Multiwavelength Cross-Correlations and Flaring Activity in Bright Blazars
耀变体以其从无线电波长到高能$γ$射线的高能多波长耀斑而闻名。在这项工作中，我们研究了145个明亮的耀变体的射电，光学和$γ$ -射线光变曲线，跨度长达8年，以探讨耀斑活动和带间相关。其中，105个示出了一个或多个波段之间的$>1σ$相关性，其中26个在至少一个波长对中具有$>3σ$相关性，如通过离散关联函数测量的。最常见和最强的相关性之间的光学和$γ$ -射线波段，波动同时在我们的$\sim 30$ ~d分辨率。无线电响应通常相对于其它波长有相当大的延迟，中值时间滞后为$\sim 100$ -160 μ m。一个系统的耀斑识别通过贝叶斯块分析为我们提供了第一个统一的样本耀斑在三个波段，使我们能够识别的相对率的多波段和“孤儿”耀斑。多波段耀斑往往比“孤立”耀斑具有更高的振幅。
2018-08-16 astro-ph.HE
Statistical analysis on XMM-Newton X-ray flares of Mrk 421: distributions of peak flux and flaring time duration
blazar喷流的能量耗散机制尚不清楚。Blazar的耀斑可以提供这个问题的见解。本文报道Mrk 421的XMM-牛顿X射线耀斑的统计结果。我们分析了Mrk 421的所有公开的XMM-牛顿X射线观测，并构造了光变曲线。通过对光变曲线的拟合，得到了耀斑的峰值通量（$F_{\rm p}$）和耀斑持续时间（$T_{\rm fl}$）等参数。发现$F_{\rm p}$和$T_{\rm fl}$的分布都服从幂律形式，且具有相同的指数$α_{\rm F}=α_{\rm T}\approx1$。统计特性与一维空间中具有能量耗散的自组织临界性（SOC）系统的预测一致。这类似于太阳耀斑，但具有不同的空间维度的能量耗散域。这表明Mrk 421的X射线耀斑可能是由磁重联机制驱动的。此外，在分析中，我们发现$\sim1000\ $的时间尺度上的变异性频繁出现。这种快速变化表明发射区中的磁场为$\geq 2.1δ_{\rm D}^{-1/3}$ G（$δ_{\rm D}$是多普勒因子）。
2018-08-18 astro-ph.HE
Flaring activity of Mrk 421 in 2012 and 2013: orphan flare and multiwavelength analysis
第一次于2012年7月16日开始（MJD 56124），第二次于2013年4月9日开始（MJD 56391）。多波长数据分析表明，2012年观测到的$γ$射线耀斑在硬X射线波段没有探测到。这种结果通常被解释为“孤立”耀斑。2013年，多波长光变曲线的分析表明，在光学R波段检测到两个非常明亮的状态。第一次在2013年4月9日（R =11.74 $\pm$ 0.04），第二次在5月12日（R =11.62 $\pm$ 0.04）。此外，在软X射线和硬X射线中检测到高活性状态。离散关联函数分析表明，这最后一个耀斑的GeV的$γ$射线和光学/硬X射线发射之间的强相关性。这些结果进行了讨论，更充分的标准方案，可以解释这个耀变体显示的多波长变化。
2015-08-06 astro-ph.HE
Clues on High Energy Emission Mechanism from Blazar 3C 454.3 during 2015 August Flare
我们对2015年8月16日至28日期间在光学，UV，X射线和$γ$射线能量下同时观测到的平谱射电类星体（FSRQ）3C\，454. 3的最近耀斑活动进行了详细的光谱研究。8月22日，该辐射源的$γ$射线通量达到峰值$(1.9\pm0.2)\times\,10^{-05} \; {\rm ph\,cm^{-2}\,s^{-1}}$.获得了三个时间段的时间平均宽带光谱能量分布（SED），即“耀斑状态”、覆盖峰值$γ$射线通量的时间段、“耀斑后状态”、紧随峰值耀斑之后的时间段和“静止状态”、与耀斑事件分离的时间段和跟随耀斑后状态的时间段。利用同步辐射、同步辐射自康普顿（SSC）和外康普顿（EC）机制等不同的辐射模型研究了对应于耀斑态的SED。我们的研究表明，3C\，454.3的X射线和$γ$射线发射不能归因于单一的发射机制，而是需要考虑SSC和EC机制。此外，负责EC过程的目标光子能量对应于564 K的等效温度，这表明耀斑的位置超出了FSRQ的宽线发射区域。另外两个通量状态的SED拟合进一步支持这些推论。
2017-05-17 astro-ph.HE
Modelling blazar flaring using a time-dependent fluid jet emission model - an explanation for orphan flares and radio lags
Blazar喷流以其快速剧烈的变化和多波长耀斑而闻名，然而，对这些耀斑的物理过程还没有很好的了解。本文建立了一个blazar非均匀流体喷流发射模型。我们模拟光学厚射电耀斑的第一次，并表明，他们是延迟相对于提示光学薄发射~几个月到几十年，与滞后，增加喷流功率和观测波长。这种滞后是由耀斑等离子体到喷流的光学薄无线电发射部分的旅行时间和无线电耀斑的缓慢上升时间的组合造成的。我们预测两种类型的耀斑：对称耀斑-具有相同的上升和衰减时间，这发生在耀斑的持续时间短于辐射寿命和几何路径长度延迟时标;扩展耀斑-其亮度跟踪耀斑中粒子加速的功率，这发生在耀斑的持续时间长于辐射寿命和几何延迟。我们的模型自然产生孤儿X射线和$γ$射线耀斑。这些是由耀斑引起的，耀斑只能在静止喷流发射上方的窄频带内观察到。我们的模型是能够成功地适合所观察到的多波长耀斑光谱和光曲线的PKS 1502 +106在所有波长，使用位于宽线区域内的瞬态耀斑前。
