Comparative Statistical Analysis of Prompt and Afterglow X-Ray Flares in Gamma-Ray Bursts: Insights into Extended Central Engine Activity
本文统计Swift近二十年315个GRB的瞬时与余辉X射线耀发，发现二者形态及参数相关一致，支持其共同源于持续活动的中心引擎。
2025-10-21 astro-ph.HE
GRB X-Ray Flare Properties among Different GRB Subclasses
伽马射线暴（GRB）可以分为三个子类：X射线闪光（XRF）、富X射线暴（XRR）和经典GRB（C-GRB）。X射线耀斑是某些伽玛暴的早期X射线余辉所显示的再亮发射。在本文中，我们全面研究了X射线荧光，XRR和C-伽玛暴子类之间的X射线耀斑的性质。我们利用了Swift-BAT 3星表中的XRF、XRR和C-GRB子类样品，而X射线耀斑观测特性则是从Falcone等人那里收集的，Chincarini等人，和Yi等人的研究结果，我们发现XRF和XRR比C-GRB具有更亮的X射线耀斑。X射线耀斑注量与瞬发辐射注量的比值在XRF和C-GRB亚类之间具有不同的分布。在X射线荧光和C-伽玛暴亚类之间，X射线耀斑的持续时间和峰值时间之间的线性关系也是不同的。我们倾向于将具有明亮X射线耀斑的伽玛暴识别为XRF或XRR。我们讨论了与XRF/XRR/C-GRB分类有关的一些问题。同时，我们也注意到了选择效应和仪器偏倚的影响。未来需要大样本来进一步确认我们的结果。
2019-10-10 astro-ph.HE
Modeling Gamma-Ray Burst X-Ray Flares within the Internal Shock Model
收集了400多个雨燕伽马射线暴的X射线余辉光变曲线，其中近一半的爆发在规则余辉衰变上叠加了X射线耀斑。有证据表明，伽马射线瞬发和X射线耀斑有着共同的起源，至少有些耀斑只能用持久的中央发动机活动来解释。我们已经开发了一个壳模型的代码来解决的问题，如何X射线耀斑产生的框架内的内部冲击模型。壳模型从具有多个壳的中央发动机产生随机GRB爆炸，并在这些壳碰撞、合并和扩散时跟随这些壳，产生即时发射和X射线耀斑。我们特别注意中央发动机活动的时间历史，内部冲击和观测到的耀斑，但不详细计算冲击动力学和辐射过程。利用经验E_p-E_iso（Amati）关系，并假定每次碰撞的能带函数谱和经验耀斑时间剖面，计算了任意中心发动机活动的γ射线（Swift/BAT波段）和X射线（Swift/XRT波段）光变曲线，并与观测数据进行了比较。我们发现，所观察到的X射线耀斑现象可以解释内激波模型。耀斑的数量，宽度和发生时间，然后用来诊断中央发动机的活动，把约束的能量，喷射时间，宽度和数量的弹射壳。我们发现，观测到的X射线耀斑的时间历史一般反映了中央发动机的时间历史，它重新激活后，随着能量逐渐减少的提示发射阶段多次。
2009-11-04 astro-ph.HE
X-ray flare candidates in short gamma-ray bursts
我们提出了第一个系统的研究X射线耀斑候选人在短伽马射线暴（SGRB）利用大型6年的斯威夫特数据库，旨在限制这种波动的物理性质。我们发现，耀斑候选人出现在不同类型的SGRB宿主星系的环境，并没有表现出明确的相关性与X射线余辉寿命;耀斑候选人都检测到SGRB与明亮的扩展发射的软伽马射线和SGRB不显示这样的组件。我们还表明，SGRB的X射线耀斑候选人只有部分共享的观测性质的长伽玛暴（LGRB）耀斑。特别是，主要参数驱动的持续时间演变的X射线可变性事件在这两个类中被发现是从爆炸所经过的时间，非常有限的依赖于不同的祖先，环境，中央发动机寿命，提示可变性的时间尺度和能量预算。相反，SGRB耀斑候选者显着不同于LGRB耀斑的峰值光度，各向同性能量，耀斑的亮度比和相对变率通量。然而，这些差异消失时，中央发动机的时间尺度和能量预算的帐户，这表明（i）耀斑候选人和提示脉冲SGRB可能有一个共同的起源;（ii）类似的耗散和/或排放机制是负责的提示和耀斑排放在长和短的GRB，SGRB的能量较低，但更快地演变版本的长类。最后，我们表明，在严格的类比SGRB提示发射，耀斑候选人脱落的滞后光度关系定义的LGRB，从而加强SGRB耀斑提示脉冲连接。
2011-07-08 astro-ph.HE
High-energy neutrinos from X-rays flares of blazars frequently observed by the Swift X-Ray Telescope
Blazar耀斑被认为是增强中微子产生的理想候选者。虽然$γ$射线耀斑的中微子信号已被广泛讨论，但X射线耀斑的中微子产额却很少受到关注。在这里，我们计算预测的中微子信号从X射线耀斑检测到66耀变体观测超过50倍的X射线望远镜（XRT）上的尼尔Gehrels斯威夫特天文台。我们考虑的情况下，X射线耀斑是由相对论质子的同步辐射，中微子是通过质子与它们自己的同步X射线光子之间的光子相互作用产生的。利用1 keV的X射线光变曲线进行耀斑鉴别，用0.5-10 keV的耀斑能量密度作为全味中微子能量密度的代用品，以及不同探测器配置下IceCube点源的有效面积，计算了IceCube在每个耀斑源上产生的100 TeV以上的μ子和反μ子中微子的数量。样品中的大部分中微子事件来自持续时间为$\sim 1-10$ d的耀斑。考虑到样本中源的X射线耀斑占空比（范围在$\sim2$和24%之间），我们计算出每个源的平均年中微子率。分布中位数（对数）为$\sim0.03$ yr $^{-1}$，Mkn 421的$1.2\pm 0.3$ yr $^{-1}$预测率最高，其次是3C 273 $(0.33\pm0.03$ yr $^{-1})$和PG 1553+113（$0.25\pm0.02$ yr $^{-1}$）。下一代中微子探测器与对耀变体的定期X射线监测一起可以限制强子X射线耀斑的占空比。
2021-11-17 astro-ph.HE
X-ray flares from dense shells formed in gamma-ray burst explosions
在伽马射线暴的早期余辉期间，当爆炸喷出物驱动冲击波进入外部介质时，雨燕卫星通常会探测到明亮的X射线耀斑。我们认为，耀斑产生的反向冲击传播到尾部的喷出物。预计喷出物中含有爆炸早期形成的一些致密外壳。我们展示了一个例子，如何形成这样的致密壳层，并描述了如何与它们相互作用的反向冲击。在这种相互作用中产生了新的反射激波，产生了短暂的X射线耀斑。该模型对观测到的X射线耀斑的主要特征-快速上升、急剧幂律下降和特征峰持续时间Δt /t=（0.1-0.3）-提供了自然的解释。
