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
Wind-powered afterglows of gamma-ray bursts: flares, plateaus and steep decays
伽马射线暴的余辉通常表现为耀斑、平台和强度突然下降：这些时间特征很难解释为来自前向激波。我们计算了早期GRB余辉的辐射特性，其中主要贡献来自于由长时间持续的中央发动机产生的超相对论（脉冲星样）风中传播的反向激波（RS）。遥感发射发生在快速冷却制度-这确保高辐射效率，并允许快速强度变化。我们证明：（1）弱风力（$\sim 10^{46}$ erg s $^{-1}$）可以再现余辉的平台期;（2）风的终止可以产生突然的急剧衰减;（3）风光度的轻微变化可以产生短持续时间的余辉耀斑。
2020-07-06 astro-ph.HE
Fast radio bursts by high-frequency synchrotron maser emission generated at the reverse shock of a powerful magnetar flare
考虑了一个快速射电暴的磁星耀斑模型。我们表明，毫秒爆发的足够的功率可以产生同步脉泽发射点燃的反向冲击传播通过弱磁化的物质，形成磁星耀斑。如果脉泽发射是在各向异性的制度（由于生产区域的几何形状或存在一个强烈的外部源的刺激光子）的持续时间的脉泽闪光是类似的磁星耀斑的持续时间，即使冲击波前半径是大的。我们的方案允许放宽对几个关键参数的要求：在生产现场的磁场强度，耀斑的亮度，和生产现场的体积洛伦兹因子。为了验证该模型的可行性，我们研究了强磁星耀斑与FRB发生率之间的统计关系。预期的比率是通过卷积的红移依赖的磁星密度与耀斑光度函数以上的FRB检测阈值确定的能量极限。我们得到，只有一小部分，$\sim10^{-5}$，强大的磁星耀斑触发FRB。这个比值与我们的估计非常吻合：我们得到磁星的$10\%$应该处于适合产生FRB的演化阶段，并且所有耀斑中只有$10^{-4}$是弱磁化的，这是高频脉泽发射的必要条件。
2022-02-16 astro-ph.HE
Comprehensive study of the X-ray flares from gamma-ray bursts observed by Swift
X射线耀斑一般被认为是由后来的中心发动机活动产生的，并且可能与伽马射线暴（GRB）的瞬发发射具有相似的物理起源。本文分析了2005年4月至2015年3月由{ \em Swift}观测到的所有重要的伽玛暴X射线耀斑。该星表包含468个明亮的X射线耀斑，其中包括200个红移耀斑。得到了X射线耀斑的起始时间、峰值时间、持续时间、峰值通量、注量、峰值亮度和平均亮度等的拟合结果。峰值亮度随峰值时间减小，遵循幂律行为$L_p \propto T_{peak,z}^{-1.27}$。耀斑持续时间随着峰值时间的增加而增加。X射线耀斑能量在0.3-10 keV范围内呈对数正态分布，峰值在$10^{51.2}$ erg。我们还研究了耀斑参数的频率分布，包括能量、持续时间、峰值通量、上升时间、衰减时间和等待时间。伽玛射线暴X射线耀斑和太阳耀斑的能量、持续时间、峰值通量和等待时间均呈幂律分布。这些分布可以很好地解释了分形扩散，自组织临界性模型。基于磁重联的理论模型已经被提出来解释X射线耀斑。我们的结果表明，伽玛暴的相对论喷流可能是坡印亭通量控制的。
2016-03-24 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
Astrophysical Explosions: From Solar Flares to Cosmic Gamma-ray Bursts
天体物理学的爆炸是由磁、引力或热核能量在动力学时间尺度上的释放引起的，通常是系统的声音穿越时间。这些爆炸包括太阳和恒星耀斑、吸积盘中的爆发现象、白矮星和中子星表面的热核燃烧、中子星中的剧烈磁重联、热核和引力坍缩超新星以及宇宙伽马射线暴，每一种都代表不同类型和数量的能量释放。本文总结了这些爆炸的性质，并介绍了热核爆炸和扩展的星周介质爆炸的最新研究。地球爆炸研究与天体物理学爆炸研究，特别是从爆燃到爆炸的物理学研究之间存在着相似之处。关键词：中子星，黑洞，超新星，伽马射线暴，爆燃，爆炸。
2011-11-23 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
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
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
On the possibility of registering X-ray flares related to fast radio bursts with the SRG/eROSITA telescope
