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
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
Swift and Fermi observations of X-ray flares: the case of Late Internal Shock
斯威夫特和费米同时观测到的伽马射线暴（GRB）提供了一个独特的余辉发射宽带视图，跨越了十多年的能量。我们提出的样品X射线耀斑观测的斯威夫特和费米在前三年的费米操作。虽然在X射线波段很亮，但X射线耀斑在较低（光学）和较高（MeV到GeV）能量下通常无法检测到。我们表明，这不利于同步自康普顿过程的起源所观察到的X射线发射。我们比较了X射线耀斑的宽带特性和标准的晚期内激波模型，发现在这种情况下，X射线耀斑可以由半径为R~10^13 - 10^14 cm的晚期相对论（γ> 50）外流产生。这一结论只有在变率时标明显短于观测到的耀斑持续时间时才成立，并意味着X射线耀斑可以直接探测GRB中心发动机的活动。
2014-11-05 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
What we recently learnt about Crab: structure of the wind, the shock, flares and reconnection
我们可以探测观测和理论上再现最接近脉冲星的蟹状星云的复杂性质-内结。这个微小的结确实是一个准静态磁相对论激波表面的亮点，它可以加速粒子。产生内结的风必须具有较低的磁化强度;因此，它不是伽马射线耀斑的场所。本文提出了一个相对论性强磁化等离子体爆炸重联过程中粒子加速的模型，并应用该模型解释了蟹状星云伽玛射线耀斑。在磁通量合并的初始阶段，通过电荷饥饿的DC型电场有效地加速颗粒。由此可见，磁重联是高能天体物理源中粒子加速的一个重要过程，而且可能是主要过程。
2017-01-31 astro-ph.HE
Time-Dependent Electron Acceleration in Pulsar Wind Termination Shocks: Application to the 2007 September Crab Nebula Gamma-Ray Flare
2007年9月，蟹状星云展示了一个明亮的伽马射线耀斑，能量范围在GeV，由AGILE探测到。在>160 MeV处观测到的辐射表明辐射电子的能量超过了经典的同步辐射反应极限，因此对天体物理环境中电子加速的经典模型提出了严重的挑战。在本文中，我们应用我们最近开发的时间依赖性的自相似分析模型描述静电加速爆炸重联区域周围的脉冲星风终止冲击2007年9月耀斑。这一事件的独特之处在于它既表现出长持续时间的“波”，又表现出短持续时间的“子耀斑”特征。这种不寻常的时间变化使这次耀斑成为我们模型的一个特别有趣的测试。我们证明，我们的模型可以再现时间依赖的伽马射线光谱的事件，以及相关的伽马射线光变曲线，通过积分光子能量>100兆电子伏的光谱。这表明，我们的时间相关的静电加速模型可以解释波和子耀斑瞬变，这进一步支持了我们已经开发的理论框架。我们还进一步研究了我们的模型所隐含的自相似电场和磁场演化的有效性。我们的结论是，强烈的静电加速驱动的冲击引起的磁重联是能够供电的蟹状星云伽玛射线耀斑的电子上的拉莫尔时间尺度。
2019-01-03 astro-ph.HE
Time-Dependent Electron Acceleration in Pulsar-Wind Termination Shocks: Application to the 2011 April Crab Nebula Gamma-Ray Flare
在2007-2013年期间，{ \it AGILE}和{ \it Fermi}-LAT观测到的蟹状星云的$γ$射线耀斑达到了GeV光子能量，并持续了几天。在2011年4月的“超级耀斑”期间观测到的最强发射超过了静止水平一个数量级以上。这些观测结果对脉冲星风星云中粒子加速的标准模型提出了挑战，因为辐射电子的能量超过了同步加速器的经典辐射反应极限。粒子模拟表明，如果电子也经历由于冲击驱动的磁重联而产生的静电加速，则可以超过经典的同步加速极限。在本文中，我们重新审视这个问题，使用一种分析方法的基础上解决一个完全依赖于时间的电子输运方程描述的静电加速，同步辐射损失，和逃逸所经历的电子在磁约束等离子体“斑点”，因为它遇到并通过脉冲星风终止冲击。我们表明，我们的模型可以重现$γ$射线光谱期间观察到的上升和衰减阶段的两个子耀斑组件的2011年4月超级耀斑。我们对光子能量$\ge 100\,$ MeV的光谱进行积分，以获得事件的光变曲线，这与观测结果一致。我们发现，强烈的静电加速发生在两端的终端冲击，由磁重联驱动。我们还发现，粒子逃逸的主导模式的变化从扩散逃逸平流逃逸的斑点通过激波。
2017-12-19 astro-ph.HE
Shock within a shock: revisiting the radio flares of NS merger ejecta and GRB-supernovae
双中子星（NS）合并或高能超新星（SNe）中的快速喷出物在撞击周围环境介质时会产生晚期同步辐射。这种射电耀斑的模型通常假设喷出物膨胀到未扰动的星际介质中。然而，它也是众所周知的，二进制NS合并和宽线IC SNe可以窝藏相对论喷射流出。在这项工作中，我们表明，这样的射流冲击周围的ISM提前喷出物，从而疏散介质中的喷出物随后碰撞。使用一个理想化的球对称模型，我们说明，这抑制喷出物射电耀斑在早期$t < t_{\rm col} \approx 12 \, {\rm yr} \, (E_{\rm j}/10^{49} \, {\rm erg})^{1/3} (n/1 \, {\rm cm}^{-3})^{-1/3} (v_{\rm ej}/0.1c)^{-5/3}$，其中$E_{\rm j}$是喷流能量，$n$ ISM密度，和$v_{\rm ej}$喷出物速度。我们还表明，这可以产生一个尖锐的峰值增强的光曲线在$t = t_{\rm col}$。这对GW170817和未来的双星NS合并、伽马射线暴（GRB）SNe、长达十年的射电瞬变（如FIRST J1419）以及其他可能的相对论性外流先于缓慢移动的喷出物的事件的射电观测都有影响。未来的数值工作将扩展这些分析估计和治疗的多维性质的问题。
