A Multi-wavelength View of the TeV Blazar Markarian 421: Correlated Variability, Flaring, and Spectral Evolution
我们报告的结果，从多波长监测活动的Mrk 421在2003-2004年期间。该源在TeV和X射线能量下同时被观测到，支持观测经常在光学和无线电波长下进行。大量的同步数据使我们能够详细检查Mrk 421的变异性。X射线和伽马射线波段之间的变化通常是相关的，尽管这种相关性似乎相当松散。光变曲线表明，在X射线和TeV能量下，在很宽的时间尺度上都存在具有不同振幅的耀斑。特别令人感兴趣的是TeV耀斑的存在，在较长的波长没有重合的对应物，因为这种现象似乎很难理解的TeV耀变体的发射模型的背景下提出的。我们还发现在2004年的一次大耀斑中，TeV的通量比X射线通量早几天达到峰值。耀斑发展的这种差异对排放模型提出了进一步的挑战。Mrk 421在光波长和无线电波长的变化要小得多。令人惊讶的是，在光学归一化的变化幅度似乎是在无线电中，可能表明在射流中的不同群体的发射电子的存在。Mrk 421的光谱能量分布（SED）随通量而变化，两个特征峰在较高的通量下向较高的能量移动。我们无法用单区域SSC模型拟合测量的SED;引入额外的区域可以极大地改善拟合。我们已经推导出的X射线/γ射线耀斑区域的物理性质的约束，从所观察到的变化（和SED）的源。的影响的结果进行了讨论。（节录）
2005-05-16 astro-ph
AU-Scale Synchrotron Jets and Superluminal Ejecta in GRS 1915+105
在黑洞双星的各种闪烁、静止或振荡状态下，用甚长基线阵列（VLBA）对微类星体GRS 1915+105进行射电成像，总能将其核分辨为长度约为10 × 10 - 4厘米AU的紧凑喷流。在2.5-7AU尺度上，该核的亮温T_B > 10^9K，其性质与同步加速器喷流的拟合较好，而与热喷流的拟合较差。在小的X射线/射电爆发期间，核喷流在10- 60分钟内变化，并在大爆发后18小时内重新建立，表明盘/喷流系统对破坏的鲁棒性。在较低的分辨率（80- 240天文单位）下，延时影像显示离核心500-600天文单位的离散超光速喷射物。测得的接近分量的速度为1.5c+-0.1c（D/12 kpc），与500天文单位的喷出物向外的弹道运动相一致，甚至可能是从诞生以来。喷出物的轴与AU尺度喷流的轴顺时针方向相差<12度，这是在同一观测中测量的。这两个轴多年来都很稳定。在12千秒差距处，考虑到银河系自转的长期视差为5.8+-1.5mas/yr，该黑洞的天体测量位置为+-1.5mas，其相对于邻近天体的自行速度限制为<100 km/s。我们的观测表明，吸积黑洞的未分辨平谱射电核是致密的准连续同步加速器喷流。
2000-06-07 astro-ph
Intergalactic absorption and blazar gamma-ray spectra
目前已知的TeV耀变体（16个z<0.21，1个z>0.25）的TeV光谱斜率与红移的分布基本上是一个散点图，几乎没有任何全球趋势的暗示。我们认为，这是两个星系际伽马-伽马吸收的综合效应，加上一个固有的功能的SSC（同步自康普顿）过程的耀变体排放的结果。首先，通量变暗引入了一个偏置，有利于在更高的红移检测越来越多的耀斑源。根据主流SSC模型，更多的耀斑源状态意味着源具有平坦的TeV斜率。这导致了本征TeV斜率和红移之间的结构关系。第二种效应，星系际吸收导致的光谱变陡，随着距离的增加而逐渐影响源，并有效地消除了内在的斜率-红移相关性。
2008-03-24 astro-ph
Probing Intergalactic Magnetic Fields in the GLAST Era through Pair Echo Emission from TeV Blazars
已知有十几个耀变体是多TeV伽马射线的发射体，通常具有强烈和快速的耀斑活动。通过与宇宙微波和红外背景的光子相互作用，这些伽马射线不可避免地产生电子-正电子对，这些电子-正电子对又辐射出GeV-TeV范围内的次级逆康普顿伽马射线，其特征时间延迟取决于星系际磁场（IGMF）的性质。对于足够弱的IGMF，这种“对回波”发射可以被伽马射线大面积太空望远镜（GLAST）探测到，提供了关于IGMF的有价值的信息。我们进行了详细的计算的时间依赖于光谱的对回波耀斑TeV耀变体，如Mrk 501和PKS 2155-304，适当考虑到回波的几何形状和其他重要的影响。在某些情况下，弱但非零IGMF的存在可以增强回波的可检测性。我们讨论的定量约束，可以施加在IGMF从GLAST观测，包括非检测的情况下。
2008-09-04 astro-ph
Modelling 20 years of synchrotron flaring in the jet of 3C 273
我们提出了一个唯象的喷流模型，它能够很好地再现观测到的变化的亚毫米波到无线电发射的明亮类星体3C 273在过去的20年。它是Marscher和Gear（1985）的原始激波模型的推广，该模型现在能够描述弯曲、非锥形和非绝热射流中的加速或减速激波。该模型定义了同步加速器爆发的属性，预计将在一个小区域的冲击波前后面的喷射材料发射。通过适当的参数化的平均爆发的演变和个别爆发的特点，我们能够同时分解13个长期的光变曲线的3C 273在一系列的17个不同的爆发。这是第一次，一个模型是如此密切地面对长期多波长的变化性质的类星体。该模型能够再现3C 273在亚毫米波段到射电波段的光变曲线的非常不同的形状，这有力地支持了Marscher和Gear（1985）的激波模型。间接地，它也加强了这样一种观点，即光变曲线中看到的爆发与观察到的沿喷流以明显的超光速移动的独特特征有物理联系。
2000-08-30 astro-ph
The physical parameters of Markarian 501 during flaring activity
根据1997年4月15 - 16日Markarian~501耀斑期间观测到的X射线-γ射线谱和变率，确定了均匀同步辐射自康普顿模型的物理参数（磁场和多普勒因子）。我们发现，磁场之间的0.07 G和0.6 G和多普勒因子之间的12和36可以适合（取决于观察到的变化时间尺度）这些意见。我们考虑到光子-光子对生产相互作用的伽马射线光子发生在发射区域内和传播到地球的过程中，并发现这些是非常重要的，在正确地确定允许的模型参数。先前对允许参数空间的估计忽略了这种影响。未来的多波长活动期间，强烈的耀斑活动，包括观测从光学到TeV的伽马射线，应使物理参数得到进一步的约束。
1999-05-24 astro-ph
Do the mildly superluminal VLBI knots exclude ultrarelativistic blazar jets?
