Shock waves in the magnetic reconnection in the flares on the accretion disk of the SGR~A*
本文通过引入赝牛顿势的磁环模拟，发现Sgr A*吸积盘耀斑中磁重联产生的电流片分叉为两对慢激波并加热等离子体，从而解释了耀斑的瞬时增亮机制。
2024-07-02 astro-ph.HE
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
Quiet but still bright: XMM-Newton observations of the soft gamma-ray repeater SGR 0526-66
SGR 0526-66是第一个在1979年3月探测到巨大耀斑的软伽马射线中继器（SGR），这表明磁星的存在，即中子星由其极强的磁场衰变提供动力。自那时以来，关于该天体的资料很少，主要是因为它自1983年以来一直没有爆发活动，而且由于它距离遥远，而且位于大麦云云中的一个X射线明亮的超新星遗迹中，因此对它的持续X射线发射的研究受到阻碍。在这里，我们报告了对SGR 0526-66的所有可用XMM-牛顿观测的全面分析。特别是，由于在2007年进行了深入的观察，我们测量了它的脉动周期（P = 8.0544 +/- 0.0002秒）6年后，它的最新检测钱德拉。这使我们能够第一次检测到其自旋下降速率的显着降低。通过与2000年和2001年进行的两次较短的XMM-牛顿观测进行比较，我们发现光谱没有显著变化，这可以用吸收幂律模型很好地模拟，nH = 4.6 E +21 cm^-2，光子指数= 3.27。在最近一次观测到爆发活动后的25年左右，SGR 0526-66仍然观测到高光度（约4 E +35 erg/s，在1-10 keV能量带），这使它成为明亮和持久的候选磁星。
2009-07-27 astro-ph.HE
On the trigger mechanisms for SGR giant flares
我们研究了两种触发机制，一个内部和外部的中子星，引起强烈的软伽玛射线中继器（SGR）的巨型耀斑。到目前为止，已经在1979年3月5日、1998年8月27日和2004年12月27日从七个确认的SGR中的三个观测到了三个巨大的耀斑。最后两个事件被发现比第一个更强大，并且都展示了一个前兆的存在，我们证明了它已经引发了主耀斑。在内部机制方面，我们认为极向磁场的强卷起产生切向不连续，并在加热地壳的过程中耗散了它的扭转能量。不稳定性发展的时间尺度与前体之后的静止状态的持续时间一致。或者，我们开发了一个重联模型的基础上的假设，剪切运动的足迹导致实现的斯威特帕克电流层的磁层。由于嵌入的超热湍流层的发展，这一宏观层变薄，从而开启了脉冲霍尔重联，这为巨大的耀斑提供了动力。再次，我们表明，变薄的时间是在耀斑前的静止时间的顺序。这个模型自然地解释了耀斑期间观测到的非热辐射的起源，以及耀斑后的射电余辉。
2010-05-18 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
Fifteen years of XMM-Newton and Chandra monitoring of Sgr A*: Evidence for a recent increase in the bright flaring rate
我们提出了一个研究的X射线耀斑活动的Sgr A* 在所有150 XMM牛顿和钱德拉观测指向银河系中心在过去的15年。这包括最新的XMM-牛顿和钱德拉运动，致力于监测非常红色的Br-伽马发射物体G2的最接近方法。分析的整个数据集从1999年9月到2014年11月。我们采用了贝叶斯块分析，调查任何可能的变化的特点（频率，能量，峰值强度，持续时间）的耀斑事件，Sgr A* 自2001年发现以来，已展出。我们观察到Sgr A* 的总亮或非常亮的耀斑光度在2013-2014年间增加了2-3倍（~3.5 sigma显著性）。我们还观察到，从2014年夏末开始，Sgr A* 的明亮或非常明亮的耀斑速率从0.27+-0.04天^-1增加到2.5+-1.0天^-1（~99.9%的显著性），这恰好是G2通过近中心后大约6个月。这可能表明，集群是明亮耀斑的一般属性，它与稳态噪声过程有关，产生的耀斑在时间上分布不均匀（类似于在其他静止黑洞中观察到的情况）。如果是这样的话，由于监测频率的增加，燃烧特性的变化现在才能被揭示出来。或者，这可能是由G2的近距离通过引起的过度吸积活动的第一个迹象。需要更多的观察来区分这两种假设。
2015-07-09 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
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
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
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
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
Persistent Emission Properties of SGR J1935+2154 During Its 2020 Active Episode
