A Plasmoid Model for the Sgr A* Flares Observed with GRAVITY and Chandra
银河系中心黑洞Sgr A* 在亚毫米波、红外线和X射线波长上显示出显著的变化和耀斑。由于其在红外波段的精确分辨率，重力实验首次在空间上分辨出了三个耀斑的位置，并表明在每个事件的过程中，一个明亮的区域以椭圆形的轨迹靠近但偏离黑洞。我们提出了一个模型的等离子体团，形成在重联事件和轨道在日冕区域周围的黑洞来解释这些意见。我们利用广义相对论辐射转移计算，包括有限的光旅行时间，等离子体团运动，粒子加速，和同步辐射冷却的影响，并获得丰富的结构中的耀斑光变曲线。该模型可以很自然地解释引力实验中观测到的亮区运动以及质心运动中心与黑洞位置之间的偏移。它也解释了为什么有些耀斑可能是双峰的，而另一些则只有一个单峰，并揭示了光变曲线中的结构和耀斑位置之间的相关性。最后，我们预测未来的观测耀斑从内部吸积流的Sgr A*，这将提供一个测试这个模型。
2020-05-28 astro-ph.HE
Can Sgr A* flares reveal the molecular gas density PDF?
来自Sgr A** 的强大X射线耀斑对中央分子区（CMZ）的致密气体的照明导致了在耀斑结束后很长时间内可以观察到的反射发射中的突出结构。通过研究这种发射，我们了解了银河系中心超大质量黑洞过去的活动，同时，我们获得了分子云结构的独特信息，这基本上是不可能通过其他手段获得的。在这里，我们讨论如何X射线数据可以提高我们的知识，双方的问题。现有数据已经提供：i）耀斑年龄的估计，ii）在耀斑期间Sgr A* 的光度的模型独立的下限和iii）在Sgr A* 耀斑期间的总发射能量的估计。在分子云方面，数据清楚地显示了云的空隙和壁结构，并且可以提供氢柱密度低于几个$10^{23}\;{\rm cm^{-2}}$的分子气体的质量/密度分布的几乎无偏的探测。例如，气体密度$PDF(ρ)$的概率分布函数可以这样测量。未来的高能量分辨率X射线飞行任务将提供关于气体速度的信息，例如，允许重建速度场结构函数，并根据位置和速度交叉匹配X射线和分子数据。
2017-08-15 astro-ph.HE
Modelling the flare activity of Sgr A*
最新的观测数据提供的证据表明，从Sgr A* 的排放来自银河系动力中心的10个引力半径内的吸积盘。我们调查的物理过程负责的变量观测到的排放紧凑的射电源Sgr A*。我们研究了可变发射区的演化，分析了光变曲线和时间分辨光谱的排放起源于表面的吸积盘，接近事件视界，附近的边缘稳定轨道的克尔黑洞。
2016-02-05 astro-ph.HE
Radiative shock oscillation model for the long-term flares of Sgr A*
我们研究了含时二维相对论辐射MHD流，建立了Sgr A* 长期耀斑的激波振荡模型。采用修改后的流动参数，除了以前的研究，我们确认准周期耀斑的周期为$\sim$ 5和10天，这是兼容的钱德拉，雨燕，和XMM牛顿监测的Sgr A* 的观测。利用一个简化的离子和电子双温模型，我们发现由于同步辐射引起的耀斑比韧致辐射滞后1 - 2小时，这与在Sgr A* 中同时观测到的射电和X射线变率中报道的1 - 5小时的时间滞后在定性上是相当的。在强磁场作用下，同步辐射被限制在3 $R_{\rm g}$大小的核心区域内，而韧致辐射主要起源于振荡激波后10 - 20 $R_{\rm g}$的远区，其中$R_{\rm g}$为Schwarzschild半径。时滞被估计为声波在上述两个区域之间的渡越时间。辐射的时间平均分布沿旋转轴方向表现出很强的各向异性，但在径向上表现出各向同性。在准直角为$\sim 15^\circ$的狭窄漏斗区域内，间歇地发现了沿旋转轴方向的$\sim 0.6c$高速射流。激波振荡模型很好地解释了Sgr A* 长期耀斑的耀斑速率以及射电和X射线辐射之间的时滞。
2022-06-10 astro-ph.HE
Phase Drifts of Sub-pulses during the 2004 Giant Flare of SGR 1806-20 and Settling of the Magnetic Fields
我们分析了SGR 1806-20在2004年大耀斑期间使用\textit{Rossi X-ray Timing Explorer}（RXTE）进行的观测。我们研究了在X射线波形中识别的子脉冲的相位演化，发现子脉冲的相位随时间变化，然后逐渐稳定，这可能表明发射区域相对于中子星表面的漂移，或者在磁场变得稳定之前局部发射几何的变化。在初始通量尖峰之后约15 s开始测量的相位漂移的特征e折叠时间尺度在37 s和84 s之间的范围内。这导致了第一次测量的中子星的磁场的特征时间尺度解决后，在巨大的耀斑期间的字段重新配置。
2010-12-07 astro-ph.HE
On the Persistence of QPOs During the SGR 1806-20 Giant Flare
在软伽马射线中继器SGR 1806-20和SGR 1900+14的巨大耀斑伴随的X射线发射中发现了准周期亮度振荡（QPO），这引起了人们对它们的性质以及它们可能揭示的中子星内部的强烈猜测。在这里，我们重新审视了SGR 1806-20的巨大耀斑数据，特别是我们使用贝叶斯程序分析了峰后发射的短片段，该程序以前从未应用于这些数据。我们找到的最好的微弱证据表明，任何QPO持续超过$\sim 1$秒;相反，几乎所有的数据都与一个图片，其中有许多独立的激发模式，在零点几秒内衰减。这对QPO模式的快速衰减具有有趣的影响，这可能是由先前提出的耦合到MHD连续体的机制引起的。最强的QPO有利于某些旋转相位，这可能表明地壳或磁层的特殊区域。我们还在这些数据中发现了几个以前未报告的QPO，这可能有助于追踪它们的来源。
2019-08-10 astro-ph.HE
A Chandra/HETGS Census of X-ray Variability From Sgr A* During 2012
在钱德拉X射线天文台的2012年Sgr A* X射线远景计划（XVP）期间，我们首次对Sgr A* 的X射线变化进行了系统分析。通过38次高能透射光栅光谱仪（HETGS）的观测，平均间隔7天，这一前所未有的活动能够以高空间，光谱和时间分辨率详细研究这个超大质量黑洞的X射线发射。在3毫秒的观测中，我们探测到了39个来自Sgr A* 的X射线耀斑，持续时间从几百秒到大约8千秒，亮度范围从~ 1 e34 erg/s到2 e35 erg/s，在2-10 keV。尽管有初步证据表明耀斑峰值计数率分布存在差距，但没有证据表明微弱和明亮耀斑之间的X射线颜色差异。我们初步的X射线耀斑光度分布dN/dL与指数为-1.9（+0.3 -0.4）的幂律一致;这与Sgr A* 的NIR通量分布的一些估计相似。观测到的耀斑贡献了Sgr A* 在活动期间总X射线输出的三分之一，并且多达10%的静态X射线发射可能由微弱的未检测到的耀斑组成，这也可能贡献高频可变性。我们认为，耀斑可能是唯一的来源X射线发射的内部吸积流。
2013-07-22 astro-ph.HE
Continuation of the X-ray monitoring of Sgr A*: the increase in bright flaring rate confirmed