我们计算的有效值的视横向速度和通量的blazar喷流的VLBI无线电结的增强因子，通过整合这些量的角分布在整个宽度的喷流有限的开口角，但恒定的速度。对于高体积洛伦兹因子（Gamma > 10），如果张开角ω在亚秒差距尺度上甚至是几度，则穿过射流的变化可以相当大。由此产生的表观速度往往比那些从通常的分析，忽略了有限的射流开口角得到的低得多。因此，我们可以调和通常观察到的亚光速或轻度超光速的速度与非常高（>~ 20）的伽马因子，所需的逆康普顿起源和快速变化的TeV流量，以及在一天内的无线电变化。因此，有可能将VLBI射电结直接与超相对论性主喷流中的激波联系起来，而不会在秒差距尺度上引起非常快的喷流减速，也不会引起极不可能的视角。
2004-10-13 astro-ph
X-ray Flares from Markarian 501
基于最近在Mrk 421中发现的分级X射线耀斑现象，我们利用{ \em RXTE}数据库对另一颗TeV耀变体Mrk 501的X射线耀斑进行了系统的检索。我们探测到耀斑的时间跨度很大，从几个月到几分钟，就像Mrk 421一样。然而，在任何时间尺度上，Mrk 501的耀斑似乎都没有Mrk 421那么频繁地发生。闪耀的层次结构在Mrk 501中也很明显，这表明它可能在TeV耀变体中很常见。结果似乎暗示了耀斑（大或小）的尺度不变的物理起源。源的X射线光谱显示出向长持续时间耀斑峰值硬化的总体趋势，并显示出光谱滞后，这在TeV耀变体中常见。然而，这些数据的质量还不足以让我们对与更快但更弱的耀斑相关的光谱变化得出明确的结论。根据观测时强烈的背景耀斑活动，我们严格检查了报告的来自Mrk 501的亚小时X射线耀斑，并得出结论认为耀斑可能是人为的。另一方面，我们确实发现了一个快速的X射线耀斑，它看起来是真实的。它只持续了大约15分钟，在此期间，源的通量变化了大约30%。子结构在其轮廓中很明显，这意味着在更短的时间尺度上的可变性。Mrk 501的这种快速变化对喷流中耀斑区域的物理性质产生了严重的限制，这对TeV耀变体的排放模型产生了严重的影响。
2004-12-09 astro-ph
The June 2008 flare of Markarian 421 from optical to TeV energies
我们目前的光学，X射线，高能量（$\lessapprox 30$ GeV）和非常高的能量（$\gtrapprox 100$ GeV; VHE）的高频率峰值blazar Mrk 421之间采取2008年5月24日和6月23日的观测。6月9日~ 15日，在\sqrt{TS} =4.5，$F(E>100 \mathrm{MeV})= 42^{+14}_{-12}\times 10^{-8}$光子数cm $^{-2}$ s $^{-1}$的情况下，用AGILE探测到一个高能$γ$射线信号.这种耀斑状态比EGRET观测到的平均通量亮$\sim$ 3倍，但仍与最高EGRET通量一致。在硬X射线（20-60 keV）中，SuperAGILE解决了一个为期5天的耀斑（6月9日至15日），峰值为$\sim$ 55 mCrab。SuperAGILE，RXTE/ASM和Swift/BAT数据显示了软X射线和硬X射线之间的相关耀斑结构。在GASP-WEBT提供的同步光学数据中也检测到相同的燃烧行为的提示。在耀斑最大值附近进行的Swift/XRT观测揭示了从该源观测到的最高2-10 keV通量，为2.6 $\times 10^{-9}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$（即> 100 mCrab）。导出了$\sim$ 3 keV的峰值同步加速器能量，高于$\sim$ 0.5-1 keV的典型…
2008-12-08 astro-ph
Very high energy gamma rays from Markarian 501
在1997年显著的耀斑活动中，马卡良501是天空中TeV能量最亮的光源，其亮度超过蟹状星云10倍。几个伽马射线望远镜同时观测到了每次持续几天的耀斑活动周期。同期的多波长观测在1997年4月表明，一个相当大的一部分，总AGN的功率是在TeV的能量表明，高能量的过程占主导地位的这个对象的能量。快速的变化，在不到一天的时间尺度上，和一个平坦的频谱延伸到至少10 TeV的特点，这个对象。本文总结了1997年6台望远镜的观测结果，并讨论了这些结果的一些意义。
1997-10-12 astro-ph
High Energy Neutrinos from the TeV Blazar 1ES 1959+650
AMANDA中微子望远镜最近报道了在TeV耀变体1ES 1959+650的耀斑中探测到高能中微子。然而，目前还不能可靠地评估这一观察结果的统计学意义。在这封信中，我们调查是否存在的情况下，源可以产生通量暗示的重合事件。我们表明，如果从1ES 1959+650或其他附近的TeV耀变体观测到的TeV γ射线发射是加速质子与核子相互作用的结果，那么AMANDA在一个耀斑期间可以探测到几个事件是合理的。这样的速率要求源的光谱指数相当高（例如1ES 1959+650的$\sim2.8$），喷流的洛伦兹因子相当小（$Γ\sim 1$）。