2020-04-27 astro-ph.HE
Electron Acceleration in Pulsar-Wind Termination Shocks: An Application to the Crab Nebula Gamma-Ray Flares
AGILE和Fermi-LAT观测到的蟹状星云γ射线耀斑能量达到GeV，持续数天，这对脉冲星风星云粒子加速的标准模型提出了挑战，因为辐射电子的能量超过了同步加速器辐射反应的经典极限。先前的模型已经表明，如果电子经历静电加速，同步加速器的极限可以被超过，但是由此产生的光谱与数据不太一致。因此，仍然有一些重要的未解之谜，详细的粒子加速和排放过程中发生的耀斑。我们重新审视这个问题，使用一个新的分析方法的基础上的电子输运方程，其中包括条款描述静电加速，随机波粒子加速，冲击加速，同步辐射损失，和粒子逃逸。得到了电子分布的精确解，并用于计算相应的γ射线同步加速器谱。我们发现，在我们的模型中，γ射线耀斑主要由静电加速提供能量，但随机加速和冲击加速的贡献在产生观测到的谱形中起着重要作用。我们的模型可以再现所有的费米LAT和AGILE耀斑的光谱从蟹状星云，使用符合多波长观测约束的磁场强度。我们还计算了加速电子逃逸到脉冲星风终止激波下游侧区域后产生的同步辐射余辉的光谱和持续时间。余辉预计将在γ射线耀斑发生后的最长三周内消失。
2016-10-14 astro-ph.HE
Time-Dependent, Multi-Wavelength Shock Acceleration Models for Active Flares of 3C 279
耀变体中的喷流是利用电磁波谱中高度可变的发射来研究相对论冲击下的加速度的一个很好的论坛。我们最近的工作相结合的多波长轻子发射模型与模拟的热+非热分布从冲击加速理论导致了新的见解等离子体条件的耀变体。这已经证明了推断回旋频率、等离子体密度以及阿尔芬速度的能力，从而确定了粒子加速的快度。一个重要的推论是，MHD湍流水平随着远离喷流冲击而下降。本文概述了新的结果，从我们最近的扩展这一计划的两个区域，时间演变的建设，一起建模扩展，增强发射状态从较大的辐射区域，并提示耀斑事件从紧凑的加速区。这些应用于FSRQ blazar 3C 279中的耀斑，由费米LAT在2013年底在伽马射线中监测。随着冲击区的脉冲注入，随着加速的进行，然后减弱，辐射模拟获得了显着的光谱硬化的光学和伽马射线波段的耀斑的增长，其次是在衰减阶段的软化。对于3C 279，虽然模型无线电和X射线同步加速器耀斑的时间相关，有一个滞后的两个波段相对于GeV的伽马射线和光学发射的时间尺度上的一些小时。这种延迟是由与明亮的外部康普顿信号相关的短冷却时间决定的。
2019-12-27 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
X-ray flares from dense shells formed in gamma-ray burst explosions
在伽马射线暴的早期余辉期间，当爆炸喷出物驱动冲击波进入外部介质时，雨燕卫星通常会探测到明亮的X射线耀斑。我们认为，耀斑产生的反向冲击传播到尾部的喷出物。预计喷出物中含有爆炸早期形成的一些致密外壳。我们展示了一个例子，如何形成这样的致密壳层，并描述了如何与它们相互作用的反向冲击。在这种相互作用中产生了新的反射激波，产生了短暂的X射线耀斑。该模型对观测到的X射线耀斑的主要特征-快速上升、急剧幂律下降和特征峰持续时间Δt /t=（0.1-0.3）-提供了自然的解释。
2015-03-28 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
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
Radio Spectroscopic Imaging of a Solar Flare Termination Shock: Split-Band Feature as Evidence for Shock Compression
太阳耀斑终止激波被认为是太阳耀斑中粒子加速的一个有希望的驱动因素，但观测证据仍然很少。Chen等人利用爆发耀斑中分米波随机尖峰爆发的射电动力学光谱成像，发现爆发在环顶上方快速等离子体下降流的终点处形成了一个动态表面状特征，解释为耀斑终止激波。强烈支持终止激波解释的一个观测证据是发射带偶尔分裂成两个频率更细的通道，类似于快速日冕激波驱动的II型射电爆发中看到的分裂带特征。在这里，我们进行空间，光谱和时间分辨分析的分裂带的耀斑终止冲击事件的功能。我们发现，从两个分裂带通道的无线电质心的合奏，每个概述了一个近共空间的表面。高频通道略低于低频通道约0.8 Mm，这有力地支持了上游-下游解释。在这种情况下，通过激波阵面的密度压缩比可以从频率分裂中推断出来，这意味着激波的马赫数高达2.0。此外，密度压缩沿激波阵面的时空演化与磁流体动力学模拟的结果一致。我们的结论是，详细的变化的冲击波压缩比可能是由于在重联流出的动态等离子体结构的影响，这导致了扭曲的冲击波阵面。
2019-09-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Particle Acceleration by a Solar Flare Termination Shock
太阳耀斑--太阳系中最强大的爆炸--也是高效的粒子加速器，能够将大量带电粒子激发到相对论速度。在太阳耀斑的标准模型中，终止激波经常被认为是粒子加速的可能驱动力，然而它的存在和作用仍然存在争议。我们目前的观测太阳耀斑终止冲击波和跟踪其形态和动力学使用高节奏无线电成像光谱。我们表明，中断的冲击与突然减少的高能电子人口。通过模拟很好地再现了所观察到的冲击特性。这些结果有力地表明，终端冲击是负责，至少部分，加速高能电子在太阳耀斑。
2015-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Shock-in-Jet Synchrotron Mirror Model for Blazars
