37 GHz observations of a large sample of BL Lacertae objects
我们提出了37 GHz的数据在Metsahovi射电天文台在2001年12月至2005年4月的BL Lacertae对象的大样本。我们还报告了在5 - 37 GHz和37 - 90 GHz频率间隔的平均变率指数和射电频谱指数。大约34%的样本在37 GHz被检测到，总共有136个BL Lacertae天体。绝大多数检测到的来源是低能量BL Lac（LBL）。样本的变异性指数值是多样的，样本的平均分数变异性为Δ S_2 = 0.31。频谱指数也有很大的变化，但样本源的平均无线电频谱是平坦的。我们的观测表明，许多通常被认为是无线电安静的高能BL Lac（HBL）有时可以在37 GHz处被检测到。
2007-05-07 astro-ph
Synchrotron and Inverse Compton Variability in the BL Lacertae object S5 0716+714
我们报告的BL Lac对象S5 0716+714在协调BeppoSAX和光学观测在1996年和1998年检测到的不同光谱分量的强度变化。同步辐射和逆康普顿发射之间的过渡已被清楚地检测到尖锐的X射线光谱断裂在2-3千电子伏左右的两个场合。在BeppoSAX号卫星第二次瞄准期间发现了相关的光学和软X射线可变性，当时可以安排密集的光学监测。硬（康普顿）组件之间的两个观察改变了一个因素2，但在每次曝光保持稳定。在事件的快速变化S5 0716+714表现出光谱陡峭的强度，很少观察到的行为在BL湖泊。我们将这些发现解释为同步加速器峰值发射从IR/光学波段向更高能量转移的可能后果，导致同步加速器尾部随着源变亮越来越多地推入软X射线波段。
1999-09-14 astro-ph
Optical variability of the BL Lacertae object GC 0109+224. Multiband behaviour and time scales from a 7-years monitoring campaign
我们提出了最连续的数据库的光学$BVR_{c}I_{c}$观测BL Lacertae对象GC 0109+224，收集主要由佩鲁贾大学天文台的机器人望远镜在1994年11月至2002年2月期间。这些观测得到了都灵天文台1995年7月至1999年1月期间收集的数据的补充。Maidanak天文台（2000年12月）。GC 0109+224表现出快速的光学变化，在1996年初和年底、1998年秋季、2000年初和年底以及2002年初观测到六次大爆发。快速和大幅度下降的特点是其通量行为。$R_c$震级范围为13.3（16.16 mJy）至16.46（0.8 mJy），平均值为14.9（3.38 mJy）。在我们收集多过滤器观测的时期，我们分析了颜色和光谱指数，以及一些耀斑期间的变化模式。长期的行为似乎近似消色差，但在一些孤立的爆发，我们发现了典型的环状滞后行为的证据，这表明快速的光学变化是由一个单一的发射粒子人口的非热冷却为主。我们还进行了数据的统计分析，通过离散关联函数（DCF），结构函数（SF），和Lomb-Scargle周期图，以确定特征时间尺度，从天到月，在光变曲线，并量化的变异模式。我们还包括重建的历史光变曲线和光度校准的比较明星，有利于进一步广泛的光学监测这个有趣的耀变体。
2003-01-16 astro-ph
Multi-band optical micro-variability observations of BL Lacertae
我们在1999年7月和2001年7月分别在B、R和I波段观测了两晚和三晚。观测结果几乎均匀采样的光变曲线，平均采样间隔约为5分钟。平均而言，变化幅度从I波段的~5%增加到R波段的~5.5%和B波段光变曲线的~6.5%。上升和衰减的时间尺度在每个波段内是可比的，但它们从B波段到R和I波段光变曲线是增加的。光功率谱显示出斜率为~-2的红噪声分量。交叉相关分析表明，在大多数情况下，B和I波段光变曲线变化之间的延迟小于~ 0.4小时。交叉关联函数是不对称的，这意味着I波段变化相对于B波段变化的复杂延迟。此外，在一种情况下，我们发现，I波段的变化显着延迟（约0.2小时）相对于B波段的变化。我们还检测到显着的光谱变化：光谱变得陡峭的流量增加，最平坦的光谱指数对应于最大的B波段流量。我们的结果意味着，快速，夜间变化的源对应于扰动的不同区域的射流，导致本地化的相对论粒子注入的时间尺度上更排序的平均采样间隔的光变曲线。这些变化受冷却和光交叉时间尺度的控制，这可能是可比的。
2002-11-05 astro-ph
Structure and flux variability in the VLBI jet of BL Lacertae during the WEBT campaigns (1995--2004)
BL Lacertae一直是全球耀变体望远镜（WEBT）合作的几次观测活动的目标，并且是所有可访问波长的最佳研究耀变体之一。最近对光变和射电变的分析表明，部分射电变与光变曲线有关。在这里，我们提出了一个巨大的VLBI数据集，包括108个图像在15，22和43 GHz之间获得的1995年和2004年的分析。本研究的目的是确定不同的组件有助于单碟射电光变曲线。我们得到单独的射电光变曲线的VLBI核心和喷流，并表明，单碟观测的射电光谱指数可以用来跟踪核心的变化。射电光谱指数与光学光变曲线的互相关表明，光学变化在15 GHz处领先射电约100天。通过拟合无线电时间滞后与频率的关系，我们发现，幂律比预期的更陡峭，对于一个自由膨胀的锥形喷流在均分能量密度作为距离的平方下降的喷流在柯尼格尔模型。有一个部分的紧凑的无线电喷流的发射是弱的，这样的耀斑传播下来的喷流是明亮的第一次在核心区域与二次增加通量约1.0质量的核心。这说明了直接成像对解释多波长光变曲线的重要性，多波长光变曲线在任何给定时间都可能受到几个不同组分的影响。我们将讨论如何复杂的行为的光变曲线和相关性可以理解的框架内的旋进螺旋喷流模型。
2006-06-05 astro-ph
Optical multi-band observations of BL Lacertae during the outburst of 2005
我们观测的目的是研究BL Lacertae的夜间光变特性和光谱光变。利用北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）60/90 cm施密特望远镜，在2005年由两次连续耀斑组成的爆发期间，进行了799次光学多波段观测。第二个耀斑的上升期至少持续了44天，在BATC的三个光学波段上观测到了超过1.1等的振幅。一般而言，在夜间时间尺度上，在较短波长处的变化幅度和变化率较大，并且每个波段内的上升和衰减阶段的变化率相当。在波段e和m中的光变曲线之间可能存在时滞，约为11.6分钟。通过对色指数随光源亮度变化的分析，认为蝎虎BL的光变可以解释为两个分量：“强色”的夜内分量和“弱色”的夜间分量，这可能是内在物理机制和几何效应共同作用的结果。