超大质量黑洞人马座A*（Sgr A*）位于银河系的动力中心。在最近一项使用1999年至2015年钱德拉、XMM-牛顿和斯威夫特数据对Sgr A* 的X射线耀斑活动进行的研究中，有人认为，从2014年8月31日开始，明亮的耀斑速率增加，而微弱的耀斑速率从2013年8月左右开始下降。我们用Sgr A* 的新X射线数据测试了这些耀斑速率变化的持续性在2016-2018年获得（总暴露量为1.4M）。我们在Chandra数据中检测到9个耀斑，在Swift数据中检测到5个耀斑，我们将其添加到之前检测到的107个耀斑中。我们计算的内在分布的耀斑通量和持续时间的灵敏度偏差校正使用一种新的方法，使我们能够考虑到错误的耀斑通量和持续时间。根据这个内在分布，我们确定了每个Chandra，XMM-Newton和Swift观测的平均耀斑探测效率。在校正了每个观测曝光的效率后，我们对级联耀斑到达时间应用了贝叶斯块算法。与上述研究一样，我们也寻找可能导致燃烧率变化的通量和注量阈值。我们通过计算每个通量和注量范围的平均耀斑探测效率改进了以前的方法。贝叶斯块算法没有检测到任何显着的变化，耀斑的121耀斑的耀斑速率。然而，我们检测到自2014年8月30日以来发生的最明亮和最具能量的耀斑的爆发率增加了约三倍。四年多来，Sgr A* 的X射线活性一直在增加。需要对Sgr A* 的整体近红外和无线电行为进行进一步研究，以得…
2020-03-13 astro-ph.HE
Radio Non-Detection of the SGR 1806-20 Giant Flare and Implications for Fast Radio Bursts
我们分析了帕克斯射电望远镜的档案数据，该望远镜在2004年12月27日的巨大$γ$射线耀斑期间观测了距离SGR 1806-20 35.6 $^\circ$的位置。我们发现没有检测到类似FRB的爆发对应物，并在1.4 GHz处设置了110\，MJy的无线电极限，包括由于其位于Parkes远旁瓣中而估计的70\，dB的信号抑制以及来自星际介质的预测散射。磁星巨耀斑射电与$γ$射线注量比的上限是$η_\mathrm{SGR} \lesssim 10^{7}\,\mathrm{Jy\,ms\,erg^{-1}\,cm^{2}}$ .基于在$γ$射线瞬态监测器中未检测到15个FRB的短而快速的$γ$射线对应物，我们将FRB的注量比的下限设置为$η_\mathrm{FRB} \gtrsim 10^{7-9}\,\mathrm{Jy\,ms\,erg^{-1}\,cm^{2}}$。\sgr \的注量比限值与15个FRB中除一个之外的所有FRB都不一致。我们讨论可能的变化，在磁星FRB发射机制和观测警告，可能调和理论与观测。
2016-07-11 astro-ph.HE
An acceleration-radiation model for nonthermal flares from Sgr A$^\star$
本文提出了 Sgr A$^\star$ 非热耀斑的加速-辐射模型，通过数值求解动力学方程研究有限持续时间加速下的粒子演化与辐射，发现耀斑光变曲线上升和衰减分别受加速时标与冷却或逃逸时标控制，并探讨了磁化湍流中的扩散性非共振加速机制。
2024-10-13 astro-ph.HE
The first observation of an intermediate flare from SGR 1935+2154
我们报告了2015年4月12日由四个行星际网络（IPN）航天器探测到的明亮爆发。源的IPN定位与最近发现的软伽马中继器SGR 1935+2154的位置一致。从Konus风（KW）的观测，我们得到的时间和光谱参数的排放，和爆发的能量。相当长的爆发持续时间（$\sim$ 1.7 s）和大的测量能量注量（$\sim2.5\times10^{-5}$ erg cm $^{-2}$）使其成为罕见的“中间”SGR耀斑，这是SGR 1935+2154观测到的第一个。对KW光变曲线中的准周期振荡的搜索没有产生统计上显著的信号。四个光谱模型测试，光学薄的热韧致辐射和一个单一的黑体（BB）功能可以拒绝统计的理由;两个更复杂的模型，截止功率法（CPL）和两个BB功能（2BB）的总和，适合爆发光谱以及它们都可能被排除的KW观测。CPL和2BB模型参数，我们报告的这个明亮的耀斑是典型的SGR，他们也是一致的，从观测到的更弱和更短的SGR 1935+2154爆发与其他仪器。根据双黑体光谱拟合参数的分布，我们估计SGR 1935+2154的距离为$<$ 10.0 kpc，与银河系超新星遗迹G57.2+0.8在9.1 kpc的距离一致。
2016-05-10 astro-ph.HE
Fast Variability and mm/IR flares in GRMHD Models of Sgr A* from Strong-Field Gravitational Lensing
我们探索的变化特性长，高节奏的GRMHD模拟整个电磁波谱使用一个有效的，基于GPU的辐射转移算法。我们专注于磁盘和射流为主的模拟参数，成功地再现时间平均光谱特性的Sgr A* 和其图像的大小在1.3毫米。我们发现，磁盘占主导地位的模型产生短时间尺度的振幅和功率谱的变化，密切类似于那些推断的观测。相比之下，喷流为主的模式只产生缓慢的变化，在较低的通量水平。这两组模型都没有显示出任何X射线耀斑，这很可能表明需要将其他物理学，如粒子加速机制，纳入GRMHD模拟中来解释它们。盘主导的模型显示出强烈的，短寿命的毫米/红外耀斑，毫米和红外波长之间的时间滞后很短（<1小时），这是由地平线附近的磁通量管的强场引力透镜引起的。这样的事件提供了一个自然的解释所观察到的红外耀斑没有X射线同行。
2015-05-06 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
Accretion and ejection in Sgr A*
我们回顾了我们目前对Sgr A* 的吸积和喷射过程的理解。粗略地说，它们分别对应于源的静态和耀斑状态。在Bondi半径处气体的高分辨率{ \it Chandra}观测结合Bondi吸积理论，从射电到X射线的光谱能量分布，以及射电偏振等为吸积理论提供了严格的约束和丰富的信息。我们回顾这些观测结果，并描述了如何对流为主的吸积流模型解释这些意见。近年来，Sgr A* 耀斑引起了人们的广泛关注。为了揭示耀斑的性质，已经进行了许多同时进行的多波长活动。简要回顾了耀斑的主要观测特性。特别是，耀斑在两个射频的峰值之间的时间滞后强烈表明，耀斑是与从下面的吸积流的射电发射斑点喷射。这种幕式喷流不同于连续喷流，在黑洞系统中十分常见。我们介绍了最近提出的幕式喷流形成的磁流体动力学模型，该模型是基于与太阳日冕物质抛射理论的类比。我们指出，耀斑的各种观测现象都应该在这个模型的框架内得到解释，因为抛射和耀斑起源于同一个物理过程。
2010-02-16 astro-ph.HE
A Possible Model for the Long-Term Flares of Sgr A*
研究了二维磁场对黑洞周围低角动量驻波流的影响。磁场引起冲击的行为和位置的变化，这导致流动的规则或混乱的振荡现象。采用比角动量、比能量和磁场强度等基准参数，我们发现激波在60- 170 R_g范围内来回运动，周期约为5天，并伴随着一个周期为25小时的快速小调制，其中R_g为Schwarzschild半径。与两个不同的周期相关联的时间变异性归因于振荡的外部强激波，以及另一个快速振荡的内部弱激波。由于激波位置的变化，光度的变化大约超过3倍。在Chandra、Swift和XMM-Newton对Sgr A* 进行的最新观测中，该流的时间依赖行为与约每天一次的发光耀斑和每5 - 10天发生一次的明亮耀斑很好地兼容。