在这篇文章中，我们讨论了用Spektr-RG天文台上的eROSITA望远镜探测快速射电暴源伴随X射线发射的可能性。结果表明，在四年的调查计划中，预计约有300个爆发将出现在eROSITA的视野中。其中约1%将被地面射电望远镜探测到。总能量释放$\sim~10^{46}$ ~ergs取决于星际和星系际介质的光谱参数和吸收，从$\sim 1$ ~Mpc（具有$kT=200$ ~keV和强吸收的热谱）到$\sim1$ ~Gpc（具有光子指数$Γ=2 $和实际吸收的幂律谱）的距离都可以探测到X射线耀斑。因此，eROSITA观测可能有助于对快速射电暴源的参数提供重要的约束，甚至可能允许识别X射线瞬态对应物，这将有助于约束快速射电暴生成的模型。
2019-03-26 astro-ph.HE
A report on the type II X-ray burst from SMC X-1
我们研究了2003-10和2003-12期间高质量X射线双星源SMC X-1在高态时的RXTE主成分分析数据。发现该源经常爆发，平均每800 s就有一次爆发，在光变曲线中可以看到耀斑，平均每小时有4-5次X射线爆发。我们注意到，典型的爆发是短暂的，持续几十秒，此外，也观察到了几个超过几百秒的长爆发。耀斑显然占据了总观测时间225.5千秒的2.5 $\%$。我们注意到总共272个耀斑，耀斑$\backsim$的平均半高宽为21 s。均方根变率和非周期变率与耀斑无关。正如所观察到的光变曲线的脉冲轮廓不改变其形状，这意味着吸积盘的几何形状没有变化，由于爆发。光变曲线的硬度比和均方根变化与耀斑没有相关性。耀斑分数与脉冲轮廓的主次峰的峰-峰比呈正相关。观测到的光谱硬化或软化与耀斑速率无关，但可能是由于星际对X射线的吸收，这从氢柱密度（$n_{H}$）的变化中可以看出。结果表明，光源的亮度随耀斑速率的增大而增大。考虑到粘性时标等于耀斑的平均重现时间，我们将粘性参数$α$ $\backsim$固定为0.16。
2018-06-08 astro-ph.HE
Flares in Gamma Ray Bursts: Disc Fragmentation and Evolution
伽马射线暴（GRB）之后的耀斑活动，在长和短GRB中都可以观察到，这表明中心引擎的长期活动。然而，其生产机制仍然难以捉摸。在这里，我们开发了一个定量模型的想法提出的Perna等人。的光盘，其外部区域的碎片，由于重力不稳定性的开始。这些自引力团块通过圆盘迁移，当潮汐和剪切力矩将它们分开时，它们开始粘性地演化。我们的模型包括两个成分：理论的热耀斑光曲线的形状（宽度，偏度）在很大程度上是不敏感的模型参数，和光谱校正，以匹配的带通的可用的观测，这是校准使用观测到的光谱的耀斑。这个简单的模型再现，具有良好的协议，经验统计特性的耀斑测量的宽度到达时间比和偏度（衰减和上升时间之间的比率）。我们目前的模型拟合观测到的两个监测耀斑，GRB 060418和GRB 060904B的光变曲线。据我们所知，这是第一个能够再现耀斑光变曲线并解释其全局统计特性的定量模型。
2016-10-17 astro-ph.HE
Blast Waves from Magnetar Flares and Fast Radio Bursts
年龄小于一个世纪的磁星预计会非常活跃。除了由旋转驱动的风，它们还产生频繁的磁耀斑，向风中发射强大的冲击波。这些内部的冲击波就像脉泽一样，产生具有以下性质的快速（毫秒）射电暴（FRB）。(1)GHz无线电发射发生在半径$r\sim 10^{14}$ cm处，并在观察者的时间内持续$\lesssim 1$ ms。(2)周围风中的感应散射并不能抑制射电爆发。(3)发射具有由磁星旋转轴设置的线性偏振。(4)在爆发期间，发射漂移到较低的频率，并且其持续时间在较低的频率处变宽。(5)不均匀风中的冲击波可能会发出不同的爆发;如果磁星以$\sim 1$的周期旋转，周期性可能会出现在亚毫秒的时间尺度上。然而，所观察到的FRB结构可能会在通过宿主星系的传播过程中因透镜效应而改变。(6)来自磁星的FRB预计会重复出现，只有罕见的强爆发（高达$\sim 10^{43}$ erg）或更频繁的弱爆发。(7)当一个重复的耀斑撞击到前一个耀斑尾部的风泡时，FRB就会变成明亮的闪光。它的光度可能接近超新星Ia，并持续数秒。宇宙中这些光学闪光的速率比FRB的速率低得多，但它可能超过超新星的速率。超活跃磁星在其宿主星系中的位置取决于它们的形成方式：超新星爆炸中产生的磁星将追踪恒星形成区域，而紧凑物体合并中形成的磁星将被抵消。合并磁星预计是最有活力的，特别是超活跃。
2020-03-28 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
Lag-luminosity relation in gamma-ray burst X-ray flares: a direct link to the prompt emission