我们根据我们在2020年4月爆发风暴之后进行的XMM-牛顿和钱德拉观测，提出了SGR J1935+2154持续X射线发射的详细光谱和时间特征，在此期间发射了数百次高能X射线爆发，其中一次与异常的快速射电暴有关。我们清楚地检测到脉冲X射线发射的XMM-牛顿数据。利用我们的自旋周期测量结合从同一活跃事件报告的三个早期值，获得了1.6 $\times$ 10 $^{-11}$ s s $^{-1}$的平均自旋下降速率。我们用各种唯象和物理模型对XMM-牛顿和钱德拉谱进行了研究，得出结论，SGR J1935+2154的磁场拓扑结构很可能是高度非偶极的。的光谱模型表明，表面场强度在一定程度上局部区域基本上超过4.4 $\times$ 10 $^{14}$ G的极性值推断与旋转磁偶极子的自旋下降扭矩。
2020-12-03 astro-ph.HE
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
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
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$τ=543\pm…
2017-12-06 astro-ph.HE
Sgr A* near-infrared flares from reconnection events in a magnetically arrested disc
大振幅的Sgr A* 近红外耀斑是由能量注入黑洞事件视界附近的电子引起的。天体测量数据表明，连续旋转的发射区在明亮的耀斑，和相应的旋转的线性偏振角。一个广泛的物理耀斑模型调用磁重联。在这里，我们表明，这样的情况下，可以出现在一个广义相对论磁流体动力学模拟的磁制动盘。磁通量的饱和触发了喷发事件，在那里，磁性主导的等离子体从地平线附近被排出，形成旋转的螺旋结构。耗散通过在磁主导的等离子体和周围流体的界面处的重连而发生。这种耗散与Sgr A* 模型中近红外辐射的大幅增加有关，持续时间和振幅与观察到的耀斑一致。这样的事件发生在大致的时间尺度，以重新积累的磁通量从内部吸积盘，10小时为Sgr A*。我们研究了一个样本事件的近红外观测表明，发射形态跟踪边界的磁主导区域。当该区域围绕黑洞旋转时，近红外质心和线性偏振角都经历连续旋转，类似于Sgr A* 耀斑中看到的行为。
2020-08-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Exploring plasma evolution during Sagittarius A* flares
我们提出了一种新的方法来描述来自Sgr A* 的耀斑与粒子分布的自洽计算。所有相关的辐射过程中考虑到电子分布和所得光谱的演变。我们提出的光谱建模NuSTAR观测到的新的X射线耀斑，以及在不同波长的旧观测，并讨论了等离子体参数的变化，产生耀斑。我们表明，在某些条件下，真实的粒子分布可以显着不同的标准分布假设在大多数研究。我们的结论是耀斑可能产生的磁化等离子体与我们的理解一致的吸积流。包括非热加速，注入，逃逸和冷却损失产生了红外和X射线之间的光谱，允许更好地同时描述不同的波长。我们赞成非热同步加速器的解释，假设红外耀斑光谱使用的是有代表性的。我们还考虑了由于G2与Sgr A* 相遇而导致密度增加的情况下对Sgr A* 的静态光谱的影响。
2015-04-14 astro-ph.HE
Tidal disruption and evaporation of rubble-pile and monolithic bodies as a source of flaring activity in Sgr A^\star$
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
Late Variability of Flux and Spectra of the Tidal Disruption Flare Sw J1644+57 from XMM-Newton data
描述了2012年TDF Sw J1644+57的光谱变化和通量演化，该耀斑在2012年留下了与$t^{-5/3}$成比例的典型潜在趋势，直到现在仍保持着静止的通量。本研究使用了欧空局卫星\emph{XMM-Newton}的16次X射线观测，包括2013年7月17日$^{\rm th}$进行的一次观测。还在BOOTES/CASANTORY数据库中进行了光发射的检索。后期的X射线通量表明，在最后一次\emph{XMM-Newton}观测时，源通量的下降并不遵循预期的TDF趋势。此外，光谱拟合参数，特别是中性氢柱密度，N $_{\rm H}$，和幂律指数，$Γ$，表明源暗化已减少，光谱形状已随时间变平。恒星的分裂可能已经结束了。尽管如此，静止的X射线流仍在继续。静止的X射线通量的证据。
2014-02-17 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
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
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
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
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
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
X-ray Echo from the Sagittarius C Complex and 500-year Activity History of Sagittarius A*
