Contemporaneous XMM-Newton investigation of a giant X-ray flare and quiescent state from a cool M-class dwarf in the local cavity
我们报告了在对高纬度分子云MBM 20进行XMM-牛顿观测期间偶然探测到来自源2XMM J043527.2-144301的巨大X射线耀斑。该源以前没有在任何波长下进行过研究。从静止状态到耀斑峰值，X射线通量增加52倍以上。一个2 MASS的对应物已经被识别出来（2 MASS J 04352724 -1443017），近红外颜色显示光谱类型为M8-M8.5，距离为（67 \pm 13）pc，将源置于MBM 20的前面。光谱分析和源光度也与这一结论一致。测得的距离使该物体成为X射线中检测到的这种光谱类型的最远源（约为4倍）。该X射线耀斑的特征是峰值X射线亮度为~8.2E28 erg s-1，积分X射线能量为~2.3E32 erg。耀斑发射的特点与2温度模型的温度为10和46 MK（0.82和3.97千电子伏），并占主导地位的较高的温度分量。
2011-02-17 astro-ph.SR
SWAP Observations of Post-flare Giant Arches in the Long-Duration 14 October 2014 Solar Eruption
2014年10月14日，PROBA 2号航天器上的太阳观察者与主动像素和图像处理（SWAP）极紫外太阳望远镜观测到了一次喷发，这可能是第24太阳周期日冕中最大的喷发后环系统。第一次喷发发生在10月14日18：30，在东太阳边缘的后面，被观测到一次日冕物质抛射和一次M2.2的太阳耀斑。在爆发后的48小时内，相关的爆发后环以2-6 km/s的速度增长到大约400000 km（>0.5太阳半径）的高度。我们的结论，从我们的观察，这一事件，普通的爆发后的环和所谓的耀斑后的巨型拱门是基本相同的，是由相同的磁重联机制。
2015-02-03 astro-ph.SR
Unified Relationship between Cold Plasma Ejections and Flare Energies Ranging from Solar Microflares to Giant Stellar Flares
在太阳和恒星大气中，我们经常发现色球冷等离子体喷射伴随耀斑的光谱特征。然而，冷喷出物的物理量（如质量，动能和速度）和耀斑能量之间的关系还没有被调查在一个统一的方式为整个范围的耀斑能量的日期。本研究分析了与小尺度耀斑和太阳耀斑（能量$10^{25}-10^{29}\,\mathrm{erg}$）相关的冷等离子体喷射的光谱，以提供更小的能量样本。利用太阳磁活动研究望远镜（SMART/SDDI）上的太阳动力学多普勒成像仪进行了H $α$成像光谱观测。我们确定的物理量的喷出物的云模型拟合的H $α$光谱。我们确定耀斑能量的差分发射测量分析使用大气成像组件板载太阳动力学天文台（SDO/AIA）的小尺度耀斑和估计的热辐射能量的大尺度耀斑。结果表明，耀斑的抛射质量$M$与耀斑总能量$E_{\mathrm{tot}}$之间存在$M\propto E_{\mathrm{tot}}^{2/3}$关系。我们表明，从一个简单的物理模型导出的标度律解释了太阳和恒星的观测与日冕磁场强度作为一个自由参数。我们还发现，喷出物的动能和速度与耀斑能量相关。这些结果表明，一个共同的机制驱动的磁场，导致冷等离子体喷射与耀斑的太阳和恒星。
2022-12-17 astro-ph.SR
Detection of a giant flare displaying quasi-periodic pulsations from a pre-main sequence M star with NGTS