2005-03-03 astro-ph hep-ph
On the Origin of Rapid Flares in TeV Blazars
一些TeV耀变体报告的VHE发射的快速变化意味着多普勒因子远远超过那些推断超光速运动和统一计划。我们认为，这些极端的耀斑可能是由于辐射减速的斑点的尺度发生局部耗散。最小喷流功率估计从解决VLBI尺度上的同步辐射似乎是一致的，与此模型。它示出，如果非热电子的能量分布在斑点中局部加速是合理的平坦，然后具有在10 $^{41}-10^{42}$ erg s $^{-1}$的范围内的亮度的背景辐射场可以引起斑点的大幅减速，但仍然是透明的，足以允许TeV的$γ$ -射线，从而产生逃逸系统。
2007-09-11 astro-ph
Modelling rapid TeV variability of PKS 2155-304
我们提出的理论模型非常快速TeV的变化PKS 2155- 304最近观察到的H.E.S.S.实验为了解释光变曲线，其中至少有五个耀斑事件被很好地观察到，我们假设五个独立的组件的射流，其特征在于略有不同的物理参数。一个额外的，显着更大的组件是用来解释排放源在长时间尺度。该成分在X射线范围内占主导地位，而其他成分在TeV范围内占主导地位。用于我们模拟的模型精确地描述了每个组件内部粒子能谱的演变，并考虑了光的旅行时间效应。我们表明，一个相对简单的同步自康普顿的情况下，可以解释这种非常快速的变化。此外，我们发现，由于对创建过程中的组件内的TeV发射的吸收是可以忽略不计的。
2008-07-28 astro-ph
Spectral Monitoring of Mrk 421 during 2004
2004年上半年对X射线和TeV波段的Mrk 421进行的每日监测显示，在一个较高的基本通量水平之上发生了快速的耀斑事件，在2004年3月至5月达到顶峰，其平均通量水平与2001年探测到的最高通量状态相匹配。在这里，我们总结了每天的X射线光谱变化与RXTE-PCA仪器观察。我们还探讨了X射线和TeV伽马射线的连接从惠普尔10米切伦科夫成像望远镜获得的近同时的数据。
2005-07-19 astro-ph
Discovery of Spectral Variability of Markarian 421 at TeV Energies
本文报道了TeV能区γ耀变体Mrk 421的光谱变化探测。惠普尔天文台10米伽马射线望远镜在2000/2001年进行的观测显示，耀斑活动异常强烈和持久。蟹状星云流量的0.4至13倍的耀斑水平提供了足够的统计数据，用于详细研究380 GeV和8.2 TeV之间的能谱作为流量水平的函数。这些光谱很好地描述了一个指数截止的幂律。没有证据表明截止能量随通量的变化，并且所有光谱都与截止能量为4.3 TeV的平均值一致。光谱指数在高通量状态下的1.89和低通量状态下的2.72之间变化。在对2000/2001年全部数据集进行平均时，光谱指数和通量之间的相关性是紧密的。惠普尔合作组在前几年（1995/96和1999年）对Mrk~421的光谱测量与这种通量-光谱指数相关性是一致的，这表明这可能是一个常数或源的长期性质。如果在其他伽马射线耀变体中也发现类似的通量-光谱指数相关性，那么这种普适性质将有助于将内在发射机制与外部吸收效应分开。
2002-07-08 astro-ph
Absorption of Intergalactic TeV Gamma-Rays
我们讨论了非常高能量的伽马射线的吸收的对产生的相互作用与河外光子，起源于恒星的发射在近红外-紫外和再辐射的星光在中，远红外的相互作用超过1 TeV的伽马射线的吸收占主导地位。我们做了一个新的测定宇宙的光学深度多TeV的光子作为能量和红移的函数，并使用的结果进行比较与最近的光谱数据的Mrk 421和Mrk 501，已观察到的源在耀斑状态到apx。10 TeV能量对于光学深度的计算，我们使用了一个新的，基于经验的计算银河系际辐射场的Malkan和Stecker，我们认为是更准确的比以前的理论模型的基础上。我们还讨论了亚TeV的伽马射线的吸收星光光子在高红移。
1997-10-14 astro-ph
Measurement of the Multi-TeV gamma-ray Flare-Spectra of Markarian 421 and Markarian 501
利用惠普尔天文台10米成像望远镜，用小天顶角和大天顶角观测方法，测量了Markarian~421在0.3 - 10 TeV耀斑态的能谱。大天顶角技术是有用的扩展光谱的高能量，并与此技术的光谱提取进行了讨论。Markarian~421的光谱符合简单的幂律。这与我们最近报道的Markarian 501的光谱形成对比，Markarian 501在类似的能量范围内具有相当大的曲率。伽玛射线耀变体的TeV能谱的差异反映了伽玛射线产生机制的物理特性，以及可能在源或星系际介质中的差异吸收效应。由于Markarian~421和Markarian~501的红移几乎相同（分别为0.031和0.033），因此它们能谱的差异一定是来源本身的差异，而不是由于星系际吸收，假设星系际红外背景是均匀的。
