Self-consistent spectra from radiative GRMHD simulations of accretion onto Sgr A*
我们提出的第一个光谱能量分布产生自洽的2.5维广义相对论磁流体动力学（GRMHD）数值模拟，其中辐射冷却包括在动力学计算。作为一个案例研究，我们集中在银河系中心的超大质量黑洞，人马座A*（Sgr A*），它具有最好的约束物理参数的吸积流。我们将模拟的光谱与Sgr A* 的观测数据进行了比较，并探索了我们模型的参数空间，以确定改变初始磁场构型、离子与电子温度比T_i/T_e和目标吸积率的影响。我们找到了质量吸积率为~ 1 e-9 Msun/yr，自旋为0.7 < a * < 0.9时的最佳描述。亚毫米波的峰值通量似乎在很大程度上与初始条件无关，而较高的能量对初始磁场配置非常敏感。最后，我们还讨论了在一些模拟中观察到的耀斑特征，这可能是由于2D配置的伪影。
2012-09-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spectral and Imaging properties of Sgr A* from High-Resolution 3D GRMHD Simulations with Radiative Cooling
银河系中心的候选超大质量黑洞人马座A*（Sgr A*），已知是由辐射效率低下的吸积流（RIAF）提供的，这是由其低吸积率推断的。因此，在Sgr A* 的研究中，辐射冷却通常被忽视。然而，RIAF中等离子体的辐射特性知之甚少。在这项工作中，使用全三维广义相对论磁流体动力学模拟，我们研究了辐射冷却的吸积等离子体的动态演化的影响，提出光谱能量分布和合成的亚毫米图像产生的吸积流周围的Sgr A*。这些模拟解决近似方程的辐射冷却过程自洽，包括同步加速器，韧致辐射，逆康普顿过程。我们发现，随着吸积率的增加，辐射冷却在吸积流的动力学中起着越来越重要的作用：中平面密度的增长和下降的气体是不那么湍流冷却变得更强。当吸积率大于$10^{-8}\,M_{\odot}~{\rm yr}^{-1}$（$\gtrsim 10^{-7} \dot{M}_{\rm Edd}$，其中$\dot{M}_{\rm Edd}$是爱丁顿吸积率）时，动力学演化的变化变得重要。在冷却模型中得到的光谱也不同于非冷却模型中的光谱：由于电子温度的降低，总通量（包括亚毫米和远紫外处的峰值）略低。我们的研究结果表明，辐射冷却应仔细考虑在建模Sgr A* 和其他低光度活动星系核，有一个质量吸积率$\dot{M} > 10^{-7}\,\dot{M}_{\rm Edd}$。
2020-09-29 astro-ph.HE
GRMHD simulations of accretion onto Sgr A*: How important are radiative losses?
本文采用广义相对论磁流体动力学（GRMHD）方法对银河系中心人马座A *（Sgr A *）的超大质量黑洞的吸积流进行了数值模拟。模拟包括第一次辐射冷却过程（同步，韧致辐射，逆康普顿）自洽的动力学，使我们能够测试忽略所有冷却损失的建模中的Sgr A * 的常见简化。我们确认，对于Sgr A *，如果银河系中心的吸积速度低于~10 ^{-8} Msun/yr，即Mdot <10 ^{-7} Mdot_Edd，则忽略冷却损失是合理的近似。但在此极限以上，我们表明，辐射损失应考虑到显着差异出现在动力学和由此产生的光谱时，比较模拟与不冷却。这个极限意味着大多数附近的低光度活动星系核都处于应该考虑冷却的区域。进一步对银河系中心超大质量黑洞周围的轴对称气体吸积进行了参数研究。这种方法使我们能够调查一般的气体吸积的物理学，同时面对我们的结果与良好的研究和观察源，Sgr A *，作为一个测试案例。我们证实，吸积流和外流的性质是强烈依赖于初始几何的磁场。例如，我们发现，即使有非常高的自旋，也很难从带有多个单独的极向场环的圆盘中产生强大的外流。
2012-06-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Power of Imaging: Constraining the Plasma Properties of GRMHD Simulations using EHT Observations of Sgr A*