2015-03-28 astro-ph.HE
Patterns of X-ray and $γ$-ray Flares: from Blazar to Maganetar and Sun
研究通过比较太阳X射线爆发、与FRB相关的XRB和喷流星γ射线爆发的变异性特征，发现临界阻尼状态可能触发XRB与FRB的关联，Q值相似表明这些爆发具有相似的动态行为。
2025-12-12 astro-ph.HE
Swift and Fermi observations of X-ray flares: the case of Late Internal Shock
斯威夫特和费米同时观测到的伽马射线暴（GRB）提供了一个独特的余辉发射宽带视图，跨越了十多年的能量。我们提出的样品X射线耀斑观测的斯威夫特和费米在前三年的费米操作。虽然在X射线波段很亮，但X射线耀斑在较低（光学）和较高（MeV到GeV）能量下通常无法检测到。我们表明，这不利于同步自康普顿过程的起源所观察到的X射线发射。我们比较了X射线耀斑的宽带特性和标准的晚期内激波模型，发现在这种情况下，X射线耀斑可以由半径为R~10^13 - 10^14 cm的晚期相对论（γ> 50）外流产生。这一结论只有在变率时标明显短于观测到的耀斑持续时间时才成立，并意味着X射线耀斑可以直接探测GRB中心发动机的活动。
2014-11-05 astro-ph.HE
Probing Magnetic Fields of GRB X-ray Flares with Polarization Observations
在伽马射线暴（GRB）之后经常观察到持续在X射线波段的$\sim 100 - 1000$的X射线耀斑。X射线耀斑的物理起源仅仅依靠时间/光谱信息还不清楚。另一方面，由于人们对天文X射线偏振测量的兴趣日益增加，一些偏振仪预计将在几年内发射。本文假设X射线耀斑是相对论球壳的同步辐射，证明了环形磁场发射区X射线耀斑上升段的线偏振度比随机磁场发射区的线偏振度高得多。在耀斑的衰减阶段，偏振度的演化是由发射壳层的曲率效应决定的，这是耀斑喷流场景的一个自然特征。因此，X射线耀斑偏振的测量将为探测发射区磁场的结构提供有用的工具，甚至有助于检验曲率效应。磁位形的信息可以进一步帮助我们了解伽玛暴喷注的性质。
2018-06-16 astro-ph.HE
A lower occurrence rate of bright X-ray flares in SN-GRBs than $z<1$ GRBs: evidence of energy partitions?
比较了z<1的伽马射线暴（GRB）中有或没有观测到超新星（SNe）关联的亮X射线耀斑的出现率。我们的样品I：具有SNe星协（SN-GRB）和早期Swift/X射线望远镜（XRT）观测的z<1长GRB（LGRB）由18个GRB组成，其中只有两个GRB具有明亮的X射线耀斑。我们的样品二：与之相比，所有z<1的未观测到SNe协成的LGRB和早期的Swift/XRT观测到的LGRB都由45个GRB组成，其中16个GRB呈现明亮的X射线耀斑。因此，研究表明，样品I中明亮X射线耀斑的发生率（11.1%）低于样品II（35.6%）。此外，如果将昏暗的X射线波动作为耀斑包括在内，则发现16.7%的样品I和55.6%的样品II具有耀斑，再次显示了这两个样品之间的差异。我们研究了这些明亮的X射线耀斑的物理起源，发现它们中的大多数可能与中央发动机的反应性有关。为了理解这种差异，我们提出，这样一个较低的发生率在SN-GRB样本中的耀斑可能暗示在GRB，SNe，和X射线耀斑之间的能量分配下的大质量恒星爆炸的饱和能量预算。
2018-05-15 astro-ph.HE
Statistical analyses on the energies of X-ray plateaus and flares in gamma-ray bursts
在伽马射线暴（GRB）的余辉中观察到了明显的X射线平台相和耀斑相，它们中的大多数应该与中心引擎活动有关。本文收集了174个具有X射线平台相的暴和106个具有X射线耀斑的暴。在两个选定的样本中有51个伽玛暴重叠。分析了平台能量$E_{\rm plateau}$和耀斑能量$E_{\rm flare}$相对于各向同性瞬发能量$E_{\rm γ,iso}$的比例分布。结果表明，两种情况下的对数比均符合高斯分布，其中位数分别为$\sim -0.96$和$-1.39$。此外，呈现了$E_{\rm plateau}$（或$E_{\rm flare}$）和$E_{\rm γ,iso}$与$\sim 0.95$（或$\sim0.80$）斜率之间的强正相关性。对于重叠样品，斜率为$\sim 0.80$。我们认为，大多数X射线平台和耀斑可能具有相同的物理起源，但由于不同的环境和辐射机制而表现出不同的特征。我们还测试了两个模型的适用性，即，被破裂的超吸积盘和毫秒磁星包围的黑洞，是X射线高原和耀斑的起源。
2021-11-01 astro-ph.HE
Evidence of Bulk Acceleration of the GRB X-ray Flare Emission Region
将我们最近开发的高纬度发射理论的广义版本应用于伽马射线暴（GRB）中的X射线耀斑的观测，我们在这里提供了明确的观测证据，表明X射线耀斑发射区域正在经历快速的整体加速。随着光子的发射。我们发现，所观察到的X射线耀斑的光变曲线和光子指数的演变曲线可以同时再现在一个简单的物理模型调用同步辐射在加速发射区域远离伽玛射线暴中央引擎。这样的加速过程需要一个额外的能量耗散源以外的动能，这指向一个显着的坡印廷通量的发射区的X射线耀斑。由于X射线耀斑被认为与GRB瞬发有着相似的物理机制，我们的发现暗示GRB瞬发喷流在其发射区也可能携带着显著的坡印廷通量。
2016-05-24 astro-ph.HE
GRB 121027A: long-lasting, energetic X-ray flares and clues to radiation mechanism and progenitor star
