Particle-acceleration timescales in TeV blazar flares
TeV耀变体中分钟尺度耀斑的观测限制了这些物体中粒子的加速机制。各种辐射机制的影响已在文献中得到解决，在本文中，我们比较了四种不同的加速机制：扩散冲击加速，二阶费米，剪切加速和转换器机制。当考虑加速时间尺度和辐射损失时，我们可以排除剪切加速和基于中子的转换机制作为这些系统中可能的加速过程。一阶费米过程和通过SSC光子工作的转换器机制实际上仍然是瞬时的，然而，只要在秒的时间尺度上产生足够的湍流。我们建议随机加速作为一个有前途的候选人的能量依赖的时间延迟在最近的伽玛射线耀斑的Markarian 501。
2008-12-01 astro-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
A Short Hard X-ray Flare from the Blazar NRAO 530 Observed by INTEGRAL
我们报告了2004年2月17日发生在blazar NRAO 530上的一次短耀斑，并被INTEGRAL上的IBIS/ISGRI探测器偶然发现。在20-40 keV的能量范围内，在小于2000 s的时间间隔内，以约2 x 10^-10 erg cm^-2 s^-1的水平检测到低于检测限的源，这大约是检测阈值的2倍。在其他波长上，只有几乎同时的无线电数据可用（2004年2月11日在2厘米处进行了一次观测），表明偏振适度增加。这似乎是有史以来在硬X射线下在高光度耀变体中检测到的最短时间的变化事件，除非耀变体被未知的未解析的快速变化源的存在所污染。
2006-04-04 astro-ph
Blazar observations above 60 GeV: the Influence of CELESTE's Energy Scale on the Study of Flares and Spectra
CELESTE大气切伦科夫探测器一直运行到2004年6月。它已经观测到了耀变体Mrk 421，1 ES 1426+428和Mrk 501。我们使用激光雷达显著提高了对大气层的理解，并使用恒星测光提高了探测器的光通量。新的数据分析提供了更好的背景抑制。我们提出了我们的光变曲线Mrk 421的2002-2004赛季和比较与X射线数据和2004年的观察1 ES 1426+428。新的分析将允许更灵敏地搜索来自Mrk 501的信号。
2005-02-16 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
On Compton Scattering Scenarios for Blazar Flares
研究了最近提出的解释耀变体喷流中$γ$射线耀斑的同步辐射反射方案。我们的分析考虑到了波束辐射的角分布，散射区域的有限范围，以及光的走时效应。我们比较同步加速器，SSC，反射同步加速器（RSy），和外部康普顿（EC）散射过程的能量密度和功率。如果散射层的宽度远大于$ΓR^\prime_B$，其中$Γ$和$ R^\prime_B$分别表示等离子体团的体洛伦兹因子和共轨坐标系半径，则RSy和同步加速器能量密度之比为$\sim 4 Γ^3 n_{BLR} σ_{T} R^\prime_B$，其中$n_{BLR}$是宽线区（BLR）中的平均粒子密度。我们的研究结果意味着必须存在窄范围的汤姆逊厚散射区域，同步辐射反射机制才能有效地工作。这个过程似乎不太可能在无线BL Lac源中引起耀斑，在那里X射线和TeV耀斑是常见的，BLR被认为是弱的或不存在的。我们为各种场景绘制了耀斑的时间剖面图，包括一个模型，其中斑点是通过清扫周围的物质来激发的。
1998-04-07 astro-ph
The synchrotron peak shift during high-energy flares of blazars