1998-08-28 astro-ph
Time dependent modelisation of TeV blazars by a stratified jet model
提出了一个新的含时非均匀喷流非热耀变体模型。超相对论轻子注入喷流底部并沿喷流传播，我们假设连续的再加速和冷却，产生相对论准麦克斯韦（或“堆积”）粒子能量分布。计算了每个高度的同步加速器和同步加速器-自康普顿喷流发射率。Klein-Nishina效应以及固有的γ-γ吸收被包括在计算中。由于电子对产生光学深度的存在，粒子密度会显著增加，特别是在耀斑期间.通过改变粒子注入量，可以计算出随时间变化的喷流发射，但由于电子对产生过程的敏感性，在耀斑期间只需要很小的注入密度变化.分层的射流排放，加上堆积分布，允许显着降低散装洛伦兹因子，相比单区模型。将该模型应用于PKS 2155-304及其2006年观测到的TeV级大耀斑，可以同时再现该源从射电到TeV级的平均宽带谱，以及体洛伦兹因子小于15的TeV级耀斑的光变曲线。
2008-10-01 astro-ph
Gamma Ray and Neutrino Emission as a Probe of Relativistic Jets
利用不透明度计算和VHE $γ$射线观测，推导出相对论喷流中VHE中微子的动力学、耗散和产生的约束条件。特别是，它演示了如何快速变化的$γ$ -射线发射在非常高的能量（$> 100$ GeV）可以用来映射的位置的$γ$ -球体，推导出较低的限制多普勒因子的$γ$ -射线发射区，并约束的质子生产不透明度。本文讨论了TeV耀变体中由超光速运动和源统计推断的喷流洛伦兹因子与由$γ$射线辐射推断的喷流洛伦兹因子之间的明显差异。本文简要地讨论了M87中HST 1结的高能辐射与它的关系。在即将到来的中微子望远镜的中微子产额的估计给出了各种来源。结果表明，对于TeV耀变体，TeV发射的快速变化意味着中微子产额远低于检测限。
2007-07-16 astro-ph
Testing the homogeneous synchrotron self Compton model for gamma ray production in Mrk 421
基于探测到的X射线和TeV γ射线发射的变化时间尺度，以及观测到的多波长光子谱，Mrk 421，我们放置的约束上允许的参数空间（磁场和多普勒因子的发射区）的均匀同步辐射自康普顿模型。在1天耀斑时间尺度的情况下，为允许的参数计算的光谱与惠普尔天文台报告的$\sim 1$ TeV以上的可用光谱信息稍微一致。然而，对于最近报道的非常短的持续时间的耀斑变化的时间尺度为15分钟，计算的光谱是显着陡峭，这表明均匀的同步加速器自康普顿模型在描述相对平坦的观察到的光谱扩展到几个TeV以上的问题。我们确定的TeV γ射线光度的X射线光度的最大比率在耀斑期间，这是允许的均匀同步辐射自康普顿模型的情况下，没有显着的光子-光子吸收的源。
1997-04-18 astro-ph
GeV Emission from TeV Blazars and Intergalactic Magnetic Fields
一些高频尖峰BL Lac天体，如Mrk 501，是强TeV发射体。然而，一个显着的部分TeV的伽马射线发射可能会被吸收的相互作用与弥漫的红外背景，产生电子-正电子对。因此，观测到的TeV谱必须比本征谱陡峭。利用最近得到的Mrk 501在1997年高态时的本征$γ$射线谱，我们研究了由此产生的电子-正电子对宇宙微波光子的逆康普顿散射，这意味着迄今为止未发现的GeV辐射的存在。GeV辐射的典型持续时间由耀斑活动时间和能量相关的磁偏转时间决定。数值计算了不同星系际磁场（IGMF）强度下的散射光子谱，发现在GeV能量下，谱翻转和耀斑持续时间与磁场强度有关。我们还估计了Mrk 501在静止状态下的散射光子通量。预测的GeV通量水平与现有的EGRET上限是一致的，应该是可检测的同步加速器-自康普顿（SSC）组件以上的IGMF $\lesssim 10^{-16}$ G与{ \em伽马射线大面积空间望远镜}（{ \em GLAST}），如预期的空隙。这种检测将对弱IGMF的强度提供约束。
2002-10-08 astro-ph
VHE Gamma-rays from Galactic X-ray Binary Systems
HESS探测到的来自LS 5039和脉冲双星PSR B 1259 -63的TeV伽马射线，以及MAGIC探测到的来自LS I +61 303和恒星质量黑洞天鹅座X-1的TeV伽马射线，为X射线双星中粒子非常有效地加速到多TeV能量提供了明确的证据。这些观测结果表明，在含有相对论外流或黑洞和中子星附近产生的风的致密星系物体中，非热现象非常丰富。我在这里回顾了一些主要的观测结果非常高的能量（VHE）伽马射线发射的X射线双星，以及一些建议的方案来解释生产的VHE伽马射线。特别强调了耀斑的TeV辐射，认为耀斑活动可能是X射线双星中的一种普遍现象。
2008-03-07 astro-ph
Decelerating Plasmoid Model for Gamma-Ray Burst Afterglows