对Swift观测到的113个耀斑中的9个明亮的X射线耀斑的时间和光谱分析表明，耀斑的现象与瞬发γ射线辐射非常相似：高能耀斑的轮廓上升快，衰减快，峰值出现在低能辐射之前。然而，耀斑和瞬发脉冲在一个关键方面不同：耀斑随时间演变。随着时间的推移，耀斑变得更宽，峰值滞后更大，光度更低，发射更柔和。耀斑谱峰能量E_{p,i}随耀斑通量的指数衰减而向低值演化。当与E_{p,i} - E_{iso}和E_{p,i} - L_{iso}提示相关比较时，具有最佳统计的两个耀斑显示出高于预期的各向同性能量E_{iso}和峰值光度L_{p,iso}。发现E_{p,i}与单个耀斑内的L_{iso}相关，产生时间分辨的E_{p,i}（t）- L_{iso}（t）。像瞬发脉冲一样，耀斑定义了一个滞后-光度关系：L_{p,iso} ^{0.3-10 keV} t_{lag} ^{-0.95+/-0.23}。滞后光度被证明是一个在时间上延续50年、在能量上延续50年的基本定律。此外，这是直接的证据，伽玛暴X射线耀斑和瞬发伽玛射线脉冲是由相同的机制产生的。最后，我们建立了一个耀斑余辉形态连接：耀斑优先检测叠加到一个突破或典型的X射线余辉。
2010-04-09 astro-ph.HE
Comparative Statistical Analysis of Prompt and Afterglow X-Ray Flares in Gamma-Ray Bursts: Insights into Extended Central Engine Activity
Institute for Frontier in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天体物理研究院）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）
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
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
GRB 200415A: A Short Gamma-Ray Burst from a Magnetar Giant Flare?
长期以来，人们一直认为软伽玛射线中继器（SGR）的巨型耀斑至少是观测到的短伽马射线暴（GRB）的一个子样本。本文对最近发现的位于玉夫座星系附近的明亮短GRB 200415A的高能数据进行了综合分析。我们的研究结果表明，磁星巨星耀斑提供了最自然的解释大多数观测性质的GRB 200415A，包括它的位置，时间和光谱特征，能量，统计相关性，和高能量的排放。另一方面，紧凑的恒星合并伽玛暴模型被发现有困难再现这样的事件在附近的距离。未来对类似事件的探测和后续观测对于牢固地建立SGR巨型耀斑和附近短GRB子样本之间的联系至关重要。
2020-10-11 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
The Association of Solar Radio Bursts with Eruptive and Confined Flares
Space Warfare Directorate, Air Force Research Laboratory（太空作战司令部，空军研究实验室）；University of New Mexico（新墨西哥大学）；University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
本研究通过对比2010-2016年喷发与受限耀斑的射电暴关联率，发现受限耀斑缺乏II型和IV型辐射，而喷发耀斑与多种射电暴高度关联，并基于重联拓扑解释了这一差异。
2026-09-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
No flares from Gamma-Ray Burst afterglow blast waves encountering sudden circumburst density change
观测到伽马射线暴的余辉产生的光变曲线的通量随时间服从幂律演化。然而，最近的观测显示，明亮的耀斑有时在几分钟到几天的数量级。对这些耀斑的一种解释是相对论性冲击波与环爆流密度跃迁的相互作用。在本文中，我们使用具有自适应网格细化的相对论流体力学代码（称为RAM），在一维和二维中对这种类型的相互作用进行了计算建模，并在一维中进行了分析。我们模拟了在恒星风环境中遇到密度突然变化的冲击波，然后是均匀介质，并使用同步加速器模型计算观测到的辐射。我们发现，耀斑是不可观察到的遭遇密度突然增加，如风终止冲击，也没有遇到密度突然下降。此外，通过将我们的分析扩展到二维，我们能够解决爆炸波的传播，准直和边缘效应，因为它遇到的环爆介质的变化。在本文考虑的所有情况下，我们发现，耀斑将不会被观察到的任何密度变化的研究。
2013-07-19 astro-ph.HE
Revisiting the Statistics of X-ray Flares in Gamma-ray Bursts