GRB 121027 A是不寻常的，它具有极长的持续时间，高能X射线耀斑。X射线耀斑释放的总能量比瞬发γ射线高一个数量级，这使得它与大多数长伽玛暴不同。结果表明，当瞬发γ射线辐射满足典型长伽玛暴的经验E_{iso}关系时，X射线耀斑的谱可以用截断幂律模型拟合，并且E_p受到很好的约束，但它明显偏离了这种关系。尽管如此，对X射线耀斑的时间分辨光谱分析表明，X射线发射符合长伽玛暴的L_{iso} - E_{p}关系。我们将X射线耀斑的最小洛伦兹因子限制在~14，这与Gamma- L_{iso}关系是一致的。我们的研究结果表明，瞬发γ射线辐射和晚期X射线耀斑具有相似的辐射机制，但起源于具有不同洛伦兹因子的外流。我们从雨燕GRB档案中搜索类似的GRB，发现z=6.29的GRB 050904是GRB 121027 A的副本。这些伽马射线暴中持久的高能X射线耀斑在后期需要大量的吸积，这指向一个大半径的祖星。
2013-02-20 astro-ph.HE
Gamma-ray Burst Flares: X-ray Flaring. II
我们提出了一个目录的497耀斑周期发现的伽马射线暴（GRB）光变曲线取自在线XRT GRB目录。我们分析了680个单独的光变曲线，使用耀斑检测方法开发和使用我们的紫外/光学GRB耀斑目录。该方法利用贝叶斯信息准则来分析拟合的GRB光变曲线的残差，并在统计上确定光变曲线残差的最佳拟合，以识别任何额外的特征。这些功能，我们归类为耀斑，通过迭代添加额外的“休息”的光变曲线。我们发现在310个分析的光变曲线中有耀斑的证据。对于那些有耀斑的光变曲线，我们发现每个GRB平均约有1.5个耀斑。与UV/光学一样，我们的样品中的耀斑通常局限于余辉的前1000 s，但可以检测到超过10^5 s。只有约50%的被探测到的耀斑符合Δt/t << 1的“经典”定义，许多最大的耀斑表现为Δt/t ~ 1，有些甚至超过这个值。
2013-10-09 astro-ph.HE
Bright gamma-ray flares observed in GRB131108A
GRB 131108 A是一个明亮的长伽马射线暴（GRB），由费米伽玛射线太空望远镜上的大面积望远镜和伽马射线暴监测器探测到。专门的时间和光谱分析揭示了三个$γ$射线耀斑占主导地位的100兆电子伏以上，这是没有直接关系的GBM带（10千电子伏- 10兆电子伏）的即时发射。GRB 131108 A（100 MeV - 10 GeV）的高能光变曲线显示了一个不寻常的演化：一个陡峭的衰变，然后是三个带有潜在发射的耀斑，然后是一个长期的衰变阶段。对$γ$射线耀斑的详细分析发现，这三个耀斑的亮度比其下的发射亮6 - 20倍，并且彼此相似。每个耀斑的能量密度为（1.6 $\sim$ 2.0）$\times$ 10 $^{-6}$ erg cm $^{-2}$，与急剧衰减阶段的发射能量密度1.7 $\times$ 10 $^{-6}$ erg cm $^{-2}$相当。三个$γ$射线耀斑的总通量为5.3 $\times$ × 10 $^{-6}$ erg cm $^{-2}$ .这三个$γ$射线耀斑显示出与通常的X射线耀斑相似的性质，即通量急剧增加，发生在$\sim$ 50%的余辉中，在某些情况下，在瞬发发射之后很久。此外，每个耀斑的早期陡衰变相和衰变相的时间指数和光谱指数都符合曲率效应关系（$α$ = 2 + $β$），这是GeV能带高纬辐射的第一个观测证据。
2022-12-15 astro-ph.HE
Unveiling the origin of X-ray flares in Gamma-Ray Bursts
我们提出了一个更新的目录中的113个X射线耀斑检测到的雨燕在~33%的X射线余辉的伽马射线暴（GRB）。43个耀斑有测量到的红移。第一次的分析是在4个不同的X射线的能量带，使我们能够约束耀斑的时间属性与能量的演变。我们发现，耀斑在较高能量时较窄：它们的宽度遵循幂律关系w~E^{-0.5}，这让人想起瞬发辐射。耀斑是不对称结构，衰减时间平均是上升时间的两倍。两个时间尺度都随着时间线性演变，产生恒定的上升与衰减比：这意味着两个时间尺度都被相同的因子拉伸。因此，耀斑的宽度随时间线性地演变为更大的值：这是一个关键点，清楚地区分耀斑从伽玛射线暴提示发射。0.3-10 keV耀斑的峰值亮度随时间减小，遵循大散射的幂律行为：L_{pk} ~ t_{pk} ^{-2.7}。当出现多个耀斑时，就会形成一个全球性的软化趋势：平均而言，每个耀斑都比前一个更软。0.3-10 keV的各向同性能量分布是对数正态的，峰值在10^{51} erg，在低能量下可能过量。耀斑的平均光谱能量分布（SED）被发现是一个幂律的光谱能量指数β ~1.1。这些结果证实了耀斑与瞬发辐射有着密切的联系。然而，在考虑了各种模型之后，我们得出结论，目前没有模型能够解释整个观测集。
2010-04-06 astro-ph.HE
A common stochastic process rules gamma-ray burst prompt emission and X-ray flares
伽马射线暴（GRB）中的瞬发伽玛射线和早期X射线余辉辐射具有爆发性特征，且常伴有长的静止时间。有令人信服的证据表明，X射线耀斑与瞬发伽马射线有关。然而，导致伽马射线脉冲和X射线耀斑的复杂时间分布的物理机制尚不清楚。在这里，我们表明，等待时间分布（WTD）的脉冲和耀斑表现出幂律尾延伸超过40年的指数~2，可以是一个共同的时间依赖泊松过程的表现。这一结果是稳健的，并且是在不同的星表上得到的。令人惊讶的是，具有许多（>=8）伽马射线脉冲的伽玛暴在瞬发结束后（3.1 sigma高斯置信度）不太可能伴随着X射线耀斑。这些结果与一个简单的解释是一致的：一个超吸积盘分裂成一个或几组碎片，每个碎片在单位时间内以相同的概率独立地吸积。瞬发伽马射线和晚期X射线耀斑只不过是不同的碎片在开始和结束时分别吸积，遵循非常相同的随机过程，可能是相同的机制。
2015-01-12 astro-ph.HE
X-ray flares in GRBs: general considerations and photospheric origin
对伽马射线暴（GRB）产生的X射线耀斑的观测，对可能的物理模型有很强的约束。我们提供了一个一般性的讨论。特别地，我们表明，为了解释相对平坦和弱的光通量在X射线耀斑，发射区域的大小应该是$\lesssim 3\times 10^{14}$厘米。耀斑的辐射热光度也强烈地限制了能量收支，并且与由磁星自旋下降提供动力的中心发动机的后期活动不一致。我们提供了一个简单的玩具模型，根据这个模型，耀斑是由一个适度的洛伦兹因子（几十而不是几百）的外流产生的，这个外流或多或少与产生瞬发伽马射线发射的高度相对论性喷流同时发射。“较慢”的流出物在到达光球层时产生耀斑。有了这样一个组成部分，自然就能解决本报告所述耀斑给观测带来的挑战。