Reinhard Schlickeiser在blazar物理学的各个方面都作出了开创性的贡献，包括扩散激波加速、同步辐射理论、各种天体物理源中通过康普顿散射产生γ射线等。本文描述了具有同步辐射镜特征的blazar自洽喷流激波模型的发展。因此，这是一个适当的贡献，特别是在纪念莱因哈德Schlickeiser的70岁生日。该模型是基于我们以前开发的自洽冲击射流模型与相对论热和非热粒子分布通过蒙特卡罗模拟的扩散冲击加速，并随时间变化的辐射传输评估。这个模型在模拟几个耀变体的光谱变化模式方面非常成功，但在描述孤儿耀斑方面有困难，即，在低频（同步加速器）辐射分量中没有显著对应物的高能耀斑。作为一种解决方案，本文研究了在激波喷流模型中使用同步辐射镜组件的可能性。它表明，孤儿耀斑的结果自然在这种情况下。该模型的适用性，最近观察到的孤儿伽玛射线耀斑的耀变体3C 279进行了讨论，它被发现，只有孤儿耀斑与轻度（$\lesssim$的2 - 3倍）增强的康普顿优势可以在同步辐射镜的情况下，如果没有额外的参数变化被调用。
2021-11-23 astro-ph.HE
Late X-ray flares from the interaction of a reverse shock with a stratified ejecta in GRB afterglows: simulations on a moving mesh
为了解释在伽马射线暴的早期X射线余辉中观察到的耀斑，人们经常援引中心引擎的晚期活动，耀斑的形式要么是活跃的中子星残余物，要么是（回落）吸积到黑洞上。然而，这些情况并不总是合理的，特别是当耀斑延迟到爆发后很晚的时候。最近，有人提出了一种新的设想，认为X射线耀斑可能是长期反向激波穿过分层喷出物的结果，其优点是不需要后期发动机活动。在这项工作中，我们用数值方法证明这种情况是物理上合理的，通过使用我们的新的移动网格相对论流体动力学代码进行一维模拟喷出物的动力学和排放。与以前的工作相比，提高了效率和精度，从而能够探索更广泛的设置。我们可以引入一个更符合物理实际的环暴流中等质量密度的描述。我们还可以在计算这些设置的宽带发射时局部跟踪电子的冷却。我们表明，同步加速器冷却时间尺度可以占主导地位的耀斑衰减时间，如果分层的喷出物被约束到一个局部的角区域内的射流，与大小对应的相对论因果连接角，它对应于观测报告的值。我们证明，这种情况下，可以产生一个大范围的观测耀斑时间，表明耀斑和初始喷射动力学之间的连接，而不是与后期残留活动。
2020-05-20 astro-ph.HE
Flux variability from ejectas in structured relativistic jets with large-scale magnetic fields
利用相对论MHD程序MPI-AMRVAC和后处理程序中的辐射转移程序，我们研究了磁场位形和超压射流的横向分层对其形态、运动激波动力学和发射射电光变曲线的影响。首先，我们研究了不同的大尺度磁场对驻激波和分层射流形态的影响。其次，我们研究了运动激波与驻激波的相互作用。我们计算合成同步辐射图和射电光变曲线，并分析在两个频率1和15.3 GHz和几个观测角度的变化。最后，我们比较了我们模拟的光变曲线与2008年至2019年MOJAVE调查中使用OVRO和VLBA从blazar 3C 273观测到的射电耀斑的特征。我们发现，在一个结构化的，超压的相对论性喷流中，大尺度磁场结构的存在改变了驻激波的性质，并导致射流的开放。当穿越这样的驻激波时，伴随着注入喷流底部的高密度的运动激波会引起非常明亮的射电耀斑。在不同视角下对这些耀斑的时间结构的观测探测了不同光学深度的喷流。在1 GHz和小角度下，由移动冲击波引起的自吸收变得更加重要，并导致在与最亮的站立结相互作用后观察到的通量下降。一个弱的不对称性被认为是在模拟耀斑的形状，从剩余的发射的冲击立激波。模拟耀斑的特性和光变曲线中的峰值与移动激波和立激波的交叉的相关性有利于这种情况作为对3C 273观测到的射电耀斑的解释。
2021-01-25 astro-ph.HE
Crab flares due to turbulent dissipation of the pulsar striped wind
我们解释$γ$ -射线耀斑从蟹状星云作为在脉冲星的电磁流出湍流的签名。湍流是由风的振荡磁场的动力学不稳定性在上游触发的，并加速了非热粒子。在撞击风终端激波时，这些粒子发射出明显的同步加速器分量$F_{ν,\rm flare}$，该分量不断受到上游等离子体流的不稳定性的调制。当$F_{ν,\rm flare}$的高能截止出现在0.1 - 1 GeV的快速下降的星云发射之上时，就观测到耀斑。在无力电动力学近似下进行的模拟预测，如果其终端洛伦兹因子为$\lesssim 10^4$，则条纹风将在风终止激波之前变得完全湍流。
2015-12-17 astro-ph.HE
Quasi-perpendicular shock acceleration and TDE radio flares
光学潮汐扰动事件（TDEs）的延迟射电耀斑表明伴随TDEs的非相对论外流的存在。在环形磁场的存在下，TDE流出物与周围环核介质的相互作用产生准垂直激波。由于大的激波速度和大的流出速度，我们发现，由TDE流出诱导的激波加速通常会导致陡峭的粒子能谱，幂律指数显着大于平行激波的“通用”指数。最近探测到的TDE射电耀斑的同步辐射光谱指数与我们的理论预期是一致的。这表明，准垂直冲击下的粒子加速可能是解释时延效应延迟射电发射的一般加速机制。
2022-06-29 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
Ion acceleration in Fermi-LAT behind-the-limb solar flares: the role of coronal shock waves
研究了Fermi-LAT临边后方太阳耀斑中伽马射线与日冕激波射电特征的关系，发现高相对论性离子由CME驱动的日冕激波加速。
2025-07-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
The physical origin of optical flares following GRB 110205A and the nature of the outflow