2017-09-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Temporal and Spectral Analysis of 1ES 2344+514 in Two Flaring States Observed by VERITAS
本文利用VERITAS对耀变体1ES 2344+514在2015年和2021年两次耀发事件的多波段监测数据，分析了耀发前后的光变特征与甚高能能谱，揭示了该极端高频峰BL Lac天体在日尺度耀发中的时域和能谱演化特性。
2023-09-19 astro-ph.HE
A two-zone photohadronic interpretation of the EHBL-like behavior of the 2016 multi-TeV flares of 1ES 1959+650
高能量峰值的耀变体1 ES 1959+650是一个著名的和研究得很好的附近耀变体，它经历了几次多TeV的耀斑。2002年，首次从这颗耀变体观测到了TeV孤儿耀斑。在2016年4月29日至11月21日的多波长活动期间，MAGIC望远镜在2016年6月13日，14日和7月1日的夜晚观察到多TeV耀斑，当时发现同步加速器峰值的位置高于$10^{17}$ Hz。还观察到的是，光谱能量分布的第二峰向更高的能量移动，并表现出极端的HBL样行为。利用成功模拟了包括1 ES 1959+650在内的多个高能耀变体的多TeV耀斑的光强子模型，对2016年的耀斑事件进行了研究。观察到光强子模型不能解释观测到的光谱。在这里，我们使用一个两区光强子模型来解释所观察到的光谱。我们清楚地表明，低能量区（区-1）的光谱对应的标准耀斑事件的高能blazar和高能量区（区-2）的光谱是完全由于极端性质的耀斑事件。我们的双区光强子模型很好地解释了MAGIC望远镜观测到的多TeV耀斑事件。
2020-10-30 astro-ph.HE
EXTraS discovery of a peculiar flaring X-ray source in the Galactic globular cluster NGC 6540
我们报告发现的一个耀斑的X射线源的球状星团NGC 6540，在EXTraS项目期间获得专门的XMM-牛顿卫星的档案数据的变化进行了系统的搜索。该源的静态X射线光度在0.5-10 keV范围内约为10^32 erg/s（距离NGC 6540为4 kpc），并显示出持续约300 s的耀斑。在耀斑期间，X射线亮度增加了40倍以上，总发射能量约为10^36尔格。这些性质，以及哈勃空间望远镜测光的可能光学对应物，建议识别与色球活动的二进制。然而，耀斑的光度明显高于通常在如此短的持续时间内观察到的恒星耀斑，留下了其他解释的可能性。
2018-05-21 astro-ph.HE
Challenges in reconciling observations and theory of the brightest high-energy flare ever of 3C 279
最近的高能量任务已经允许监视处于燃烧状态的耀变体，这为超大质量黑洞提供了深入的见解。然而，让一个类星体处于非常明亮的耀斑状态并不容易，需要长时间的调查。因此，对这种耀斑事件的观测是一个理论研究的金矿。2015年6月，INTEGRAL任务在执行其（截至今天）最深的河外调查时捕获了这样一个耀斑事件，当时它捕获了突出的耀变体3C~279，其最明亮的耀斑在伽马射线能量下记录在案。费米伽马射线飞行任务、雨燕飞行任务、INTEGRAL飞行任务以及从紫外、光学到近红外波段的观测同时记录了这一耀斑。这一广泛的光谱能量分布的耀斑的派生快照已被建模的上下文中的一个区域的辐射传输轻子和lepto-hadronic模型约束的单发射组件。这两个模型的推导参数挑战的物理条件在射流。然而，最近发表的TeV能量的甚高能量（VHE）数据非常接近我们的轻强子模型。
2018-07-11 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
Evidence of a lepto-hadronic two-zone emission in flare states
本文针对Markarian 501的VHE耀发活动，提出双区轻子-强子辐射模型，通过光致介子过程解释内团块的VHE耀发，同步自康普顿辐射解释外团块的X射线特征。
2023-04-27 astro-ph.HE
The gamma-ray flaring properties of the blazar 3C 454.3
3C 454.3是AGILE和费米在过去4年中探测到的最易变和最强烈的河外伽玛射线耀变体。这个引人注目的源在24-48小时的时间尺度上显示出极端的通量变化（大约是20的一个事实），以及在一年多的时间尺度上重复的耀斑。动态范围，从静止到最强烈的伽马射线超级耀斑，大约是两个数量级。我们介绍了3C 454.3的伽马射线性质，比较了不同能级的耀斑特征和它们的多波长行为。此外，3C 454.3的长期和短期属性的解释进行了审查，特别强调在2009年和2010年观察到的两个伽马射线超级耀斑，当3C 454.3成为整个伽马射线天空中最明亮的源。
2012-05-24 astro-ph.HE
A Swift study of long-term changes in the X-ray flaring properties of Sagittarius A*