我们提出了一个充满活力的耀斑的检测前主序M3星NGTS J121939.5-355557，我们估计只有2万年的年龄。这个耀斑的能量为$3.2\pm^{0.4}_{0.3}\times 10^{36}$ erg，分数振幅为$7.2\pm0.8$，是M星上能量最高的耀斑之一。这颗恒星也是X射线活跃的，处于$log L_{X}/L_{Bol} = -3.1$饱和状态。在耀斑峰值中，我们已经确定了由两个统计上显著的周期（约320秒和660秒）形成的多模准周期脉动。这个耀斑是表现出这种脉动的最大振幅事件之一。观测到较短周期模式在持续约30秒的流量短暂峰值后开始，这在开普勒或TESS短节奏模式中无法解决。我们的数据显示了NGTS的高节奏可以用来将太阳技术应用于恒星耀斑，并确定所观察到的振荡的潜在原因。我们还讨论了这个耀斑的M恒星主机周围的行星的可居住性的影响，以及如何NGTS可以帮助我们理解这一点。
2018-11-05 astro-ph.SR
The Evolution of High Temperature Plasma in Magnetar Magnetospheres and its Implications for Giant Flares
本文在星震模型的框架下，提出了一种描述巨耀斑初始尖峰的新机制。本文研究了磁星磁层中闭合磁通量管中等离子体在能量突然释放情况下的演化，并讨论了与观测到的巨耀斑的关系。我们在史瓦西几何中对相对论磁流体动力学进行了一维数值模拟。我们假设能量是由一个热的恒星表面包含随机扰动的横向速度的循环的足点注入。阿尔文波产生并向上传播，伴随着非常热的等离子体，这些等离子体也被非线性产生的压缩波持续加热。我们发现，火球区域的前缘在管的顶部与它们对称发射的对应物碰撞。这种碰撞导致能量释放，它可以描述巨耀斑初始尖峰的光变曲线。
2014-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
New estimation of non-thermal electron energetics in the giant solar flare on 28 October 2003 based on Mars Odyssey observations
根据2003年10月28日火星探测器上高能中子探测器（HEND）的硬X射线（HXR）观测资料，对2003年10月28日发生的太阳耀斑（$>\text{X}17$）中产生的非热电子总数和能量进行了新的估算。先前基于拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）数据对非热电子能量的估计是不完整的，因为RHESSI错过了耀斑脉冲阶段的峰值。相比之下，HEND观测到了整个耀斑。我们使用两种模型来估计非热电子的能量：冷厚靶模型和暖厚靶模型。我们发现，根据所使用的模型和低能量截止（$E_\mathrm{c}$）的非热电子，它们在整个耀斑的总能量的估计可以从$2.3 \times 10^{32}$到$6.2 \times 10^{33}$尔格变化。在冷厚靶模型和固定$E_\mathrm{c}=43$ keV内获得的最低估计值$2.3 \times 10^{32}$ ergs与先前的估计值一致。在这种情况下，在耀斑脉冲相位的峰值加速的非热电子被RHESSI错过了包含约$40\%$的整个耀斑的非热电子的总能量。最高值，$6.2 \times 10^{33}$ ergs，获得冷厚目标模型和固定的$E_\mathrm{c}=10$ keV，看起来异常高，因为它超过了总的非潜在的活动区的磁场能量和总的辐射热能量的耀斑。我们的估计还表明，在耀斑区域的HXR产生的电子的总数和能量是几个数量级高于注入行星际空间的高能…
2018-09-03 astro-ph.SR
An MHD Model For Magnetar Giant Flares