GRB 110205A的光辐射由两个耀斑区分。在这项工作中，我们研究了两种可能的情况下的光学余辉发射。在第一种情况下，第一个光学耀斑是主外流的反向激波发射，第二个是由中央发动机的长期活动提供动力。然而，我们发现，除非伽玛暴效率很高（$\sim 0.95$），否则很难合理地解释后期（$t>0.1$日）的余辉数据。在第二种情况下，第一个光学耀斑是低能瞬发辐射，第二个是初始外流的反向激波。在这种情况下，我们可以解释晚余辉发射自洽。反激波区可能是弱磁化的，第二次光学耀斑的衰减可能是由高纬发射主导的，这可能是伴随着快速衰减的强偏振演化，如Fan等人在2008年提出的。RINGO 2型旋光仪的时间分辨旋光将直接检验我们的预测。
2011-07-22 astro-ph.HE
Time delays between radio and X-ray and between narrow radio bands of Sgr A* flares in the shock oscillation model
本文基于冲击振荡模型的二维相对论辐射 MHD 模拟，研究了 Sgr A* 耀发在射电与 X 射线及窄射电频段间的时间延迟，提出三类延迟并解释为阿尔芬波和声波传播时间，成功匹配观测延迟。
2023-04-08 astro-ph.HE
Improved analysis of time delays between radio wavelengths and X-ray of Sgr A* flares in the shock oscillation model
Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Hakodate Campus, Hokkaido University of Education（函馆校区 北海道教育大学）；Calle 134A No. 148A 21 San Pedro de Tibabuyes, Suba - Bogotá, Colombia（无明确机构名称）
该研究在激波振荡模型中加入康普顿散射改进分析，模拟Sgr A*耀斑的射电与X射线延迟，结果与观测吻合，揭示延迟源于声波传播，为黑洞辐射机制提供新解释。
2026-10-09 astro-ph.HE
A shocking outcome: Jet dynamics and polarimetric signatures of the multi-band flare in blazar OJ 248
本文结合 VLBI 观测研究耀变体 OJ 248 唯一一次γ射线耀发，发现喷流线偏振度升高且 EVPA 垂直于喷流方向，并提出运动激波与再准直激波相互作用的解释。
2025-02-17 astro-ph.GA 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
Probing an X-ray flare pattern in Mrk 421 induced by multiple stationary shocks: a solution to the bulk Lorentz factor crisis
在高频率峰值BL Lac（HBLs）中观测到的多个射电VLBI定常纽结可以解释为沿喷流加速粒子的多个平行化激波。这种方法可以解决所谓的“散装洛伦兹因子危机”的来源与高洛伦兹因子，推导出最大的伽玛-伽玛不透明度和快速的变化，以及明显不一致的慢/定的无线电结。它还表明，一个独特的模式的非热发射变率应出现在每一个强耀斑。利用尼尔·盖尔斯斯威夫特天文台Swift-XRT上的X射线望远镜对HBL Mrk 421进行了13年的观测，我们探索了这样一种内在的变化模式。然后通过与许多类似的模拟光变曲线进行比较，统计估计其意义。一个建议的变化模式被确定，与位于最上游的15.3 GHz无线电结在0.38 MAS从核心的主要耀斑发射区一致。随后在光变曲线中出现的通量过剩，与以恒定的视速度45 c穿过所有下游射电节点的扰动相一致。所观察到的变化模式的意义，而不是随机过程中发现以上3个标准差，打开了一个有前途的路径，在其他耀变体和其他能带的进一步调查。除了突出的作用，固定无线电结的高能量粒子加速器在射流中，所开发的方法允许估计的表观速度和大小的射流扰动，而不需要直接观察任何运动的射流。
2019-04-15 astro-ph.HE
Particle Acceleration at a Flare Termination Shock: Effect of Large-scale Magnetic Turbulence
我们研究带电粒子（包括电子和质子）在预测存在于太阳耀斑附近的无碰撞冲击中的加速。通过耀斑模型和数值模拟，柴田福布斯我们研究了电子束通过数值积分的运动方程的大量的测试粒子电子的时间依赖性的二维电场和磁场产生的混合模拟（动力学离子和流体电子）使用典型的太阳耀斑等离子体环境的参数。冲击波是通过向刚性活塞注入等离子体流而产生的。大规模的磁波动-已知存在于等离子体中，并已知在冲击时对非热电子加速有重要影响-也包括在我们的模拟中。对于耀斑区的参数特征，我们的计算表明，在重联流出区（以上耀斑环）形成的终止激波可以加速电子的动能的几兆电子伏在100个离子回旋周期内，这是一个毫秒的顺序。给定足够的湍流振幅水平（$δB^2/B_0^2 \sim 0.3$），约10%的热测试粒子电子被加速到超过15 keV。我们发现质子也被加速，但在可用的时间内没有达到高能量，并且对于我们模拟中使用的参数，能谱比电子的能谱陡峭得多。我们的结果与观测到的太阳耀斑中的硬X射线辐射定性一致。
2012-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
GRB Fermi-LAT afterglows: explaining flares, breaks, and energetic photons
费米-LAT合作提出了第二个伽马射线暴（GRB）目录，涵盖其第一个10年的运作。在这个目录中的余辉相位光变曲线的一个显着的部分不能用标准同步加速器前向激波模型的闭合关系来解释，这表明可能有一个重要的贡献，从另一个过程。鉴于上述情况，我们推导出了均匀密度介质中厚壳层和薄壳层区域中反向激波的同步辐射自康普顿（SSC）光变曲线。我们表明，这种排放可以解释GeV耀斑在一些LAT光变曲线。此外，我们表明，通过前向冲击同步加速器冷却突破LAT带的射流在均匀密度的环境中扩大可能是负责后期时间（$\approx10^2$ s）陡峭的LAT GRB余辉光变曲线。作为一个特殊的情况下，我们模拟的LAT光变曲线的GRB 160509A，表现出一个GeV的耀斑连同中断的持久的排放，也有两个非常高的能量光子的能量为51.9和41.5 GeV的观察76.5和242秒后爆发，分别。通过对余辉观测的微物理参数和环暴密度的约束，我们证明了GeV耀斑与SSC逆激波模型是一致的，当流出流携带有显著的磁场时，随着同步加速器冷却的通过，长持续发射中的中断穿过费米LAT带，并且非常高能的光子与来自前向激波的SSC发射一起在密度很低的均匀密度介质中（$n=4.554^{+1.128}_{-1.121}\times 10^{-4}\,{\rm cm^{-3}}$），它会减速。