广义相对论磁流体动力学模拟的最新进展扩展和提高了我们对黑洞吸积盘动力学的理解。然而，目前的模拟没有捕捉到电子在低密度吸积等离子体的热力学。这对从第一原理预测吸积流图像和光谱提出了重大挑战。正因为如此，简化的排放模型经常被使用，具有广泛不同的配置（例如，盘与喷流为主的排放），并能够解释观测到的光谱性质的吸积黑洞。然而，探索由这样的模型引入的大参数空间需要超过传统计算设施的显著计算能力。在本文中，我们使用GRay，一个快速的基于GPU的光线跟踪算法，在GPU集群El Gato，计算图像和光谱的一组六个广义相对论磁流体动力学模拟与不同的磁场配置和黑洞自旋。我们还采用了两种不同的参数模型的等离子体热力学在每个模拟。我们表明，如果只使用的光谱特性的Sgr A*，所有12个模型在这里测试可以同样很好地拟合光谱。然而，当结合使用事件视界望远镜测量发射的图像大小时，当前的观测排除了所有具有强漏斗发射的模型，因为漏斗通常非常延伸。我们的研究表明，具有视界尺度分辨率的吸积流图像为理解黑洞周围的吸积流及其热力学性质提供了一个强有力的工具。
2014-10-13 astro-ph.HE
Bayesian techniques for comparing time-dependent GRMHD simulations to variable Event Horizon Telescope observations
事件视界望远镜（EHT）是一个毫米波长甚长基线干涉测量（VLBI）实验，能够以视界尺度分辨率观测黑洞。早期的观测揭示了银河系中心黑洞人马座A*（Sgr A*）中可变的视界尺度辐射。将这些观测结果与随时间变化的广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟进行比较，需要明确考虑数据和模型变化的统计工具。在这里，我们开发了一种贝叶斯方法来比较时间分辨的模拟图像变量VLBI数据，以推断模型参数和进行模型比较。我们使用基于GRMHD模拟的模拟EHT数据来探索这种贝叶斯方法的鲁棒性，并将其与不考虑变异性影响的方法进行对比。我们发现，与时间无关的模型导致偏移值的推断参数与人为减少的不确定性。此外，忽略数据和模型的可变性往往会导致错误的模型选择。最后，我们将我们的方法应用到早期的EHT数据Sgr A*。
2016-12-17 astro-ph.HE
On the Comparison of AGN with GRMHD Simulations: I. Sgr A*
我们提出了在人马座A* 附近使用电子温度或能量密度参数化的银河系中心发射模型。这些模型包括那些灵感来自两个温度的广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟，以及射流激励的处方概括均分粒子和磁能。从这些模型中，我们计算光谱和图像，并根据其不同的观测特征进行分类。一些模型产生形态和光谱特征，例如，图像尺寸、亚毫米级凸起和低频谱斜率与观测结果一致。光谱与观测结果一致的模型产生了最紧凑的图像，具有最突出的不对称光子环。在许多模型中也可以看到边缘明亮的流出。在我们考虑的所有模型中，代表当前数据的最好模型是当磁压大于热压时电子相对论热，但冷（即，对排放的贡献可以忽略不计）。这项工作是一系列的一部分，也适用于“观察”模拟方法的近地平线地区的超大质量黑洞在M87和3C 279。
2020-01-30 astro-ph.HE hep-ph
On the jet-ejecta interaction in 3D GRMHD simulations of binary neutron star merger aftermath
短的$γ$射线暴（sGRB）喷流在中子星合并后形成，穿过盘风和动力喷出物，在喷出物爆发之前延伸超过四到五个数量级的距离。我们提出了第一个三维广义相对论磁流体动力学sGRB模拟跨越这个巨大的规模分离。它们有三种可能的结果：喷气+茧，茧，两者都没有。典型的sGRB喷流从动力学喷出物中爆发，如果（i）在BH形成时，沿着极点的束缚喷出物的各向同性等效质量是$ \lesssim10^{-4}~{\rm M_{\odot}} $，限制了合并和BH形成之间的延迟时间，否则，喷流在喷出物中消失，离开喷流膨胀的茧来为低光度的sGRB提供动力;（ii）合并后的残留磁盘包含强大的大规模垂直磁场，$\gtrsim10^{15}$ G;（iii）如果喷流是弱（$\lesssim10^{50}$ erg），喷出物的各向同性等效质量沿极必须是小的（$\lesssim10^{-2}~{\rm M_{\odot}}$）。一般来说，喷流结构的形成是由早期与盘风的相互作用，而不是动力喷出物。只要我们的喷流从喷出物中爆发出来，它们就保持着显著的磁化（$\lesssim1$），这表明磁重联是sGRB发射的基本性质。爆发后流出的各向同性等效能量的角结构始终具有平坦的核心，然后是陡峭的幂律分布（斜率$\gtrsim3$），类似于流体动力学射流。在只有茧的结果中，动力喷出物扩大了流出角分布并使其变窄（斜率$\sim1.5$）。