2019-02-08 astro-ph.HE
The X-ray flaring properties of Sgr A* during six years of monitoring with Swift
从2006年开始，雨燕一直在用机载X射线望远镜瞄准人马座A*（Sgr A*）周围约21'X21'的区域。这种短时间的准每日观测为超大质量黑洞的长期X射线行为提供了独特的视角。我们报告的数据之间获得的2006年2月和2011年10月，其中包括715个观测的总累积曝光时间为~0.8毫秒。一共有6个X射线耀斑与雨燕，这都有一个平均2-10千电子伏的亮度Lx（1-4）E35 erg/s（假设距离为8千秒差距）检测。这比从Sgr A* 观测到的这种明亮的X射线耀斑的数量增加了一倍多。其中一个雨燕探测到的耀斑可能比其他五个更柔和，这表明强度相似的耀斑可能具有不同的光谱特性。雨燕活动使我们能够将明亮（Lx > 1 E35 erg/s）X射线耀斑的发生率限制在每天约0.1-0.2次，这与以前的估计一致。对Swift观测到的X射线耀斑的发生率和性质的分析提供了一个重要的校准点，以评估Sgr A* 的耀斑行为是否会因其与预计将在2013年近距离通过的气体云的相互作用而发生变化。
2013-04-20 astro-ph.HE
A new analysis of the short-duration, hard-spectrum GRB 051103, a possible extragalactic SGR giant flare
GRB 051103被认为是一个候选的软伽马中继（SGR）河外巨磁星耀斑凭借其在天空中的接近M81/M82，以及它的时间历史，本地化和能谱。我们已经推导出一个完善的行星际网络本地化，这减少了超过两个因素的错误框的大小。我们检查其时间历史的证据，周期性的组件，这将是一个签名的SGR巨大的耀斑，并得出结论，这一组件既不是检测到，也不能检测到合理的假设。我们用改进的时间和能量分辨率分析了这一事件的时间分辨能谱，并得出结论，虽然谱是非常硬的，但它在后期的时间演化无法确定，这进一步复杂化了巨大的耀斑协会。我们还提出了新的光学观测，达到了R > 24.5的极限星等，比以前报道的要深4个星等。与M81爆发前和爆发后一个月的偶然观测相结合，这些观测对M81附近精确误差椭圆区域内的任何快速变化源都有很强的约束。我们没有找到任何令人信服的余辉候选人无论是从背景星系或来源在M81，虽然在改进的误差区域内，我们找到两个紫外线明亮的恒星形成区域，可能主机SGR。误差椭圆内的超新星遗迹（SNR）可以为SGR巨型耀斑协会提供进一步的支持，但我们无法确定误差椭圆内的任何SNR。这些数据仍然不允许对GRB 051103前身的性质进行严格的限制，并表明候选的河外SGR巨型耀斑将很难确认，尽管不是不可能。
2009-11-23 astro-ph.HE
Sgr A* X-ray flares from non-thermal particle acceleration in a magnetically arrested disc
Sgr A* 在近红外和X射线波段表现出耀斑，这些波段的亮度以$10-100$的倍数增加，持续$\approx 60$分钟。其中一个解释这些耀斑的模型是由吸积流中的磁重联事件加速的非热粒子的同步辐射。我们使用的结果从PIC模拟的磁重联后处理的三维双温度GRMHD模拟的磁制动盘（MAD）。我们确定电流片，检索它们的属性，估计它们的潜力，以加速非热粒子和计算预期的非热同步辐射。我们发现，MADs的通量爆发可以为将非热粒子加速到能量$γ_e \lesssim 10^6$并同时产生X射线和近红外耀斑提供合适的条件。通过选择合适的电流片参数和简化的同步辐射冷却方案，该模型可以同时再现静止和闪耀X射线的亮度以及X射线的谱形。虽然近红外耀斑主要是由于MAD通量爆发期间黑洞附近温度的升高，但X射线发射来自黑洞附近高磁化低密度区域的窄电流片和黑洞上通量重新连接的赤道电流片。因此，并不是所有的红外耀斑都伴随着X射线耀斑。非热耀斑发射可以扩展到非常硬（$\lesssim 100$ keV）的X射线能量。
2022-02-14 astro-ph.HE
A Systematic Chandra study of Sgr A$^{\star}$: II. X-ray flare statistics
来自\sgras \的常规耀斑事件跟踪了超大质量黑洞附近的动态高能过程。我们统计研究了1999年至2012年\chandra \X射线天文台探测到的耀斑的时间和光谱特性，以及通量和持续时间分布。在确定这些分布时，仔细考虑了检测不完全性和偏倚。我们发现，能量密度分布可以很好地表征为幂律与$1.73^{+0.20}_{-0.19}$的斜率，而持续时间（$τ$在秒）的对数正态函数的平均$\log(τ)=3.39^{+0.27}_{-0.24}$和固有的色散$σ=0.28^{+0.08}_{-0.06}$。未检测到通量与持续时间之间的显著相关性。如前所述，明显的正相关性主要是由于检测偏差（即，弱耀斑只有在持续时间短时才能被探测到）。这些结果表明，简单的自组织临界性模型难以解释这些耀斑。我们进一步发现，明亮的耀斑通常有不对称的光变曲线没有统计上明显的差异/偏好的上升和衰减阶段在其光谱/定时属性。我们的光谱分析表明，虽然一个幂律模型的光子指数为$2.0\pm0.4$给出了一个令人满意的适合联合光谱的强和弱耀斑，有弱的证据较弱的耀斑光谱较软。这项工作表明了利用X射线耀斑的统计特性来探测它们的触发和发射机制以及黑洞周围的辐射传播的潜力。
2017-10-19 astro-ph.HE
Multiwavelength study of the flaring activity of Sgr A* in 2014 February-April
超大质量黑洞Sgr A* 位于银河系中心。我们研究了它在DSO/G2近心通道附近的耀斑活动，以确定耀斑的物理性质和起源。2014年2月至4月，XMM-Newton，HST/WFC 3，VLT/SINFONI，VLA和CARMA进行了同步/协调观测。我们在3月10日和4月2日用XMM-Newton和HST探测到2次X射线和3次近红外耀斑，在4月3日和4日用VLT探测到2次近红外耀斑。3月10日的X射线耀斑有一个长时间的上升和快速的衰减。其近红外对应物在X射线峰值之前4320 s达到峰值，这意味着X射线与近红外通量比的变化。这个耀斑可能是一个单一的耀斑，其中流量比的变化是由一个等离子体激元的绝热压缩或2个同时具有X射线/近红外峰值的近距离耀斑解释的。我们观测到3月10日VLA的上升射电流量密度增加。这可能是我们观测之前的近红外/X射线耀斑的延迟发射。4月2日，太阳系Sgr A* 的地掩星活动中，HST发生了X射线耀斑。因此，我们只观察到其NIR对应物的开始。在掩星之后，我们观察到了一个明亮的近红外耀斑的衰变阶段，没有X射线对应物。4月3日，观察到2个CARMA耀斑。第一个可能是VLT近红外耀斑的延迟发射。因此，我们观察到7个近红外耀斑，其中3个有一个X射线对应。我们研究了每个近红外耀斑的耀斑区域的物理参数，但没有一个可能的辐射过程可以排除的X射线耀斑的创建。我们的X射线闪烁率与2012…
2016-03-03 astro-ph.HE