2016-01-05 astro-ph.HE
A systematic study of $γ$-ray flares from the Crab Nebula with Fermi-LAT: I. flare detection
AGILE和Fermi-LAT在多年前就发现蟹状星云发出了GeV $γ$射线的显著耀斑，这表明在年轻的脉冲星风星云中发生了极端的粒子加速和辐射。扩大耀斑样本并研究其统计性质，对于理解$γ$射线耀斑的性质是非常有用的。本文利用Fermi-LAT的11年观测资料研究了蟹状星云的耀斑辐射。我们确定了17个显着的耀斑在光变曲线的低能量（同步）组件的$γ$射线发射。耀斑速率约为每年1.5次，在11年的观测期间没有任何显着变化或聚集。我们探测到一个持续时间长达近一个月的特殊耀斑，发生在2018年10月，同步辐射光子的能量高达约1GeV。同步加速器分量可以由稳定的幂律背景和具有外势截止幂律谱的可变耀斑分量来拟合，不仅对于单个耀斑，而且对于组合数据，这可能有利于所有耀斑具有相似的发射机制。然而，我们没有发现耀斑的截止能量和能量通量之间的普遍关系，这可能反映了复杂的加速和/或冷却过程的参与粒子。
2021-02-23 astro-ph.HE
Extremely rapid x-ray flares of tev blazars in the rxte era
耀变体在极高能（VHE）$γ$射线中的快速耀斑挑战了对活动星系核（AGN）喷流的普遍理解。通常认为，相同的超相对论电子数是造成X射线和VHE发射的原因。因此，我们在整个罗西X射线定时探测器档案数据库中系统地搜索了TeV耀变体亚小时时间尺度的X射线耀斑。我们发现了PKS 2005-489和S5 0716+714的快速耀斑，以及1 ES 1101-232的候选快速耀斑。特别是，PKS 2005-489的特征上升时间尺度不到半分钟，据我们所知，这是已知活动星系核耀斑中最短的波长。这些快速耀斑的时间尺度表明，中心超大质量黑洞的大小并不是耀斑发射区物理大小的硬性下限。PKS 2005-489在耀斑中表现出可能的硬滞后，这可能归因于粒子加速（注入），其耀斑分量在首次出现时具有最硬的光谱。对于所有耀斑，耀斑成分都显示出与$Γ=1.7-1.9$相似的硬谱，我们在假设同步辐射冷却的情况下估计磁场强度为$B\sim$ 0.1- 1.0 G。这些耀斑可能是由喷流的不均匀性引起的。那些只能产生快速$γ$射线耀斑但几乎没有同步加速器活动的模型就不那么有利了。
2017-12-01 astro-ph.HE
An Inverse Compton Scattering Origin of X-ray Flares from Sgr A*
来自Sgr A* 的X射线和近红外发射主要是由耀斑控制的，而静态分量在无线电和亚毫米波长处占主导地位。Sgr A* 的静态发射的光谱能量分布在亚毫米波长处达到峰值，并且被建模为来自吸积流中的电子的热群体的同步辐射，电子温度范围高达$\sim 5-20$ \，MeV。在这里，我们调查的X射线耀斑发射的机制，通过Sgr A* 的静态和耀斑组件的相互作用产生的。X射线耀斑辐射被解释为逆康普顿辐射、自同步康普顿辐射或同步辐射。我们提出的同时X射线和近红外观测结果表明，X射线峰值耀斑发射滞后于近红外耀斑发射的时间延迟范围从几分钟到几十分钟。我们的逆康普顿散射模型的地方约束的电子密度和温度分布的吸积流和耀斑产生的位置。在这个模型的背景下，强烈的X射线对应的近红外耀斑产生的内部磁盘应该没有显着的时间延迟，而近红外耀斑在外部磁盘应该显示一个扩大和延迟的X射线耀斑。
2012-03-09 astro-ph.HE
Broadband Modelling of Orphan Gamma Ray Flares
耀变体是一类高度可变的活动星系核，有时会出现孤儿$γ$射线耀斑。这些耀斑只有在$γ$射线能量下才有高通量，在较低能量下通量并没有明显的变化。我们详细研究了三个$γ-ray$亮耀变体3C 273、PKS 1510-089和3C 279的孤立$γ$射线耀斑的时间和光谱轮廓以及它们的同时宽带发射。我们发现3C 273、PKS 1510-089和3C 279的孤闪$γ$射线耀斑的变率时标分别为$(0.96\pm0.28)$天、$(3.12\pm2.40)$小时和$(2.16\pm0.72)$小时.用轻子模型从两个发射区模拟了这些耀斑的宽带光谱能量分布。这个模型表明，孤儿$γ$射线耀斑可能起源于相对论电子的逆康普顿散射的种子光子从宽线区域或尘埃环面，这是第一个区域。而第二个更大的区域，位于喷流的更下方，可能是X射线和无线电发射的原因。这些排放区域的射流的三个来源的可能位置已估计从SED模型。
2020-12-18 astro-ph.HE
Gamma-ray Flares of Flat Spectrum Radio Quasars: A statistical view
本文基于FERMI和AGILE十年数据对300多个平谱射电类星体的伽马射线耀发进行统计研究，通过等待时间分析揭示耀发可用重叠爆发簇建模，并给出耀发光度与持续时间的关联模型，为耀发机制提供约束。
2025-07-04 astro-ph.HE
Wind, jet, hybrid corona and hard X-ray flares: multiwavelength evolution of GRO J1655-40 during the 2005 outburst rise
我们研究了GRO J1655-40在2005年爆发上升期间的复杂多波长演化。我们探测到两个硬X射线耀斑，第一个在从软态到超软态的转变过程中，第二个在超软态。第一个X射线耀斑与一个光学上薄的射电耀斑相吻合。我们还观察到在第二次X射线耀斑期间无线电发射增加的迹象。为了解释硬耀斑，而不调用二次发射组件，我们适合整个数据集的eqpair模型。这个单一的混合康普顿化模型即使在硬X射线耀斑期间，如果我们允许反射分数大于1，也足以拟合数据。在这种情况下，硬X射线耀斑对应于由非热电子主导的康普顿化日冕。配合还需要柔软和超柔软状态下的吸收特征，这可能是由于风。在这项工作中，我们表明，风和光学薄射电耀斑共存。最后，我们还调查了无线电光谱的能量分布，跟踪无线电光谱的演变，通过淬火的紧凑的喷流和光学薄耀斑的上升，并解释了所有的数据使用状态转换模型。
2016-09-02 astro-ph.HE
Central Engine-Powered Bright X-ray Flares in Short Gamma-Ray Bursts: A Hint of Black Hole-Neutron Star Merger?