来自GRB 970508的闪烁和衰落的无线电、光学和X射线余辉由高度相对论性的等离子体球来模拟，该等离子体球通过清扫环境气体而减速。余辉辐射被假定为磁化等离子体团中的非热电子发射的同步辐射。延迟发射的时间行为由多普勒因子的演化和等离子体团中非热电子的绝热膨胀损失控制。模型拟合到GRB 970508的光学数据提供，和相对延迟的射电峰的光学峰被发现是由于在所观察到的自吸收频率的等离子体团膨胀和减速的减少。在不同的观测角度和等离子体团参数下，余辉现象会发生变化。从我们对GRB 970508的拟合中推断出的准直程度意味着GRB源的空间密度超过了涉及合并致密天体的情况下的估计。这个模型可以通过观测延迟射电辐射中的超光速运动来验证。
1997-08-04 astro-ph
Neutrino emission in the hadronic Synchrotron Mirror Model: the "orphan" TeV flare from 1ES 1959+650
对标准轻子SSC模型的挑战是所谓的孤儿TeV耀斑，即增强的甚高能量（VHE）伽马射线发射，而没有任何同期的X射线耀斑活动，最近在TeV耀变体中观察到（例如，1 ES 1959+650）。为了解释2002年6月观测到的1 ES 1959+650的TeV孤儿耀斑，发展了强子同步辐射镜模型。在这里，相对论质子被认为存在于喷流中，并与前体SSC耀斑的反射电子同步辐射相互作用。如果反射器位于云区，则在前兆和孤儿耀斑之间可能有几天的时间偏移。在共动喷流系中蓝移的外部光子与洛伦兹因子π '_p~10^3-10^4的质子相互作用时，能够激发Δ（1232）共振。这种共振的衰变产物包括带电的π介子，在衰变时，在孤儿耀斑期间产生中微子。本文计算了2002年6月4日1 ES 1959+650孤儿TeV耀斑的中微子辐射。我们比较我们的结果与最近的观测AMANDA-II的中微子事件在空间和时间上的巧合与孤儿耀斑的耀变体。我们发现，强子同步辐射镜模型的预期中微子信号不足以解释观测到的1 ES 1959+650方向的中微子事件。
2005-06-25 astro-ph
Observations of TeV gamma-rays from Mrk 421 during Dec. 2005 to Apr. 2006 with the TACTIC telescope
从2005年12月7日到2006年4月30日，TACTIC $γ$射线望远镜在66个晴朗的夜晚对Mrk 421进行了观测，总共进行了$\sim$ 202小时的对源观测。在这里，我们报告的耀斑活动的检测从源在$\geq$ 1 TeV的能量和时间平均差分$γ$射线谱的能量范围为1-11 TeV的数据之间采取的2005年12月27日至2006年2月7日，当源是在一个相对较高的状态相比，其余的观测期间。对该数据段（包括大约$\sim$ 97小时）的分析揭示了$\sim 12.0 σ$ $γ$射线信号的存在，其在几天内的日通量为$>$ 1蟹状单位。一个纯粹的幂律谱指数$-3.11\pm0.11$以及幂律谱指数截止$(Γ= -2.51\pm0.26$和$E_0=(4.7\pm2.1) TeV)$被发现提供合理的拟合推断的差分谱内的统计不确定性。我们相信，TeV的光变曲线在这里提出的，近5个月的广泛覆盖，以及在$γ$ -射线能量的$>$ 5 TeV的光谱信息提供了一个有用的输入，为其他团体在$γ$ -射线天文学领域的工作。
2007-01-31 astro-ph
TeV blazar gamma-ray emission produced by a cooling pile-up particle energy distribution function
为了解释TeV耀变体的时间平均高能辐射，我们提出了一个基于准麦克斯韦堆积分布的单区模型。瞬时谱是超相对论轻子的同步辐射和同步辐射自康普顿辐射的结果。粒子能量分布函数（EDF）的计算在一个自洽的方式，考虑到注入项的新鲜粒子，一个可能的对创建项，和粒子的辐射冷却。源项不是通常的幂律分布，而是“堆积”分布，这可能是由通过二阶费米过程的随机加热和辐射冷却的组合引起的。为了验证这种方法，我们已经进行了时间平均拟合的知名TeV发射器Mrk 501在1997年耀斑活动期间考虑到宇宙漫红外背景（DIrB）和固有吸收通过对创建过程中的高能量成分的衰减。该模型可以非常满意地再现观测到的光谱能量分布（SED）。一个高的洛伦兹因子是必要的，以避免强对生产的情况下，较小的洛伦兹因子，强烈的耀斑在GeV范围内的预测，由于软光子密度的突然增加，低于克莱因-西科阈值。讨论了这种情况的可能相关性。
2004-08-12 astro-ph
A Search for TeV Gamma-Ray Emission from High-Peaked Flat Spectrum Radio Quasars Using the Whipple Air-Cherenkov Telescope