Search for quasi-periodic signals in magnetar giant flares
在磁星巨大耀斑的衰变尾部发现的准周期振荡（QPO）被认为是中子星的扭转振荡。这些QPO具有很高的潜力来限制高密度物质的性质。为了寻找准周期信号，我们用非参数贝叶斯信号推断方法D $^3$ PO研究了SGR 1806-20和SGR 1900+14的巨耀斑光变曲线. D $^3$ PO算法将原始光子计数建模为连续通量，并考虑泊松散粒噪声以及所有仪器效应。它从数据中重建对数通量及其功率谱。使用这种完全噪声感知的方法，我们不确认以前报告的频率线在$ν\gtrsim17\,$ Hz，因为它们属于噪声主导的制度。然而，我们发现了两个新的潜在候选振荡在$9.2\,$ Hz（SGR 1806-20）和$7.7\,$ Hz（SGR 1900+14）。如果这些是真实的，并且是磁星的基本磁弹性振荡，那么与以前的发现相比，当前的理论模型将有利于相对较弱的磁场$\bar B\sim 6\times10^{13} - 3\times10^{14}\,$ G（SGR 1806-20）和相对较低的地壳内部剪切速度。
2018-03-05 astro-ph.HE
A search for giant flares from soft gamma-repeaters in nearby galaxies in the Konus-Wind short burst sample
软γ射线中继（SGR）巨耀斑的速率对于理解巨耀斑机制和磁星模型框架下SGR能量收支具有重要意义。我们估计的上限率使用广泛的搜索结果的河外软伽玛中继器巨型耀斑（GF）之间的140个短伽马射线暴检测到1994年和2010年之间的Konus-Wind使用星际网络（IPN）的本地化和时间参数。我们发现，Konus-Wind和IPN能够探测到能量为2.3x10^46 erg（假设距离为15 kpc，这是来自SGR 1806-20的GF的能量）的GF，距离约为30 Mpc，能量<10^45 erg（这是来自SGR 0526-66的GF的能量）的GF，距离约为6 Mpc。使用1896个邻近星系的样本，我们发现只有两个爆发，GRB 051103和GRB 070201，有一个IPN本地化和附近的星系之间的机会符合概率低。我们发现，在注量大于~ 5 × 10 ^-7 erg cm^-2的短伽玛暴中，GF所占比例的上限小于8%（置信水平为95%）。假设附近星系中活跃SGR的数量与它们的核心坍缩超新星速率成正比，我们推导出能量输出与SGR 1806-20中的GF相似的GF速率的单侧95%上限为（0.6- 1.2 x10 ^-4 Q_46^-1.5 yr^-1/SGR，其中Q_46是GF能量输出（单位：10^46尔格）。
2014-11-20 astro-ph.HE
Searching for small-scale diffuse emission around SGR 1806-20
在2004年的大耀斑之后，在软伽马射线中继站SGR 1806-20周围探测到了弥散射电辐射。我们研究了SGR 1806-20周围小尺度下可能的扩展X射线发射，在钱德拉X射线天文台上的高分辨率相机光谱仪（HRC-S）的两次观测中：2005年，巨大耀斑后115天，以及2013年，在静止期。我们比较了从数据图像和PSF模拟中提取的径向轮廓，仔细考虑了在亚弧秒尺度上与HRC PSF的不确定校准相关的各种问题。我们没有看到统计上的显着过量指向一个扩展的排放的尺度上的弧秒。因此，SGR 1806-20与X射线中的点状一致，在巨大耀斑之后的几个月，以及在静止状态。
2014-11-03 astro-ph.HE
Impact of intrinsic polarisation of Sgr A* historical flares on (polarisation) properties of their X-ray echoes
X射线发射在我们银河系内部$\sim$ 100 pc分子云上的反射表明，尽管目前非常安静，但我们的超大质量黑洞Sgr A* 应该在不久的过去经历过明亮的X射线发射耀斑。由于反射信号的改进表征，我们能够推断最近耀斑的参数（年龄，持续时间和光度）和最亮的单个分子复合物的相对视线配置。我们表明，结合这些数据与测量的偏振反射X射线连续不仅证明Sgr A* 作为主要来源，但也允许推导出固有的偏振特性的耀斑发射。这将有助于确定辐射机制及其背后的基本天体物理现象。对于目前最亮的反射分子复合物Sgr A，所需的灵敏度水平可能已经可以通过即将到来的X射线偏振仪获得。
2020-09-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Study of the X-ray activity of Sgr A* during the 2011 XMM-Newton campaign
在2011年春天，我们观测了Sgr A*，我们银河系中心的超大质量黑洞，与1.3 mm VLBI配合使用的XMM-牛顿总曝光量约为226 ks。利用贝叶斯分块算法对Sgr A* 的X射线辐射进行了定时分析，并对XMM-Newton观测到的X射线耀斑进行了探测。此外，我们还计算了这次活动中观测到的X射线平滑光变曲线，以便对耀斑的位置和振幅有更好的准确性。我们在2011年3月30日和4月3日探测到2个X射线耀斑，在2-10 keV能量范围内的XMM-牛顿/EPIC光变曲线中，300 s仓的峰值探测水平分别为6.8和5.9 sigma。前者有两个亚耀斑：第一个亚耀斑非常短（~458 s），峰值亮度为~9.4E34 erg/s;第二个亚耀斑较长（~1542 s），峰值亮度为~6.8E34 erg/s。与2012年钱德拉XVP活动期间探测到的X射线耀斑样本的比较支持2011年3月30日耀斑是单个耀斑而不是两个不同的子耀斑的假设。我们用一个简单的热点状结构的引力透镜模型模拟了这个耀斑的光变曲线，但我们不能满意地再现两个子耀斑之间的光变曲线的大衰减。根据第一次子耀斑上升阶段的磁能加热，假设X射线光子产生效率为1，在2 rg处的磁场为100 G，我们导出了第一次子耀斑径向距离的上限为100 rg。利用第一次子耀斑的衰变相，我们估计了红外同步辐射冷却的径向距离的下限为4 rg。第一子耀斑的X射线发射…
2015-07-30 astro-ph.HE
Contamination of short GRBs by giant magnetar flares: Significance of downward revision in distance to SGR 1806-20
我们强调了Bibby等人对SGR 1806-20星团距离的向下修正是如何调和来自河外磁星的强烈耀斑对BATSE短GRB的明显低污染的，而无需修改每个银河系每30年一次这样的耀斑的频率。我们还讨论了基于星系团年龄的磁星原始质量的变化，根据Davies等人的研究，SGR 1806-20和iAXP CXCRJ 164710.2 -455216 Westerlund 1的范围从~50 Msun到SGR 1900+14的~17 Msun，如果它起源于大质量RSG星团#2或#3之一，可能也是1 E 1841-045。
2010-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Quasi-Periodic Oscillations in Short Recurring Bursts of the magnetars SGR 1806-20 and SGR 1900+14 Observed With RXTE