2020-11-21 astro-ph.HE
Flare echos from relaxation shocks in perturbed relativistic jets
解释活动星系核相对论喷流中观测到的多波长通量变化的主要假设之一是基于相对论电子在各种来源的内部激波上的扩散激波加速。任何完整的活动星系核发射情景都必须能够解释射电和伽马射线波段之间观测到的大范围变化时间尺度。此外，甚长基线干涉测量（VLBI）也提供了限制，它显示了各种各样的移动和固定的发射区具有不同的行为。我们的目标是表征射流中静止和运动发射区的演变，并通过发射图和光变曲线研究它们的多波长特征。我们的研究集中在耀斑事件，发生在强相互作用之间的运动喷出物和固定的对流激波。我们用磁流体动力学程序MPI-AMRVAC模拟了相对论射流，并在激波区注入了非热的电子粒子分布。我们遵循一个移动的冲击波的传播和它的相互作用与结构的常设重新准直冲击射流。同步辐射和辐射转移的计算在后处理程序RIPTIDE中给定的观察角度和频率。我们证明了尾随组件的外观背后的领先的移动激波。后者使喷流不稳定，导致振荡驻波和弛豫激波的出现。来自这些区域的发射可以支配整体通量或导致光变曲线中的耀斑回波。另一个弛豫激波的观测标记出现在喷流明亮VLBI分量的时距图中。我们的方案提供了一个合理的解释射电星系3C 111的射电VLBI观测的拖尾组件已在1997年的射电爆发事件期间观察到。
2022-03-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
From the earliest pulses to the latest flares in long GRBs
伽马射线暴的瞬时发射从早期的伽玛射线脉冲（>15 keV）延伸到非常晚期的X射线光子耀斑（0.3-10 keV）。瞬发伽马射线脉冲的持续时间是相当恒定的，而X射线耀斑的宽度与它们的峰值时间相关，这表明可能有不同的起源。然而，脉冲和耀斑具有相似的光谱特性。考虑到内部和外部冲击的情况下，我们得出的能量和持续时间的脉冲规模与它们的发生时间，我们与观察比较。没有观察到的相关性之间的即时发射脉冲的持续时间和它的发生时间有利于一个“内部”的起源，并证实了拉米雷斯-鲁伊斯和Fenimore的早期结果。我们还表明，X射线耀斑的能量和时间特性是一致的，由缓慢的火球之间的内部冲击与它们的体积洛伦兹因子之间的小对比。这些结果放宽了解释最新X射线耀斑的持久中心引擎的要求。
2018-01-24 astro-ph.HE
I. Inverse Compton origin of pulsar γ-ray emission. II. Reconnection model of Crab flares
I.越来越多的证据表明，类星体的高能辐射是通过逆康普顿机制产生的。二.产生蟹状星云耀斑的粒子，可能还有蟹状星云的大部分高能辐射，都是通过重联事件加速的，而不是通过费米机制的冲击。
2013-07-08 astro-ph.HE
Magnetic Field Amplification and Blazar Flares
SMARTS、费米和斯威夫特最近对PKS 0208-512的多波长观测显示，这种平谱射电类星体的伽马射线和光学光变曲线高度相关，但有一个大的光学耀斑没有相应的伽马射线活动，甚至没有检测到。另一方面，最近的进展，在信噪比的观测和等离子体模拟都表明，磁场下游的天体物理冲击可以大大放大超出简单的冲击压缩。这些放大，以及与之相关的粒子加速，可能有助于耀变体耀斑，包括PKS 0208-512的特殊耀斑。使用我们的时间相关的多区耀变体发射代码，我们评估了几种情况下，可能代表这样的现象。该程序结合了跟踪辐射过程（包括逆康普顿散射）的Monte Carlo方法和跟踪粒子冷却和加速的Fokker-Planck方程。这是一个全面的时间依赖代码，充分考虑到光的旅行时间的影响。本研究探讨了耀变体产生的原因，包括磁场的变化和加速效率的变化。在这些假设下，同步辐射自康普顿和外康普顿方案产生不同的功能，有利于外康普顿方案。有/没有伽马射线对应物的光学耀斑可以通过磁化和粒子加速度之间的能量分配的不同来解释，这反过来又可以受到磁场和激波流之间的相对取向的影响。我们比较了观测和模拟的细节，并强调了这项研究对我们理解相对论性喷流的影响。
2013-09-17 astro-ph.HE
Electromagnetic Signatures of Supermassive Binary Black Holes: Synchrotron, Self-Lensing Flares, and Jet Precession
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Tsinghua University（清华大学）；Goethe-Universität Frankfurt（法兰克福歌德大学）；University College London（伦敦大学学院）
通过3D GRMHD模拟和辐射转移计算，研究次级黑洞与磁囚禁盘相互作用的电磁信号，发现自透镜耀发比激波耀发更可靠作为电磁对应体。
2026-06-18 astro-ph.HE
Shock cooling and breakout emission for optical flares associated with gravitational wave events
本文研究活动星系核盘中黑洞并合后喷流激波的突破与冷却辐射，并将其应用于与引力波事件相关的光学耀斑，发现多数耀斑可由该机制解释，并给出延迟时间、颜色演化及X射线伴随辐射等可检验预言。
2023-10-27 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
What caused the GeV flare of PSR B1259-63 ?