伽马射线暴（GRB）余辉中的X射线耀斑的统计特性已被广泛研究，而没有考虑每个耀斑可能的不同起源。通过满足六个观测标准，我们发现由\textit{Swift}卫星观测到的$16$长伽玛暴组成的样本可能具有相同的起源。通过应用马尔可夫链蒙特卡罗迭代和机器学习算法（局部加权回归和高斯过程回归），令人印象深刻的是，这些伽玛暴中的耀斑与瞬发辐射中释放的能量表现出很强的相关性。这些相关性在以前的论文中从未被发现，并且它们不能很好地被以前的模型解释。这些相关性意味着瞬发辐射和X射线耀斑不是独立的，它们可能是按照相同的顺序起源的。新的THESUS卫星将为我们提供更大的样本和更详细的光谱，以完善我们在本文中获得的结果。
2018-02-05 astro-ph.HE
A model for the optical flares from the Galactic tran-sient SWIFT J195509+261406
银河系硬X射线瞬变SWIFT J195509+261406最初被观测到是一个伽马射线暴GRB 070610。在爆发后的3天内，观测到了40多个光学耀斑。在这里，我们提出，这一奇特的事件应与一个白矮星。硬X射线爆发本身可能是由围绕白矮星运行的两颗行星碰撞引发的。在碰撞中产生的一些破裂碎片在几天内落在白矮星的表面，通过回旋辐射产生了观测到的光学耀斑。我们的模型可以满意地解释观测的基本特征。
2009-08-22 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
Rotation and dispersion measure evolution of repeating fast radio bursts propagating through a magnetar flare ejecta
本研究提出磁星耀斑抛射物模型解释重复FRB 20220529的RM突变，计算典型耀斑对RM和DM的贡献，模型在合理参数下能再现观测行为。
2025-05-13 astro-ph.HE
Flare-less long Gamma-ray Bursts and the properties of their massive star progenitors
虽然有越来越多的证据表明，长伽马射线暴（GRB）与大质量恒星的坍缩有关，但其前超新星阶段的详细结构仍然存在争议。特别不确定的是不同成分的壳层之间的混合程度，因此，在传输角动量的作用，磁转矩和对流。在这里，我们表明，早期余辉观测与雨燕卫星的地方限制允许伽玛暴前超新星模型。特别是，他们反对前超新星模型，其中不同的元素壳是不混合的。这些类型的模型将在几百秒到几个小时的时间尺度上向GRB发动机注入能量。在大部分监测良好的长伽玛暴中，{ \em未}观察到耀斑活动。因此，如果长伽玛暴的祖先有共同的性质，那么缺乏耀斑表明产生伽玛暴的大质量恒星大多是混合的，正如在低金属量，快速旋转的大质量恒星中所预期的那样。
2010-01-08 astro-ph.HE
Precursor flares of short gamma-ray bursts from crust yielding due to tidal resonances in coalescing binaries of rotating, magnetized neutron stars
GW 170817和GRB 170817 A的同时探测表明，短伽马射线暴可能与中子星-中子星合并事件有关。虽然很罕见，但有些爆发显示出早期发射的情节，在主爆发之前的$\sim 10$秒内观察到前兆耀斑。当恒星因引力波发射而螺旋上升时，相互引潮力的作用导致恒星振荡模的激发，这些振荡模可能与轨道运动发生共振。模式振幅大幅增加，在一段时间的共振潮汐能沉积到恒星。中子星的地壳由于振荡而受到剪切应力，如果共振振幅足够大，可能会变得过度紧张。这种过度紧张可能导致断裂或地震，释放能量，从而在合并之前为前兆活动提供燃料。使用一些简单的麦克劳林球体模型，我们调查的磁场和快速旋转的潮汐强迫$f$ -和$r$ -模式的影响，并连接相关的本征频率与轨道频率相对应的前兆事件，例如，GRB 090510。
2020-03-27 astro-ph.HE
A possible relation between flare activity in superluminous supernovae and gamma-ray bursts
最近发现的超亮超新星（SLSN）SN 2015bn在第一个峰值之后的光变曲线中出现了显著的波动，而光变曲线的基本轮廓可以很好地解释为来自中央引擎的持续能量供应，可能是毫秒磁星的自旋下降。我们认为这些波动是由间歇性脉冲能量供应引起的，表明SLSN中心引擎的高能耀斑活动。在对伽马射线暴（GRB）的X射线余辉观测中发现了许多暴后耀斑。我们发现，这里描述的SLSN耀斑近似服从GRB耀斑的光度和时间尺度之间的经验相关性，外推到SLSN耀斑的相关更长的时间尺度。这证实了先前提出的这两种不同现象之间的可能联系。
2017-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
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