软伽马射线中继器上的巨大耀斑被认为发生在磁星上，在短时间内释放出巨大的能量。它们的能量可以用磁场结构中发生的灾难性不稳定性和随后的磁重联来解释。通过类比太阳上的日冕物质抛射（CME）事件，我们发展了一个理论模型，通过分析方法的磁星巨星耀斑。在这个模型中，地壳的旋转和/或位移导致磁场扭曲和变形，导致磁层中的磁绳形成和相关配置中的能量积累。当位形中储存的能量和螺旋度达到阈值时，系统失去平衡，磁通绳以灾难性的方式向外喷射，而磁重联有助于灾难发展为可能的爆发。以SGR 1806 - 20为例，计算了其喷发过程中释放的自由磁能，发现其大于$10^{47}$尔格，足以为一次大耀斑提供能量。释放的自由磁能被转换成磁绳的辐射能、动能和重力能。计算了SGR 1806 - 20、SGR 0526-66和SGR 1900+14的爆发过程的光变曲线，并与观测资料进行了比较。计算的光变曲线与观测到的巨耀斑光变曲线符合得很好。
2014-02-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
What powers the most energetic flares in the Kepler field? Revisiting the superflaring star KIC 2852961
Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，匈牙利研究与教育网络天文学与地球科学研究中心）；HUN-REN CSFK, MTA Centre of Excellence（匈牙利研究与教育网络科学院研究所，马塔卓越中心）；Eötvös Loránd University（厄特沃什·罗兰大学）；Institute of Physics/IGAM, University of Graz（格拉茨大学物理研究所/IGAM）
本研究通过多源数据证实KIC 2852961为密近双星，其内部较差自转驱动的高效磁活动是产生高能超级耀斑的关键，星斑覆盖度与耀斑能量密切相关。
2026-10-09 astro-ph.SR
Stellar flares observed in long cadence data from the Kepler mission
我们的目标是对开普勒观测到的恒星耀斑进行统计研究。我们希望研究耀斑的振幅、持续时间、能量和发生率，以及它们与光谱类型和旋转周期的关系。为此，我们开发了一种自动耀斑检测和表征算法。我们已经从开普勒输入目录和McQuillan等人（2014）的旋转周期中获得了恒星参数。我们发现了几颗新的候选A星，显示出燃烧的活动。此外，我们还发现了653颗带有耀斑的巨星。从耀斑性质的统计分布来看，F+ G型和K+ M型耀斑的振幅分布具有相似的特征。耀斑持续时间和耀斑能量似乎集中在G+K+ M型与F型和巨星之间。我们还发现了一个尾巴的恒星在所有光谱类型的耀斑发生率高（但最突出的光谱类型），这是兼容的“耀斑星”的存在。最后，我们发现耀斑发生率和耀斑振幅与恒星自转周期有很强的相关性：快速旋转的恒星更容易经常发生耀斑，并且有更高的机会产生大耀斑。
2017-11-07 astro-ph.SR
KIC 2852961 -- a superflaring red monster in the Kepler field
巨星上的超级耀斑的能量比高能太阳耀斑高出10万倍。然而，人们对放大太阳能发电机是否能解释这样的星等差异存在争议。我们研究了晚型斑巨星KIC 2852961的耀斑活动。我们寻找耀斑的开普勒Q 0-Q17数据集的自动化技术与目视检查。分析了耀斑发生率和耀斑能量，并与具有相似耀斑活动的不同目标在不同能级的耀斑统计数据进行了比较。我们发现KIC 2852961的耀斑能量分布与太阳型恒星上的超耀斑能量分布并不一致。此外，我们认为，在KIC 2852961的情况下，现场活动应该有一个重要的作用，在产生这样的超级耀斑。
2021-01-13 astro-ph.SR
Constraints on Neutron Star Crusts From Oscillations in Giant Flares
我们发现，基本的地震剪切模式，观察到作为一个准周期振荡的巨大耀斑发射的高磁化中子星，是特别敏感的核物理的地壳。将~ 30 Hz的振荡识别为基本地壳剪切模式需要核对称能量，该能量对饱和附近密度的依赖非常弱。如果核对称能量随密度变化更强烈，那么以前被认为是流体核心的扭转阿尔芬模式的低频振荡可能与地壳有关。如果是这样的话，那么未来对巨大耀斑的观测应该会检测到18 Hz左右的振荡。铅的中子皮厚度的精确测量也将约束由模型预测的频率。