2022-06-23 astro-ph.HE
Black hole accretion and radiation variability in GRMHD simulations with Rezzolla-Zhidenko spacetime
本研究利用Rezzolla-Zhidenko时空的二维GRMHD模拟，探究偏离广义相对论的球对称黑洞时空中的吸积动力学与230GHz辐射涨落特性，发现偏离参数与光变幅度系统性相关，为区分Sgr A*的黑洞解提供新途径。
2025-01-15 astro-ph.HE
A parameter survey of Sgr A* radiative models from GRMHD simulations with self-consistent electron heating
银河系中心黑洞候选者Sgr A* 是研究低光度吸积物理学的最佳目标，包括近红外和亚毫米波长长基线干涉测量实验。在这里，我们比较图像和光谱产生的广义相对论MHD模拟的一组无线电近红外观测的Sgr A* 的参数调查。我们的模型跨越了弱磁化和强磁化的限制，并使用了一系列的子网格处方的电子加热。我们发现两类方案可以解释宽形状的亚毫米光谱峰值和高度可变的近红外耀斑发射。弱磁化的“圆盘喷射”模型，其中大部分发射产生于喷射壁附近，与过去的工作一致，以及强磁化（磁制动盘）模型，其中热电子无处不在。由于强法拉第旋转，喷流模型在亚毫米波长处强烈去极化，这与Sgr A* 的观测结果不一致。相反，我们倾向于强磁化模型，它提供了一个很好的描述的中位数和高度可变的线性极化信号。同样的模型也可以解释所观察到的平均法拉第旋转测量和潜在的偏振信号最近看到的Sgr A* 近红外耀斑。
2020-03-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
Radiative Models of Sgr A* from GRMHD Simulations
使用基于轴对称广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟的流动模型，我们构建了sgr A* 的辐射模型。光谱能量分布，包括热同步辐射和吸收的影响，和康普顿散射，使用蒙特卡罗技术计算。使用光线跟踪方案计算图像。所有模型都按比例缩放，使230 GHz的通量密度为3.4焦耳。模型的关键参数是无量纲黑洞自旋a*、倾角i和离子-电子温度比Ti/Te。我们发现：（1）Ti/Te=1的模型与观测到的亚毫米波谱斜率不一致，（2）X射线通量是a* 的强增函数，（3）X射线通量是i的强增函数，（4）X射线通量是a * 的强增函数。（4）230 GHz图像尺寸是i、a* 和Ti/Te的复杂函数，但Ti/Te = 10的模型一般都很大，最多只能与230 GHz VLBI数据勉强一致;（5）对于Ti/Te=10，i=85 °的模型，事件视界被230 GHz的同步辐射光球掩盖，VLBI无法观测到，但这些模型产生了过量的近红外和X射线通量;（6）在所有SED与观测值一致的模型中，事件视界在230 GHz处是暴露的;（7）与观测值最一致的模型的\sim * \sim 0.9。最后，我们讨论了我们模型的局限性和未来改进的前景。
2009-09-29 astro-ph.GA 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
Lower Bound on the Magnetic Field Strength of a Magnetar from Analysis of SGR Giant Flares
基于磁星模型，我们详细研究了产生SGR巨耀斑的正负电子等离子体的中微子冷却过程以及磁星磁场对这些过程的影响。电子-正电子对湮灭和同步中微子发射示出这样的等离子体的中微子发射率的主要贡献。我们计算了SGR 0526- 66、SGR 1806- 20和SGR 1900+14巨耀斑长尾阶段等离子体填充区的中微子能量损失。只有在强磁场抑制中微子能量损失的情况下，这种等离子体才能发射出在SGR巨型耀斑中观察到的能量。我们已经得到了一个下限的磁场强度，并表明该值高于上限以下的磁星的磁偶极子损失的估计分析在广泛的磁星模型参数。因此，用磁星模型来解释SGR巨耀斑长尾阶段观测到的能量释放是有问题的。
2011-05-20 astro-ph.HE
Constraining the Accretion Flow in Sgr A* by GR Dynamical and Radiative Modeling