在磁星的巨大耀斑中观测到的准周期振荡（QPO）特别令人感兴趣，因为它们有可能通过中子星的星震学打开一扇通往中子星内部的窗口。然而，只有三个巨大的耀斑被观察到。因此，我们利用更大的数据集的较短，能量较低的经常性爆发。在这里，我们报告的搜索QPO在一个大的数据集的爆发，从两个最活跃的磁星，SGR 1806-20和SGR 1900+14，观察与罗西X射线定时探测器（RXTE）。我们在SGR 1806-20的30个爆发的平均周期图中发现了一个单一的检测，频率为57 Hz，宽度为5 Hz，与SGR 1900+14观测到的巨大耀斑QPO非常相似。这个QPO自然适合在全球磁弹性扭转振荡的框架内解释巨型耀斑QPO。此外，我们发现了傅立叶分析的光变曲线的适用性与低背景计数率和短时间尺度上的强变异性的限制。在这种情况下，标准傅立叶方法和更复杂的傅立叶分析由于产生不可接受的大量假阳性检测而同等程度地失败。这个问题在傅立叶域中并不容易解决。相反，我们展示了光变曲线的模拟如何为这些光变曲线中的QPO搜索提供可行的解决方案。
2014-09-26 astro-ph.HE
Using infrared/X-ray flare statistics to probe the emission regions near the event horizon of Sgr A*
银河系中心的超大质量黑洞至少每天都在红外（IR）和X射线波段发生耀斑，但驱动这些耀斑的过程仍然未知。到目前为止，只对少数明亮的耀斑进行了详细的分析。特别是，宽带光谱建模严重缺乏同步数据。然而，新的监测活动现在提供了关于数千次耀斑事件的数据，从而可以对耀斑特性进行统计分析。本文研究了耀斑事件的X射线和红外辐射通量分布。使用粒子分布的自洽计算，我们模拟的耀斑的统计特性。在前人对单耀斑研究的基础上，我们考虑了两类模型：纯同步辐射模型和同步辐射自康普顿（SSC）模型。我们研究了一些相关参数（如加速度特性、密度、磁场）的涨落对磁通分布的影响。这些参数的分布很容易从在不同波长下观察到的通量分布中导出。在这两种情况下，我们发现注入加速粒子的功率波动起着重要作用。这必须按幂律分布（每个模型中有不同的指数）。在同步加速器占主导地位的情况下，我们得出的最极端的值所需的加速功率再现最明亮的耀斑。在该模型中，加速度斜率波动的分布受到约束，并且在SSC场景中，我们约束相关磁场和流密度变化的分布。
2016-06-21 astro-ph.HE
Flares from Sgr A* and their emission mechanism
我们总结了最近的观测和建模的最亮的Sgr A* 耀斑同时观察（近）红外和X射线的日期。试图通过逆康普顿机制来解释这个耀斑的光谱特征意味着Sgr A* 的物理参数是不现实的。相反，“冷却中断”同步加速器模型为X射线发射提供了更可行的解释。在大约5-30高斯的磁场中，X射线发射电子在典型的动态时间尺度上冷却得非常快，而NIR发射电子冷却得更慢。这在近红外和X射线波长之间的模型中产生了光谱中断，可以解释观测到的光谱指数的差异。
2010-02-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Sleeping Monster: NuSTAR observations of SGR 1806-20, 11 years after the Giant Flare
我们报告了从2015年4月到2016年4月的一年内对SGR 1806-20的5次NuSTAR观测的分析，这是2004年巨型耀斑（GF）之后的11年多。在NuSTAR观测期间，源自旋频率遵循频率导数为$\dotν=(-1.25\pm0.03)\times10^{-12}$ Hz s $^{-1}$的线性趋势，这意味着表面偶极赤道磁场$B\approx7.7\times10^{14}$ G。因此，SGR 1806-20最终恢复到1993年至1998年期间测量的历史最低扭矩水平。该源显示，从2000年开始，至少有12年的时间都存在强烈的时间噪声，$\dotν$在2004年的主要爆发事件和GF之后，在2005年至2011年之间增加了一个数量级。SGR 1806-20自2009年以来没有表现出强烈的瞬态活动，我们在NuSTAR数据中没有发现短爆发。脉冲轮廓是复杂的，具有$\sim8\%$的脉冲分数，没有能量依赖性的指示。NuSTAR光谱与吸收黑体$kT=0.62\pm0.06$ keV以及幂律$Γ=1.33\pm0.03$很好地拟合。我们没有发现5个观测值之间存在差异的证据，表明SGR 1806-20在2004年的大爆发事件之后已经达到了持续的和潜在的静止X射线通量水平。外推的NuSTAR模型，以较低的能量，我们发现，0.5-10 keV的通量衰减遵循指数形式的特征时间尺度$τ=543\pm…
2017-12-06 astro-ph.HE
Sgr A* near-infrared flares from reconnection events in a magnetically arrested disc
大振幅的Sgr A* 近红外耀斑是由能量注入黑洞事件视界附近的电子引起的。天体测量数据表明，连续旋转的发射区在明亮的耀斑，和相应的旋转的线性偏振角。一个广泛的物理耀斑模型调用磁重联。在这里，我们表明，这样的情况下，可以出现在一个广义相对论磁流体动力学模拟的磁制动盘。磁通量的饱和触发了喷发事件，在那里，磁性主导的等离子体从地平线附近被排出，形成旋转的螺旋结构。耗散通过在磁主导的等离子体和周围流体的界面处的重连而发生。这种耗散与Sgr A* 模型中近红外辐射的大幅增加有关，持续时间和振幅与观察到的耀斑一致。这样的事件发生在大致的时间尺度，以重新积累的磁通量从内部吸积盘，10小时为Sgr A*。我们研究了一个样本事件的近红外观测表明，发射形态跟踪边界的磁主导区域。当该区域围绕黑洞旋转时，近红外质心和线性偏振角都经历连续旋转，类似于Sgr A* 耀斑中看到的行为。
2020-08-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Exploring plasma evolution during Sagittarius A* flares
我们提出了一种新的方法来描述来自Sgr A* 的耀斑与粒子分布的自洽计算。所有相关的辐射过程中考虑到电子分布和所得光谱的演变。我们提出的光谱建模NuSTAR观测到的新的X射线耀斑，以及在不同波长的旧观测，并讨论了等离子体参数的变化，产生耀斑。我们表明，在某些条件下，真实的粒子分布可以显着不同的标准分布假设在大多数研究。我们的结论是耀斑可能产生的磁化等离子体与我们的理解一致的吸积流。包括非热加速，注入，逃逸和冷却损失产生了红外和X射线之间的光谱，允许更好地同时描述不同的波长。我们赞成非热同步加速器的解释，假设红外耀斑光谱使用的是有代表性的。我们还考虑了由于G2与Sgr A* 相遇而导致密度增加的情况下对Sgr A* 的静态光谱的影响。
2015-04-14 astro-ph.HE
Tidal disruption and evaporation of rubble-pile and monolithic bodies as a source of flaring activity in Sgr A^\star$