2007-01-05 astro-ph astro-ph.HE
Multiwavelength Observations of the BL Lacertae Object PKS 2155-304 with XMM-Newton
XMM-Ndewton号上的光学紫外线和X射线仪器为在宽波长范围内同时观测剧烈变化的物体提供了极好的机会。紫外线和X射线明亮的BL Lac天体PKS 2155-304已经被XMM-Ndewton重复观测了大约每年两次。在本文中，我们提出了一个详细的分析的同时多波长的可变性的来源，从光学到X射线，目前可用的XMM-Ndewton观测的基础上。这些观测探测了光源的光紫外和X射线波长的日内多波长变化。紫外光的变化幅度远小于X射线的变化幅度，紫外光与X射线的硬度比与X射线通量相关：光源越亮，UV-X射线光谱越平坦。在2000年5月30日至31日，紫外和X射线光变曲线弱相关，而在2000年11月19日至21日，紫外变化跟随X射线变化，没有检测到滞后。在2001年11月30日，该源展示了一个在光学上没有探测到的主要X射线耀斑。这里提出的日内紫外线和X射线变化性与从以前协调的广泛的多波长活动中获得的日间紫外线和X射线变化性不同，这表明不同的“模式”的变化性可能在PKS 2155-304中在不同的时间尺度上或从一个时期到另一个时期。
2006-07-07 astro-ph
Redshift Limits of BL Lacertae Objects from Optical Spectroscopy
内容：BL Lacertae天体已经成为最近许多多波长活动，连续光谱变化研究以及理论光谱和变化建模的目标。对这些研究结果的有意义的解释需要对物体的红移有可靠的了解;然而，许多物体的红移仍然是未知或不确定的。目的：因此，我们希望确定或约束的红移未知或知之甚少的6个BL Lac天体的红移。方法：用MDM 2.4 m Hiltner望远镜对这些天体进行了观测。虽然没有探测到光谱特征，因此无法测量红移，但根据其宿主星系中吸收特征的预期等效宽度，为这些天体分配了较低的红移极限。通过假设宿主星系是标准烛光，并使用文献中的宿主星系视星等，也对一些天体的红移进行了估计。结果如下：通常使用的1219+285的$z=0.102$的红移几乎肯定是错误的，而其他研究对象的红移仍然没有确定。
2007-11-13 astro-ph
Polarization and Variations of BL Lacertae Objects
BL Lacertae天体是AGN的一个极端子类，表现出快速和大幅度的变化，高和可变的极化，以及核心主导的无线电发射。如果强聚束效应是极端观测特性的原因，那么人们会期望这些特性将彼此相关。本文从相对论性聚束模型出发，导出了偏振与亮度变化和核优势参数之间的关系，并与一个BL Lacertae天体样品的观测数据进行了统计比较。统计结果与这些相关性是一致的，这表明偏振，变化，和核心优势参数是可能的聚束效应的指示。
2001-03-02 astro-ph
Coordinated Multiwavelength Observations and Spectral Variability Modeling of Gamma-Ray Blazars
本文综述了近年来我们在用轻子喷流和强子喷流模型模拟耀变体的多波长光谱和光变方面所取得的进展。特别强调的是放在X射线光谱的变化，低频峰值（LBLs）和中间BL Lac对象（IBLs）。作为一个例子，最近的观测和模拟结果的BL Lacertae在2000年广泛的多波长活动。它演示了如何结合光谱和可变性建模的LBL和IBLs可以显着约束排放模型和潜在的可变性的情况。在BL Lacertae的情况下，变化似乎主要是由非热的，超相对论性的电子人口在喷流的光谱指数的波动。这样的限制，使我们能够完善的内在GeV的伽马射线发射和占主导地位的电子冷却机制，在这些对象的预测。
2004-03-25 astro-ph
Intraday variability in x-ray selected BL Lacertae objects
我们提出了一个研究的两个样本的X射线选择BL Lac对象，EMSS和EXOSAT样本组成的22和11个源，分别日内的变化行为。在这两个样本中，我们能够检测到的日内变异只有不到40%的来源。在X射线选定的BL Lac天体中，占空比（BL Lac天体可变时的时间分数）为0.4或更小。变异性的典型峰-峰幅度为10%。我们的变量BL Lac对象的典型的时间尺度和活动参数推断结构函数和自相关函数分析。在只有4 BL Lac对象，我们能够测量一个特征的时间尺度，这是在1.3和2.7天之间的范围。与我们以前的研究的一个完整的样本的无线电选择的BL Lac对象从1 Jy目录的比较表明，X射线和无线电选择的BL Lac对象不同的占空比的一个因素2和典型的峰-峰振幅的一个因素3。观察到的时间尺度是相似的。我们还发现，相同的机制可能是导致在X射线选择和无线电选择的BL Lac天体中观察到的变异性的原因。我们的观测结果与连接X射线选择和无线电选择BL Lac天体的各种方案的预期进行了比较。一致性被发现的情况下，其中X射线选择的BL Lac对象具有平均更强的磁场，并在相对较大的视角下比无线电选择的BL Lac对象。然而，也不能排除X射线选择的BL Lac天体具有减速喷流和无线电选择的BL Lac天体加速喷流的建议。
1997-09-12 astro-ph
Discovery of very high energy gamma-ray emission from the low-frequency peaked BL Lacertae object BL Lacertae
MAGIC合作观察BL Lacertae在2005年8月至12月期间为22.2小时，在2006年7月至9月期间为26小时。源是历史原型和eponym一类低频峰值BL Lacertae（LBL）对象。在2005年的数据中发现了一个非常高能量（VHE）的伽马射线信号，超过了5.1西格玛。在200 GeV以上，测得的积分通量为0.6+-0.2 x 10^（-11）cm^（-2）s^（-1），约相当于蟹状星云通量的3%。在150和900 GeV之间的微分谱是相当陡峭的，光子指数为-3.6+-0.5。在2005年的观测中，光变曲线没有显示出明显的变化。这是第一次从一个LBL对象的VHE伽马射线发射的清晰检测获得了低于以前的上限信号。2006年的数据显示没有明显的过剩。这种通量的下降遵循所观察到的旋光性趋势。
2007-08-16 astro-ph
Optical observations of BL Lacertae from 1997 to 1999
本文介绍了上海天文台1.56米望远镜1997 ~ 1999年对蝎虎座BL天体的光学（V、R、I）测光。1997年爆发后，它变暗到一个低的状态，然后再次变亮。在JD 2450701至JD 2450701.5期间，在100分钟的时间尺度内，V、R和I波段的变化分别为0.40 mag、0.27 mag和0.21 mag，这表明这些变化随着波长的增加而减小。还使用DCF（离散关联函数）方法分析V、R和I之间的关联。这表明V、R和I波段的变异性与不超过0.2天的时间延迟相关。