2009-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
The giant radio flare of Cygnus X-3 in September 2016
在RATAN-600对微类星体的长期多频监测计划中，我们于2016年9月13日发现了来自X射线双星天鹅座X-3的巨大耀斑。这发生在2011年3月前一次巨大耀斑（~18 Jy）之后，源的“静止状态”经过了2000天之后。我们发现，在这个安静的时期，硬X射线通量（斯威夫特/BAT，15-50 keV）和无线电通量（RATAN-600，11 GHz）已强烈的反相关。这两次射电耀斑都发生在微类星体于2011年2月和2016年8月底转变为“超软”X射线状态之后。我们在第一个ATel #9416中预测了巨大的耀斑。在硬X射线Swift 15-50 keV通量和RATAN 4-11 GHz通量（“淬灭状态”）急剧减少之后，MJD 57632和MJD 57644.5上几乎同时出现了一个小耀斑（4-11 GHz处为0.7 Jy），X射线射电通量在几天内从0.01上升到15 Jy，4.6 GHz处为0.01。耀斑通量的上升符合指数律，这可能是射流中内部激波产生相对论电子的初始阶段。最初，光谱在低于2GHz的频率处光学厚，在高于8 GHz的频率处光学薄，典型的光谱指数约为-0.5。耀斑爆发后，各频率射电通量均按指数规律衰减（~ exp（-（t-t0）/2d）（21.7GHz））。
2016-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Giant white-light flares on fully convective stars occur at high latitudes
白光耀斑是恒星表面由磁场驱动的局部增亮现象。它们的时间、光谱和统计特性提供了大量关于恒星磁场的物理信息。磁斑的空间分布和相关的耀斑区域有助于限制发电机理论。此外，耀斑被认为对围绕这些恒星运行的系外行星的可居住性有着至关重要的影响。由于缺乏空间分辨率，测量太阳以外恒星上耀斑的位置具有挑战性。在这里，我们提出了四个完全对流的恒星与凌日系外行星调查卫星（TESS），显示大，长时间的耀斑在白光调制的亮度由恒星的快速旋转。这使我们能够直接从光变曲线确定这些耀斑的轨迹。这四次耀斑都发生在纬度55度到81度之间，远高于典型的太阳耀斑纬度。我们的研究结果证明，强磁场往往出现在完全对流恒星的恒星旋转极附近，并表明耀斑对小恒星周围系外行星可居住性的影响可能比以前认为的要弱。
2021-08-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spatial & Temporal Characteristics of Ha flares during the period 1975-2002 (comparison with SXR flares)
虽然太阳的高能现象（耀斑，日冕物质注入等）在其发生率上表现出间歇性的随机行为，它们与太阳周期的变化有很好的相关性。在这项工作中，我们研究了瞬态太阳活动的空间和时间特征，试图通过统计解释这些现象的演变，通过太阳周期，在自组织临界性理论。
2010-09-22 astro-ph.SR
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
Discovery of the subsecond linearly polarized spikes of synchrotron origin in the UV Ceti giant optical flare