The University of Tokyo（东京大学）；University of Michigan（密歇根大学）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Tsinghua University（清华大学）
研究通过分析小行星碎片的潮汐破坏与蒸发，解释Sgr A*耀斑活动的来源，提出火球模型并验证其与观测数据的一致性。
2025-11-30 astro-ph.HE
A powerful flare from Sgr A* confirms the synchrotron nature of the X-ray emission
我们提出了第一个完全同时适合的近红外和X射线光谱斜率（及其演变）在一个非常明亮的耀斑从Sgr A*，银河系中心的超大质量黑洞。我们的研究源于XMM-Newton，NuSTAR和SINFONI的雄心勃勃的多波长监测活动。利用$Γ_{NIR}=1.7\pm0.1$和$Γ_X=2.27\pm0.12$的破幂定律，可以很好地再现平均多波长光谱。光谱斜率（$ΔΓ=0.57\pm0.09$）的差异强烈支持同步辐射与冷却中断。耀斑首先在NIR中开始，具有平坦和明亮的NIR光谱，而X射线辐射仅在约$10^3$ s之后才被检测到，此时观察到非常陡峭的X射线光谱（$ΔΓ=1.8\pm0.4$）。这些测量结果是一致的同步辐射与冷却中断，他们建议，高能量截止的电子分布（$γ_{max}$）诱导的初始截止的光学紫外波段，慢慢演变成X射线带。在所有明亮的X射线耀斑中观察到的时间和光谱演化也与$γ_{max}$的缓慢演化一致。我们还观察到的变化的冷却中断，可能是由磁场的演变（从$B\sim30\pm8$ G到$B\sim4.8\pm1.7$ G在X射线峰）引起的线索。如果加速机制正在从磁场中汲取能量，例如在磁重联中，那么在耀斑峰值处的磁场的这种下降将是预期的。我们的结论是，同步辐射与冷却中断是一个可行的过程，Sgr A* 的耀斑发射。
2017-03-09 astro-ph.HE
Flares from plasmoids and current sheets around Sgr A*
该研究利用 SANE 多环模型的二维 GRMHD 模拟，识别 Sgr A* 周围电流片并计算 2.2 微米非热光变曲线，结果与观测耀发持续时间及谱指数吻合。
2024-09-10 astro-ph.HE
Simultaneous X-ray and Infrared Observations of Sagittarius A*'s Variability
来自Sgr A* 的发射在X射线和红外（IR）波长处高度可变。在过去的20年里，观测发现X射线耀斑上升到静止的热背景之上，大约每天一次，而来自Sgr A* 的微弱X射线耀斑在恒定的热发射之下是无法检测到的。相反，观察到Sgr A* 的IR发射是连续可变的。最近，同步观测表明，在每一个不同的X射线耀斑发生的同时，红外通量密度也会上升，而相反的情况并不总是正确的（红外辐射的峰值可能与X射线耀斑不一致）。表征这些同时发生的X射线/IR事件的行为并测量它们之间的任何时间延迟可以约束Sgr A* 的吸积流和耀斑发射机制的模型。利用斯皮策太空望远镜和钱德拉X射线天文台之间协调活动的100多个小时的数据，我们提出了迄今为止最长的同时IR和X射线观测的结果。在这一前所未有的数据集中，IR和X射线光变曲线之间的交叉相关性，其中包括四个适度的X射线/IR耀斑，表明在X射线中的耀斑可能导致IR约10-20分钟，置信度为68%。然而，时滞的99.7%置信区间也包括零，即，扩口在统计学上与结晶性保持一致。长时间和同时多波长观测额外的明亮耀斑将提高我们的能力，以限制耀斑的时间特性和发射机制，必须是银河系中心观测活动的优先事项。
2018-12-14 astro-ph.HE
A Pacemaker with P=2.48 hour Modulated the Generator of Flares in the X-ray Light Curve of Sgr A* in the year 2012
在2012年进行的为期9个月的钱德拉X射线远见项目的密集观测活动中，记录了39次Sgr A * 的大型X射线耀斑。对观测到的耀斑时间的分析表明，这39次耀斑在时间上是分开的，间隔约为整数乘以0.10333天。因此，这个时间间隔是时间轴上等距点的均匀网格的周期。该网格的抽搐标记周围的耀斑分组来自具有至少3.2 σ统计显著性水平的数据。钱德拉在2013 - 2014年记录的22次耀斑中没有发现任何周期的信号。如果0.10333 d的周期是围绕银河系中心黑洞的近似圆形开普勒轨道的周期，则其半径为7.6史瓦西半径。当导致耀斑爆发的物质接近其稍微偏心的轨道的近中心阶段时，更有可能触发大耀斑。
2016-07-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modeling the orbital motion of Sgr A*'s near-infrared flares
Sgr A* 的红外观测探测了银河系中心黑洞的事件视界附近的区域。这些观测可以限制低光度吸积的性质以及黑洞本身的性质。欧洲南方天文台VLTI的重力仪最近在红外耀斑期间探测到连续的圆形相对论运动，这种运动被解释为事件视界附近的轨道运动。在这里，我们分析了这些耀斑的天体测量数据，考虑到离面运动和轨道剪切的黑洞的事件视界附近的材料的影响。我们已经开发了一个新的代码来预测天体测量运动和通量的变化，从紧凑的发射区以下的粒子轨道。我们的代码结合了类时测地线的半解析计算，允许出平面或椭圆运动与光子轨迹的射线跟踪计算时间相关的图像和光变曲线。我们将我们的代码应用于2018年用重力观测到的三次耀斑。我们发现，所有的耀斑是一致的热点轨道在R $\sim$ 9重力半径与倾角为$i\sim140^\circ$。发射区必须是紧凑的，直径小于$\sim5$引力半径。我们对耀斑期间的离面运动作了进一步的限制。
2020-02-19 astro-ph.HE
Sagittarius A* High Energy X-ray Flare Properties During NuSTAR Monitoring of the Galactic Center from 2012 to 2015
了解银河系中心超大质量黑洞人马座A* 的耀斑活动的起源是NuSTAR银河系平面调查活动的一个主要科学目标。我们报告了2012年7月至2015年4月期间获得的数据，包括对Sgr A* 的27次观测，总曝光量约为1 Ms。我们在NuSTAR观测窗口中发现了总共10个X射线耀斑，亮度在$L_{3-79~keV}$ ~ $(0.2-4.0) \times 10^{35}~erg~s^{-1}$范围内。利用这一迄今为止最大的硬X射线Sgr A* 耀斑数据集，我们研究了耀斑的光谱特性。探测到7个5σ显著性以上的耀斑，显示出光子指数的范围（Γ ~ 2.0-2.8），典型的不确定度为+/-0.5（90%置信水平）。我们发现，没有显着的光谱硬化较亮的耀斑所示的一个较小的样本。在1-79 keV能量范围内，所有耀斑谱的积累都可以很好地用吸收幂律模型拟合，其值为Γ=2.2+/-0.1，并且不需要谱突变的存在。X射线光谱指数没有随光度变化，这表明耀斑的机制是单一的，这与同步加速器的设想是一致的。最后，我们给出了Sgr A* 的静态光谱，并导出了10 keV以上Sgr A* 的静态光度上限为$L_{Xq, 10-79 keV}$ < $(2.9{\pm}0.2) \times 10^{34}~erg~s^{-1}$ .