PSR B1259-63是一个伽马射线双星系统，由一颗高自旋脉冲星和一颗大质量恒星组成。在近星点通道附近观测到TeV能量的非热辐射，这是由于高能e+e-对在激波处与伴星的星周物质加速的辐射，导致了小尺度的脉冲星风星云。费米/LAT在最后一次经过近星点时探测到微弱的伽马射线发射，30天后意外地出现了一次强烈的耀斑，仅限于GeV波段，在此期间亮度几乎达到了脉冲星的自旋功率。这个GeV耀斑的起源仍然是个谜。我们调查是否耀斑可能已经造成的对，位于脉冲星附近，向上散射的X射线光子从周围的脉冲星风星云，而不是紫外恒星光子，通常假设。这样一个模型是由耀斑时相互作用区域的几何形状提出的。我们计算这种情况下的伽马射线光变曲线，基于相互作用区域的简化描述，并将其与观测结果进行比较。GeV的光变曲线在近星点之后很好地达到峰值。据推测，这些电子对的洛伦兹因子约为500。它们也会在近星点通过前产生一个MeV的耀斑，亮度约为1 e34 erg/s。一个显著的缺点是有效的GeV发射所需的目标光子的非常高的能量密度。我们建议将GeV发射对与麦克斯韦预计在冲击位置对应的脉冲星高纬度，而其余的非热发射产生对加速在赤道地区的脉冲星风终止冲击。
2013-08-21 astro-ph.HE
Radio flares from gamma-ray bursts
我们提出的厘米和毫米的无线电发射的预测，从反向冲击在早期余辉的伽马射线暴，以确定其可探测性与当前和未来的无线电设施的目标。使用一系列的伽玛射线暴的属性，如峰值光学亮度和时间，各向同性的等效伽马射线能量和红移，我们模拟无线电光变曲线的框架广义为任何环暴介质结构，包括参数化的壳厚度制度，这是更现实的比简单的假设厚壳或薄壳近似。在Mundell等人（2007）和Melandri等人（2010）早期工作的基础上，反向冲击的典型频率被认为是无线电，而不是早期的光波长，我们发现最明亮和最明显的反向冲击无线电信号在爆发后0.1 - 1天内都可以检测到，强调了快速无线电跟踪的必要性。对于具有较晚光学峰值、高各向同性能量、较低环爆介质密度的爆发，以及在不太容易发生同步加速器自吸收效应的观测频率（通常在几GHz以上）的爆发，检测更容易。鉴于最近的检测极化提示伽玛射线和光学反向冲击发射，我们建议，极化无线电/毫米发射的检测将明确地确认存在低频反向冲击在早期。
2015-03-29 astro-ph.HE
The optical polarization of the blazar PKS 2155$-$304 during an optical flare in 2010
分析了2010年爆发期间耀变体PKS 2155 $-$ 304的光学偏振和多色测光（$BVRJ$）行为。这个耀斑的发展大约持续了117天，从蓝色到红色波长，通量加倍时间为$τ\sim 11$天。偏振角最初与喷流轴对齐，但随着耀斑的增长，偏振角大约旋转$90^\circ$。在低通量和高通量下，两种不同的状态是明显的。在18 mJy以下，偏振角具有很宽的值范围，与通量没有任何明确的关系。相反，在18 mJy以上的偏振角和通量之间存在正相关。偏振度与通量之间没有明显的相关性。我们发现，高通量态的光偏振行为可以归因于一个具有稳定的幂律光谱能量分布和高光学偏振度（13.3%）的可变分量。这些属性内的冲击射流模型，这表明，所观察到的变化可以解释的冲击，看到近边缘上。一些参数推导出的相对论性喷流内的冲击射流模型是：$B=0.06$ G的磁场，$δ=22.3$的多普勒因子和$Φ=2.6^\circ$的视角。
2020-05-18 astro-ph.HE
The magnetic connectivity of coronal shocks from behind-the-limb flares to the visible solar surface during $γ$-ray events
上下文在太阳耀斑发生后的几分钟到几小时内观测到的100 MeV以上的γ射线表明，在太阳大气中相互作用的高能粒子可以长时间储存和/或加速。从地球上观测，即使在太阳边缘以外的地方也能探测到γ射线，这为研究由日冕物质抛射（CME）驱动的日冕激波在这些粒子加速中的作用提供了有利的观测条件。目标：在本文中，我们调查的空间和时间演化的日冕冲击推断，从体视观测的背后的肢体耀斑，以确定它们是否可能是源的粒子产生的γ射线。研究方法：我们分析了CME和与费米大面积望远镜（LAT）测量的γ射线事件相关的日冕冲击的早期形成，从2013年10月11日，2014年1月6日和9月1日从地球上观察到的太阳边缘后面的三次爆发。我们使用了一个三维三角测量技术，遥感观测的基础上，模拟从太阳表面上方的日冕物质抛射冲击的扩张。将膨胀模型与日冕磁场的各种模型相结合，使我们能够推导出激波马赫数随时间的分布以及激波产生的粒子与地球上可见的太阳表面的磁连接。结果如下：这三个事件的重建激波阵面在耀斑开始后和>100 MeV γ射线发射开始前与可见太阳表面磁连接。在这些连接处的激波表面也表现出明显的颗粒扩散所需的超临界马赫数。[...]（节录）
2017-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
Generation of relativistic electrons at the termination shock in the solar flare region
本研究针对2017年9月10日X8.2级太阳耀斑，利用Rankine-Hugoniot关系评估终止激波处等离子体加热，证明激波加热产生的相对论性电子足以解释观测到的微波和硬X射线辐射。
2024-04-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio afterglow of magnetars' giant flares
我们建立了一个SGR 1806-20大耀斑的射电余辉模型，该模型是由磁主导云（类似于太阳日冕物质抛射（CME））与星际介质（ISM）相互作用产生的。CME被建模为一个spheromak状配置。CME首先与磁星的风平流，然后与ISM相互作用，产生强烈的向前冲击和复杂的向后排气流。利用三维磁流体动力学模拟，我们研究了各种相对配置的磁场的CME相对于ISM的磁场。我们发现，主要是以下的Sedov-Taylor爆炸波的前向冲击的动力学，而内部结构的冲击介质是相当大的修改由回流，创建一个多冲击配置。我们计算了合成的同步辐射发射率图和光变曲线，使用了两个假设：（i）磁场压缩;（ii）在激波处的磁场放大。我们发现，磁场放大模型更好地解释了观测到的无线电发射。
2021-08-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Radio Flare in the Long-Lived Afterglow of the Distant Short GRB 210726A: Energy Injection or a Reverse Shock from Shell Collisions?