A Comprehensive Study of Gamma-Ray Burst Optical Emission: I. Flares and Early Shallow Decay Component
本文收集了146个伽马射线暴的光学光变曲线。通过经验拟合，我们确定了八种可能的发射成分，并总结了“合成”光曲线的结果。光学耀斑和早期的浅衰变成分都可能与长期的中央发动机活动有关。本文重点研究了它们的统计特性。从19个伽玛暴中获得了24个光学耀斑。各向同性的R带能量小于$E_{γ, \rm iso}$的1%。耀斑的各向同性光度和伽马射线之间的关系遵循$L^{\rm F}_{\rm R, iso}\propto L_{γ, \rm iso}^{1.11\pm 0.27}$。后来的耀斑往往更宽，更暗，即，$w^{\rm F}\sim t^{\rm F}_{\rm p}/2$和$L^{\rm F}_{\rm R, iso}\propto [t^{\rm F}_{\rm p}/(1+z)]^{-1.15\pm0.15}$。光学耀斑的探测概率远小于X射线耀斑。在39个伽玛暴中观察到光学浅衰变段。破裂时间和破裂光度之间的关系是幂律的，指数为$-0.78\pm 0.08$，类似于X射线耀斑。X射线和光学破裂通常是彩色的，但一个试探性的相关性被发现。我们认为，类似于即时的光发射跟踪$γ$ -rays，光学耀斑也与中央引擎的不稳定行为。浅层衰变的成分可能与一个长时间的中心发动机旋转或爆炸波上的耀斑物质堆积有关。不同发光组分的混合可能是造成彩色余辉行为差异的原因。
2012-08-10 astro-ph.HE
A Search for Rotation Measure Flare Candidates in Repeating Fast Radio Bursts
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台射电天文与技术重点实验室）
本文通过多 epoch 旋转测度测量系统搜索重复快速射电暴中的旋转测度flare候选者，发现多个候选者，表明这些flare可能并非罕见，暗示了局部高动态磁化环境。
2026-04-22 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
On the average Gamma-Ray Burst X-ray flaring activity
伽马射线暴X射线耀斑被认为是中央引擎晚期活动的标志。我们计算了从大的\emph{Swift} 5年数据库中获得的44个GRB的共同静止框架能带中的平均耀斑光度$< L >$的时间演化。我们的工作突出了适当考虑耀斑对同期连续X射线发射的探测阈值的重要性。在时间间隔$30 \rm{s}<t<1000\,\rm{s}$中，我们发现$< L >\propto t^{-2.7\pm 0.1}$ ;这意味着耀斑各向同性能量标度是$E_{\rm{iso,flare}}\propto t^{-1.7}$。耀斑辐射下的连续谱的衰减密切跟踪平均耀斑光度的演化，具有典型的耀斑与陡衰减光度比，即$L_{\rm{flare}}/L_{\rm{steep}}=4.7$：这表明耀斑和连续谱辐射彼此密切相关。我们推断祖属性考虑不同的模型。根据超吸积黑洞模型，在快速吸积（$t_{\rm{acc}}\ll t$）或原始$14 M_{\sun}$祖星的最后一颗$\sim 0.5 M_{\sun}$被吸积的情况下，可以得到平均耀斑光度标度.或者，陡峭的$\propto t^{-2.7}$行为可能是由供给对流盘的物质中的吸积激波的快速向外膨胀触发的。相反，如果我们假设引擎是一颗快速旋转的磁星，那么它的旋转能量就可以被提取出来，为一个亮度可能介于双极（$L\propto e^{-2t}$）和偶极（$L\propto t^{-…
2010-09-01 astro-ph.HE
Radio Non-Detection of the SGR 1806-20 Giant Flare and Implications for Fast Radio Bursts
我们分析了帕克斯射电望远镜的档案数据，该望远镜在2004年12月27日的巨大$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
Radio bursts observed during solar eruptive flares and their schematic summary
本综述基于二十多年射电频谱观测与模拟，系统梳理太阳爆发耀斑中的分米波射电暴类型及机制，并提出新的分类示意方案。
2023-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Generalized Algorithmic Framework for Detecting Faraday Rotation Measure Flares in Repeating Fast Radio Bursts