2001-03-03 astro-ph
Doppler factors, Lorentz factors and viewing angles for quasars, BL Lacertae objects and radio galaxies
我们已经计算了变异性多普勒增强因子，洛伦兹因子，并通过使用在22和37 GHz的总通量密度观测和VLBI数据的大样本源的视角。我们将流量曲线分解为指数型耀斑，并确定了最快耀斑的变率亮度温度。通过假设每个源的固有亮度温度相同，我们计算了87个源的多普勒增强因子。此外，我们使用新的表观喷流速度数据计算了67个源的洛伦兹因子和视角。我们发现，在我们的样本中的类星体都是多普勒增强的，BL Lacertae对象的多普勒增强因子低于类星体。新的洛伦兹因子大约是早期研究的两倍，这主要是由于我们分析中的表观速度更高。BL Lacertae天体的喷流比类星体慢。有一些极端的源具有非常高的导出洛伦兹因子，其数量级为100。这些高洛伦兹因子可能是真的。也有可能是这些源显示出如此快速的耀斑，以至于在监测方案中没有检测到快速变化，或者这些源具有复杂的喷流结构，不适合我们的简单分析。几乎所有的光源都是在小于20度的小视角下看到的。我们的结果遵循AGN的基本统一方案的预测。
2008-11-26 astro-ph
BL Lacertae: complex spectral variability and rapid synchrotron flare detected with BeppoSAX
我们报告的两个BeppoSAX观测BL Lac（2200+420）分别在1999年6月和12月，作为一个ToO计划的一部分，以监测耀变体在高活动状态。在这两次运行中，源已被检测到高达100 keV，但它显示出完全不同的光谱：在6月，它是凹的，具有高于5-6 keV的非常硬的分量（α_1 ~ 1.6; α_2 ~ 0.15）;在12月，它很好地符合单一的幂律（α ~ 0.6）。在第一次BeppoSAX观测期间，BL Lac显示出惊人的变化：0.3 - 2千电子伏的通量在约20分钟内翻了一番，而4千电子伏以上的通量几乎是恒定的。这种依赖于频率的事件是BL Lac天体有史以来记录的最短事件之一，并且对发射区域的尺寸和磁场以及同步辐射电子的能量设置了下限。在光学光变曲线中也检测到类似但不太极端的行为，显示20分钟内~ 20%的非同时较小波动。我们用均匀的单区模型拟合光谱能量分布，以在非常简单但有效的SSC +外部康普顿方案中约束发射区域，突出了发射区相对于宽线区的位置和相对光谱形状依赖性的重要性。我们比较我们的数据与历史的无线电伽马射线谱能量分布。
2002-01-18 astro-ph
Coordinated Multiwavelength Observations of BL Lacertae in 2000
BL Lacertae是2000年下半年广泛的多波长监测活动的目标。在无线电（UMRAO和Metsaehovi）和光学（WEBT协作）频率、X射线（BeppoSAX和RXTE）和甚高能量辐射伽马射线（HEGRA）上进行了同时或准同时观测。WEBT光学运动实现了前所未有的时间覆盖，几乎连续超过几个10 - 20小时的部分。它揭示了在约1.5小时的时间尺度上的日内变化和与光通量增加相关的光谱硬化的证据。在战役期间，BL Lacertae经历了一个重大的转变，从2000年9月之前的一个相当静止的状态，到今年剩下的时间里的一个燃烧状态。这在放射源的X射线活动中也很明显。7月26日/27日的BeppoSAX观测显示出相当低的X射线通量和硬谱，而2000年10月31日至11月2日的BeppoSAX指向则显示出在小于几小时的时间尺度上的显著变化，并为同步加速器谱在这段时间内延伸到约10 keV提供了证据。在7月26日至27日的观测期间，有一个虽然在统计上不显著但令人不安的迹象表明，BeppoSAX号卫星和R波段光变曲线之间存在约4 - 5小时的时间延迟。此外，低显着性检测的时间延迟15 d之间的14.5 GHz和22 GHz的无线电光变曲线的报告。提出了几种独立的方法来估算源中的同向磁场，建议值为~ 2 e_B^{2/7} G，其中e_B是磁场均分因子w.r.t.射流中的电子能量密度。
2003-07-01 astro-ph
The Near-IR-Optical-UV Emission of BL Lacertae Objects
本文报道了对11个BL蝎虎座天体的近红外、光学和紫外准同时观测。对于除一个源外的所有源，在$8\cdot10^{13}-2\cdot10^{15}$ Hz频率范围内的去红光谱通量分布可以用一个单一的幂律f $_ν\propto ν^{-α}$来描述，平均光谱指数$<α>$ = 0.88 $\pm$ 0.42（标准差）加上主星系的贡献。在大多数情况下，由{ \it Einstein天文台}获得的非同时软X射线通量落在幂律外推值之上或之下。的结果进行了比较与其他样品的BL Lacs的平均光谱特性分别研究在红外-光学和紫外波段。对现有模型的对象的影响进行了讨论。
1994-03-08 astro-ph
Variability Pattern and the Spectral Evolution of the BL Lacertae Object PKS 2155-304
TeV耀变体PKS 2155-304于1994年5月由X射线卫星ASCA监测，作为从无线电到X射线波段的多波长活动的一部分。在为期两天的连续观测开始时，我们探测到一个大耀斑，其中2-10 keV的通量在3 x 10^4秒的时间尺度上变化了2倍。在耀斑期间，硬X射线通量的增加明显先于在软X射线中观察到的增加，光谱演化在通量与光子指数平面中跟踪“顺时针循环”。归因于相对论电子的差分同步辐射冷却的能量依赖的可变性，我们估计的磁场B在发射区。我们测试了两种不同的方法来比较不同X射线波段的时间序列：（i）将光变曲线拟合为高斯曲线并搜索耀斑峰值的时移，以及（ii）计算离散关联函数。两种方法均得到B ~ 0.1 G的一致解。我们还发现，耀斑的振幅变得更大的光子能量的增加，而耀斑的持续时间大致保持不变，通过ASCA能带（0.7-7.5千电子伏）。在时间相关的同步辐射自康普顿模型的框架内，在一个均匀的区域，我们考虑耀斑的注入电子的最大洛伦兹因子（Gmax）均匀增加整个发射体积。利用自洽确定的7个观测量的物理参数，再现了光谱和光变曲线的时间演化。对于多普勒因子为D ~ 20-30的相对论光束，我们得到B ~ 0.1-0.2 G，区域大小R ~ 10^-2 pc。我们讨论了光的旅行时间效应的意义。
1999-08-09 astro-ph
Optical Monitoring of BL Lacertae Object OJ 287: a 40-Day Period?