短伽马射线暴可能起源于双中子星（NS）或黑洞（BH）与NS的合并。我们认为，明亮的X射线耀斑与中央发动机的反应性可能暗示BH-NS合并，因为这样的合并可以提供更多的回落材料，因此更大的吸积盘比NS-NS合并。利用Swift/X射线望远镜对49个短爆发进行跟踪观测，发现其中3个短爆发具有明亮的X射线耀斑，其中2个短爆发的3个耀斑可能与中心发动机反应性有关。我们认为，这两个爆发可能起源于BH-NS合并，而不是NS-NS合并。我们提出的中央发动机驱动的明亮X射线耀斑和BH-NS合并事件之间的联系可以通过未来先进的LIGO和Virgo的引力波探测来检查。
2018-03-27 astro-ph.HE
Constraining Properties of GRB Central Engines with X-ray flares
伽马射线暴（GRB）中的X射线耀斑被认为是由中心天体的后期活动产生的，因此为诊断中心天体的性质提供了一种有用的工具。本文对一个伽玛暴X射线耀斑样品进行了实验研究，其体洛伦兹因子采用两种不同的约束方法，喷流张角由余辉光变曲线中的喷流突变决定。以超吸积恒星质量黑洞（BH）作为伽玛暴的中心发动机，以Blandford \& Znajek过程（BZ）作为喷流产生机制，利用X射线耀斑数据对中心发动机参数进行了约束.我们发现，BZ机制是如此强大，使它有可能解释伽玛暴的即时发射和明亮的X射线耀斑。风参数（$p$）和吸积质量（$M_d$）均在合理范围内。我们的结果也适用于GRB 170817A。GRB 170817 A的晚期X射线耀斑，如果是真的，可能不是BH源。
2021-07-27 astro-ph.HE
A New Correlation Between GRB X-Ray Flares And The Prompt Emission
从$Fermi$和$Swift$任务探测到的伽玛暴样本中，我们提取了与瞬发辐射和X射线耀斑相关的光变曲线中时间结构的最小变率时标。这种变化性时间尺度与脉冲参数（例如通过脉冲拟合过程确定的上升时间和通过互相关联函数（CCF）提取的光谱滞后）的比较表明，X射线耀斑和瞬发发射的这些时间特征之间紧密相关。这些相关性表明，X射线耀斑的产生和伽玛暴的瞬发有一个共同的起源。
2013-03-23 astro-ph.HE
Flare Duty Cycle of Gamma-Ray Blazars and Implications for High-Energy Neutrino Emission
本研究利用Fermi-LAT数据统计分析了145个伽马射线明亮耀变体的耀发占空比和能量比例，发现不同子类间存在显著差异；结合中微子与伽马射线光度标度关系评估单次耀发的中微子通量，表明当权重指数较大时中微子辐射可能由耀发主导，并给出了耀变体耀发对弥散中微子通量的上限贡献。
2023-07-09 astro-ph.HE
X-ray Analysis of Gamma-Ray Burst Flares and Underlying Afterglows: Insights into Origin of Flares
Bar-Ilan University（巴伊兰大学）；KTH Royal Institute of Technology（皇家理工学院）；The Oskar Klein Centre（奥斯卡·克莱因中心）；Indian Institute of Science Education and Research (IISER)（印度科学教育与研究机构）
通过分析89个GRB的X射线光变曲线，发现耀斑光变不对称且持续时间更长，表明耀斑起源不同于平台和后发光，且耀斑可能源于持续的中央引擎活动。
2025-12-08 astro-ph.HE
The Demographics of Sagittarius A* X-ray Flares over 25 Years with Chandra
McGill University（麦吉尔大学）；Trottier Space Institute（特罗蒂尔太空研究所）；Villanova University（维拉诺瓦大学）；Washington University in St. Louis（圣路易斯华盛顿大学）；University of Maryland（马里兰大学）
利用Chandra观测数据，分析了人马座A* 25年X射线耀斑，发现耀斑硬度与亮度相关，粒子分布变化影响耀斑强度，新目录为研究物理机制提供数据支持。
2026-05-13 astro-ph.HE
Flares in gamma-ray burst X-ray afterglows as prompt emission from slightly misaligned structured jets
我们发展了一个模型来解释伽马射线暴X射线余辉中的耀斑活动。我们认为耀斑可能是喷流核心内迅速消散的表现，在X射线波段，由于不太有利的多普勒增强，出现在未对准的观察者看来。这些耀斑出现在余辉阶段，因为核心-观察者光旅行延迟。在这张照片中，这位观察者记录的即时发射来自他们视线上的物质，在喷流的横向结构中，在喷流的核心之外。我们首先制定了基本的分析框架，以确定耀斑的特性作为一个函数的伽马射线脉冲对准观察者会看到。我们发现，有可行的参数空间来解释耀斑与典型的观测时间和光度。然后，我们分析探讨这个模型，表明它自然产生耀斑与小的长宽比，如观察到的。我们将我们的模型与代表两种不同类型形态的两个$Swift$ /XRT耀斑进行拟合，以表明我们的模型可以捕获两者。耀斑核心喷流物质的喷射时间是一个关键参数。虽然它总是保持小相比，观测到的耀斑的时间，确认我们的模型不需要很晚的中央发动机活动，晚喷射时间是强烈的青睐，有时大于观测到的持续时间的母伽马射线暴的即时发射测量的$T_{90}$。
2022-04-01 astro-ph.HE
The low cosmic-ray density in Polaris Flare
本文报道了对北极星耀斑巨分子云的γ射线观测。结合尘埃柱密度图，我们得到了该云的宇宙线密度和光谱。与当地实测的CR相比，北极星耀斑中的CR密度明显较低，光谱较软。这样一个不同的CR光谱揭示了在垂直于银河平面的方向上CR分布的一个相当大的梯度，或者在分子云中CR的一个抑制。
2021-06-16 astro-ph.HE
Monitoring the Crab Nebula with Chandra:A Search for the Location of the gamma-ray Flares