South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan Key Laboratory of Survey Science, Yunnan University（云南大学西南天文研究所，云南省测绘科学重点实验室）
提出一种通用算法框架，通过隔离瞬态扰动来自动检测和表征重复FRB中的法拉第旋转量耀斑，并应用于15个源，发现仅FRB 20220529A存在算法检测到的耀斑。
2026-05-27 astro-ph.HE
Dynamics and emission of wind-powered afterglows of gamma-ray bursts: flares, plateaus and steep decays
我们发展了一个早期X射线余辉的伽马射线暴起源于反向冲击波（RS）传播通过超相对论，高磁化脉冲星般的风持久的中央引擎产生的模型。我们首先进行流体和MHD相对论双重爆炸的数值模拟。我们表明，即使是恒定的风的属性的各种时间行为可以产生，取决于初始爆炸的能量和风力，延迟时间的风的开关，和磁化的风。高磁化RS的X射线发射发生在快速冷却状态下-这确保了高辐射效率并允许快速强度变化。我们证明：（i）遥感辐射自然产生的光变曲线显示出各种时间指数的幂律时间演化;（ii）轻度风力，数量级为$\sim 10^{46}$ erg s $^{-1}$（等效各向同性），可以重现余辉的高原阶段：（iii）终止的风可以产生突然陡峭的衰减;（iv）短暂的余辉耀斑是由于风的光度轻微变化，总注入能量很小。
2021-02-16 astro-ph.HE
Hyperactive Magnetar Eruptions: Giant Flares, Baryon Ejections, and Fast Radio Bursts
Princeton University（普林斯顿大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Monash University（蒙纳士大学）
研究探讨磁星内部磁场通过偶极扩散演化引发喷发的过程，发现其可喷射磁环并产生巨量耀斑，解释了SGR 1806-20 2004年耀斑及后续辐射现象，提出超活跃磁星可能为宇宙快速射电暴的引擎。
2026-04-30 astro-ph.HE
Phase transitions and He-synthesis driven winds in neutrino cooled accretion disks: prospects for late flares in short gamma-ray bursts
我们考虑了短伽马射线暴（SGRB）背景下致密星潮汐破裂后碎片的长期演化。最初的相遇冲动地创造了一个热的，致密的，中微子冷却的盘，能够为即时发射提供动力。经过长时间的延迟，我们发现强大的风从磁盘的表面发射，由自由核子重组成α粒子驱动。相关的能量释放耗尽了质量供应，并最终关闭了中央引擎的活动。因此，光度和质量吸积率偏离了早期的自相似行为预期的一个孤立的环与有效的冷却。这就使得第二次延迟活动成为一个突出的可观测的签名，当物质在潮汐尾产生的初始遭遇返回到附近的中心对象。新的吸积事件的时间尺度可以达到几十秒到几分钟，这取决于系统的细节。相关的能量和时间尺度与X射线耀斑中发生的一致。
2009-06-01 astro-ph.HE
Flaring gamma-ray emission coincident with a hyperactive fast radio burst source
报告了与重复FRB 20240114A重合的GeV伽马射线耀发，其高光度挑战传统磁星模型，暗示新生能量源的存在。
2024-11-11 astro-ph.HE
Viscous Evolution of Magnetized Clumps: a Source for X-ray Flares in Gamma-ray Bursts
X射线耀斑可以解释为对伽马射线暴（GRB）中心引擎的晚期活动的暗示。这种长期活动已通过一些模型进行了描述，其中之一是Perna等人（2006）提出的外盘碎片的粘性演变，并由Dall Osso等人（2017）定量开发。在这里，我们通过考虑磁场的小尺度和大尺度效应来重建Dall Osso等人（2017）的框架。考虑磁垒作为一种可能的机制，可能支配每个磁化块的吸积过程中，我们做了一个简单的模式，通过边界条件，这种机制可能发生。关于各种模型参数，我们探测它们的影响，并进行我们的模型预测和以前的唯象估计之间的一些关键类比，两种不同的选择边界条件（有和没有磁势垒）。我们的模型是非常能够匹配耀斑的辐射热和X射线的光变曲线，以及再现他们的统计特性，如上升和衰减时间之间的比率，宽度参数和峰值时间，以及峰值亮度和峰值时间之间的幂律相关性。结合我们的研究结果与以前的研究结论，我们被引导到解释磁屏障作为一个不太可能的机制，可能会控制这些团块的演变，特别是后来创建（或粘性进化）的。
2019-11-27 astro-ph.HE
Repeating Ultraluminous X-ray Bursts and Repeating Fast Radio Bursts: A Possible Association?