我们提出了我们的光学监测的BL蝎虎对象OJ 287在2005年上半年的结果。在此期间，源没有表现出大幅度的变化，处于相对静止的状态。根据BATC三个波段的光变曲线，推测其周期可能为40天。发现了一种更亮时更蓝的色差，这与1994- 96年爆发期间的极端稳定的颜色不同。不同的颜色行为意味着不同的变化机制在两个国家。然后，我们重新访问了OJ-94项目的OJ 287的光学数据，并发现在1994年底爆发期间，其光学变化可能有40天的周期。结果表明，OJ 287在其爆发状态下的变化有两个组成部分。第一个组成部分是正常的{ \sl blazar}变异。该分量具有与静止状态的幅度相似的幅度，并且也可以共享相似的周期性。第二分量可被视为对第一分量的“低频调制”。它可能是由假设的二元黑洞在这个对象的中心的相互作用。40天的周期可能与喷流底部磁场的螺旋结构有关，也可能与靠近中央主黑洞的轨道运动有关。
2006-05-22 astro-ph
Observations of a Correlated Gamma-Ray and Optical Flare for BL Lacertae
使用CGRO上的EGRET仪器对BL Lacertae进行的最新观测表明，伽马射线通量比以前的探测高出四倍。在1997年7月15日至22日的观测中，伽马射线通量急剧增加了2.5倍，峰值约为8小时，显然是在短暂的光学耀斑之前数小时。伽马射线光子谱指数明显比以前的探测更难。
1997-09-25 astro-ph
The Radio Corona of AR Lacertae
我们在1997年秋季与Rodono等人（1999）的X射线观测同时进行了RS CVn系统AR Lac在8.4 GHz处的多频VLA和VLBA观测。我们的VLBA数据表明，一个解决的来源与系统分离的尺寸接近，而通量密度曲线的研究证明了一个小幅度的日食变异之外。推导出的五个频率的光谱，结合VLBA数据的大小信息，从两个组件的结构源的回旋同步辐射进行了比较。与X射线观测结果的比较使我们排除了热回旋同步加速器负责射电发射的可能性，但它与共空间X射线和射电发射源的假设是一致的。
2001-04-23 astro-ph
Synchrotron and Compton Components and their Variability in BL Lac Objects
BL Lacertae天体是极端的河外源，其特征是在整个电磁波谱上发射强烈且快速变化的非热辐射。在相对论性光束的情况下，同步辐射和逆康普顿散射通常被认为是这些物体的动力机制。...
2000-03-02 astro-ph
Discovery of very high-energy gamma-ray emission from the LBL object BL Lacertae
MAGIC望远镜在2005年8月至12月（22.2小时）和2006年7月至9月（26.0小时）观测了低频峰值BL Lac（LBL）天体BL Lacertae。在2005年的数据中发现了一个非常高能量（VHE）的伽马射线信号，超过了5.1西格玛。在200 GeV以上，测得的积分通量为（0.6+-0.2 x10 e-11 m-2 s-1），约相当于Crab通量的3%。在150和900 GeV之间的微分谱相当陡峭，光子指数为-3.6+-0.5。在2005年的观测中，光变曲线没有显示出明显的变化。这是第一次从LBL物体中获得VHE伽马射线发射的清晰探测。2006年的数据显示没有明显的过剩。这种通量的下降遵循了所观察到的旋光性趋势
2007-09-14 astro-ph
Near-infrared micro-variability of radio-loud quasars
为了寻找活动星系核的微变，我们在近红外波段对三个活动星系核进行了观测。在其中一颗蓝色类星体PKS 2243-123中，发现了近红外微变的良好证据，而在另外两颗蓝色类星体PKS 2240-260和PKS 2233-148中，都没有发现这种变化的证据。我们讨论了这些意见的各种机制，已提出的微变异的影响。
2001-11-08 astro-ph
Spectral energy distributions of a large sample of BL Lacertae objects
我们已经收集了大量的多频数据的对象在Metsahovi射电天文台BL Lacertae样本和计算它们的光谱能量分布（SED）。这是第一次用300多个物体的样本研究BL Lac的SED。同步加速器组件的SED与抛物线函数拟合，以确定同步加速器峰值频率。我们检查了几个频段的光度和同步峰值频率之间的依赖关系，以测试耀变体序列的情况下，它指出，源光度取决于同步峰值的位置。我们还计算了宽带光谱指数，并绘制了它们对彼此和峰值频率。与以前的研究相比，我们研究中的峰值频率范围大大扩展。logν_{peak}>19的天体有22个。结果表明，在5 GHz、37 GHz和5500 A处，亮度与nu_{peak}呈负相关。同步辐射峰值处的源光度与峰值频率之间没有明显的相关性。发现了几个低射电亮度-低能峰BL Lac，宽波段谱指数与nu_{peak}也有显著的负相关，但存在着很大的离散性。因此，我们发现alpha_{rx}和alpha_{ro}都不能用来确定BL Lac的同步辐射峰。根据我们的研究结果，我们得出结论，耀变体序列的情况是无效的。在我们的所有结果中，BL Lac群体是连续的，没有暗示第一BL Lac样品的双峰性。
2005-09-02 astro-ph
Multiband optical monitoring of the blazars S5 0716+714 and BL Lacertae
本文报道了1996年和2000-01年对两颗著名的耀变体S50716 +714和BL Lacertae进行的多波段光学监测的结果，目的是研究它们在从分钟到小时甚至更长时间尺度上的光学变化。在1996年约2周的观测中，观测到S50716 +714的夜间通量变化>0.1等。在S50716 + 714中发现了两个显著的夜内光变事件，每个光变曲线的快速变化段都跟踪指数通量剖面，其变化率在两种情况下是相同的。我们对S50716 +714的长期观测数据表明，在JD 2451875附近有一个明显的耀斑，它与Raiteri等人在1994-2001年记录到的长期光变曲线中的最亮位相相一致。（2003年）的报告。没有证据表明，蓝时，更明亮的趋势，注意到夜间和夜间的时间尺度。另一方面，我们在2001年10月对BL Lacertae进行的几乎同时的多波段观测显示，通量变化不是消色差的。这颗耀变体在夜间时间尺度上变得更亮时会变得更蓝，在夜间时间尺度上也有同样的趋势。根据一周内五个晚上的观测，蝎虎BL在B.因此，我们发现，目前的观测两个耀变体，揭示了一个对比鲜明的行为，在光谱硬化的依赖性与亮度增加，至少在夜间，也可能在夜间，时间尺度。