2008年，我们利用俄罗斯6米望远镜对鲸鱼座UV星进行了高时间分辨率的光学观测，观测到一个在$U$波段振幅约为3等的巨大耀斑。在耀斑极大值附近，发现了十几个三角形的尖峰爆发，持续时间为0.6 ~ 1.2s，最大亮度在$(1.5-8)\times10^{27}$ erg~s $^{-1}$之间。对于这些事件的一半，线性偏振超过35%，显著优于$5σ$。我们认为，这些事件是同步辐射的电子流与几百MeV的能量移动在磁场约1.4 kG。这种超相对论性（能量远远超过10兆电子伏）粒子的辐射通常在太阳耀斑中观测到，但从未在鲸鱼座紫外型恒星中探测到。这是有史以来第一次探测到来自紫外线Ceti型恒星的线性偏振光学光，这表明这些恒星上的耀斑事件中至少有一部分是由非热同步辐射机制提供动力的。
2017-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Characteristic time of stellar flares on Sun-like stars
利用Kepler空间望远镜的短周期（1分钟间隔）观测数据，对类日恒星耀斑的特征时间进行了统计分析。类似于太阳耀斑，恒星耀斑的光变曲线也呈现出上升和衰减两个不同的阶段（上升阶段和衰减阶段）。我们推导了SLS恒星耀斑的两个阶段的特征时间，得到的平均上升时间约为5.9分钟，平均衰减时间为22.6分钟。我们发现，恒星耀斑的上升时间和衰减时间都遵循对数正态分布。耀斑上升时间和衰减时间的对数正态分布的峰值位置分别为3.5min和14.8min。这些恒星耀斑的时间值与太阳耀斑的时间尺度相似，支持恒星耀斑和太阳耀斑具有相同的物理机制的观点。本文的统计结果可以作为SLS与其它类型恒星耀斑特征时间比较的基准。
2021-06-15 astro-ph.SR
Type II Shocks Characteristics: Comparison with associated CMEs and Flares
在1998-2000年期间，ARTEMIS-IV无线电摄谱仪记录了一些公制（100-650 MHz）II型爆发;样本包括CME驱动的冲击和源自耀斑爆炸的冲击。我们研究他们的特点与相关的日冕物质抛射和耀斑的特点进行比较。
2010-09-22 astro-ph.SR
Relationships Between Characteristics of the Line-of-Sight Magnetic Field and Solar Flare Forecasts
我们分析了耀斑X射线峰值通量之间的关系，和极性反转线（PIL）和活动区（AR）的特点，来自视线（LOS）磁图。PIL检测算法的基础上的磁图分割程序应用于每个AR与1小时的节奏。PIL和AR特征与AR耀斑历史相关，并分为耀斑和非耀斑情况。耀斑预测的衍生特征的有效性由通过一定阈值与耀斑情况分离的非耀斑情况的数量以及它们的Fisher排名得分来确定。支持向量机（SVM）的分类器只训练的PIL的特点是用于耀斑预测。我们得到了以下结果：（1）PIL特征比AR的全局特征更有效，（2）使用“Sigmoid”SVM核获得了$\geq$ M1.0耀斑的0.76 $\pm$ 0.03和$\geq$ X1.0耀斑的0.84 $\pm$ 0.07的最高真实技能统计（TSS）值，（3）仅使用LOS磁图获得的TSS评分略低于使用矢量磁图获得的评分，但显著优于当前基于专家的预测，（4）对于预测$\geq$ M1.0级耀斑，所有病例的74.4%，以及对于预测$\geq$ X1.0级耀斑的91.2%，可以被预先分类为负面的，对结果没有显著影响，（5）包括全球AR特征并没有改善预测。该研究证实了PIL区域特征在耀斑起始过程中的独特作用，并证明了仅使用视线磁图进行耀斑预报的可能性。
2018-05-28 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
Radiative transfer simulations of magnetar flare beaming
磁星巨星耀斑在其光变曲线的尾部显示出振荡调制，这只能通过某种形式的光束来解释。磁星爆发的火球模型已成功地用于拟合巨耀斑尾部的相位平均光变曲线，但迄今为止还没有尝试去拟合脉动。我们提出了一个相对简单的数值模型来模拟磁星耀斑的成束辐射。在我们的模拟中，辐射从被困在偶极磁场中的火球底部逃逸，并通过磁星的光学厚磁层散射，直到逃逸。光束是由相对论外流的存在，以及系统的几何形状提供的。我们发现，一个简单的图片相对论外流是足以创建脉冲分数和观察到的脉冲轮廓的磁星耀斑的尖峰，而没有相对论外流的光束是不足以解释巨大的耀斑旋转调制。