提出了基于3D GRMHD模拟的动力学吸积模型和广义相对论极化辐射转移模型的结合。通过人马座A* 的吸积流模型，给出了回旋同步辐射的GR射线追迹的形式。GR极化成像，以及频谱的一组可能的自旋和取向的结果。对热等离子体的法拉第旋转和法拉第转换系数采用了精确的拟合公式。轴对称流型和磁场几何形状对应于黑洞附近的平均3D GRMHD模拟，而分析模型用于远离黑洞。密度标度是通过拟合亚毫米级的通量而得到的。自旋$a=0.7$和倾斜角$θ=0.6$产生对亚毫米通量和线性偏振分数的最佳拟合。
2009-12-11 astro-ph.HE
An Inverse Compton Scattering Origin of X-ray Flares from Sgr A*
来自Sgr A* 的X射线和近红外发射主要是由耀斑控制的，而静态分量在无线电和亚毫米波长处占主导地位。Sgr A* 的静态发射的光谱能量分布在亚毫米波长处达到峰值，并且被建模为来自吸积流中的电子的热群体的同步辐射，电子温度范围高达$\sim 5-20$ \，MeV。在这里，我们调查的X射线耀斑发射的机制，通过Sgr A* 的静态和耀斑组件的相互作用产生的。X射线耀斑辐射被解释为逆康普顿辐射、自同步康普顿辐射或同步辐射。我们提出的同时X射线和近红外观测结果表明，X射线峰值耀斑发射滞后于近红外耀斑发射的时间延迟范围从几分钟到几十分钟。我们的逆康普顿散射模型的地方约束的电子密度和温度分布的吸积流和耀斑产生的位置。在这个模型的背景下，强烈的X射线对应的近红外耀斑产生的内部磁盘应该没有显着的时间延迟，而近红外耀斑在外部磁盘应该显示一个扩大和延迟的X射线耀斑。
2012-03-09 astro-ph.HE
Chandra-HETGS Observations of the Brightest Flare Seen from Sgr A*
从2012年开始，我们开始了一项前所未有的观测计划，重点关注银河系中心的超大质量黑洞，Sgr A*，利用钱德拉X射线天文台的高能透射光栅光谱仪（HETGS）仪器。这些观测将使我们能够首次以高空间和光谱分辨率测量Sgr A* 的静态X射线光谱。然而，已知Sgr A* 的X射线发射大约每天都会以几到十倍于静止发射水平的因子发生耀斑，而更罕见的耀斑会扩展到大于100倍的静止。这里报告了2012年2月9日进行的一次观测，其中我们探测到了从Sgr A* 观测到的最高峰值通量和注量耀斑。耀斑持续了5.6千秒，具有明显的不对称轮廓，下降速度快于上升速度，达到了平均吸收的2-8 keV通量（8.5+/-0.9 X 10 ^{-12} erg cm^{-2} s^{-1}）。峰值通量高出2.5倍，事件的2-10 keV总辐射约为10^{39} erg。2002年10月，XMM-牛顿在Sgr A* 中只观测到了另一个类似规模但持续时间较短的耀斑。我们进行光谱拟合的钱德拉观察到的耀斑，并比较我们的结果与XMM-牛顿有史以来观察到的两个最亮的耀斑。我们发现这三个事件的拟合光谱斜率（Gamma~2）和X射线吸收柱（N_H~ 15 × 10 ^{22} cm^{-2}）之间有很好的一致性，解决了Sgr A* 耀斑的Chandra和XMM-牛顿观测之间的先验差异（这很可能是由于堆积和光谱建模的综合影响）。我们还…
2012-09-27 astro-ph.HE
SGR 1806-20 distance and dust properties in molecular clouds by analysis of a flare x-ray echoes
软伽马中继站SGR 1806-20最着名的是2004年的巨大耀斑，它产生了地球上有史以来观测到的最高伽马射线通量。耀斑强调了确定SGR距离的重要性，从而揭示了耀斑的能量输出，对SGR的能量收支和巨大的耀斑率的影响。我们分析了2006年8月6日SGR 1806-20中间爆发后Swift/XRT观测到的X射线散射回波。假设的位置和不透明度的分子云沿视线从以前的作品，我们得到的距离SGR 1806-20的直接约束，设定的下限为9.4 kpc和上限为18.6 kpc（90%的置信度），与以前的作品6-15 kpc的距离范围相比。这个距离范围与2004年大耀斑的能量输出约10^46 erg/s相匹配。我们进一步使用，第一次，X射线回波，以研究分子云中的尘埃性质。利用尘埃散射模型分析观测到的通量随时间的演化，发现尘埃粒子的最大粒径的幂律指数为-3.3 - 0.7 ^{+0.6}（1 sigma），下限为0.1 μ m（2 sigma），这两个数值都符合在扩散星际介质（ISM）中观测到的尘埃特性。我们主张未来使用Swift、Chandra和计划中的NuSTAR望远镜进行爆发后续观测，作为从这种分析中获得更好结果的手段。
2011-02-28 astro-ph.HE