银河系中心超大质量黑洞的辐射对应物人马座A *，在稳定、静止的水平上显示出X射线波段的耀斑发射。在近红外波段也观察到耀斑。产生耀斑的物理过程尚未完全了解，也不清楚耀斑速率是否变化，尽管最近的一些研究表明近年来它已经达到了前所未有的变化。利用尼尔·盖尔斯·斯威夫特天文台十多年的定期X射线监测，我们研究了Sgr A * 计数率在年时间尺度上的变化。我们将X射线发射分解为静态发射和闪烁发射，分别建模为常数和幂律过程。我们发现，完整的，多年的数据集不能描述的耀斑通量的固定分布，而个别年份遵循这个模型更好。在十年的研究中，有三年的数据是符合一个纯粹的泊松静态分布，而五年只有上限的耀斑通量分布参数可以确定。我们发现，这些可能的变化不能完全解释的不同数量的观察每年。综合起来，这些结果与Sgr A * 的燃烧率变化一致，2006 - 2007年和2017 - 2019年之间比2008 - 2012年之间更活跃。最后，我们讨论了这一结果的背景下，耀斑模型和通过的气态物体，并讨论了额外的统计步骤，例如，处理背景中的斯威夫特观测。
2021-11-19 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
Connecting steady emission and Very High Energy flaring states in blazars: the case of Mrk 421
在文献中已经进行了各种尝试，在描述的起源和耀斑事件背后的辐射发射模型的物理机制，但多波长（MWL）的光变曲线的详细性质仍然难以再现。我们已经开发了一个多功能的辐射代码，基于粒子加速，逃逸和辐射冷却的时间依赖性治疗，使我们能够测试不同的情况下，连接连续的低状态发射自洽与燃烧状态。我们认为耀斑弱扰动的静态和应用这种描述2010年2月MWL耀斑Mrk 421，最明亮的甚高能量（VHE）耀斑检测到这个原型耀变体，专注于解释与最小数量的自由参数。得到了一个一般性的判据，该判据在我们的假设下不利于连接低态和高态的单区模型。一个两区模型相结合的物理连接的加速和发射区产生一个令人满意的解释可用的随时间变化的MWL光变曲线和光谱的Mrk 421，虽然某些细节仍然难以重现。最后提出的复杂的静态和燃烧VHE发射区域的两个区域的情况涉及费米-I和费米-II加速机制，分别在静态和燃烧发射的起源。
2021-05-26 astro-ph.HE
Hadronic X-ray Flares from Blazars
从闪耀的耀变体TXS 0506+056中探测到一个高能中微子，随后又从同一方向发现了一个中微子过剩，这加强了耀变体是宇宙中微子源的假设。然而，缺乏$γ$ -射线耀斑活动在后一个时期的挑战，相关的$γ$ -射线和高能中微子排放耀变体的标准方案。我们提出TeV-PeV中微子是与质子同步辐射驱动的X射线耀斑同时产生的。在这种情况下，中微子是由质子与它们自己的同步辐射的光子相互作用产生的，而MeV到GeV的$γ$射线是同步辐射主导的电磁级联在源中发展的结果。使用时间依赖的方法，我们发现，这种“纯强子耀斑”的假设有几个有趣的后果。X射线通量是全味中微子通量的一个很好的替代物，而某些富含中微子的X射线耀斑在GeV-TeV的$γ$射线中可能是暗的。最后，强子X射线耀斑伴随着一个同样明亮的MeV分量，可以被拟议的任务，如e-ASTROGAM和AMEGO探测到。然后，我们将这种情况应用于极端blazar 3 HSP J095507.9+355101，它与IceCube-200107 A相关，同时经历了X射线耀斑。我们发现，在强子耀斑期间，100 TeV以上的μ子和反μ子中微子的数量可以高达$\sim3-10$倍，比标准的细强子模型中预期的数量高。然而，频繁的强子耀斑活动对于解释探测到的中微子事件IceCube-200107 A是必要的。
2020-11-14 astro-ph.HE
The search for short-term flares in extended VHE Crab Nebula observations with the Whipple 10m telescope
1989年，惠普尔10米望远镜第一次无可争议地探测到了TeV伽马射线源，蟹状星云。在2011年退役之前，惠普尔望远镜定期测量星云。随着最近在蟹状星云中发现了GeV伽马射线耀斑活动，现在是返回惠普尔望远镜数据集并搜索其广泛的档案以寻找TeV耀斑证据的合适时机。一个数据集的蟹状星云跨越十年，2000 - 2010年，编译和搜索日尺度耀斑活动使用贝叶斯块分箱算法。蒙特卡罗模拟表明，在短时间尺度上的低水平通量增加是难以检测的。假设耀斑持续时间为7天，计算数据集中5倍、2倍和1.5倍耀斑可能频率的99%置信水平上限。五倍耀斑的上限为每年0.02次耀斑，两倍耀斑的上限为每年0.27次耀斑。1.5倍光斑的检出与该方法的假阳性率一致，因此不能排除。
2015-08-27 astro-ph.HE
Gamma-ray Flaring Emission in Blazar OJ287 Located in the Jet >14 pc from the Black Hole
我们将BL Lacertae型blazar OJ 287的Fermi-LAT光变曲线与时间相关的多波段通量和线性偏振观测以及λ = 7 mm的亚毫角秒尺度偏振图像相结合，以定位距中央发动机> 14 pc的源喷流中突出耀斑中的伽马射线发射。我们通过蒙特卡罗模拟证明了最强伽马射线和毫米波耀斑之间的高度显著相关性。两个报告的伽马射线峰值发生在两个主要毫米波爆发的开始附近，每个都与毫米波波长处的线性偏振最大值有关。我们非常长的基线阵列观测表明，这两个毫米波耀斑起源于喷流中两个特征中的第二个，它们之间的距离大于14 pc。高振幅伽玛射线耀斑的峰值和第二喷流特征的偏振最大值的一致性意味着伽玛射线和毫米波耀斑是同空间的，并且发生在距离中央引擎> 14 pc的地方。我们还关联两个光学耀斑，伴随着尖锐的偏振峰，与两个伽马射线事件。如果伽马射线是由耀斑光子的同步自康普顿散射产生的，那么多波段的行为就很容易解释。我们认为耀斑是由移动的等离子体团与立激波的相互作用触发的。
2011-10-28 astro-ph.HE
Discovery of X-ray flaring activity in the Arches cluster