在AGILE和费米-LAT团队于2010年秋季宣布发现蟹状星云的伽马射线耀斑之后，一项国际合作一直在使用钱德拉X射线天文台定期监测蟹状星云的X射线发射。在观测条件允许的情况下，观测通常每月进行一次。该计划的目的是深入描述星云内的X射线变化，如果可能的话，更精确地定位伽马射线耀斑的起源。2011年4月，我们触发了一系列钱德拉机会目标观测，并结合了迄今为止观测到的最明亮的伽马射线耀斑。我们简要总结了4月的X射线观测和我们迄今为止收集到的信息。
2012-12-26 astro-ph.HE
Unraveling the Origins of GRB X-ray Plateaus through a Study of X-ray Flares
本研究通过分析伽马射线暴X射线耀斑性质，发现有无平台暴的耀斑特征相似，支持许多暴具有低洛伦兹因子（几十）而非高值（几百）的观点。
2024-12-16 astro-ph.HE
Photosphere emission in the X-Ray Flares of Swift Gamma-Ray Bursts and Implications for the Fireball Properties
伽马射线暴的X射线耀斑通常在软X射线波段观测到，光谱覆盖范围有限。在本文中，我们提出了一个分析的32 GRB X射线耀斑，同时观察到的BAT和XRT在船上的斯威夫特任务，因此，联合光谱分析与更广泛的光谱覆盖范围是可能的。结果表明，19个耀斑的联合光谱符合吸收的单次幂律或带函数模型。更有趣的是，其他13个X射线耀斑的联合谱都是用吸收的单次幂律模型加上一个黑体（BB）分量拟合的。从现象上看，这13个耀斑的观测光谱类似于几个具有热分量的伽玛暴，但只是具有低得多的$kT=1\sim 3$ keV的温度。假设热辐射是伽玛暴火球的光球辐射，我们导出了13个有红移测量的耀斑的火球性质，如外流的体洛伦兹因子$Γ_{\rm ph}$。导出的$Γ_{\rm ph}$的范围从$50$到$150$，并找到了$Γ_{\rm ph}$与热发射光度的关系，这与对瞬发γ射线发射导出的$Γ_0-L_{\rm iso}$关系是一致的。我们从伽玛暴和X射线耀斑的喷流成分和辐射机制等方面讨论了这些结果的物理意义。
2014-09-18 astro-ph.HE
Gamma-ray flares from the Crab Nebula
一颗年轻而充满活力的脉冲星为著名的蟹状星云提供动力。在这里，我们描述了两个独立的伽马射线（光子能量>100兆电子伏）耀斑从这个源检测到的大面积望远镜上的费米伽马射线太空望远镜。第一次耀斑发生在2009年2月，持续了大约16天。第二次耀斑于2010年9月发现，持续了大约4天。在这些爆发期间，来自星云的伽马射线通量分别增加了4倍和6倍。耀斑的短暂性意味着伽马射线是由PeV（10 ^15 eV）电子通过同步辐射发射出来的，辐射区域小于1.4 × 10^-2 pc。这些是可以与离散天文源相关联的最高能量粒子，它们对粒子加速理论提出了挑战。
2011-01-10 astro-ph.HE
Three X-ray Flares Near Primary Eclipse of the RS CVn Binary XY UMa
我们报告了对食RS CVn双星XY Uma（$\rm P_{orb}\approx$ 0.48 d）的存档X射线观测。在两个$\emph{Chandra}$ ACIS观测跨越200公里和几乎5个轨道周期，三个耀斑发生。我们在X射线通量中没有发现日食的证据。耀斑发生在主食前后，其中一次耀斑发生在主食后不久（$<0.125\rm P_{orb}$），另外两次耀斑发生在主食前不久（$<0.05\rm P_{orb}$）。两个耀斑发生在彼此大约一个轨道周期（$Δϕ\approx1.024\rm P_{orb}$）内。我们分析了系统的光变曲线和光谱，并研究了平静期和耀斑期间的日冕长度尺度，以及耀斑的时间。我们通过引入一个小的轨道偏心率来探索耀斑是轨道诱导的可能性，这对这颗近距离双星来说是相当具有挑战性的。
2016-05-30 astro-ph.HE
Spectral curvature behavior during X-ray flares in GRB afterglow emission
SWIFT最近最令人印象深刻的发现之一是有证据表明，在GRB余辉期间发生的X射线耀斑是相当普遍的，在大约50%的余辉中被观察到。这些X射线耀斑的能量密度范围与伽玛射线暴的瞬发辐射相当，而且可能是重复性的。已经提出了几种关于其起源的图片，其中最被接受的是内部冲击场景，将X射线耀斑解释为GRB中心引擎的后期活动。我们建议采用最近用来解释GRB瞬发辐射的物理模型：对数抛物线函数来描述X射线耀斑的光谱形状。特别是，我们表明，他们的光谱能量分布（SED）是显着弯曲，而没有显着的曲率出现在底层的X射线余辉发射。此外，对数抛物线函数是统计上有利于其他建议的光谱模型。利用时间分辨谱分析方法，给出了SWIFT观测到的两个最亮伽玛暴余辉中，在X射线耀斑期间SED的峰值能量和曲率参数的演化。我们发现，在X射线耀斑中，峰值能量和曲率之间存在反相关，正如在随机加速情况下所预期的那样。
2011-02-08 astro-ph.HE
Very hard gamma-ray emission from a flare of Mrk 501
我们研究了2009年多波长活动期间探测到的Mrk~501大TeV伽马射线耀斑的特殊性质。我们确定对应的耀斑在费米/LAT望远镜的数据，并研究其光谱和定时特性。在耀斑期间，非常高能量的伽马射线通量的强数量级增加并不伴随着X射线通量的增加，因此耀斑是BL Lac中观察到的“孤儿”型TeV耀斑之一。该耀斑持续了约1个月，能量超过10 GeV。在10-200 GeV范围内的耀斑源光谱非常硬，光子指数为1.1+/-0.2，比在伽马射线带中观察到的任何其他耀变体都要硬。在10 GeV以下没有发现同时的耀斑活动。低于和高于10 GeV的发射的不同的可变性特性表明在光谱中存在两个单独的组件。我们调查可能的解释非常硬的扩口组件。我们认为，除其他外，耀斑产生的电磁级联启动的非常高的能量伽马射线在星系际介质中的可能性。如果星系际介质中的磁场为1 e-17 - 1 e-16 G量级，那么在这种解释下，耀斑的特殊光谱和时间特征就可以得到解释。
2012-04-17 astro-ph.HE
Particle Acceleration and the Origin of X-ray Flares in GRMHD simulations of Sgr A*