2017-05-22 astro-ph.HE
A Systematic Chandra study of Sgr A$^{\star}$: I. X-ray flare detection
每天的X射线闪耀代表了Sgr A $^{\star}$ --银河系中心的超大质量黑洞的一种神秘现象。我们报告了对这种现象进行系统的X射线研究的初步结果，基于1999年至2012年获得的广泛的{ \it Chandra}观测，总计约4.5 Ms。我们检测耀斑，使用极大似然和马尔可夫链蒙特卡罗方法的组合，其允许在耀斑光变曲线的建模中直接考虑堆积效应和数据的最佳使用，以及耀斑参数的测量，包括他们的不确定性。总共探测到82个耀斑。其中大约三分之一的天体相对较暗，以前没有探测到。观测到的静态发射的变化有一个平均均方根$6\%-14\%$，包括泊松统计波动的微弱耀斑低于我们的检测限。我们没有发现显着的长期变化的静态发射和耀斑率在14年。特别是，我们没有看到任何证据表明，在2002年左右的S2恒星的近心通道周围的静态发射和耀斑速率的变化。我们发现了ACIS-S/HETG 0级耀斑在$20-70$ ks时间尺度上短期聚集的明显证据。我们进一步进行了详细的模拟，以表征检测的不完整性和偏差，这是至关重要的耀斑属性的全面后续统计分析。这些研究将有助于建立Sgr A $^{\star}$作为一个独特的实验室，以了解宇宙中普遍存在的低光度黑洞的天体物理学。
2015-11-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of Quasi-Periodic Oscillations in the Recurrent Burst Emission from SGR 1806-20
我们目前的准周期振荡（QPO）的软伽马中继站SGR 1806-20使用美国宇航局的罗西X射线定时探测器（RXTE）的观测经常爆发排放的证据。通过在2004年12月27日巨大耀斑中发现的QPO频率的30个爆发样本中搜索来自源的定时信号，我们在三个不同的爆发中发现了84，103和648 Hz的三个QPO。前两个QPO位于从巨大耀斑中检测到的92 Hz QPO的$\sim$ 1 $\: σ$范围内。第三个QPO位于距离625 Hz QPO的$\sim$ 9 $\: σ$以内，也在同一耀斑中检测到。在不同的持续时间，形态和亮度的爆发中发现检测到的QPO，并通过蒙特卡罗模拟，它设置了一个下限置信区间$\geq 4.3 σ$证明。我们还发现在其他突发具有较低的统计意义的候选QPO在较高的频率的证据。事实上，我们可以在频率相对接近于巨型耀斑中发现的频率的周期性爆发中找到QPO的证据，这是有趣的，可以提供有关振荡起源的见解。我们面对我们的发现对现有的理论模型，并讨论我们报告的QPO和那些在巨大的耀斑中检测到的连接。最后讨论了这对中子星性质的影响。
2010-08-26 astro-ph.HE
Simultaneous JWST, NuSTAR, and VLA Monitoring of Sgr A*: A Unified Picture of the Variable IR, X-ray and Radio Emission
Northwestern University（西北大学）；Macquarie University（麦考瑞大学）；NASA/GSFC（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；UMBC/CRESST 2（马里兰大学巴尔的摩分校/共同教育研究空间科学联合中心）；University of Alberta（阿尔伯塔大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
通过JWST、NuSTAR和VLA的联合观测，研究Sgr A*的X射线耀斑及其与近红外和无线电发射的关联，提出磁通量绳重联模型统一不同波段的变源机制。
2026-02-28 astro-ph.HE
A magnetohydrodynamic model for multi-wavelength flares from Sagittarius~A$^\star$ (I): model and the near-infrared and X-ray flares
我们银河系中的超大质量黑洞人马座~A $^\star$（Sgr A $^\star$）的耀斑在过去十年左右被定期观测到。尽管有许多观测和理论上的努力，这种耀斑的性质仍然知之甚少，虽然一些现象学的方案已经提出。在这项工作中，我们将Yuan等人（2009）的方案发展为Sgr A $^\star$耀斑的磁流体动力学（MHD）模型。该模型与太阳物理学中太阳耀斑和日冕物质抛射理论类似。在该模型中，磁场环出现从吸积流到Sgr A $^\star$和扭曲，形成磁通绳，因为剪切和湍流。在这个过程中，磁能也被积累，直到达到阈值。然后，在电流片中的磁重联的帮助下，这导致通量绳的灾难性演变。在这个灾难性的过程中，磁能被部分转换为非热电子的能量。定量计算了耀斑区磁绳的高度、大小、速度、磁场的动力学演化以及相对论电子的能量分布。我们进一步计算了这些电子的同步辐射，并将得到的光变曲线与观测值进行了比较。结果表明，该模型能够合理地解释近红外和X射线耀斑的主要观测结果，包括它们的光变曲线和光谱。它也可以解释射电耀斑光变曲线中频率依赖的时间延迟。
2017-03-15 astro-ph.HE
Not that long time ago in the nearest galaxy: 3D slice of molecular gas revealed by a 110 years old flare of Sgr A*
来自银河系中心的超大质量黑洞Sgr A* 的X射线辐射的强大爆发被认为是银河系中心~100 pc的分子云照明的原因（Sunyaev等人，1993年，Koyama等人，1996年）。反射/再处理的辐射到达我们的延迟对应于光传播时间，这取决于分子云相对于Sgr A* 的3D位置。我们提出了一种新的方法来确定爆发的年龄和云的位置，通过研究特征印记留下的爆发的空间和时间变化的反射发射。我们估计照亮Sgr A分子复合体的爆发年龄为~110年。这个估计意味着我们看到的气体比Sgr A* 离我们远10 pc。如果Sgr B2复合体也被同样的爆发照亮，那么它的位置比我们的银河系中心近130 pc。爆发时间很短（不到几年），X射线的总能量为$\displaystyle \sim 10^{48}ρ_3^{-1}$尔格，其中$ρ_3$是以$10^3 {\rm cm^{-3}}$为单位的云复合体的平均氢密度。从能量上讲，这种能量密度可以通过部分潮汐破坏事件甚至通过捕获行星来提供。通过未来的X射线偏振观测和钱德拉和XMM-牛顿的长期系统观测，在更精确的爆发定位和定时方面应该有可能取得进一步进展。几百年的X射线观测将提供$\sim 100$ pc区域中心气体密度分布的详细3D地图。
2016-10-21 astro-ph.HE
Concurrent X-ray, near-infrared, sub-millimeter, and GeV gamma-ray observations of Sgr A*
银河系中心（GC）的超大质量黑洞的辐射对应物Sgr A* 经常受到X射线和近红外（NIR）同时可见的耀斑的影响。通常，在这些X射线/近红外爆发之后，观测到从厘米到亚毫米波长的增强的无线电变率。我们在这里介绍了2009年4月进行的多波长活动，其目的是表征这种宽带耀斑活动。同时从XMM-牛顿/EPIC（2-10 keV），VLT/NACO（2.1微米，3.8微米），APEX/LABOCA（870微米）和费米/LAT（0.1-200 GeV）仪器的数据被用来推导新耀斑的光变曲线和光谱能量分布从Sgr A*。我们探测到两个相对较亮的近红外耀斑都与弱X射线活动，其中之一是由一个强大的亚毫米爆发200分钟后。首次获得了近红外耀斑的光度光谱信息，NACO给出了幂律光子指数α =-0.4 \pm 0.3。首次尝试探测费米GC源1FGL J1745.6-2900的耀斑活动。近红外，X射线，和亚毫米耀斑的非热发射过程的背景下，最后建模。结果发现，最简单的情况下，涉及一个单一的扩大等离子体团释放同步近红外/亚毫米和同步自康普顿X射线辐射是不足以重现的数据，但建议调和的基本要素的理论和观测提出。
2011-02-14 astro-ph.HE
General relativistic effects and the near-infrared and X-ray variability of Sgr A* I
人马座A* 的近红外（NIR）和X射线发射显示偶尔的明亮耀斑，被认为是源于吸积流的最内部区域。我们在\textit{Spitzer}和\textit{Chandra}观测站获得的档案数据中识别出$25$ $4.5 μm$和$24$ X射线耀斑。借助广义相对论射线追踪代码，我们模拟了"热点“的轨迹，并研究了耀斑的光变曲线，以寻找广义相对论效应的迹象。尽管它们在形状上有明显的多样性，但所有耀斑都有一个共同的指数脉冲响应，这是一种特征形状，是可变性的组成部分。这种形状是对称的，即上升和下降时间相同。此外，NIR和X射线中的脉冲响应在不确定度内是相同的，具有指数时间常数$τ\sim 15$分钟。所观察到的特征耀斑的形状是不一致的热点轨道观察edgeon.Individually建模的耀斑的光变曲线，我们推导出的约束相对于观察者（$i \sim 30^{\circ} , < 75^{\circ} $）和特征的内在变化的时间尺度（几十分钟）的热点的轨道平面的倾角。