我们提出了一个研究的拱门集群的基础上XMM-牛顿观测在过去的8年。出乎意料的是，我们发现，X射线发射与集群经历了显着的增亮在2007年3月/4月。我们研究了星团和耀斑发出的X射线连续辐射的起源。为了研究总X射线通量的时间变异性，我们将在几天的时间间隔内进行的观测的PN和MOS数据叠加，从而检测到耀斑发作。然后，我们构建了两个光谱数据集，一个对应于耀斑间隔（2007年3月/4月），另一个对应于源的正常静止状态。拱门星团的X射线光变曲线显示，在2007年3月/4月的时间段内，X射线发射量增加了70%，随后在接下来的一年里下降到耀斑前的水平;耀斑的短期持续时间被限制在4天以上。从耀斑光谱推断的温度和视线柱密度与在正常活动状态下测量的没有区别，这表明通量增强是热的起源。我们把X射线的变化归因于恒星的活动：早期型恒星可能通过风碰撞造成耀斑，而晚期型恒星可能通过磁重联造成耀斑。这两种可能性进行了讨论。
2010-11-17 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
Variability Signatures of a Burst Process in Flaring Gamma-ray Blazars
耀变体在整个电磁波谱中表现出随机的通量变化，通常表现出重尾通量分布，通常被建模为对数正态分布。然而，Tavecchio等人（2020）和Adams等人（2022）发现，几个最亮的耀斑费米-LAT平谱射电类星体（FSRQ）的高能伽马射线通量分布可以很好地用均匀的拖尾分布来模拟，我们表明这是逆伽马分布。我们提出了一个自回归逆伽马变化模型，其中逆伽马通量分布作为散粒噪声过程的结果而出现。在这个模型中，离散的爆发是单独解决和平均内的时间箱，在费米-LAT数据的分析。时间尺度上的随机变异长于时间仓持续时间建模使用一阶自回归结构。在许多弱爆发的极限情况下，流量分布近似为对数正态分布。预测分数变异性随着时间仓持续时间的增加而降低。使用模拟的光变曲线，我们表明，该模型是符合FSRQs和BL Lac对象的典型的伽马射线的变化特性。模型参数可以物理地解释为平均爆发率、爆发通量和长期随机波动的时间尺度。
2022-08-07 astro-ph.HE
Probing Neutrino Emission from X-ray Blazar Flares observed with Swift-XRT
耀变体是活动星系核中最极端的一种，其相对论性喷流从超大质量黑洞中喷出，与我们的视线形成一个小角度。耀变体也被认为与耀斑活动有关，因为它们在很宽的频率范围内和多个时间尺度上表现出大的通量变化，从几分钟到几个月不等。从闪耀的耀变体TXS 0506+056中探测到一个高能中微子，以及随后从同一方向发现的中微子过剩，自然加强了耀变体是宇宙中微子源的假设。虽然伽玛射线耀斑的中微子产生已经被广泛讨论，但X射线耀斑的中微子产额却很少受到关注。基于高能质子与自身的X射线同步辐射相互作用产生高能中微子的理论假设，我们对一个X射线耀变体样品进行了中微子预言。该样本包括2004年11月至2020年11月期间使用Swift上的X射线望远镜（XRT）观测的50多次的所有耀变体。利用贝叶斯块算法对经常观测到的耀变体的1 keV XRT光变曲线进行了统计识别。我们将燃烧状态分类到类的基础上，他们的变化从时间平均值的数据点。在每个耀斑状态下，我们计算预期的μ子加上反μ子中微子事件，以及总信号为每个源使用点源的有效面积Icecube为不同的操作季节。我们发现，从耀斑的持续时间$<30$ d的总中微子数（对数）的中位数是$\mathcal{N}^{(\rm tot)}_{ν_μ+\barν_μ} \sim 0.02$。
2021-07-30 astro-ph.HE
The blob crashes into the mirror: modelling the exceptional gamma-ray flaring activity of 3C 454.3 in November 2010
我们专注于2010年11月3C 454.3的异常耀斑活动，我们讨论了一个理论框架，解决所有数据在其整体演变。两个星期以来，源已经显示出一个增强的GeV发射平台之前，一个突然的主要耀斑持续约3天，然后衰变。伽马射线耀斑的爆发是突然的（约6小时），其特征是一个突出的“康普顿优势”与GeV通量超过耀斑前的值的4-5倍，而光学和X射线通量仅增加了2倍。我们探索两种选择。情况1，高能发射源自BLR;情况2，大部分产生于外部。我们表明，情况1有相当大的问题，在解释整个多频数据集。情况2，相反，导致一个一致的和有趣的解释的基础上增强的逆康普顿辐射，产生的喷气机坠毁到一个镜像云定位在几个秒差距从BH。这个模型解释了3C 454.3的伽马射线与光学/X射线的行为，包括其他令人困惑的现象，如突出的“孤儿”光学耀斑，以及在GeV耀斑之前没有明显的伽马射线对应物的增强线发射。这也解释了后者在长期稳定期之上延迟开始的原因。我们的特殊的3C 454.3伽马射线耀斑的建模表明，虽然规范BLR内的发射是有问题的，主要和快速的变化可以产生在秒差距尺度与中等批量洛伦兹因子$Γ\approx 15$。
2014-09-16 astro-ph.HE
Second Scale Submillimeter Variability of Sagittarius A* during flaring activity of 2019: On the Origin of Bright Near Infrared Flares