本文发现短伽马射线暴 GRB 210726A 的射电余辉在约 11 天出现并快速增亮后衰减，提出能量注入或反向激波解释，并指出多数射电搜索过早结束可能遗漏此类事件。
2024-07-19 astro-ph.HE
Evidence that SOL2012-06-03 Late Phase $γ$ Rays are Produced by $>$300 MeV Protons from CME-Shock Acceleration of Suprathermals from the Flare
University of Maryland（马里兰大学）
该研究通过观测SOL2012-06-03的晚期γ射线，证明了超热质子通过日冕喷射加速过程产生高能γ射线。
2026-02-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing the Bright Radio Flare and Afterglow of GRB 130427A with the Arcminute Microkelvin Imager
我们提出了一个最好的采样早期光变曲线的伽马射线暴（GRB）在无线电波长。利用Arcminute Mircrokelvin成像仪（AMI），我们在爆发后0.36 ~ 59.32天观测到中心频率为15.7GHz的GRB 130427 A。这些结果产生了最早的伽玛射线暴的无线电探测之一，并表明在伽玛射线触发后不到一天，通量明显上升，随后迅速下降。这种早期的射电辐射可能起源于GRB反向激波，因此我们的AMI光变曲线揭示了在射电域中首次确认的反向激波峰值的检测。在稍后的时间（大约爆发后3.2天），下降率下降，表明前向冲击分量已经开始主导光变曲线。AMI光变曲线与Perley等人进行的模型比较表明，早期15.7 GHz峰值最可能的解释是由自吸收翻转频率引起的，而不是峰值频率，反向冲击移动通过观察波段。
2014-03-10 astro-ph.HE
3C273 variability at 7 mm: Evidences of shocks and precession in the jet
我们报告了2009年至2013年期间在巴西的Itapetinga射电望远镜获得的7毫米3C 273的4年观测结果。我们在2010年3月探测到一次耀斑，当时通量密度增加了50%，达到35 Jy。在耀斑之后，通量密度开始下降，并达到低于10焦耳的值。我们认为7 mm耀斑是Fermi/LAT在2009年9月观测到的$γ$射线耀斑的射电对应物，其中高能通量密度达到其平均值的50倍。无线电和$γ$射线耀斑之间的170天的延迟被发现使用离散关联函数（DCF），可以解释在一个冲击模型的上下文中，其中每个耀斑对应于一个紧凑的超光速组件的形成，扩大，并成为光学薄的射频在较晚的时期。不同频率和不同时间的耀斑强度差异被解释为多普勒因子$δ$增加的结果，正如亚伯拉罕和罗梅罗提出的16年岁差模型所预测的那样，这对高频的增强有很大的影响，而对观测到的光学厚射电辐射没有太大影响。我们讨论了其他可观察到的影响的变化，在$δ$，作为超光速组件的形成率的增加，耀斑之间的时间延迟的变化和我们发现兼容的多普勒因子的变化的无线电光变曲线的周期性行为。
2013-10-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray afterglow of GRB 050712: Multiple energy injections into the external shock
观测到的X射线耀斑表明，伽马射线暴（GRB）爆发后的中心引擎可以释放出大量的能量。作为一个自然的结果，伽玛射线暴的外部冲击可以被一次又一次地激发。利用这种多重能量注入模型，我们研究了GRB 050712独特的X射线余辉光变曲线，它存在四个明显的浅衰变平台。再加上三次早期的X射线耀斑，GRB 050712的中心引擎应该在爆发后至少释放了七次能量。此外，我们还发现，在四个平台期间释放的能量都在同一数量级上，但亮度随时间显著下降。这些结果可能会提供一些有趣的启示伽玛暴中心引擎。
2014-02-19 astro-ph.HE
Characterization of the Inner Knot of the Crab: The Site of the Gamma-ray Flares?