利用X射线反射星云（XRNe）作为超大质量黑洞Sgr A* 过去耀斑的回波的概念，给出了人马座（Sgr）C区的朱雀观测结果。Sgr C复合体由几个位于投影距离上的分子云组成。分析了Sgr C的X射线谱，认为XRNe位于银河系中心等离子体X射线发射区内部，在Sgr A* 周围呈椭圆形分布。我们发现XRNe在视线位置上很大程度上是分离的，并且与射电观测所检测到的不同速度范围内的分子云相关联。我们还将相同的分析应用于Sgr B XRNe，并完成了过去发生的Sgr A* 的长期光变曲线。作为一项新的发现，我们确定Sgr A* 在500年前就已经经历了高亮度期，这比之前报道的值要长。我们的研究结果与这样一种假设相一致，即在过去的50 ~ 500年里，Sgr A* 持续活跃，其通量变化率为Lx = 1-3 x 10^39 erg s^-1。过去的平均光度比现在观测到的高出大约4-6个数量级。此外，还发现了两次5-10年的短期耀斑，因此，过去的X射线耀斑不应该是单一的短期耀斑，而可以解释为叠加在长期高态上的多次耀斑。
2012-11-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Wisps in the Galactic center: NIR triggered observations of the radio source Sgr A* at 43 GHz
上下文紧凑的无线电和近红外（NIR）源人马座A*（Sgr A*）与银河系中心的超大质量黑洞的背景下，在7毫米的近红外触发的全球甚长基线阵列（VLBA）活动。目的。图A* 显示了从射电到X射线的可变通量密度。这些变化有时会出现在被称为耀斑的自发爆发中。Sgr A* 的多频观测提供了容易观测的参数，这些参数可以测试目前公认的试图解释这些强度爆发的模型。方法. 2012年5月16日至18日，在全球多波长活动期间，每天用VLBA在7 mm（43 GHz）处观察6小时。这些观测是由甚大望远镜（VLT）观测到的近红外耀斑引发的。获得了精确的通量密度和源形态。结果Sgr A* 的总7 mm通量在其静态期间仅显示出微小的变化，每天0.06 Jy。在5月17日观测到的近红外耀斑之后，4.5小时后，在43 GHz处的通量密度增加了0.22 Jy。这与绝热膨胀偶然联系的事件的预期时间延迟很好地吻合。在射电耀斑达到峰值前不久，人马座A* 在东南方向1.5质量标准处发展出一个次级射电离核特征。尽管闭合阶段的噪音太大，无法对这一特征进行实际限制，但这种尺度的分量加上近红外和射电耀斑之间4.5 +-0.5小时的时间延迟，提供了一个热膨胀喷流特征的证据。
2015-12-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
The 3 Ms Chandra Campaign on Sgr A*: A Census of X-ray Flaring Activity from the Galactic Center
在过去的十年里，对Sgr A* 的X射线观测揭示了一个处于深度睡眠状态的黑洞，大约每天都会有一次短暂的耀斑。这个超大质量黑洞的极弱X射线一直是黑洞吸积过程中的一个难题。为了研究银河系中心的吸积过程，钱德拉（与许多地面和太空天文台合作）在2012年对Sgr A* 进行了一次3M活动。凭借其出色的观测节奏，灵敏度和光谱分辨率，钱德拉X射线远见项目（XVP）提供了一个前所未有的机会来研究最近的超大质量黑洞的行为。我们提出了一份进展报告，从我们正在进行的研究X射线耀斑，包括最明亮的耀斑看到的Sgr A*。本文从耀斑和静止辐射的统计数据出发，讨论了银心X射线变率的物理意义。
2013-11-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evidence for X-ray synchrotron emission from simultaneous mid-IR to X-ray observations of a strong Sgr A* flare
本文报道了在ESO VLT上用NACO在L'波段（3.80 μ m）、KS波段（2.12 μ m）和H波段（1.66 μ m），用VISIR在N波段（11.88 μ m），以及用XMM-Newton在X射线（2-10 keV）波长上对Sgr A ~* 的测量结果。2007年4月4日，在L '波段和X射线波段同时观测到了来自Sgr A* 的一个非常明亮的耀斑。使用VISIR没有检测到排放。所得到的SED在12微米和3.8微米之间具有蓝色斜率（对于nuL_nu ~ nu^beta，beta > 0，与nuL_nu ~ nu ^0.4一致）。我们的高质量数据第一次允许红外和X射线光变曲线的详细比较，分辨率为几分钟。红外线和X射线耀斑在3分钟内同时出现。然而，IR耀斑持续时间明显长于X射线耀斑（在X射线峰之前和之后），并且在X射线数据中明显看不到3.8微米光变曲线中的突出子结构。从L '波段光变曲线的最短时间尺度变化，我们发现耀斑区的大小不超过1.2R_S。X射线与红外线的高通量比、蓝色nuL_nu斜率MIR到L'波段以及X射线耀斑的软nuL_nu光谱指数共同对可能的耀斑发射机制施加了强约束。我们发现用逆康普顿过程定量地解释这个明亮的X射线耀斑是困难的。一个同步辐射的情况下，从一个电子分布与冷却中断是一个更可行的方案。
2009-06-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