2005-12-21 astro-ph
Multiwavelength Monitoring of the BL Lacertae Object PKS 2155-304 in May 1994. II. The IUE Campaign
PKS 2155-304是紫外天空中最亮的BL Lac天体，1994年5月用IUE卫星以约1小时的时间分辨率对它进行了近10天几乎不间断的监测。该活动与EUVE，ROSAT和ASCA监测以及地面的光学和无线电观测相协调，产生了最大的光谱集和最丰富的紫外波长耀变体短时间尺度变化信息。在第一天，辐射源急剧爆发，在一个半小时内增加了约2.2倍。在随后的几天里，通量保持了约5天的几乎恒定的水平，然后以约35%的幅度爆发了两天。在短波长和长波长的IUE光变曲线中观察到相同的变化，形式滞后为零（~<2小时），除了在快速初始耀斑期间，此时变化没有解决。光谱指数的变化很小，没有明确的相关性与通量。在目前的监测中观察到的通量变化是如此之快，以至于第一次，仅基于UV发射，传统的Δ L/Δ t限制表明相对论性光束被超过。最快速的变化，在同步辐射的可能假设下，导致在UV发射区域的磁场强度的下限为1 G。这些结果与1991年11月用IUE对PKS 2155-304进行的较早的密集监测进行了比较，当时紫外通量的变化具有完全不同的特征。
1997-06-30 astro-ph
Long-term optical and X-ray observations of the old novae DI Lacertae and V841 Ophiuchi
我们提出了一个基于地面的光学光度学和光谱学的分析，和罗西X射线定时探测器X射线的老新星DI Lacertae和V841蛇夫座的观测。我们的光学测光数据（用自动测光望远镜RoboScope获得）包括每颗恒星几乎长达十年的光变曲线，而同期的光谱学和X射线观测在长度为45-55 d的单独间隔内重复采样每颗新星。这两颗新星的长期光学光变曲线显示准周期变化的典型时间尺度为~30-50天，振幅dV ~ 0.4-0.8 MAG.V841 OPH也显示了一个长期的，正弦调制的光学光的时间尺度为3.5-5年。这些新星的光谱显示出彼此相当不同的特征，DI Lac显示出位于宽吸收槽中的窄巴尔末发射核心，而V841 Oph则显示出强烈的单峰巴尔末、He I和He II发射线。我们发现在不同的光学亮度状态下获得的光谱之间的变化不大。两个新星的X射线计数率都很低（< ~1.5 ct/s），X射线和光学亮度之间没有可靠的相关性。DI Lac的组合X射线谱最适合韧致辐射模型（kT ~ 4 keV，NH <1.8 × 10^22 cm^-3）; V841 Oph的X射线谱太弱，无法进行模型拟合。我们讨论了可能的起源，在这些老新星的磁场活动的次级恒星，矮新星型磁盘的不稳定性，和“冬眠”的情况下，灾难性的变星的变化。
2000-08-29 astro-ph
Cm-Wavelength Total Flux and Linear Polarization Properties of Radio-Loud BL Lacertae Objects
从一个长期的计划，以量化的厘米波长的总通量和线性偏振可变性的41个无线电大声BL Lac对象的样本使用每周到三个月的观测与密歇根大学的26米望远镜在14.5，8.0，和4.8千兆赫的行为范围的结果。这些观测结果被用来确定这些BL Lac和类星体在Pearson-Readhead样本中的类相关差异。BL Lacs被发现是更高度可变的总通量密度比类星体，表现出的变化，往往是几乎同时和可比的幅度在14.5和4.8 GHz的类星体的行为相反，并支持存在的类依赖性差异的不透明度在秒差距尺度的射流。通量观测的结构函数分析量化的特征时间尺度是可识别的，只有1/3的BL湖泊。时间平均分数线性极化仅在百分之几的数量级上，并且与发射区域内的缠结磁场的存在一致。在许多来源的一个首选的长期取向的EVPA是存在的，当与VLBI结构轴相比，没有首选的位置角差异被确定。偏振通量通常表现出几个月到几年的时间尺度的变化，并显示出在几个解决爆发传播冲击的签名。观测结果表明，源排放主要是由于不断变化的源组件和支持发生更频繁的冲击形成BL Lac秒差距尺度流比类星体喷流。BL Lac和类星体在变率行为和偏振方面的差异可以用喷流稳定性的差异来解释。
1998-10-29 astro-ph
The Accretion Rates and Spectral Energy Distributions of BL Lacertae Objects
我们调查吸积率和BL Lac对象的光谱能量分布（SED）之间的关系，使用的对象的样本，其公布的信息的主机星系，发射线光度，峰值频率和光度的SED是可用的。样本由43个BL Lac天体组成，它们具有相对连续的峰值频率分布。在假设观测到的辐射线被中心吸积盘光电离的情况下，我们用线光度来估算吸积光度，从而估算吸积率。我们发现，低频率峰值BL Lac对象（LBLs）跨越了广泛的吸积率，而高频率峰值BL Lac对象（HBLs）涵盖了更有限的范围较低的值。BL Lac天体的两个子类之间的吸积率似乎是连续分布的。我们发现SED的峰值频率$\pknu$与吸积速率有关，近似地与HBLs中的$\pknu\propto Λ^{-3}$和LBLs中的$\pknu \propto Λ^{-0.25}$的形式有关，其中$Λ\equiv L_{\rm lines}/c^2$。SED的峰值亮度也与$Λ$相关。这些结果表明，吸积率的影响的形状的SED在BL Lac对象。它们也支持耦合喷流和吸积盘的模型。我们提出了一个物理场景来解释经验趋势。
2002-07-15 astro-ph
The Optical Polarization Properties of X-ray Selected BL Lacertae Objects
我们讨论了X射线选择BL Lacertae对象（XSBL）的光学偏振特性，确定从三年的监测37 BL Lac对象和候选人。观测对象包括一个完整的X射线通量有限的样品从EMS调查。大多数的XSBL光带都具有本征极化和可变的连续谱，因此仅根据其光谱的外观来分类，它们都属于BL~ Lac类。XSBL的偏振发射占空比为40%。大多数XSBL（$\approx 85$ \%）在长达三年的时间尺度上具有优选的偏振位置角。这反映了发射偏振光发射的区域的几何形状的稳定性。我们讨论了所观察到的光谱依赖性的偏振度和一些可能的机制产生所观察到的特性。虽然在某些物体中存在宿主星系星光对偏振发射的稀释，但我们证明，从我们的观测中得出的平均偏振特性并不受这种效应的严重影响。在我们的监测样本中的对象没有显示出大于一个星等的变化，通常用于表征一般的耀变体的光学变化。
1993-08-16 astro-ph