在2019年，Sgr A* -银河系中心的超大质量黑洞-在近红外（NIR）中经历了前所未有的耀斑活动，与静止值相比，亮度增加了100倍。在这里，我们报告了ALMA在1.3 mm（230 GHz）处对Sgr A* 连续变化的观测-吸积率的示踪剂-在最亮的近红外耀斑检测到一个月后和2019年耀斑活动的中间进行。我们开发了一种创新的光变曲线提取技术，该技术（与ALMA的优秀灵敏度一起）使我们能够获得同时具有高时间分辨率（2秒）和高信噪比（~ 500）的光变曲线。我们构建了一个准确的内在结构函数的Sgr A* submm变异性，提高了以前的研究约两个数量级的时间尺度和一个数量级的灵敏度。我们比较了2019年6月与2001-2017年的变化行为，并认为明亮的近红外耀斑最可能的原因是磁重联。
2021-09-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gamma-Ray Flares in Long Term Light Curve of 3C 454.3
3C 454.3经常在燃烧状态下观察到。利用费米LAT探测器的9年（2008年8月至2017年7月）数据分析了该源的长期光变曲线。我们已经确定了五个耀斑和一个静止状态。耀斑在耀斑阶段具有多峰的亚结构。估算了耀斑的上升和衰减时间，并与其它类似源的耀斑进行了比较。伽马能谱的模拟表明，在大多数情况下，对数抛物线函数对数据的拟合最好。我们已经做了两个耀斑，同时多波长数据的时间依赖轻子建模。这两次持续时间较长的耀斑Flare-2A和Flare-2D分别持续了95天和133天。我们用多普勒因子的平均值、电子的注入光度、发射区的大小和发射区的磁场来模拟这些耀斑。在我们的单区模型中，发射区被假定在宽线区。在模拟过程中考虑了能量损失（同步辐射、同步辐射自康普顿、外康普顿）和电子从发射区的逃逸。虽然用轻子模型来模拟这些耀斑所需的总喷流功率比其他源要高，但它们总是低于爱丁顿光度3C 454.3。我们还选择了一些闪烁的峰，并表明多普勒因子或注入的电子在短时间尺度上的亮度的时间变化可以解释它们的光变曲线。
2020-03-18 astro-ph.HE
Flaring Activity from 0836+710 (4C +71.07): What Can We Learn With Limited Multiwavelength Coverage?
在γ射线的长期静止之后，blazar 0836+710（4C +71.07）在2011年春天爆发。我们发现只有有限的多波长覆盖的来源。对于像这样的平谱射电类星体（FSRQ）来说，相关的光学/ γ射线变化的迹象并不令人惊讶。然而，高频射电观测在2010年发现了一次耀斑，与可能的γ射线活动相抵消。2011年的γ射线活动发生在无线电发射上升的时期，这种模式自EGRET时代以来一直存在。
2012-05-10 astro-ph.HE
A new Chandra look at the globular cluster NGC 6540 and its peculiar X-ray flaring source
INAF–Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica di Milano（意大利国家天体物理研究所空间天体物理和宇宙物理米兰研究所）；Department of Physics and Astronomy, University of Alabama（阿拉巴马大学物理与天文系）
利用深度钱德拉观测，研究了球状星团NGC 6540中奇特X射线源3XMM J180608.9-274553的性质，通过高分辨率成像识别出三个候选源，并探讨了微引力透镜放大、黑洞耀发等解释其短时强X射线耀发的可能机制。
2026-08-03 astro-ph.HE
Late-outburst radio flaring in SS Cyg and evidence for a powerful kinetic output channel in cataclysmic variables
近年来，被称为激变变星（CV）的双星系统中的吸积白矮星在爆发时会产生射电耀斑，在性质上类似于从中子星和黑洞X射线双星中观察到的耀斑，但它们的普遍性和吸积流的能量意义仍然不确定。我们在2016年4月用Arcminute Microkelvin Imager Large Array对CV SS Cyg进行了新的无线电观测，这是第二次出现晚爆发无线电耀斑。这种耀斑发生在光通量衰减阶段，大约在公认的早期射电耀斑之后十天。我们推断，早期和晚期爆发耀斑是天鹅座SS射电爆发的一个共同特征，尽管振幅可变，可能是所有矮新星。此外，我们还对2016年2月以来最佳采样的晚期爆发耀斑的物理条件进行了新的分析，显示出清晰的光学深度演化。由此我们可以推断，同步辐射等离子体的膨胀速度约为光速的1%，峰值时的磁场为1高斯，总能量大于10^{33}尔格。虽然这一结果与同步加速器发射区的几何形状无关，但最有可能的起源是喷流带走了大量的可用吸积功率。
2019-09-16 astro-ph.HE
Multiwavelength flaring activity of PKS1510-089
目标：在这项工作中，我们分析了FSRQ PKS 1510 -089的多波长亮度变化和耀斑活动，旨在限制发射源的位置。方法：我们报告7毫米（43 GHz）的无线电和R波段偏振观测PKS 1510 -089。无线电观测是在Itapetinga无线电观测站进行的，而偏振数据是在Pico dos Dias观测站获得的。7毫米观测涵盖了2011年至2013年期间，而光学偏振观测是在2009年至2012年期间进行的。结果如下：在7毫米，我们发现了四个无线电和$γ$射线耀斑之间的相关性，它们之间的延迟约为54天;更高频率的对应物首先发生。使用光学偏振仪，我们发现了一个大的变化，偏振角（PA）在两天内与一个$γ$射线耀斑的开始。补充我们的数据与文献中获得的其他数据，我们表明，PA提出的旋转与耀斑的发生。结论：我们的研究结果可以解释的冲击射流模型，其中一个新的组件是在紧凑的核心产生的光学和/或$γ$ -射线耀斑，沿射流传播，并在一段时间后变得光学薄，并在射频作为耀斑检测。偏振参数的变化也可以重现;我们可以解释PA和偏振度（PD）的大的变化，在其中只有一个，或两者都没有，这取决于PA和PD之间的差异的射流和新的组件。