超亮X射线暴（英语：Ultra-aluminous X-ray burst，以下简称ULXB）是一种快速上升（$\sim$ 1分钟）和缓慢衰减（$\sim$ 1小时）的超亮X射线耀斑，通常在河外球状星团中观测到。大多数ULXB是观测到的一次性爆发，而Irwin等人在NGC 5128中发现了来自同一来源的五个耀斑。在这封信中，我们提出了一个具有超爱丁顿吸积率的中子星（NS）-白矮星（WD）双星模型来解释NGC 5128中ULXB源的重复行为。对于偏心轨道，质量转移发生在近星点，WD填充其洛希瓣。超明亮的X射线耀斑是由南北向磁极周围的吸积柱产生的。另一方面，在河外球状星团中也发现了一些重复的快速射电暴（以下简称FRB）。重复ULXB和重复FRB分别是X射线和无线电波段中最猛烈的爆发。我们提出了一个可能的关联之间的重复ULXB和重复FRB。这种关联值得通过对附近河外球状星团的后续观测来进一步研究。
2022-08-18 astro-ph.HE
Discovery of a high confidence soft lag from an X-ray flare of Markarian 421
利用2005年11月9-10日进行的60 ks长的XMM-牛顿观测，给出了X射线和TeV亮耀变体Mrk 421的X射线变率特性。源经历了一个明显的耀斑，其中带间的时间滞后确定了一个非常高的置信水平。软（0.6-0.8 keV）X射线变化滞后硬（4-10 keV）变化1.09 ks，并且软滞后随光子能量差的增加而增加。与能量相关的软滞后可以很好地拟合为导致观测到的X射线发射的相对论电子分布的与能量相关的冷却时标之差，这将发射区的磁场强度和多普勒因子限制在Bδ^（1/3）~1.78 Gauss。
2010-03-26 astro-ph.HE
Long thermonuclear burst driven thermal-viscous instability of accretion disk: triggering an outburst-like X-ray flare
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；School of Science, Qingdao University of Technology（青岛理工大学理学院）
基于NICER和MAXI对中子星X射线双星MAXI J0911-655的观测，发现一次长时热核爆发后约一天出现类似爆发的X射线耀发，表明爆发辐射加热吸积盘引发热-粘性不稳定性，暂时增强吸积率。
2026-07-21 astro-ph.HE
Evidence for a Similar Physical Origin Between Prompt Emission and X-Ray Flares of Gamma-Ray Bursts
Guangxi University（广西大学）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）
该研究通过同时观测的伽马射线脉冲与X射线耀斑对，发现两者时间参数和各向同性能量呈相似幂律分布，支持它们具有共同物理起源。
2026-10-08 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
The properties of long gamma-ray bursts in massive compact binaries
我们考虑了一个流行的长持续时间伽马射线暴的模型，在这个模型中，一个被剥离的氦核的祖星通过与一个紧密双星中的黑洞伴星的潮汐相互作用而旋转起来。我们进行人口合成计算，以产生一个代表性的样本，这样的二进制文件，和模型的影响，同伴上的材料，回落到新形成的黑洞。以黑洞形成的流体动力学模型的结果作为我们的出发点，我们表明，伴星有两个主要影响的回落过程。首先，在10000s左右，吸积曲线出现一个转折.其次，在休息之后，我们预计会看到一个总能量约为0.1的耀斑。我们预测，破裂时间主要是由爆炸时的二进制的半长轴，这与耀斑能量呈负相关。虽然与观测的比较是不平凡的，我们表明，我们预测的破裂时间是可比的典型的长时间伽马射线暴的X射线光变曲线中发现的。同样，我们预测的耀斑特性与在爆发子样本中观察到的晚期耀斑一致。
2012-07-03 astro-ph.HE
Relativistic shock breakouts - a variety of gamma-ray flares: from low luminosity gamma-ray bursts to type Ia supernovae