The WEBT BL Lacertae Campaign 2001 and its extension
BL Lacertae一直是全球Blazar望远镜（WEBT）合作的四次观测活动的目标。在本文中，我们提出了$UBVRI$光变曲线获得的WEBT从1994年到2002年，包括最后，扩展BL Lac 2001运动。从日本到墨西哥的31架望远镜共收集了约7500次光学观测，将添加到BL Lac Campaign 2000的$\sim 15600$观测中。所有这些数据使人们能够以前所未有的细节跟踪光源的光发射行为。颜色指数的分析表明，通量的变化可以解释为两个组成部分：长期的变化发生在几天的时间尺度上出现温和的彩色事件，而一个强大的蓝色时，更明亮的色差特征非常快（日内）耀斑。通过将这两个分量解耦，我们量化了色差的程度，从而推断出较长期的通量变化意味着在$B-R$与$R$平面中沿着$\sim 0.1$更蓝时更亮的斜率移动; $\sim 0.4$的更陡斜率将区分出较短期的变化。这意味着，当考虑长期趋势时，根据指数$\sim 1.1$的幂律，$B$波段通量水平与$R$波段通量水平相关。多普勒因子变化的“凸”光谱可能是长期的变化和他们的轻微色差的机制。
2004-04-07 astro-ph
Optical Monitoring of BL Lacertae Object S5 0716+714 with a Novel Multi-Peak Interference Filter
首先介绍了一种新型的测光系统，它由施密特望远镜、物镜棱镜、CCD摄像机和多峰干涉滤光片组成。多峰干涉滤光片使多个通带的光同时通过。不同通带的光经物镜棱镜折射后分别聚焦到CCD上，使每个物体在CCD上形成多个“像”。该系统使我们能够在一台望远镜上同时对耀变体进行多波段的精确观测，并精确地跟踪耀变体在变化过程中的颜色变化。我们使用这种新的系统，以监测BL Lacertae对象S5 0716+714在2006年1月和2月，并取得了很高的时间分辨率。在此期间，该物体非常明亮，非常活跃。观测到两个强耀斑，在$V'$波段的变化幅度分别约为0.8和0.6 mags。强烈的蓝色时，更明亮的相关性被发现为夜间和intrinight变化。在$V'$ -和$R'$ -波段变化之间没有观察到明显的时间滞后，并且观察到的更蓝更亮的色差可能主要归因于在较短波长处的较大变化幅度。除了更亮时更蓝的趋势外，该对象在更活跃时也显示出更蓝的颜色。所观察到的变异性和颜色行为是一致的激波喷流模型。
2006-12-06 astro-ph
BeppoSAX Observations of 1 Jy BL Lacertae Objects. I
我们提出了新的BeppoSAX观测7 BL Lacertae对象从1 Jy样本加一个额外的来源。所收集的数据涵盖能量范围0.1 - 10 keV（观测者的坐标系），一个源（BL Lac）达到~ 50 keV。所有的源的特征在于其多频谱中在红外/光学能量处的峰值（即，LBL型）显示出相对平坦（α_x ~ 0.9）的X射线谱，我们认为这是逆康普顿发射。四个物体（2/3的LBL）显示了一些证据，低能量陡峭，这可能是由于同步加速器尾部合并到逆康普顿组件约1 - 3 keV。如果LBL的情况通常如此，就可以解释为什么我们的源的0.1 - 2.4 keV ROSAT光谱系统地比BeppoSAX的光谱陡（α x约0.5）。宽带谱能量分布充分证实了这一点，同步逆康普顿模型使我们能够推导出的物理参数（内禀功率，磁场等）。我们的来源。结合我们的研究结果与BeppoSAX获得的BL Lacs涵盖了广泛的同步峰值频率，我们确认和澄清的X射线光谱指数的依赖性同步峰值频率最初发现在ROSAT数据。
2001-05-09 astro-ph
Short term optical variability in broad absorption line QSOs
我们提出的第一个结果，从一个试点计划，以监测短期的光学变化宽吸收线系统类星体。在类星体0846+156和0856+172中，在约一小时的时间尺度上探测到约5%的夜间光学变化。此外，在我们的观测期间，这两个天体的平均星等水平分别下降了~0.05和~0.15等。观测到的光变曲线与以前在平谱射电强源，特别是BL Lacertae天体中观察到的光变曲线非常相似，并且可以为微变的起源提供重要的约束，也是射电强和射电静类星体之间可能的进化联系。
1997-12-22 astro-ph
Radio variability properties for radio sources
本文利用美国密歇根大学射电天文台（UMRAO）的数据库，对4.8 GHz、8.0 GHz和14.5 GHz三个射频波段的射电光变曲线进行了功率谱分析，寻找可能的周期性。分析结果表明，这些射电源在三个频率上的光变曲线具有2.2 ~ 20.8年的周期性。我们还计算了变率参数，并研究了变率参数与通量密度之间的相关性。对于变异性参数，我们发现在较高频率下的参数高于在较低频率下的参数。此外，BL Lacertae天体的变率参数比平谱射电类星体的变率参数大。这表明它们比平谱射电类星体更易变。
2007-01-18 astro-ph
Filling the Infrared Gap: ISO Observations of 1 Jy BL Lacertae Objects
大部分属于1 Jy样本的BL Lacertae天体，无线电选择源的类原型，被认为在远红外波段发射大部分同步辐射功率。具有讽刺意味的是，这一光谱区域的采样非常稀疏，只有少数天体有红外天文卫星数据（其中大多数是上限或低质量探测）。我们的目标是填补这一红外差距，提出新的，同时ISOCAM和ISOPHOT观测超过7 - 200微米范围的一半样品。测量同步加速器峰值频率nu_peak的位置可以提供有关粒子加速机制的信息，并限制即将到来的新伽马射线任务将探测到的逆康普顿辐射。利用红外空间天文台（ISO）卫星上的照相机和光度计，我们观测了17个1 Jy BL的Lacertae天体。ISOPHOT数据的减少是采用了一种新的校正，它减轻了微弱的源斩波的影响。使用我们新的ISO数据，辅以分别对10个和4个物体的几乎同时的无线电和光学观测以及其他多频率数据，我们已经建立了我们的源的光谱能量分布（加上以前发表的一个），并推导出静止帧nu_peak。它的分布集中在10^13 Hz（30微米），并且非常窄，60%的BL Lac在1 - 3 10^13 Hz范围内。鉴于我们的一组同步红外数据，这些代表了最好的测定可用于低能量峰值BL Lac的同步加速器峰值频率。与以前的这种估计相比，基于非同时的光学和近红外数据，可能表明在一些源中存在强烈的nu_peak变化，可能与在高能量峰值BL Lac MKN 501中观察…
2006-06-09 astro-ph
