR 1900+14，大致符合磁场估计脉冲定时。
2005-08-09 astro-ph
Statistical analysis of solar H-alpha flares
一个大的数据集的H-α耀斑，包括近10万个单一的事件，发生在1975年1月至1999年12月期间的统计分析。我们分析了耀斑的演化步骤，即持续时间，上升时间，衰减时间和事件的不对称性。此外，这些参数表征耀斑的时间行为，以及在太阳盘上的空间分布，即N-S和E-W不对称性，分析了它们对太阳周期的依赖性。主要结果是：1）持续时间、上升时间和衰减时间随着重要性等级的增加而增加。衰减时间的增加比上升时间的增加更明显。相同的关系对于亮度类别是有效的，但是以较弱的方式。2)事件的不对称性指数，其特征的衰减的上升时间的事件的比例，主要是积极的（90%）。对于大约50%的事件，衰减时间甚至超过上升时间的4倍。3)事件的不对称性随着重要性等级的增加而增加。4)耀斑的持续时间和衰减时间随太阳活动周期而变化，而上升时间则不随太阳活动周期而变化。5)事件的不对称性并没有揭示出与太阳活动周期的明显相关性。然而，它们在太阳活动极小期下降，这可以通过在最小活动期间发现的较短衰变时间来解释。6)在较长的时期内存在着显著的南北不对称性，并且一个半球对另一个半球的优势可以持续一个以上的周期。7)对于某些周期，可能有证据表明N-S不对称性随着太阳周期而演变，但一般情况下并非如此。8)存在着轻微的，但显着的东西不对称与长期的东部过剩。
2002-07-11 astro-ph
The Growth, Polarization, and Motion of the Radio Afterglow from the Giant Flare from SGR 1806-20
2004年12月27日，来自软伽马中继站（SGR）1806-20的异常巨大耀斑（GF）之后是明亮的射电余辉。我们对SGR 1806-20射电余辉的VLA观测进行了分析，包括先前报道的GF后7至20天的8.5 GHz数据，以及第24至81天在8.5和22 GHz的新观测。我们探测到余辉通量质心的运动，在一个平均速度为0.26 +/- 0.03 c（假设距离为15千秒差距），在一个位置角为-45度。这种运动与生长和极化测量相结合，表明存在不对称的外流，主要来自磁星的一侧。我们发现膨胀减速，从~9 mas/天到<5 mas/天。减速的时间大致与射电光变曲线中的重新变亮一致，正如预期的那样，当GF的喷出物扫过足够的外部介质时，并从滑行阶段过渡到Sedov-Taylor状态。射电余辉被拉长，并保持2：1的轴比，平均位置角为-40度（从北到东），垂直于平均固有线性偏振角。
2005-10-10 astro-ph
Time Variations of the Solar Neutrino Flux Data from Sage and Gallex-Gno Detectors Obtained by Rayleigh Power Spectrum Analysis
利用Rayleigh功率谱分析了SAGE探测器（1990年1月1日至2000年12月31日）、SAGE探测器（1998年4月至2001年12月）、GALLEX探测器（1991年5月至1997年1月）、GALLEX探测器（1998年4月至2001年12月）、G（4）1998年5月至2001年12月期间的GNO探测器;（5）1991年5月至2001年12月期间的GALLEX-GNO探测器（合并数据）;（6）1998年5月至2001年12月期间GNO和SAGE探测器数据的平均值。(1)周期约为1.3、4.3、5.5、6.3、7.9、8.7、15.9、18.7、23.9、32.9和48.7个月。(2)显示周期约为1.5、2.9、4.5、10.1个月。对于（3），我们观察到周期约为1.7、18.7和26.9个月。对于（4），周期约为3.5、5.5、7.7和10.5个月。(5)周期约为1.7、18.5、28.5和42.1个月，而（6）显示周期约为4.3、6.9、10.3和18.1个月。我们发现太阳耀斑、黑子、质子的周期变化规律基本一致，这表明太阳活动周期可能是由于太阳内部核能产生的变化特征所致。
2006-06-05 astro-ph hep-ph