各种各样的爆炸会导致轻度或超相对论冲击波爆发。这里我们计算这些爆发产生的光度和光谱。为了做到这一点，我们改进了相对论辐射介导的冲击的分析描述，并遵循系统从突破本身，通过平面相，进入球形相。我们限制我们的计算的情况下，突破后加速的气体在平面阶段结束。(i.e.,最终气体洛伦兹因子<~30）。我们发现，球形相对论爆发会产生γ射线闪光，其能量、温度和持续时间始终满足它们之间的特定关系，并提供爆发半径和洛伦兹因子。爆发性耀斑之后，在较长的时间尺度上，通常会出现携带相当能量的X射线。我们将我们的模型应用于各种爆炸，包括Ia和.Ia超新星（SNe），AIC，高能SNe和伽马射线暴（GRB）。我们发现，所有这些事件都产生了可检测到的伽马射线信号，其中一些可能已经被发现。一些具体的例子是：（i）相对论性激波爆发为所有低光度伽玛暴的能量、温度和时间尺度以及许多其他观测特征提供了一种自然的解释。(ii)附近的宽线Ib/c（如SN 2002 ap）可能会产生可探测到的伽马射线信号。(iii)如果它们的前身是单简并的，银河Ia超新星会产生可探测的伽马射线耀斑。我们认为相对论激波爆发是产生伽玛射线耀斑的一个普遍过程，这为研究和探测各种恒星爆炸打开了一个新的窗口。
2011-06-13 astro-ph.HE
The long-active afterglow of GRB 210204A: Detection of the most delayed flares in a Gamma-Ray Burst
我们目前的结果，从广泛的宽带后续的GRB 210204A在30天的时间。我们在爆发后7.6 x 10^5 s和1.1 x 10^6 s的余辉中探测到光学耀斑：这是迄今为止在伽马射线暴余辉中探测到的延迟最长的耀斑。在源红移为0.876时，静止帧延迟为5.8 x 10^5 s（6.71 d）。我们调查了这种燃烧的可能原因，并得出结论，最有可能的原因是在射流中的刷新冲击。伽玛暴的瞬发在典型长暴的范围内，它显示了三个不相交的发射事件，它们都遵循典型的伽玛暴关联。这表明GRB 210204A可能没有任何特殊的属性，导致后期耀斑，缺乏对其他余辉的检测可能是由于缺乏后期观测。对较大样本的伽玛暴进行系统的后期跟踪可以更清楚地了解这种余辉行为。对GRB 210204A的进一步分析表明，光变曲线中的晚期隆起不太可能是由于红移（z）= 0.876的SNe，而更可能是由于晚期的耀斑活动。这种变化的原因是不清楚的量化，由于缺乏多波段数据在后期的恶劣天气条件的限制。GRB 210204A的耀斑是迄今为止探测到的最新耀斑。
2022-04-15 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
X-ray flares from propagation instabilities in long Gamma-Ray Burst jets
本文对一颗质量为16个太阳的沃尔夫-拉叶星的核心中的一个长寿命发动机产生的伽马射线暴喷流进行了数值模拟。发动机保持活跃6000秒，光度随时间衰减，指数为-5/3的幂律。即使有没有短的时间尺度的变化注入引擎的光度，我们发现，喷流的动力光度外的祖星的特点是波动的时间尺度相对较短。我们分析了这些起伏的时间特征，发现它们与观测到的X射线余辉耀斑的性质是一致的。模拟中耀斑的峰值与连续通量比与部分观测到的耀斑一致，但不是全部。我们认为，传播不稳定性，而不是在发动机光度的变化，是负责X射线耀斑与中等对比度。相反，像GRB 050502 B中检测到的强烈耀斑，不能用这个模型再现，需要发动机活动的强烈变化。
2010-11-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Quasi-Periodic Oscillations in Short Recurring Bursts of the Soft-Gamma Repeater J1550-5418
磁星巨耀斑中准周期振荡的发现为中子星星震学的研究开辟了新的前景。巨大耀斑的稀缺性使得在更短的时间内寻找QPO，从软伽马中继器（SGR）的众多爆发是可取的。在Huppenkothen等人（2013）中，我们开发了一种贝叶斯方法来搜索短磁星爆发中的QPO，考虑到复杂的爆发结构的影响，并在小样本爆发上显示了其可行性。在这里，我们将相同的方法应用于SGR J1550-5418中286个爆发的爆发风暴的更大样本。我们报告了一个候选信号在260 Hz的搜索的个人爆发，这是相当广泛的。我们还发现两个QPO在93赫兹和一个在127赫兹，平均周期图从一些突发在个人触发，在接近QPO以前观察到的磁星巨星耀斑的频率。最后，第一次，我们探索的整体突发的变化在样本中，并报告一个弱的反相关性的幂律指数的宽带模型表征非周期性突发的变化，和突发持续时间：较短的突发有陡峭的幂律指数比较长的突发。这表明较长的爆发在更宽的时间尺度范围内变化，而不仅仅是短爆发的较长版本。
2014-04-10 astro-ph.HE