2016-05-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Superflares on Giant Stars
开普勒任务在各种恒星上发现了巨大的耀斑，包括一些太阳型的。这些事件比太阳耀斑的能量大得多，因此它们被称为超级耀斑。即使太阳上发生这种超级耀斑的可能性很小，也会对现代社会构成威胁。9月24日和25日在HK Lac双星上观测到一个能量与超级耀斑相当的耀斑。与开普勒星不同的是，HK Lac观测到了差动自转。这种差异旋转似乎是反太阳的。对于反太阳差异自转，发电机模型可以给出偶极对称的磁活动波和四极对称的准定常磁位形。这样的静止配置的磁能通常比与活动波相关联的磁能高出大约两个数量级。我们相信这种机制可以提供足够的能量在晚型恒星上产生超耀斑，并提出了一些简单的模型来支持这一观点。
2018-05-01 astro-ph.SR
Inverse FIP Effects in Giant Solar Flares Found from Earth X-Ray Albedo with Suzaku/XIS
我们报告了发生在2005年9月7日（X17.0），2005年9月8日（X5.4），2005年9月9日（X6.2）和2006年12月5日（X9.0）的四个巨大的太阳耀斑的X射线光谱结果，获得了地球日冕数据与X射线成像光谱仪（XIS）的朱雀。良好的能量分辨率的XIS（FWHM $\sim$ 100 eV），使我们能够分离出一些线状特征和检测底层的连续发射。这些特征包括来源于太阳耀斑的Si He $α$、Si Ly $α$、S He $α$、S Ly $α$、Ar He $α$和Ca He $α$以及来自地球大气的荧光Ar K $α$和Ar K $β$。四次耀斑的平均绝对元素丰度（X/H）分别为$\sim$ 2.0（Ca）、$\sim$ 0.7（Si）、$\sim$ 0.3（S）和$\sim$ 0.9（Ar）。这种丰度模式类似于活动恒星日冕的丰度模式，显示出逆第一电离势（i-FIP）效应，即，元素丰度随着FIP的降低而降低，在FIP的低端进行周转。的丰度几乎是恒定的耀斑期间，除了硅增加了一个因素的$\sim$ 2在衰变阶段。Si丰度的演变与i-FIP等离子体起源于色球蒸发然后与周围的低FIP偏置材料混合的图片是一致的。耀斑与耀斑之间的丰度相差2倍，与过去观测到的太阳耀斑一致。最后，我们强调，由X射线天文卫星，如朱雀和XRISM获得的地球日冕数据可以显着有助于太阳物理学的研究。
2020-01-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Are gravitational waves from giant magnetar flares observable?
磁星中的巨大耀斑是引力辐射的可行来源吗？很少有理论研究关注这个问题，少数使用高度理想化的模型或假设磁场的数量级超过观测支持。我们进行非线性广义相对论磁流体力学模拟的大尺度磁流体不稳定性的磁星模型。我们利用这些模型来寻找能量范围很广的引力波发射，从10^40到10^47尔格。这使我们能够推导出表面场强和引力波应变之间的系统关系，我们发现这是高度非线性的。特别是，对于几倍于10^15 G的典型磁星场，我们得出的结论是，直接观测到由全球磁场重新配置激发的f模是不可能的，与目前或不久的将来的引力波观测站，虽然我们也讨论了可能性，在低频段高达100 Hz的模式可以充分激发相关的观测。
2011-07-18 astro-ph.SR gr-qc
Can the Long-Term Impact of Stellar M-Dwarf Flares Alter the Spectral Features of a Giant Gaseous Exoplanet?