2017-07-18 astro-ph.HE
Simultaneous magnetic polar cap heating during a flaring episode from the magnetar 1RXS J170849.0-400910
在2018年NuSTAR的一次定点观测中，我们从磁星1 RXS J170849.0 $-$ 400910探测到了一次持续2.2小时的耀斑。耀斑在$\sim25$秒内上升到最大通量比持续发射大6倍，具有高脉冲，均方根脉冲分数为$53\%$。脉冲轮廓形状由被半个旋转周期分开的两个峰值组成，峰值通量比为$\sim$ 2。耀斑光谱是热的，平均温度为2.1 keV。相分辨光谱表明，这两个峰具有相同的温度，但大小不同。这些观测结果以及简单的光变曲线模型表明，两个相同的对映点，可能是磁极，在耀斑开始时和整个持续时间内同时被加热。因此，耀斑的起源必须与磁星的全球偶极结构有关。这可能是最好的外部实现，通过扭曲到封闭的磁层偶极场线播种轰击极地足迹地点与精力充沛的对。在耀斑爆发后约1.86小时，发生了一次短爆发，并有3分钟的热尾。爆发尾也在源的自旋周期处脉动，并与耀斑轮廓相一致，这意味着这两种现象之间存在密切联系。爆发可能是由锚定在表面热点的相同扭曲偶极场线中的磁重联事件引起的，随后的返回电流为这些极帽提供额外的热量。
2020-01-23 astro-ph.HE
Investigation of a small X-ray flaring event in NLS1 galaxy NGC 4051
我们进行了详细的宽带光谱和时间分析的一个小耀斑事件的~120 ks的窄线塞弗特1星系NGC 4051使用同时XMM牛顿和NuSTAR观测。将~300 ks长的NuSTAR观测和重叠的XMM-牛顿曝光分为耀斑前、耀斑和耀斑后段。在耀斑期间，NuSTAR计数率达到峰值，为耀斑前平均计数率的2.5倍。使用各种物理和唯象模型，我们研究了0.3-50 keV的X射线光谱，其中包括一个主要的连续，再处理的发射，温暖的吸收和超快流出在不同的时间尺度。根据光谱分析，中心黑洞的质量估计为>1.32*10^5太阳质量。在6-7 keV和10-50 keV波段的通量之间没有相关性，表明铁发射线和康普顿峰的起源不同。从光谱分析，我们发现，反射分数下降显着耀斑期间，伴随着增加的日冕高度以上的磁盘。光谱在耀斑期间变得柔和，支持了光源“更亮时更柔和”的性质。耀斑减弱后，日冕高度下降，日冕升温。这表明在耀斑期间日冕可能会膨胀。我们没有发现内吸积盘或种子光子温度的显着变化。这些结果表明，耀斑事件的发生是由于日冕性质的变化，而不是吸积盘的任何显着变化。
2023-03-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Quasi-periodic flares in EXO 2030+375 observed with INTEGRAL
背景：间歇性耀斑活动是HMXB中X射线暴的一个共同特征。在某些Be/X射线双星中，耀斑在静止期或爆发前被观测到。EXO 2030+375是一颗Be/X射线双星，几乎每隔46天就会有一次“正常”的爆发，发生在轨道公转的近星点附近。INTEGRAL观测站偶尔监测到其中一些爆发。目的：INTEGRAL数据显示，在系统爆发的上升部分，有强烈的准周期性耀斑活动。这种活动以前只在EXO 2030+375中观察到过一次，那是在1985年用EXOSAT观测到的。(Some其他卫星也观测到了单一耀斑的迹象。研究方法：本文根据INTEGRAL资料分析了该源的耀斑行为，并与1985年EXO 2030+375观测到的耀斑进行了比较。结果如下：根据耀斑的观测性质，我们认为吸积盘内缘的不稳定性是耀斑活动的最可能原因。
2011-11-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
No sign of G2's encounter affecting Sgr A*'s X-ray flaring rate from $Chandra$ observations
2014年夏天，一个不寻常的物体G2在银河系中心的$4\times10^6$ M $_\odot$超大质量黑洞Sgr A* 周围通过。几个研究小组报告的证据表明，在G2的近心遭遇之后，Sgr A* 的明亮X射线耀斑的速率显着增加。我们的分析仔细处理了来自附近磁中子星的不同通量污染，并且没有使用来自具有不同空间分辨率的多个X射线天文台的数据而引起的复杂性。我们测试的情况下，增加明亮的X射线耀斑率使用大量的数据集从\textit{Chandra X-ray Observatory}，唯一的X射线仪器，可以在空间上区分Sgr A* 和附近的银河系中心磁星在整个延长期涵盖G2的遇到与Sgr A*。我们使用来自2012年\textit{Chandra} \textit{X-ray Visionary Program}（XVP）3 Ms观测的X射线数据以及截至2018年的额外1.5 Ms观测数据。我们使用检测到的耀斑，使耀斑性质的分布。使用X射线耀斑的模拟占重要因素，如不同的$Chandra$仪器模式，我们测试的零假设Sgr A* 的明亮（或任何耀斑类别）X射线耀斑率周围不同的电位变化点。与以前的研究相比，我们的结果与零假设是一致的;相同的模型参数产生的分布与观察到的任何合理的变化点周围的分布一致。
2019-09-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Variable polarisation and Doppler tomography of PSR J1023+0038 - Evidence for the magnetic propeller during flaring?