已从Sgr A* 观察到显著的X射线变异性和耀斑，但从理论观点来看，对其了解甚少。我们进行GRMHD模拟，考虑到人口的非热电子的能量分布和注入率的动机由PIC模拟的磁重联。我们探讨的影响，包括这些非热电子上的预测宽带变异的Sgr A*，并发现，X射线的变化是一个通用的结果，本地化的非热电子高度磁化的区域，在那里粒子很可能会被加速通过磁重联。这些高场区域与事件视界的接近形成了IR和X射线变化之间的自然联系，并解释了与X射线耀斑相关的快速时间尺度。这种变化的定性性质与观测结果一致，产生的X射线耀斑总是与红外耀斑重合，但反之亦然，即，有许多红外线耀斑没有对应的X射线。
2016-08-23 astro-ph.HE
I. Inverse Compton origin of pulsar γ-ray emission. II. Reconnection model of Crab flares
I.越来越多的证据表明，类星体的高能辐射是通过逆康普顿机制产生的。二.产生蟹状星云耀斑的粒子，可能还有蟹状星云的大部分高能辐射，都是通过重联事件加速的，而不是通过费米机制的冲击。
2013-07-08 astro-ph.HE
The bulk Lorentz factor of outflow powering X-ray flare in GRB afterglow
提出了两种估算X射线耀斑外流体洛伦兹因子的方法。在第一种方法中，外流被假设为重子流，并被热压力加速，对于这种情况，最终体洛伦兹因子受到外流亮度以及被加速的外流的初始半径的限制。这种方法可以应用于相当一部分耀斑。第二种方法基于耀斑快速衰减的曲率效应解释，可以给出体洛伦兹因子的严格约束估计，但只能应用于少数巨型耀斑。这两种方法得到的结果是一致的。得到的X射线耀斑外流体洛伦兹因子（或只是上限）一般小于伽马射线暴（GRB）外流体的洛伦兹因子，范围从10到几百。
2010-09-21 astro-ph.HE
Constraints on the Bulk Lorentz Factors of GRB X-Ray Flares
X射线耀斑是10年前由{ \em Swift}卫星在伽马射线暴（GRB）的余辉阶段发现的，被认为是GRB X射线余辉的典型成分。本文用两种不同的方法对伽玛暴X射线耀斑的洛伦兹因子进行了约束。对于第一种方法，我们用耀斑持续时间和喷流破裂时间估计了体洛伦兹因子的下限。在第二种方法中，洛伦兹因子的上限是通过假设X射线耀斑喷流已经经历饱和加速而导出的。我们还重新估计了初始洛伦兹因子，发现理论洛伦兹因子的系数为1.67，而不是通常使用的星际介质（ISM）的2和风的情况下的1.44。我们发现，在统计意义上，ISM情形下的极限洛伦兹因子与X射线耀斑各向同性辐射能量的相关性比风情形下的更符合瞬发辐射的相关性。作为比较，洛伦兹因子的下限在统计学上大于从风的情况下的瞬时爆发的外推。结果表明，X射线耀斑和瞬发爆发是由相同的物理机制产生的。
2015-05-16 astro-ph.HE
Gamma-Ray Burst long lasting X-ray flaring activity
在本文中，我们阐明了晚期（即t_{pk} \gtrsim 1000 s的峰值时间）燃烧活性。我们讨论了\sim 10^3-10^6 s窗口中耀斑的形态和能量，以限制耀斑性质的时间演化，并确定产生早期和晚期耀斑发射的机制中可能存在的差异。这就需要完全理解观测偏差对叠加在t > 1000 s的衰落连续谱上的X射线耀斑探测的影响。我们考虑所有的雨燕伽玛暴表现出晚时间耀斑。我们的样本由36个耀斑组成，其中14个有红移测量。我们继承了Chincarini等人（2010）的数据分析策略，以便与早期耀斑性质进行直接比较。早期和晚期耀斑的耀斑光变曲线形态是相同的，但它们的能量不同。晚期耀斑的宽度与早期耀斑一样随时间增加。模拟证实，宽度随时间的增加不是由于衰减统计，至少达到10^4 s。晚期耀斑的能量输出比早期耀斑低一个数量级，为\sim 1% E_{prompt}。峰值亮度的演化以及峰值通量连续比的分布表明，耀斑发射是去耦从底层的连续，不同的早期耀斑/陡峭的衰变。相当大一部分的晚期耀斑与余辉变率是相容的。内震起源似乎是耀斑最有希望的解释。然而，晚期和早期耀斑之间出现的一些差异表明，对晚期耀斑的性质可能没有唯一的解释。
2010-10-04 astro-ph.HE
GeV Emission during X-Ray Flares from Late Internal Shocks: Application to GRB 100728A
最近，费米/LAT探测到了GRB 100728 A的X射线耀斑活动中的GeV辐射。本文基于晚期内激波模型研究了两均匀壳层碰撞的动力学和辐射特性。GeV光子可以从X射线耀斑光子产生的相对论电子加速的正向-反向冲击，其中涉及的辐射过程包括同步自康普顿和交叉逆康普顿散射的散射。通过分析和数值计算，可以很好地解释GRB 100728 A的光谱特性。
2013-08-06 astro-ph.HE
"Orphan" $γ$-ray Flares and Stationary Sheaths of Blazar Jets
耀变体在整个电磁波谱中都有耀斑。许多$γ$射线耀斑与在较长波长下探测到的耀斑高度相关;然而，一小部分耀斑似乎是孤立发生的，在较长波长下几乎没有或没有相关的变化。这些“孤儿”$γ$射线耀斑挑战了目前的耀变体模型，其中大多数无法重现这种类型的行为。Macdonald等人发展了火环模型来解释耀变体喷流中孤立$γ$射线耀斑的起源。在这个模型中，包含在等离子体团中的电子沿着射流的脊柱相对论地运动，逆康普顿散射从包围射流脊柱的冲击鞘等离子体环发出的同步加速器光子。当斑点在环中传播时，斑点电子对环光子的散射会产生孤立的$γ$射线耀斑。该模型成功地应用于建模一个突出的孤儿$γ$射线耀斑中观察到的耀变体PKS 1510 $-$ 089。为了进一步支持这一模型的可解释性，Macdonald等人展示了PKS 1510 $-$ 089的叠加射电图，其中包含围绕喷流脊的等离子鞘的偏振特征。在本文中，我们将我们的建模和叠加技术扩展到更大的样本耀变体：3C 273，4C 71 $.$ 01，3C 279，1055 $+$ 018，CTA 102和3C 345，其中大多数都表现出孤儿$γ$ -射线耀斑。我们发现，该模型可以成功地再现这些耀斑，而我们的叠加地图揭示了这些耀变体内喷流鞘的存在。
2017-11-14 astro-ph.HE
Was an Outburst of Aquila X-1 a Magnetic Flare?