SRON, Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）
本研究模拟M矮星反复耀斑对富金属气态巨行星大气的长期影响，发现耀斑导致CH4、CO2、SO2等物种丰度持久改变及光谱特征变化，表明需考虑恒星活动并采用概率反演方法。
2026-09-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetic Reconnection Instabilities in Soft-Gamma Repeaters
我们研究了一个外部触发机制，引起强烈的软伽玛射线中继器（SGR）的巨型耀斑。在这三个巨大的耀斑中，有两个显示了一个前体的存在，我们表明它引发了主耀斑。我们开发了一个重联模型的基础上的假设，剪切运动的足点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。我们表明，变薄时间是在耀斑前的静止时间的顺序。
2013-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
A long-duration superflare on the K giant HD 251108
本文对富锂活动K型巨星HD 251108上的一次超强长时标耀斑进行了28天多波段跟踪观测，发现其峰值流量和衰减特征与较小耀斑遵循一致趋势，表明耀斑物理机制在宽能量范围内具有统一性。
2024-10-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Investigation of non-equilibrium ionization plasma during a giant flare of UX Arietis triggered with MAXI and observed with NICER
利用MAXI和NICER观测UX Ari巨耀斑，发现温度峰值先于流量，估计耀斑环大小与电子密度，并检验等离子体是否偏离碰撞电离平衡。
2024-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Giant protostellar flares: accretion-driven accumulation and reconnection-driven ejection of magnetic flux in protostars
原恒星耀斑是与原恒星中热等离子体形成有关的快速磁能释放事件。在以往的原恒星耀斑模型中，原恒星磁层与周围盘的相互作用在磁能的积累和释放中起着至关重要的作用。然而，目前还不清楚原恒星是否真的有磁层，因为在原恒星阶段，剧烈的盘吸积和强大的盘磁场可能会破坏磁层。考虑到这种可能性，我们调查的能量积累和释放过程中的磁层使用三维磁流体动力学模拟。我们的模拟表明，原恒星耀斑重复产生，即使在这种情况下。与磁层模型不同的是，原恒星通过吸积从盘中获得大规模的磁场来积累磁能。原恒星耀斑是由于磁重联导致原恒星的一部分大规模磁场被移除而产生的。模拟中的原恒星耀斑与观测结果一致;释放的磁能（高达$\sim 3\times 10^{38}$ erg）足以驱动观测到的耀斑，耀斑产生热喷出物。排出的磁场增强了吸积作用，因此重复了能量积累和释放过程。通过重连去除磁通量导致内部磁盘中磁场的重新分布。因此，我们认为，原恒星耀斑将在原恒星附近的磁盘磁场的演化中发挥重要作用。
2019-05-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Direct evidence for r-process nucleosynthesis in delayed MeV emission from the SGR 1806-20 magnetar giant flare
本研究发现磁星 SGR 1806-20 巨型耀斑后的硬伽马射线信号与 r-过程抛射物的放射性衰变发射吻合，为重元素核合成提供了直接观测证据，并证实磁星是银河系重元素和重宇宙射线的重要来源。
2025-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Study of temporal and spectral characteristics of the X-ray emission from solar flares
利用太阳X射线谱仪（SOXS）对2003-2011年期间观测到的60次$\ge$ C级耀斑的X射线辐射进行了时间和光谱分析。我们分析了Si和CZT探测器分别在四个和三个能带中观察到的X射线发射。耀斑的强度分布中的峰的数目在1和3之间变化。我们发现中度的相关性（R $\simeq$ 0.2）之间的上升时间和耀斑的第一个峰值的峰值通量，无论能量带，这是它的能量无关的性质的指示。耀斑区的磁场复杂度与耀斑的上升时间呈反相关（R=0.61），与耀斑的峰值通量呈正相关（R=0.28）。在给定的能带中的X射线发射的峰值与在25-30 keV中的峰值之间的时间延迟随着能量的增加而减小，这表明传导冷却在较低能量中占主导地位。对14个耀斑的340个光谱的分析表明，差分辐射测量（DEM）演化的峰值相对于温度演化的峰值滞后60-360 s，且滞后时间与耀斑的峰值通量成反比。我们的结论是，耀斑的时间和强度特性是依赖于能量以及活动区的磁场配置。