2023-01-06 astro-ph.HE
Evidence For Quasi-Periodic Oscillations In The Recurrent Bursts From SGR 1806-20
我们提出的证据，准周期振荡（QPO）的经常爆发活动，从SGR 1806-20使用罗西X射线定时探测器（RXTE）的观测在1996年11月。在与2004年12月27日的大耀斑相似频率的30个爆发样本中寻找QPO，我们发现在648 Hz爆发中存在QPO的证据，置信度为5.17σ，与大耀斑中发现的625 Hz QPO相差在3.75%以内。在另外两个爆发中，在84和103 Hz附近还分别检测到两个额外的特征，置信度分别为4.2σ和4.8σ，它们与在巨耀斑中检测到的92.5 Hz的QPO分别在8.85%和11.83%之内。考虑到分析的爆发次数，84、103和648 Hz的置信水平分别为3σ、3.6σ和3.4σ。将我们的搜索扩展到其他频率范围，我们在3个不同的爆发中找到了1096，1230，2785和3690 Hz的候选者，置信水平在4.14σ-4.46σ之间，在每种情况下考虑一定的确认偏差后，置信水平降低到2.3σ-3σ。事实上，我们可以在周期性爆发中找到QPO的证据，其频率与巨耀斑中发现的频率相对接近，这是有趣的。我们研究的候选QPO与那些发现在巨大的耀斑，并讨论其可能的物理起源。
2010-08-21 astro-ph.HE
Time delays between radio and X-ray and between narrow radio bands of Sgr A* flares in the shock oscillation model
本文基于冲击振荡模型的二维相对论辐射 MHD 模拟，研究了 Sgr A* 耀发在射电与 X 射线及窄射电频段间的时间延迟，提出三类延迟并解释为阿尔芬波和声波传播时间，成功匹配观测延迟。
2023-04-08 astro-ph.HE
Multiwavelength Light Curves of Two Remarkable Sagittarius A* Flares
Sgr A* 是位于银河系中心的超大质量黑洞（SMBH），是X射线、近红外（NIR）和亚毫米（submm）辐射的可变源，因此是研究质量吸积流到黑洞和/或相关喷流上产生的电磁辐射的主要候选者。解开这种变化的电源和发射机制是一个核心的挑战，我们了解吸积流周围SMBH。同时对通量变化及其时间相关性进行多波长观测，可以在更好地了解可能的发射机制及其起源方面发挥重要作用。本文介绍了两个耀斑的观测结果，这两个耀斑都明显违反了以前建立的模式，在相对时间的亚毫米/近红外/X射线耀斑从Sgr A*。其中一个事件提供了近红外和亚毫米级通量增加之间的同时期结构的第一个证据，而第二个事件是亚毫米级/X射线/近红外通量增加序列的第一个例子，所有发生在~1 hr. Each这两个事件似乎颠覆了假设，一直是一些分析模型的基础上耀斑在Sgr A*。然而，不能排除这些事件，即使不寻常，只是巧合。这些观察结果表明，我们并没有完全理解的起源的多波长变异性的Sgr A*，并表明，有一个持续的和重要的需要长期的，协调的，精确的多波长观测的Sgr A*，以表征全范围的变异行为。
2018-07-19 astro-ph.HE
Improved analysis of time delays between radio wavelengths and X-ray of Sgr A* flares in the shock oscillation model
Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Hakodate Campus, Hokkaido University of Education（函馆校区 北海道教育大学）；Calle 134A No. 148A 21 San Pedro de Tibabuyes, Suba - Bogotá, Colombia（无明确机构名称）
该研究在激波振荡模型中加入康普顿散射改进分析，模拟Sgr A*耀斑的射电与X射线延迟，结果与观测吻合，揭示延迟源于声波传播，为黑洞辐射机制提供新解释。
2026-10-09 astro-ph.HE
First mid-infrared detection and modeling of a flare from Sgr A*
本研究利用JWST的MIRI仪器首次在中红外波段探测到Sgr A*的耀发，结合多波段观测证实同步辐射冷却的作用，并用单群冷却高能电子的磁重联/湍流加速模型自洽解释了观测现象。
2025-01-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
XMM-Newton observations of SGR 1806-20 over seven years following the 2004 Giant Flare
我们报告的14 XMM牛顿观测磁星SGR 1806-20的研究，在8年的时间内，从2003年开始，并延长到2011年。我们发现，在2005年中期，一个巨大的耀斑（GF）后的一年半，对恒星的扭矩增加到最大的值还没有看到，与一个长期的平均率之间的$\lvert\dotν\rvert\approx1.35\times10^{-11}$ Hz s $^{-1}$，一个数量级大于1995年测量的历史水平。在GF之后的观测中，源的脉冲形态是复杂的，而其脉冲分数在所有观测中保持恒定在约$7\%$。从光谱上看，黑体（BB）和幂律（PL）分量的组合非常适合所有观测。BB和PL通量分别增加了2.5和4倍，而光谱硬化，与2004年的主要爆发之前的GF一致。通量呈指数衰减回到平静与$τ\sim1.5$年的特征时间尺度，虽然他们没有达到一个恒定的值，直到至少3.5年后（2009年）。源的长期定时和光谱行为指向负责其各自行为的机制之间的解耦。我们认为，低水平的地震活动造成的小扭曲在开放的领域线可以解释长期持续的大扭矩的明星，而光谱行为是由于扭曲后，2004年大爆发赋予封闭的领域线。
2015-07-21 astro-ph.HE
Simultaneous Multi-Wavelength Observations of Sgr A* during 2007 April 1-11
我们报告了在多波长观测活动中几乎所有波段（即厘米，毫米，亚毫米，近红外和X射线）的Sgr A* 的可变发射的检测。在近红外和X射线波段同时探测到三个新的中等耀斑。耀斑中的X射线与近红外通量的比率与亚毫米发射相对论粒子的近红外光子的逆康普顿散射一致，该粒子遵循从Sgr A* 的尺寸测量获得的标度关系。我们还发现，在近红外波长的耀斑统计是一致的耀斑发射的概率成反比的流量。在毫米波长，耀斑发射在43千兆赫（7毫米）使用VLBA与毫角秒空间分辨率的存在表明，每小时的时间尺度耀斑是本地化的内部30 $\times$ 70史瓦西半径的Sgr A* 的第一个直接证据。我们还展示了近红外，毫米和亚毫米光变曲线之间的几个互相关图，这些曲线共同证明了发射峰值之间存在长达三个小时的时间延迟。在毫米和亚毫米波长的时间延迟的证据是一致的发射源是光学厚最初由过渡到光学薄制度。特别是，在2007年4月4日发生的43 GHz光学薄的近红外和X射线耀斑和光学厚的射电耀斑之间有一个有趣的相关性。这将是43 GHz射电耀斑发射相对于近红外和X射线耀斑发射延迟的第一个证据。
2009-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Chandra Spectral and Timing Analysis of Sgr A*'s Brightest X-ray Flares
我们分析了从人马座A* 探测到的两个最亮的钱德拉X射线耀斑，其峰值亮度比静态X射线发射大600倍和245倍。最亮的耀斑有一个独特的双峰形态-它持续5.7千秒（$\sim 2$小时），快速上升时间为1500秒，衰减时间为2500秒。第二次耀斑持续3.4千秒，上升和衰减时间分别为1700秒和1400秒。这些明亮的耀斑明显比静止更难：第一个具有幂律光谱指数$Γ= 2.06\pm 0.14$，第二个具有$Γ= 2.03\pm 0.27$，与静止吸积流的$Γ= 3.0\pm0.2$相比。这些光谱指数（以及耀斑硬度比）与以前探测到的Sgr A* 耀斑一致，表明明亮和微弱的耀斑产生于类似的物理过程。利用最亮的耀斑的长持续时间和高信噪比，我们寻找耀斑内的变化和检测多余的X射线功率在频率为$ν\approx 3$兆赫，但它是一个仪器的工件，而不是天体物理学的起源。我们没有发现其他证据（在95%的置信水平）的周期性或准周期性的变化，无论是耀斑的时间序列。我们也寻找非周期性的过剩功率，但没有找到令人信服的证据，在功率谱。像这样的明亮耀斑仍然是我们最有希望的途径，用于确定Sgr A* 在X射线中的短时间尺度变化，这可能会探测X射线发射区域的特征尺寸尺度。
2019-12-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