Low power BL Lacertae objects and the blazar sequence: Clues on the particle acceleration process
耀变体的光谱特性似乎遵循一个唯象的序列，根据源光度。通过推断源的物理参数，通过（必然）建模耀变体光谱，我们以前提出的序列的出现，因为负责大部分的发射粒子遭受增加的辐射损失的光度增加。在这里，我们通过考虑耀变体光谱特性的最大可能范围来扩展这些结果。我们发现了一个新的重要成分，形成最低功率对象的光谱，即相对论粒子注入的有限时间尺度的作用。只有高能粒子在这样的时间尺度内辐射冷却，导致粒子分布的中断：具有这种中断能量的粒子是那些发射大部分能量的粒子，这引起了耀变体光谱和源内部总能量密度之间的联系，这控制了冷却时间尺度。出现的图像需要两个阶段的粒子加速：第一个预热阶段，粒子达到一个特征能量作为平衡加热和辐射冷却的结果，和一个更快的加速阶段，进一步加速这些粒子，形成幂律分布。虽然与标准的激波理论一致，但这种情况也同意耀变体的亮度是通过内部激波产生的，这自然会导致持续有限时间的激波。
2002-02-20 astro-ph
Multi-color Near Infra-red Intra-day and Short Term Variability of the Blazar S5 0716+714
在本文中，我们报告的BL Lacertae对象S5 0716+714的近红外（NIR）光度变化的研究结果。2007年4月2日至9日，我们在韩国宝贤山光学天文台（BOAO）的1.8米望远镜上进行了7个晚上的近红外测光观测，该望远镜配备了KASINICS（韩国天文和空间科学研究所近红外相机系统）和J，H和Ks过滤器。我们搜索了BL Lac天体的日内变化、短期变化和颜色变化。在我们的观察运行中，我们没有在J、H和Ks通带中检测到任何真正的日内变化。在J、H、Ks通带中分别检测到约32.6%、20.5%和18.2%的显著短期变化，在（J-H）颜色中检测到约11.9%的显著短期变化。
2008-09-19 astro-ph
Optical-IUE observations of the gamma-ray loud BL Lacertae object S5 0716+714: data and interpretation
我们在1994年11月至1995年4月期间对BL Lac天体S50716 +714进行了光学波段的观测，其中包括1995年2月14日至28日用高能γ射线实验望远镜（EGRET）进行γ射线观测的时间。在R和B波段的光变曲线显示叠加在较长时间尺度变化上的快速波动。颜色指数与快速耀斑期间的强度相关（当流量较高时，光谱较平坦），但它对长期趋势相当不敏感。在5个月的观测期间，光变曲线显示出大约1等的整体增亮，然后快速下降。EGRET指向覆盖了部分非常明亮的阶段（V约为13.2）和最初的下降。在EGRET观测期间，还用国际紫外线探测器（IUE）（1200-3000 A）获得了紫外线光谱。S5 0716+714的光发射的可变性本身就对磁场强度和物理过程设置了重要的约束。用同步辐射自康普顿模型解释整个电磁波谱谱导致预测EGRET指向期间的明亮伽马射线状态。我们将讨论如何伽马射线数据可以被用来作为诊断所提出的模型。
1997-06-25 astro-ph
Are the X-ray Spectra of Flat-spectrum Radio Quasars and BL Lacertae Objects Different?
利用ROSAT源WGA星表中给出的硬度比，研究了114个平谱射电类星体（FSRQ）的X射线谱。这一样品包括所有具有高质量数据的WGA FSRQ，约占目前已知这类物体的20%，是在X射线波段研究过的最大的FSRQ样品。我们发现FSRQ的能谱指数分布在0 ~ 3之间，平均值α_x ~ 1。这与通常在射电勘测中发现的低能截止BL Lac（LBL; α_x ~ 1.1）的特征是一致的，但与通常在X射线波段中选择的高能截止BL Lac（HBL）的特征显著不同，HBL显示更陡的X射线谱（α_x ~ 1.5）。对于大多数FSRQ，光学到X射线连续体的形状是凹的（即alpha_x < alpha_ox），如在LBL中所发现的，这支持了大多数物体中X射线带中逆康普顿发射的优势。我们的研究结果是在与以前的研究FSRQ的X射线光谱，但困扰低光谱分辨率和/或小的数字统计和选择效应，并提出FSRQ和BL Lac之间的连接具有重要意义。
1996-10-14 astro-ph
Clear Evidence for Intranight Optical Variability in Radio-quiet Quasars
我们提出了新的线索，无线电响度二分法的问题所产生的广泛的搜索intrinight光学变率在7套光学发光的无线电安静的类星体和（无线电大声）BL蝎虎天体，这是匹配的光学光度和红移。我们对射电宁静类星体的监测首次清楚地检测到这种夜间变化，峰间振幅约为1%，占空比约为1/6。当以相同的方式观察时，匹配的BL Lac具有更高的可变性幅度和占空比。我们表明，相对于BL Lac的射电宁静类星体的不太明显的夜内变化可以理解为从视线的射电宁静类星体的喷流的适度错位。因此，我们推断，相对论性粒子喷流也可能从射电宁静类星体中产生，但在穿越短的光发射距离时，它们可能会被扼杀，可能是通过核区域的逆康普顿损失。
2003-02-10 astro-ph
BeppoSAX Observations of 1-Jy BL Lacertae Objects - II
我们提出了新的BeppoSAX LECS和MECS的意见，涵盖的能量范围0.1 - 10千电子伏（观察者的框架），从1 Jy样本中选择的4 BL Lacertae对象。所有的源都显示出平坦的（α_x ~ 0.7）X射线谱，我们将其解释为逆康普顿辐射。一个物体显示出低能量陡化的证据（Δ α_x ~ 0.9），这可能是由于同步加速器分量合并到约2 keV的逆康普顿分量。一个可变的同步加速器尾部可以解释为什么我们的源的ROSAT光谱通常比BeppoSAX的更陡（Δ α_x ~ 0.7）。宽带光谱能量分布完全证实了这一点，并且使用同步加速器逆康普顿模型进行模型拟合使我们能够导出物理参数（内禀功率，磁场等）。我们的来源。结合本文的结果和以前在其它源上获得的结果，我们详细研究了一个定义明确的14 X射线亮（f_x（0.1 - 10 keV）> 3 × 10^{-12} erg/cm ^2/s）1-Jy BL Lac子样品的BeppoSAX性质。我们发现一个非常紧密的比例之间几乎同时无线电和X射线功率的1-Jy源，其中X射线波段主要由逆康普顿发射，这表明在这些对象中的X射线和无线电发射组件之间的强有力的联系。
2003-11-04 astro-ph