2018-04-19 astro-ph.SR
A Criterion for Magnetars Producing Giant Flares
本文用弯曲磁流管替代直磁流管研究磁星巨型耀斑，发现当参数η<0.48时曲率力和磁压能克服引力束缚导致系统灾变，为识别产生巨型耀斑的磁星提供了判据。
2025-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-th
Constraining the Origin of Magnetar Flares
磁星核心的磁场突然松弛产生的机械能主要以剪切波的形式传播到表面，并以相对论阿尔文波的形式进入磁层。由于强烈的阻抗失配，在恒星中激发的剪切波在离开恒星之前会经历多次反射。如果机械能沉积在地核中，并在传播到表面时{ \em直接}转化为辐射，则发射的上升时间至少为几秒到几分钟，对于实际的磁场几何形状，可能为几分钟到几小时，这与观测到的$\lap 10$ ms的上升时间不一致，对于巨大的耀斑。小耀斑和大耀斑的机制都依赖于地核磁场的突然弛豫，但由于阻抗不匹配而变得不可行，需要在耀斑发生前将驱动这些事件的能量储存在磁层中。除非波浪很快被阻尼。
2014-05-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solar Flares Complex Networks
研究了太阳耀斑复杂网络的特征。耀斑的有限可预测性、非线性和自组织临界性使我们可以从复杂系统的角度来研究耀斑系统。利用2006年1月1日至2016年7月21日期间观测到的耀斑的发生时间和位置，设计了耀斑生长网络。太阳能表面被划分为具有相等面积的单元。包括耀斑的单元被认为是网络的节点。相关的链接相当于交感神经兴奋。提取的特征表明耀斑网络遵循复杂性的定量测量。度指数大于3的连通性分布的幂律性质表明耀斑形成了一个无标度和小世界网络。耀斑网络具有聚集系数大、特征路径长度小、直径变化缓慢等特点。我们证明了耀斑网络的度关联具有离散网络的特征。发生在网络中心的大能量耀斑（GOES分类中的M和X型）中约有11%覆盖了3%的太阳表面。
2017-09-06 astro-ph.SR physics.space-ph
Neutron starquakes and the dynamic crust
磁星是磁化最强的中子星，其磁场的衰变会产生壮观的伽马射线耀斑。快速变化的磁场足够强大，应该能够对恒星的地壳施加压力并使其破裂，从而可能产生有趣的地震后果。几年前，随着罕见的巨型耀斑激发的长寿命地震振动的发现，这一点得到了戏剧性的证实。与巨大耀斑相关的星震，似乎是如此的灾难性，以至于它们让整个恒星都在鸣响。这些发现开启了利用星震学研究中子星内部极端条件的可能性--地壳和地核中的致密物质状态方程，以及地核磁场。本章回顾了在巨型耀斑中看到的振荡的主要观测特性，以及磁星中全球地震振动的理论模型的最新发展。我讨论的努力扩大振荡搜索较小的磁星爆发（这是更频繁，但能量较低），地壳破裂可能在触发磁星耀斑和激发全球地震振荡的作用。
2011-11-02 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Observable QPOs produced by steep pulse profiles in Magnetar Flares
在SGR 1806-20和SGR 1900+14中看到的巨大伽马射线耀斑尾部的强准周期振荡被认为是由耀斑磁星中的星震产生的。然而，观测到的大分数振幅（高达~20%）很难与预测的星震振幅相一致。在这里，我们证明了在巨大的耀斑的尾部陡峭的脉冲发射轮廓可以增强所观察到的振幅的基础振荡，类似于一束光振荡的视线。该机制还将加宽功率谱中的特征并在振荡的谐波处引入功率。观测到的振荡强度取决于潜在星震的振幅、恒星表面辐射的方向和位置以及光变曲线的梯度。虽然信号的放大可能是显着的，我们证明，即使在发射几何的不确定性，这种效果是不足以产生所观察到的QPO。这一结果排除了直接观测到的星震，并表明观测到的变化来自发射强度的调制。
2012-05-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Novae breves from magnetar giant flares: Potential probes of neutron star crusts
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Guangxi Key Laboratory for Relativistic Astrophysics, School of Physical Science and Technology, Guangxi University（广西大学物理科学与技术学院相对论天体物理重点实验室）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
研究磁星巨发后物质 ejected 的核合成过程，探讨中子星方程和磁星质量对短暂新星发光特性的影响，评估其观测可行性。
2026-03-11 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