耀变体传统上被分为两大类，基于它们的光学发射特性; BL Lac，具有微弱或没有发射线，以及平坦光谱射电类星体（FSRQ），具有突出的宽发射线。FSRQ的光谱能量分布通常被认为更类似于低峰BL Lac，其在光谱的红外区域中表现出峰值，而不是高峰BL Lac（HBL），其在光谱的UV/X射线区域中表现出峰值。目前所有被确认为TeV辐射源的耀变体都是HBL。最近的调查发现，几个FSRQ表现出类似于HBL的光谱特性，特别是同步加速器峰值频率。根据blazar喷流发射和blazar演化的几种模型，这些对象是潜在的TeV发射源。TeV通量或上限的测量可能会影响解释不同blazar类型之间联系的现有理论，并可能对我们理解能够发射TeV的物体的性质产生重大影响。特别是，从FSRQs的TeV发射的存在（或不存在）可以确认（或怀疑）最近的进化模型，预计中间对象之间的过渡状态FSRQ和BL Lac。惠普尔10米成像空气切伦科夫伽马射线望远镜非常适合TeV伽马射线观测。使用惠普尔望远镜，我们已经获得了附近一小部分（大多数情况下z<0.1）高峰值FSRQ的数据。虽然其中一个物体B2 0321+33显示出微弱的耀斑迹象，但没有探测到显著的发射。的影响，这种缺乏排放量和衍生的上限进行了讨论。
2004-08-19 astro-ph
The Parsec-Scale Structure and Jet Motions of the TeV Blazars 1ES 1959+650, PKS 2155-304, and 1ES 2344+514
作为TeV blazar喷流VLBI特性研究的一部分，我们在此提供了TeV blazar 1 ES 1959+650、PKS 2155-304和1 ES 2344+514的秒差距尺度喷流的一系列高分辨率15 GHz甚长基线阵列（VLBA）图像，线性分辨率约为0.5 pc。在1999年和2000年期间，VLBA在三个或四个时期观察到这些源中的每一个。在VLBI影像上明显缺乏任何强烈的运动成分（与EGRET blazar中看到的快速超光速运动相反），VLBI喷流的结构可以被建模为一系列平稳的高斯成分，或者两个源（PKS 2155-304和1 ES 2344+514）的平滑幂律。低的视速度，以及VLBI核心的亮度温度等波束指标，意味着VLBI射电辐射只有适度的多普勒增强，只有适度的体积洛伦兹因子;这与用来解释高能辐射的这些参数的更极端的值形成对比。在秒差距尺度上没有看到移动的激波或等离子体团，这一事实表明，被认为是高能耀斑的原因的激波或等离子体团必须在VLBI图像上与核心分离之前消散。这就要求在秒差距尺度上损失大量的整体动能，并意味着比通常假设的内激波情况更高的效率。
2003-09-19 astro-ph
Synchrotron Self-Compton Analysis of TeV X-ray Selected BL Lacertae Objects
我们介绍了一种方法，用于分析多波长数据从X射线选择BL Lac（XBL）对象中检测TeV制度。通过假设来自XBL的射电穿透X射线通量是由相对论耀变体喷流中随机取向磁场中各向同性分布的电子发射的非热同步辐射，我们得到了电子谱。然后，该光谱被用来推导作为多普勒因子、磁场和可变性时间尺度的函数的同步自康普顿（SSC）光谱。的变化时间尺度是用来推断从光的旅行时间参数，只留下两个参数的共动斑点半径。用这种方法，我们准确地模拟了同步辐射和SSC光谱的耀斑XBLs在汤姆逊通过克莱因西科制度。包括与内部喷流辐射和星系际背景光（IBL）相互作用的光吸收。通过拟合最近从\object{PKS 2155--304}观测到的TeV级大耀斑的{ \em HESS}和{ \em Swift}数据，得到了多普勒因子、磁场和喷流绝对功率。对于同期的{ \em Swift}和{ \em HESS}数据，分别从2006年7月28日和30日，多普勒因子$\gtrsim 60$和绝对喷流功率$\gtrsim 10^{46}$ ergs $^{-1}$需要同步加速器/SSC模型给一个很好的拟合数据，为低强度的IBL和10倍以上的能量比非热电子的强子。还对2001年观测到的Mkn 421的TeV耀斑进行了拟合，拟合需要多普勒因子$\gtrsim 30$和喷流功率$\gtrsim 10^{45}$ erg s $^{-1}$。
2008-06-10 astro-ph
15 GHz VLBI detection of the HST-1 feature in the M87 jet
在M87强大的喷流中，距离核心100 pc的明亮特征显示出神秘的特性。早期的无线电、光学和X射线观测表明，这个被标记为HST-1的特征是超光速的，可能与HESS在2005年探测到的TeV耀斑有关。为了研究HST-1可能的耀变体性质，我们分析了2000年至2008年期间专门的全轨道观测和2 cm调查/MOJAVE VLBI监测计划的2 cm VLBA数据。应用宽视场成像技术，HST-1区域以毫角秒分辨率成像。在这里，我们提出了第一个15 GHz的VLBI检测这个功能，并讨论我们的无线电发现和TeV检测之间的连接。
2008-12-02 astro-ph
Observations of Gamma-ray emission from the blazar Markarian 421 above 250 GeV with the CAT Cherenkov imaging telescope