Long-term Variability Properties and Periodicity Analysis for Blazars
本文利用汇编的一些blazar的长期光学和红外观测资料分析了其光变特性，并利用光学资料，采用Jurkevich技术和离散关联函数（DCF）方法寻找光变曲线的周期性证据。发现以下时期：3C 66 A为4.52年; AO 0235+164为1.56和2.95年; PKS 0735+178为14.4和18.6年; PKS 0754+100为17.85和24.7年; OJ 287为5.53和11.75年。PKS 1215为4.45和6.89年; PKS 1219+285为9和14.84年; 3C 273为2.0、13.5和22.5年; 3C 279为7.1年; PKS 1308+326为6.07年; PKS 1418+546为3.0和16.5年; PKS 1514-241为2.0和9.35年; PKS 1807+698为18.18年; 2155-304为4.16和7.0年; BL Lacertae为14和20年。一些解释已被讨论。
2000-01-04 astro-ph
Optical and radio variability of the BL Lac object AO 0235+16: a possible 5-6 year periodicity
在过去的四年里，通过广泛的国际合作，已经收集了BL Lacertae对象AO 0235+16的新光学和无线电数据，这些数据证实了这个来源的强烈活动。光学数据还包括1997年11月组织的全球Blazar望远镜（WEBT）第一次发光活动的结果。当光源变暗时，观察到光谱基本上变陡。我们已经调查了典型的可变性时间尺度的存在和光学和无线电发射之间的可能的相关性，通过目视检查，离散关联函数分析，和离散傅立叶变换技术。主要的射电爆发被发现以大约5.7年的周期准有规律地重复;这个周期也与一些主要的光学爆发的发生相一致，但不是所有的。
2001-08-09 astro-ph
The implications from CANGAROO-III observations of TeV blazar PKS 2155-304
我们观察了高频峰值BL Lacertae对象PKS 2155 -304在2004年，2005年和2006年与CANGAROO-III成像大气切伦科夫望远镜，并已检测到一个信号超过660 GeV的4.8/西格玛的水平在2006年爆发期间。观测到半小时时间尺度上的夜内通量变化。根据这个变化时间尺度，TeV伽马射线发射区的大小被限制在5 × 10^13 δcm，超大质量黑洞的质量估计小于1.9 × 10^8 δ M_{Solar}，其中δ是光束因子。在一定的假设条件下，得到了河外红外背景光通量的上限。我们还拟合了同步辐射自康普顿（SSC）模型的光谱能量分布（SED），并推导出聚束因子和磁场强度。
2008-10-13 astro-ph
BeppoSAX Spectral Survey of BL Lacs - new spectra and results
我们提出了BeppoSAX LECS，MECS和PDS光谱的11个X射线选择BL Lacertae对象。结合这些来源与其他地方提出的，我们有一个样本的21 BL Lacs从爱因斯坦介质灵敏度和爱因斯坦回转调查。样品显示出几个物理参数与光谱能量分布的同步加速器分支的峰值频率的强相关性。特别是峰值频率与X射线光谱形状相关：峰值接近X射线波段的物体比低能量峰值源的X射线光谱更硬，更直。这项工作表明，最近提出的统一方案，不同类型的耀变体也可以举行内类的高频率峰值BL Lac对象。
2001-12-13 astro-ph
Optical and radio behaviour of the BL Lacertae object 0716+714
在过去的几年里，八个光学天文台和四个射电天文台一直在密切监测BL Lac天体0716 + 714：自1994年以来，在UBVRI波段收集了4854个数据点，而射电光变曲线可以追溯到1978年。其中许多数据是第一次在这里提出。光学光变曲线所显示的长期趋势似乎以大约3.3年的特征时间尺度变化，而5.5 - 6年的更长周期似乎是无线电长期变化的特征。一般来说，光学颜色指数与亮度的相关性很弱。不同频率的射电流量行为相似，但流量变化幅度随波长的增加而减小。射电频谱指数随亮度而变化（越亮越硬），但射电通量似乎是两种不同频谱贡献的总和：稳定的基准面和较硬的频谱可变分量。一旦基准面被移除，射电变化就表现为基本上消色差的，类似于光学行为。高射频通量变化在周-月时间尺度上领先于低频通量变化。光变曲线和射电光变曲线的行为是完全不同的，宽射电爆发在时间上不对应于更快的光学爆发，互相关分析表明只有很弱的相关性和很长的时间滞后。然而，次要的无线电通量增强的同时，主要的光学耀斑，这可能意味着在光学波段产生强通量增加的机制也略有影响的无线电之一。
2003-02-25 astro-ph
Host Galaxies and the Spectral Variability of Quasars
类星体的亮度变化与紫外光波段光谱能量分布的变化有关。观测到的光谱形状的变化取决于宿主星系的贡献。模拟，考虑到亮度和光谱预期的宿主星系，与观测到的光谱变化的一个完整的类星体样本进行比较。
2001-02-14 astro-ph
The nature of X-ray spectral variability in Seyfert Galaxies
我们使用一个独立于模型的技术，调查的性质2-15 keV的X射线光谱的变化在四个塞弗特星系和光谱旋转和光谱变化的两个组件模型之间的区别。我们的分析结论性地揭示了MCG-6 - 30 -15和NGC 3516中X射线连续谱随通量增加的软化是两个谱分量相加的结果：谱形与通量无关的软变化分量（SVC）和恒定的硬分量（HCC）。相比之下，NGC 4051的光谱变化可以通过简单的旋转一个分量，加上一个额外的硬常数分量来很好地描述。NGC 5506的光谱变率模型是模糊的，因为数据采样的通量范围较小。我们研究了MCG-6 - 30 -15中硬谱分量的形状，发现它看起来类似于纯反射谱，但需要大的反射分数（R>3）。我们简要地讨论了不同模式的光谱变化的物理解释。
2003-04-29 astro-ph
Hourly Spectral Variability of Mrk 421
Mrk 421是第一个在强烈的耀斑活动中表现出显着光谱变化的TeV耀变体，显示出TeV光谱在高发射状态下的硬化。Mrk 421也被认为在短至15分钟的时间尺度上表现出通量变化。本文利用惠普尔天文台10米γ射线望远镜的观测数据，对2001年Mrk 421的逐时光谱变化进行了研究。
2003-05-21 astro-ph