我指出了2009年11月天鹰座X-1 X射线双星爆发和一些太阳耀斑之间的射电和软X射线光变曲线的有趣相似之处。天鹰座X-1在这次爆发中的软X射线和射电光度的比值也类似于一些弱的太阳耀斑，8 GHz附近的射电频谱也是如此。基于这些，以及其他一些最近的研究，指出吸积盘日冕和恒星耀斑的一些类似的属性，如无线电与X射线光度的比值（Laor & Behar 2008），我推测天鹰座X-1的软X射线爆发与其盘日冕的巨大磁耀斑有关。
2010-08-31 astro-ph.HE
Evidence for Shocks as the Origin of Gamma-Ray Flares in Blazars
我们提出厘米波段的总通量密度和线性偏振光曲线，说明在与费米LAT检测到的伽马射线耀斑的时间在无线电波段爆发的冲击签名。新的辐射转移模拟，将传播斜激波，并假设一个初始湍流磁场，很好地解释了这些事件的光谱演化的一般特征。这一发现支持了这样一种观点，即喷流中的斜激波是至少在某些伽马射线耀斑中从射电到伽马射线波段活动的可行解释。
2011-10-28 astro-ph.HE
Orphan γ-ray flares from relativistic blobs encountering luminous stars
我们提出耀变体中的γ射线可以在等离子体的相对论性团块与喷流内（或附近）的发光恒星产生的辐射场相遇时产生。这个团状物可能含有相对论性电子，这些电子可以将恒星辐射压缩到GeV-TeV的能量。产生的γ射线可以引发恒星辐射中的逆康普顿e+/-对级联。我们认为，这种情况可能是所谓的孤儿γ射线耀斑的出现。结果表明，相对论性团/亮星碰撞模型可以解释平谱射电类星体PKS 1222+21在GeV和亚TeV能量范围内观测到的极端孤儿γ射线耀斑的出现.
2016-07-26 astro-ph.HE
On the Origin of Gamma-ray Flares from Bright Fermi Blazars
从耀变体观测到的伽马射线耀斑的起源是喷流物理学中的主要谜团之一。我们试图解决这个问题，一种新的光谱能量分布（SED）拟合技术，探讨了耀斑模式中确定的宽带SED的两个伽玛射线明亮的耀变体3C 279（z=0.54）和3C 454.3（z=0.86），使用近同时的无线电到伽玛射线观测。对于这两个源，伽玛射线通量强烈相关的SED峰和康普顿优势的分离。我们建议，辐射电子人口的频谱硬化和/或多普勒因子的增强可以自然地解释这些观察。在这两种情况下，磁重联都可能在为明亮的伽马射线耀斑提供动力方面发挥关键作用。
2021-11-08 astro-ph.HE
Fermi-LAT Observation of Impulsive Solar Flares
费米大面积望远镜（LAT）是有史以来部署在太空中用于观测100 MeV以上伽马射线辐射的最灵敏仪器。这种灵敏度使LAT能够在静止期探测到太阳的伽马射线发射，这些伽马射线来自宇宙射线质子在太阳大气中相互作用产生的π介子，以及宇宙射线电子与太阳光子相互作用产生的π介子。LAT探测到与GOES M级和X级X射线耀斑有关的高能伽马射线发射，并伴有日冕物质抛射和太阳高能粒子事件。在许多情况下，LAT在脉冲阶段检测到能量高达数百MeV的伽马射线，并在脉冲阶段后持续数小时检测到能量高达GeV的伽马射线。本报告侧重于太阳耀斑脉冲发射阶段的观测，包括SOL 2010 -06- 12 T0057的适度GOES M2级耀斑和最近的探测，如2012年3月明亮的X级耀斑。
2013-04-02 astro-ph.HE
Central Engine of Late-Time X-ray Flares with Internal Origin
本文对7个峰值时间为$t_{\rm p} > 10^4 {\rm s}$的极晚期X射线耀斑进行了研究，其中两个耀斑可以确定为中心引擎的晚期活动。本文的主要目的是基于内源假设来研究这种晚期耀斑的形成机制。在超吸积黑洞（BH）的情况下，我们研究了两种众所周知的机制作为中央引擎为这种X射线耀斑提供动力的可能性，即，中微子-反中微子湮灭和Blandford-Znajek（BZ）过程。结果表明，湮灭光度远低于观测值。因此，湮灭机制不能解释这种晚期耀斑。对于BZ过程，如果考虑流出的作用，视界附近的流入质量速率将是相当低的，使得磁场可能太弱而不能为观测到的X射线耀斑提供能量。因此，我们认为，对于晚期耀斑与内部起源，中央引擎是不可能与黑洞。相反，一个快速旋转的中子星，具有强大的双极磁场，可能是这种耀斑的原因。
2016-09-27 astro-ph.HE
From the earliest pulses to the latest flares in long GRBs
伽马射线暴的瞬时发射从早期的伽玛射线脉冲（>15 keV）延伸到非常晚期的X射线光子耀斑（0.3-10 keV）。瞬发伽马射线脉冲的持续时间是相当恒定的，而X射线耀斑的宽度与它们的峰值时间相关，这表明可能有不同的起源。然而，脉冲和耀斑具有相似的光谱特性。考虑到内部和外部冲击的情况下，我们得出的能量和持续时间的脉冲规模与它们的发生时间，我们与观察比较。没有观察到的相关性之间的即时发射脉冲的持续时间和它的发生时间有利于一个“内部”的起源，并证实了拉米雷斯-鲁伊斯和Fenimore的早期结果。我们还表明，X射线耀斑的能量和时间特性是一致的，由缓慢的火球之间的内部冲击与它们的体积洛伦兹因子之间的小对比。这些结果放宽了解释最新X射线耀斑的持久中心引擎的要求。
2018-01-24 astro-ph.HE
Energetic gamma-ray emission from solar flares
\textit{Fermi}卫星对太阳耀斑的$γ$射线观测的最新进展要求对1 GeV以下的强子$γ$射线通量计算进行修正。在这项工作中，我们利用最近更新的π介子生产截面，随着低能量核相互作用的准确描述。应用这些新的相互作用描述来模拟\textit{Fermi}大面积望远镜（LAT）观测的太阳耀斑数据，我们推断了初级粒子的光谱参数。这种新的截面描述的应用程序导致显着不同的光谱参数相比，先前获得的。此外，在这些计算中包括原子核导致通常比仅考虑质子所需的初级光谱更难的初级光谱。最后，耀斑数据在较低的MeV的能量，检测的\textit{Fermi}伽马射线暴监视器（GBM），证明提供额外的低能光谱信息。
2018-03-07 astro-ph.HE