自1996年12月以来，CAT切伦科夫成像望远镜观测到了250 GeV以上的耀变体Markarian 421的γ射线辐射。我们在这里报告的结果源的变化，到1998年4月，重点是1998年的运动。对于今年的耀斑时期，能谱从330 GeV到5.2 TeV：它可以很好地用一个简单的幂律表示，微分谱指数为2.96 +/- 0.13。
1999-06-07 astro-ph
Multi-wavelength Observations of LS I +61 303 with VERITAS, Swift and RXT E: 2006-2008
2006年9月至2008年2月期间，利用VERITAS的300 GeV以上观测以及RXTE和Swift在0.2-10 keV波段的监测，对TeV双星LS I +61 303进行了长期多波长监测活动。VERITAS探测到的源是一个可变的TeV源，其通量值为蟹状星云通量的5-20%，最强的通量水平出现在Apastron周围。RXTE和Swift的X射线观测表明，该源是一个高度可变的硬X射线源，在单个轨道周期内，通量值的变化范围为0.5 ~ 3*10^-11尔格·cm^-2·s^-1。2007-2008年的RXTE数据集还显示了几个特大耀斑事件的存在，其通量高达7.2*10^-11尔格·cm^-2·s^-1，这是该源记录到的最大耀斑。同期的TeV和X射线数据的比较并没有显示出相关性在这个时候，然而，数据集的稀疏性并不排除存在这样的相关性。
2008-10-03 astro-ph
High-energy emission of fast rotating white dwarfs
快速旋转的磁化白矮星的磁层中的能量释放过程可以用正则自旋动力脉冲星模型来解释。将此模型应用于低质量近距离双星宝瓶座AE的白矮星伴星，我们得到以下结论。首先，该系统充当带电粒子的加速器，其能量被限制为E_p < 3 TeV，并且以L_kin < 10^{32} erg/s的速率从原恒星的磁层射出。由于被加速的初级电子的曲率辐射，该系统应该表现为亮度<3x 10 ^{27} erg/s的软伽马射线源（~ 100 keV）。系统的TeV辐射主要由可见光子在超相对论电子上的逆康普顿散射决定。可见光子主要由正常伴星和流经白矮星磁层的物质流贡献。TeV源的亮度取决于系统的状态（燃烧/安静），并限制在<5 × 10 ^{29} erg/s。这些结果使我们了解到康普顿γ射线天文台和惠普尔天文台在寻找高能发射的AE Aqr方面缺乏成功。
2005-09-04 astro-ph
High Energy Variability Of Synchrotron-Self Compton Emitting Sources: Why One Zone Models Do Not Work And How We Can Fix It
随着GLAST的预期发射，现有的X射线望远镜，以及新一代TeV望远镜的增强功能，开发用于建模高能量源（如耀变体）的可变性的工具正成为一个高度优先事项。我们指出了严重的，固有的问题，一个区同步自康普顿模型在模拟高能量的变化。然后，我们提出了第一步走向一个多区模型，其中考虑到非本地的，时间延迟的同步加速器自康普顿电子能量损失。通过只引入一个额外的参数，系统的长度，我们的代码可以正确地模拟变化在康普顿占主导地位的阶段，一种典型的情况下，燃烧系统。作为第一个应用程序，我们能够重现类似的情况下观察到的令人费解的“孤儿”TeV耀斑，不伴随着相应的X射线耀斑的变化。
2007-04-05 astro-ph
Observations of Mkn 421 with the CELESTE Experiment
CELESTE实验使用法国比利牛斯山脉一个旧太阳能农场的定日镜，通过大气切伦科夫技术探测伽马射线空气簇射。自1999年12月以来，我们一直在用装备齐全的CELESTE实验对TeV耀变体Markarian 421进行观测。这里介绍了从这个源在能量大于50 GeV的伽马射线发射的检测。与CAT实验在同一地点的光变曲线，其中显示所观察到的伽马射线通量和短持续时间的耀斑事件的检测之间的相关性进行了比较。
2000-10-25 astro-ph
Variability Time Scales of TeV Blazars Observed in the ASCA Continuous Long-Look X-ray Monitoring
对TeV亮耀变体Mrk 421、Mrk 501和PKS 2155-304进行的三次不间断的长时间（分别持续7、10和10天）ASCA观测都显示出连续的强X射线耀斑。尽管3个源中有2个的强度状态相对较弱，但在任何观测中都没有可识别的静止期。结构函数分析表明，所有耀变体都有一个~一天的特征时间尺度，与复发时间和较强耀斑的时间尺度相当。另一方面，对这些耀斑的更详细的研究表明，每一个强耀斑不是一个平滑的增加和减少，但显示出较短的耀斑的子结构，具有~10 ks的时间尺度。我们通过模拟验证，为了解释所观察到的结构函数，这些较短的耀斑（“镜头”）不太可能是完全随机的，但在某种程度上是相互关联的。能量相关互相关分析表明，带间滞后在TeV耀变体中并不普遍。这一点很重要，因为在过去，只报告滞后的正检测。在这项工作中，我们确定，滞后的迹象可能会有所不同，耀斑;这两个迹象的显着滞后被检测到从几个耀斑，而没有显着的滞后被检测到从其他。然而，我们也认为，基本组件的性质可以影响这些值。事实上，所有的耀斑几乎是对称的，快速变化短于特征时间尺度被强烈抑制，支持的情况下，光穿越时间占主导地位的变化时间尺度的日尺度耀斑。