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
Two-temperature treatments in magnetically arrested disk GRMHD simulations more accurately predict light curves of Sagittarius A*
本文在Sgr A*的磁停滞盘GRMHD模拟中引入双温度热力学处理，发现其230 GHz同步辐射变率比单温度模拟更接近观测，并揭示电子辐射冷却使内盘温度降低约10%，从而减小流量及其涨落。
2025-02-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Low Angular Momentum Black Hole Accretion: First GRMHD Evidence of Standing Shocks
为探索黑洞周围低角动量吸积流的动力学，本文通过不同黑洞自旋下的GRMHD模拟发现所有情况均处于SANE模式，首次观测到稳定驻激波，为理解相关辐射特征提供新证据。
2025-07-30 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
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
GRMHD simulations of prompt-collapse neutron star mergers: the absence of jets
吸合中子星不仅是重要的引力波源，也是符合电磁波的候选者。这些系统被认为是短伽马射线暴（sGRB）的前身。我们以前已经表明，双中子星合并，经历{ \it延迟}坍缩到一个黑洞周围的{ \it weighty}磁化吸积盘可以驱动磁动力射流。我们现在进行磁流体动力学模拟的双中子星合并，经历{ \it提示}崩溃，探讨喷流形成的可能性，从黑洞-{ \it轻}吸积盘残余。我们发现，在$t-t_{\rm BH}\sim 26(M_{\rm NS}/1.8M_\odot)$ ms [ $M_{\rm NS}$是ADM质量]之后，黑洞迅速形成，没有证据表明质量外流或磁场准直。合并后黑洞的快速形成阻止了磁能接近磁极上方的无力值，这是通常的Blandford-Znajek机制发射喷流所必需的。与sGRB重合的引力波的探测可能会对核物质状态方程（EOS）提供限制：NSNS合并的命运-延迟或即时崩溃，因此sGRB的出现或不出现-取决于双星总质量的临界值，而这个值对EOS很敏感。
2017-11-02 astro-ph.HE gr-qc
GRMHD and GRRT Simulations of Black Hole Accretion: Flares, Precession, and Complex Spacetimes
Tsung-Dao Lee Institute（李政道研究所）
利用广义相对论磁流体动力学和辐射传输模拟，研究黑洞吸积的电磁信号，涵盖耀发、进动及非克尔和双黑洞时空。
2026-06-18 astro-ph.HE gr-qc
Plasmoid formation in global GRMHD simulations and AGN flares
在相对论喷流中，作用于所有尺度的主要耗散过程之一被认为是由磁重联控制的。这种耗散过程已经在理想化的环境中进行了研究，例如重连层，它在合并的岛屿中发展并导致等离子体团的产生，最终导致有效的粒子加速。在流向黑洞的吸积流中，在流的湍流演化过程中，重联层可以迅速发展和破坏。我们提出了一系列的二维广义相对论磁流体动力学模拟环面吸积到旋转黑洞集中我们的注意力在电流片的形成和演化。最初，环被赋予极向磁场，该极向磁场具有沿径向方向的多环结构和交替极性。在重联过程中，等离子体团和等离子体团链的发展导致耀斑活动，从而导致可变的电磁光度。我们描述的方法开发自动跟踪的等离子体团，在模拟过程中产生和弹出，对比的行为，多回路的初始数据中遇到的典型的模拟吸积黑洞具有初始偶极场组成的一个循环。最后，我们讨论的影响，我们的研究结果的可变性预期在吸积超大质量黑洞。
2020-02-05 astro-ph.HE gr-qc
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
Low-angular-momentum accretion shocks can power weak-to-moderate X-ray flares from SgrA*