轨道上的伽马射线仪器最有趣的结果之一是探测到蟹状星云的强大耀斑。这些耀斑挑战了我们对脉冲星风星云和粒子加速模型的理解。我们报告的一部分，多波长运动使用凯克，HST和钱德拉集中在一个小的发射区域，螃蟹的内结，位于一个弧秒的一小部分脉冲星。我们发现，结的径向尺寸，切向尺寸，峰值流量，以及流量的比例，脉冲星的投影距离的结。介绍了一种新的方法，利用奇异值分解分析图像的时间序列，产生的结果与更传统的方法一致，而一些不确定性大大减少。我们利用结的特性，讨论标准的冲击模型参数，可以推断出我们的观察假设内结位于附近的冲击表面的约束。这些包括推断风的磁化，冲击波形状参数，如入射角和极向曲率半径，以及红外/光学发射粒子的焓分数。我们发现，虽然标准激波模型在许多方面与观测结果很好地吻合，但仍存在两个难题：（a）观测到的相对于脉冲星-结分离的结角尺寸比预期的要小得多;（b）报告的变量，但高度的偏振度很难与高度相对论性的下游流相协调。
2015-04-17 astro-ph.HE
Triple radio flares from tidal disruption events: jet-wind collisions and the discovery of a third radio flare from AT2020vwl
School of Natural Sciences, Institute for Advanced Study（普林斯顿高等研究院自然科学学院）；International Centre for Radio Astronomy Research – Curtin University（西澳大学国际射电天文研究中心）；Department of Astronomy/Steward Observatory（天文学系/斯图尔德天文台）
研究潮汐瓦解事件中射电耀斑，基于超爱丁顿风与喷流产生即时和延迟耀斑的框架，预测单个源会出现第三次耀斑。通过对AT2020vwl的长期监测发现第三次耀斑，还对另外两个TDEs的射电演化做了预测。
2026-07-20 astro-ph.HE
Doppler Signature of a Possible Termination Shock in an Off-Limb Solar Flare
本研究报告2017年9月10日X8.2级太阳耀斑中观测到的多普勒速度梯度，结合EIS和RHESSI数据及2.5D MHD模型，证实环顶上方存在终止激波。
2024-02-06 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Constraining the Physical Conditions in the Jets of Gamma-Ray Flaring Blazars using Centimeter-Band Polarimetry and Radiative Transfer Simulations. I. Data and Models for 0420-014, OJ 287, and 1156+295
为了研究费米大角度望远镜探测到的GeV伽马射线耀斑期间的秒差距尺度喷流条件，我们获得了2009年5月至2012年5月的厘米波段总通量密度和线性偏振监测观测，使用26米密歇根射电望远镜对核心主导的耀变体样本进行了观测。我们使用这些数据来约束辐射转移模拟，将传播冲击定向在一个任意角度的流动方向，以设置限制的喷流和冲击参数在耀斑的时间与伽马射线耀斑在0420-014，OJ 287，和1156+295;这些活动星系核表现出预期的签名冲击的线性偏振数据。在所有三个源中，包含单个射电爆发的激波数量（3-4）和单个激波的压缩比范围（0.5-0.8）都是相似的;发现激波相对于气流向前移动。虽然包含横向激波的模拟对0420-014和1156+295提供了很好的拟合，但对OJ~287爆发的模拟需要斜激波，并且还确定了辐射粒子能量分布的低能截止值异常低。我们推导的视角和激波速度与独立VLBA结果一致。虽然一个随机组件占主导地位的射流磁场，如证明了低分数线极化，再现所观察到的光谱特性需要的磁场能量的一个显着的分数是在一个有序的轴向分量。直线和低螺距角螺旋场线都是可行的方案。
2014-07-08 astro-ph.HE
Polarization Signatures of Relativistic Magnetohydrodynamic Shocks in the Blazar Emission Region - I. Force-free Helical Magnetic Fields
耀变体中的光辐射和偏振特征在耀斑活动期间是高度可变的。人们常常认为，冲击是耀斑事件的主要驱动力。然而，光谱变化建模通常缺乏自洽磁场演化建模的详细考虑，因此到目前为止，相关的光学偏振特征知之甚少。我们提出了第一个同时建模的光学辐射和偏振签名的基础上的三维磁流体动力学模拟的相对论冲击在blazar发射环境中，最简单的物理假设。通过与观测结果的比较，我们发现弱磁化环境中的冲击会导致光学偏振特征的显著变化，而这种变化在观测中是很少见的。因此，具有相对强磁化的发射区是优选的。在这样的环境中，慢激波可能会产生轻微的耀斑，要么不稳定的偏振波动或相当大的偏振变化，这取决于参数;快激波可以产生大耀斑与顺利PA旋转。此外，观察到在两种情况下的磁场在冲击后主动恢复到原始拓扑。所有这些特征都与观测结果一致。未来的辐射和偏振特征的观测将进一步限制耀斑机制和耀变体发射环境。
2015-12-04 astro-ph.HE
A model of double coronal hard X-ray sources in solar flares
RHESSI在太阳耀斑期间观测到了一些双日冕X射线源，其中两个源位于推断的重联点的不同侧。然而，这些发射X射线的电子是在哪里以及如何加速的仍然不清楚。在这里，我们提出了第一个模型的双冠硬X射线（HXR）源，其中电子被加速的一对终端冲击驱动的双向快速重联流出。我们模拟的加速和电子在耀斑区域的传输数值求解帕克输运方程的速度和磁场从宏观磁流体动力学模拟的磁通绳喷发。结果表明，终止激波能有效地加速电子，高能电子主要集中在两个激波附近。合成的HXR发射图像显示了两个不同的源，分别延伸到重联区上方和下方的$>$ 100 keV处，上方的源比下方的源暗得多。两个日冕源的HXR能谱显示出相似的光谱斜率，与观测结果一致。我们的模拟结果表明，耀斑终止激波可能是解释太阳耀斑中双源非热辐射的一种很有前途的粒子加速机制。
2022-05-24 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Discovery of a time lag between the soft X-ray and radio emission of the tidal disruption flare ASASSN-14li: Evidence for linear disk-jet coupling
恒星被超大质量黑洞的潮汐破坏会导致短暂的无线电发射。产生这些同步辐射射电耀斑的电子可以在相对论性喷流内部加速，也可以在外部通过与环核介质相互作用的外流产生的激波加速。到目前为止，内部发射机制的证据一直缺乏，几乎所有的潮汐破裂耀斑的研究都采用外部冲击模型来解释观测到的无线电耀斑的性质。在这里，我们报告的结果，提出了一个挑战的外部发射模型：我们发现的软X射线（0.3-1千电子伏）和16 GHz的射电通量的潮汐破裂耀斑ASASSN-14里之间的互相关。X射线光变曲线中的变化特征在射电光变曲线中再次出现，但是在大约13天的时间滞后之后。这表明软X射线发射吸积盘调节射电发射。这种耦合似乎是不一致的，与所有以前的外部发射模型为这个来源，但自然解释，如果无线电发射起源于一个自由膨胀的喷流。我们表明，内部的辐射膨胀喷流也可以重现观测到的无线电频谱能量分布的演变。此外，无论是X射线和射电光度之间的相关性，以及我们的无线电光谱模型暗示吸积率和喷流功率之间的近似线性耦合。
2018-03-16 astro-ph.HE