2001-08-20 astro-ph
An inhomogeneous jet model for the rapid variability of TeV blazars
我们提出了一个新的非热耀变体发射的时间相关的非均匀喷流模型，它再现了整个光谱能量分布以及快速的伽马射线变化。超相对论轻子被注入喷流的底部，并沿着喷流结构传播。我们假设连续的再加速和冷却，产生相对论性准麦克斯韦（或“堆积”）粒子能量分布。计算了每个高度的同步加速器和同步加速器-自康普顿喷流发射率。Klein-Nishina效应以及固有的γ-γ吸收被包括在计算中。由于对生产的光学深度，相当大的颗粒密度增强可能会发生，特别是在燃烧状态。随时间变化的喷流发射可以通过改变粒子注入来计算，但是由于对产生过程的敏感性，在耀斑期间只需要注入密度的微小变化。分层的射流排放，加上堆积分布，允许显着降低散装洛伦兹因子，相比单区模型。将该模型应用于PKS 2155 -304及其2006年观测到的大TeV耀斑，可以同时再现该源的平均宽带谱以及体洛伦兹因子小于15的耀斑的TeV谱和TeV光变曲线。
2008-07-31 astro-ph hep-ph
Long Term X-ray Monitoring Of The TeV Binary LS I +61 303 with RXTE
本文报道了Rossi X射线定时探测器对银河双星LS I +61 303进行长期X射线观测的结果。该数据集由2007年8月28日至2008年2月2日期间每隔一天采集的1 ks点组成。观察结果涵盖了26.496天二元周期的6个完整周期，构成了迄今为止LS I +61 303上具有该灵敏度的最大连续X射线监测数据集。有没有统计上强有力的检测调制的通量或光子指数与轨道相位，但是，我们发现通量和光子指数之间的强相关性，与光谱变得更难在较高的通量。该数据集包含三个大的耀斑事件，其中最大的一次在3-10 keV波段达到了7.2（+0.1，-0.2）*10^-11 erg cm^-2 s^-1的通量水平，这是该系统中通常看到的通量水平的三倍。对这些耀斑的分析表明，LS I +61 303发射的X射线在数百秒的时间尺度上变化高达6倍，并且快至2秒的两倍。这是在该波长下从LS I +61 303观测到的最快的变化，并且对X射线发射区域的大小施加了限制。
2008-12-02 astro-ph
Absorption of Very High Energy Gamma-Rays by Intergalactic Infrared Radiation: A New Determination
我们提出了一种新的计算星系际伽马射线吸收系数作为能量和红移的函数。在重新审视这个问题，我们利用一个新的，基于经验的计算（而不是以前的模型计算）的星系际红外辐射场。我们发现比以前给出的更小的不透明度（Stecker & De Jager 1997）。我们将我们的结果应用到新的观测耀斑γ射线光谱的Mrk421和Mrk501，都在一个红移的apx。0.03.我们的新计算表明，在能量低于10 TeV的这些源的光谱中不应该有显着的曲率，如最近的观测所示。然而，这些源的本征光谱应该更难由apx。0.2到0.45的光谱指数在1至10 TeV的范围与星系际吸收截止以上apx。20 TeV。
1998-04-20 astro-ph hep-ph
Extragalactic Gamma-ray Absorption and the Intrinsic Spectrum of Mkn 501 During the 1997 Flare
利用Malkan & Stecker（2001）最近的红外背景辐射模型，并利用最近的星系计数数据将其外推到光学和紫外范围，我们重新推导了宇宙对高能伽马射线的光学深度，作为能量和红移的函数，能量在50 GeV和100 TeV之间，红移在0.03和0.3之间。然后，我们使用这些结果来获得内在的伽马射线谱的MKN 501在其1997年的高状态。我们发现，时间平均的光谱能量分布的MKN 501，而耀斑有一个广泛的，平坦的峰值在5至10 TeV的范围内，对应于一个广泛的，平坦的时间平均的X射线峰值在50至100 keV的范围内观察到的耀斑。在能量低于约2TeV时，我们导出的Mkn 501的本征微分光子谱的谱指数被发现是apx。1.6到1.7。这对应于在低于X射线（同步加速器）峰值的能量下的软X射线中发现的时间平均光谱指数1.76。这些结果似乎有利于同步自康普顿起源的TeV的排放一起wuth射流参数，这是一致的时间变化的约束范围内的一个简单的SSC模型。
2001-10-24 astro-ph hep-ph