过渡毫秒脉冲星是在吸积低质量X射线双星（LMXB）状态和非吸积射电脉冲星状态之间交替的系统。当处于LMXB状态时，它们的X射线和光学光变曲线显示出快速的耀斑和下降，其起源还不清楚。我们目前的结果，从我们的光学和近红外观测运动PSR J1023+0038，过渡毫秒脉冲星观测吸积状态。我们的宽带光学偏振测量表明，该系统显示出内在的线性偏振，其程度与光发射相关，即偏振可以在耀斑期间被稀释。然而，在耀斑期间的位置角的变化表明在耀斑期间的额外新兴的偏振分量。我们还发现，基于我们的H $_α$光谱和多普勒层析成像，有迹象表明，在吸积盘的结构/排放的变化在耀斑期间，可能是由于吸积流的变化。这一点，再加上耀斑期间偏振的变化，可能标志着系统中存在磁螺旋桨质量喷射过程。此外，我们在光学和近红外耀斑的轮廓分析表明，近红外耀斑是至少一样强大的光学的，都可以表现出过渡时间尺度小于3秒。因此，光学/近红外耀斑似乎起源于一个单独的，偏振的瞬态分量，这可能是由于汤姆逊散射螺旋桨喷射物质。
2017-11-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-energy neutrino flare from cloud-jet interaction in the blazar PKS 0502+049
在探测到一个可能与闪耀的耀变体TXS 0506+056有关的$\sim$ 300 TeV中微子后，IceCube揭示了2014-2015年在其位置周围有过量的中微子。然而，其在$γ$射线中的同时静止是具有挑战性的，难以一致地解释。与此同时，位于中微子定域不确定区域内的耀变体PKS 0502+049被观测到在$γ$射线中闪耀。我们发现，与其喷流相互作用并诱导宇宙射线加速和强子核相互作用的密集的线状发射气体云可以合理地解释2014-2015年的中微子耀斑。
2018-08-14 astro-ph.HE hep-ph
The collisional relaxation of electrons in hot flaring plasma and inferring the properties of solar flare accelerated electrons from X-ray observations
X射线观测是对太阳耀斑中产生的快速电子的直接诊断，这些电子在能量释放过程中被激发并射向太阳。由于加速电子的性质在其传输和与背景等离子体的相互作用过程中会发生很大的变化，因此最终必须将一个模型应用于X射线观测，以了解加速电子的机制。冷厚靶模型被普遍用于此任务，因为它提供了一个简单的分析关系之间的加速电子谱和发射电子谱的X射线源，后者的数量很容易从X射线观测。然而，这样的模型对于大多数太阳耀斑来说是不合适的，因为它没有考虑到快速电子热化的物理学。使用一个更现实的模型，适当考虑背景等离子体的性质，碰撞扩散和热化的电子，可以减轻或甚至消除许多传统的问题与冷厚靶模型和推导加速电子光谱从X射线光谱，如数量问题和需要强加一个特设的低能量截止。
2015-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type I X-ray Bursts from the Neutron-star Transient XTE J1701-462
在2006-2007年爆发期间，利用\xte对$\sim$ 3 Ms的中子星X射线瞬变XTE J1701-462进行了观测。在这里，我们报告的发现，三个I型X射线爆发的XTE J1701-462。它们发生在源从典型的Z源行为向典型的环礁源行为过渡时，在爱丁顿光度的$\sim10%$。第一次爆发是在Z源扩张分支中检测到的;第二次爆发是在扩张和正常分支之间的顶点中检测到的;第三次爆发是在环状源软状态中检测到的。在耀斑分支中发现的爆发对早期的猜测产生了怀疑，即耀斑分支是由于吸积物质的不稳定核燃烧造成的。最后两个爆发的光球半径膨胀，从我们估计的距离源为8.8千秒差距与15%的不确定性。在这三次爆发中，在30至4000 Hz范围内没有发现明显的爆发振荡。
2009-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
A 149 minute periodicity underlies the X-ray flaring of Sgr A*
在最近的一篇论文（Leibowitz 2017）中，我已经证明了钱德拉天文台在2012年记录的39个Sgr A* 的大X射线耀斑，最好集中在时间轴上等距网格的刻度线周围。在L1中找到的这个网格的周期是0.1033天。在这项工作中，我表明，该效果可以发现在所有的大型X射线耀斑记录的钱德拉和XMM-牛顿沿15年。在2000年至2014年期间记录的所有71次大型耀斑的中点也紧紧围绕着网格的刻度线，该周期或更可能是0.1032天。该结果的置信水平至少为3.27σ，很可能为4.62σ。我还发现一个可能的线索，一个类似的网格是潜在的红外耀斑的对象。我认为，在Sgr A* 的大X射线耀斑发生的起搏器是一个低质量恒星或小行星的顺序，在一个稍微偏心开普勒轨道围绕SMBH在银河系中心的质量。这个轨道的半径大约是BH的6.6史瓦西半径。
2017-11-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Multiwavelength analysis and the difference in the behavior of the spectral features during the 2010 and 2014 flaring periods of the blazar 3C 454.3