International Center for Theoretical Sciences, Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所国际理论科学中心）；Center for Theoretical Physics, Polish Academy of Sciences（波兰科学院理论物理中心）；Department of Theoretical Physics and Astrophysics, Masaryk University（马萨里克大学理论与天体物理学系）；McGill University（麦吉尔大学）；Trottier Space Institute（特罗蒂尔太空研究所）
该研究通过半解析跨磁声激波解分析，发现低角动量磁化吸积流的驻激波可为SgrA*的弱至中等X射线耀斑提供能量，最强耀斑则需额外磁能耗散通道实现。
2026-09-04 astro-ph.HE
General relativistic magnetohydrodynamical $κ$-jet models for Sgr A*
观测到的吸积超大质量黑洞的光谱能量分布通常在近红外（NIR）和光学波长处形成幂律光谱，这可以被解释为加速电子沿着喷流的特征。不过，加速的细节仍不确定。在本文中，我们研究了轴对称GRMHD模拟的热吸积流到underlighting超大质量黑洞的喷流的辐射性质的数值和半解析，目的是调查模型之间的差异，没有加速电子内的喷流。我们假设电子在我们的GRMHD模拟的射流区域中被加速。为了模拟它们，我们修改了电子的分布函数在射流区域从一个纯粹的相对论热分布的相对论热分布和$κ$分布函数的组合。在圆盘内部，我们假设电子的热分布。我们用射线追迹程序{ \tt RAPTOR}计算了喷流谱和同步辐射图，并将合成观测结果与Sgr~A* 的观测结果进行了比较。最后，我们比较了半解析的射流的数值模型。我们发现，在$κ$喷流模型中，无线电发射区域的大小，无线电通量，并在近红外/光学波段的光谱指数增加的$κ$参数，这对应于更大量的加速电子的值减小。$κ= 3.5$、$η_{\rm acc}=5-10\%$（被加速的电子的百分比）和观测角$i = 30^{\rm o}$的模型拟合了从射电到近红外/光学区域的耀斑状态下观测到的Sgr~A* 发射，而$κ= 3.5$、$η_{\rm acc}< 1\%$和观测角$i = 30^{\rm o}$拟合了静止状态下的上限。
2017-12-06 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
Constraints on the accretion properties of quasi-periodic erupters from GRMHD simulations
本工作通过广义相对论磁流体动力学模拟，发现缓慢旋转黑洞的小型厚吸积盘（初始低等离子体β）可解释GSN 069等天体的准周期爆发性质，揭示吸积物质需低净角动量及潜在来源。
2023-11-06 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
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
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
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
Magnetically Modified Spherical Accretion in GRMHD: Reconnection-Driven Convection and Jet Propagation
我们提出了三维广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟零角动量吸积周围的快速旋转黑洞，修改的存在下，初始均匀的磁场。我们考虑了磁场方向和黑洞自旋之间的几个角度。在所产生的流动中，中平面动力学由磁制动（或几乎制动）状态下的磁重联驱动的湍流控制。流出效率约为10-200%的电磁喷流占据了极区，在它们由于扭结不稳定性而消散之前达到数百个引力半径。喷流的方向随时间波动，相对于黑洞的自旋可以倾斜30度，但这种倾斜并不强烈地依赖于初始磁场的倾斜。即使在没有初始净垂直磁通量的情况下也会形成喷流，因为湍流的水平尺度波动可以局部地产生净垂直场。峰值喷流功率是在初始磁场相对于黑洞自旋倾斜40-80度时获得的，因为这使可以到达黑洞的磁通量的量最大化。这些模拟可能是一个合理的模型，低光度黑洞吸积流，如Sgr A* 或M87。
2021-02-02 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