平谱射电类星体3C~454.3多年来一直表现出不同波段的射电通量显著增加的高活动相（耀斑）。在这项工作中，我们进行了从无线电到伽马射线的多波长分析，并研究了2008-2018年的Mg~II~ $λ2798$发射线和UV~Fe~II带。我们发现，在43 GHz的通量密度的准静态组件C的增加，与估计的时间一致，在该时间从无线电核心喷射超光速斑点（这导致了最明亮的耀斑的2010年）碰撞准静态组件（在一个投影距离$\sim4.6$ pc从无线电核心）。光谱指数在第一次（$5000 < \text{JD}-2450000 < 5600$）和第二次（$6600 < \text{JD}-2450000 < 7900$）耀斑期间的不同行为表明物理条件的变化。第二个时期的复杂性质可能是不同地点多个事件叠加的结果。Mg~II与紫外连续谱呈反相关，Fe~II与紫外连续谱呈正相关。除了2010年最亮的耀斑，当两者都有一个强烈的反应，在高连续光度。我们的研究结果表明，占主导地位的伽玛射线发射机制的第一个耀斑时期是外部康普顿。对于第二闪耀时段，种子光子发射区域与伽马射线发射区域是共空间的。然而，需要使用多区域喷流排放模型进行SED研究，以确认第二阶段每个重大耀斑的性质。
2020-10-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
The flaring X-ray corona in the quasar PDS 456
介绍了对射电宁静类星体PDS 456的新的雨燕监测观测。2018年9月捕获了一个明亮的X射线耀斑，通量增加了4倍，时间尺度增加了2天。从光交叉的论点，日冕的大小被推断为约30引力半径的黑洞质量$10^{9} {\rm M}_{\odot}$和总耀斑能量超过$10^{51}$尔格。X射线发射的硬化伴随着耀斑，光子指数从$Γ=2.2$降低到$Γ=1.7$，然后再返回。耀斑是在X射线日冕中产生的，没有任何光学或紫外线的变化，这与恒定的吸积速率是一致的。在耀斑峰值后的$1-3$天和下降阶段，同时进行XMM-牛顿和NuSTAR观测。这些捕捉PDS 456在一个明亮的，裸露的状态，其中没有光盘风吸收功能是明显的。硬X射线谱显示出高能量翻转，e折叠能量为$E_{\rm fold}=51^{+11}_{-8}$ keV。计算出的日冕温度为$kT=13$ keV，是活动星系核中最冷的温度之一，PDS 456位于预测的X射线日冕对湮灭线之下。光谱的变化性，在耀斑之后变得更加柔和，与冷却X射线日冕的模型一致。或者，非热分量的增加可能有助于硬X射线耀斑光谱。
2020-10-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Ultraluminous X-ray bursts in two ultracompact companions to nearby elliptical galaxies
在星系NGC 4697附近发现了一个X射线耀斑源。观测到两次耀斑，相隔四年。在大约一分钟的时间尺度上，通量增加了90倍。两次闪光都很短暂。在耀斑的位置上没有光学对应物，但如果源位于NGC 4697的距离上，则光度为10^39 erg/s。在这里，我们报告了对70个附近星系的档案X射线数据进行搜索以寻找类似此类耀斑的结果。我们在球状星团或母椭圆星系的超致密矮伴星系中发现了两个耀斑源。其中一个光源爆发一次，峰值亮度为9 x 10^40 erg/s，而另一个爆发五次，峰值亮度为10^40 erg/s。所有耀斑的上升时间都小于1分钟，然后它们在大约一个小时内衰减。当没有耀斑时，这些源看起来是正常的吸积中子星或黑洞X射线双星，但它们位于古老的恒星星族中，不像磁星、异常X射线双星或软伽马重复星，它们具有类似光度的重复耀斑。
2016-10-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
The 2010 May Flaring Episode of Cygnus X-3 in Radio, X-Rays, and γ-Rays
2009年，天鹅座X-3成为第一个通过费米和AGILE卫星探测到的GeV γ射线区域的微类星体。在观测工具箱中添加这个新波段有望对这个系统和其他系统的相对论喷流建立更详细的了解。我们提出了一个丰富的数据集的无线电，硬和软X射线，γ射线观测天鹅座X-3在2010年5月的耀斑插曲。我们探测到一个~3-d的X射线辐射软化和恢复，紧接着是一个15 GHz的~1-Jy射电耀斑，然后是一个4.3σ γ射线耀斑（E > 100 MeV）。射电采样是稀疏的，但我们使用档案数据来论证，γ射线耀斑之后不太可能有任何显著的未观测到的射电耀斑。在这种情况下，观测到的事件的顺序很难用一个模型来解释，在这个模型中，γ射线发射是由于伴星辐射场的逆康普顿散射。我们的观察表明，其他机制也可能是天鹅座X-3 γ射线发射的原因。
2011-04-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Flaring Active Galactic Nuclei. The cases of 3C 279 and PMN J0948+0022 as seen by the Fermi-LAT
活动星系核在整个电磁波谱上表现出变化性，在不同的频率上有不同的耀斑发作。费米卫星上的大面积望远镜的高灵敏度和几乎均匀的天空覆盖范围使其成为长时间监测大量活动星系核的有力工具。这使我们能够在伽马射线中探测到几个闪耀的活动星系核，触发从射电到TeV能量的专用多频活动。我们讨论了两种不同类型的耀斑活动星系核的结果：平谱射电类星体3C 279，特别是从这个源的伽玛射线耀斑的光学偏振角的急剧变化的一致性，和第一个伽玛射线耀斑从射电大声窄线塞弗特1，PMN J 0948 +0022。
2011-01-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