对平谱射电类星体在高能耀斑期间同步辐射谱的能量漂移进行了预测。如果FSRQs的$γ$射线发射是由外辐射的康普顿化产生的，那么同步辐射光谱的峰值在耀斑状态下将向较低的能量移动。这是相反的高频峰值BL-Lac对象，外部辐射场被认为是弱的和同步自康普顿散射可能是占主导地位的$γ$射线辐射机制的众所周知的宽带光谱行为。如果在FSRQs中观测到同步辐射峰移，则可以将其用作诊断，以确定这些物体中的主导辐射机制。我建议几个FSRQs作为有前途的候选人来测试预测的外部康普顿化模型。
1999-02-10 astro-ph
Soft X-ray precursors of the non-thermal flares in blazars - theoretical predictions
流行的内部激波模型是为了解释耀变体喷流中高能耀斑的产生而开发的，它涉及到由中央发动机喷射出的局部超密度物质之间的碰撞，并以不同的速度沿着喷流移动。在这种碰撞之前，物质相对较冷，因此不会产生固有的非热辐射。然而，由于冷电子对外部辐射的康普顿化作用，这种物质的存在应该在非热$γ$ -射线耀斑之前的显著的前体软X射线耀斑中显而易见。在本文中，我们讨论了这些前体的预测性能，并研究其性能（光度和光变曲线）的相对论喷出物的运动学参数和角度的依赖关系。我们证明，缺乏发光的软X射线前体的证据可以与我们的预测，如果加速和准直的射流需要约三个距离的几十年，他们的属性调和。我们简要地讨论了严重的内部冲击模型，这将是一个不检测到这样的前兆施加的限制。
2004-05-12 astro-ph
A Structured Leptonic Jet Model of the "Orphan" TeV Gamma-Ray Flares in TeV Blazars
TeV耀变体的发射光谱可达几十TeV，TeV $γ$射线的发射机制可用轻子模型中的同步辐射自康普顿散射解释。在这些模型中，X射线和TeV $γ$射线的时间变化是相关的。然而，最近对1 ES 1959+650和Mrk 421的观测发现了“X”TeV $γ$射线耀斑，即，TeV $γ$ -射线耀斑，而没有同时的X射线耀斑。本文采用非均匀轻子喷流模型，提出了一个“X”TeV $γ$射线耀斑的模型。伴随X射线和TeV $γ$射线的耀斑爆发的主耀斑之后，辐射在喷流的共动系中向各个方向传播。当喷流中的致密区域接收到辐射时，X射线被相对论电子/正电子散射，变成TeV $γ$射线。这些$γ$射线光子被观测为一个“X”TeV的$γ$射线耀斑。观测到的主耀斑和“主”耀斑之间的延迟时间约为两周，这在我们的模型中被解释为$Γ= 20$、$d = 4 \times 10^{17}$ cm、$α= 3$和$η= 1$等参数，其中$Γ$是喷流的体洛伦兹因子，$d$是中心黑洞和主耀斑位置之间的距离，$α/Γ$是喷流轴和密集区域运动方向之间的角度，密集区域散射由主耀斑产生的入射X射线，$η/Γ$是喷流轴和视线之间的角度。
2006-07-05 astro-ph
Multi-Epoch VLBA Observations of EGRET-Detected Quasars and BL Lac Objects: Connection between Superluminal Ejections and Gamma-Ray Flares in Blazars
我们研究了从1993年11月到1997年7月在22和43 GHz的VLBA监测计划的基础上，高$γ$ -射线通量和超光速成分从EGRET耀变体的核心喷射的时间的重合。在23例$γ$ -射线耀斑的情况下，有足够的VLBA数据存在，10个耀斑（在8个对象）属于1 $σ$的不确定度的外推历元的零分离的超光速无线电组件的核心。在两个源（0528+134和1730-130）中的每一个中，两个连续的$γ$射线耀斑之后都出现了新的超光速成分。我们进行的统计模拟表明，如果符合数$\ge$ 10的无线电和$γ$射线事件是相互关联的，在>99.999%的置信度。我们对观测到的行为的分析，包括偏振无线电通量的变化，在$γ$射线耀斑之前，期间和之后的来源表明，$γ$射线事件发生在超光速无线电结。这意味着，$γ$射线耀斑是由相对论电子在喷流的秒差距尺度区域的逆康普顿散射引起的，而不是靠近中央发动机。
2001-02-26 astro-ph
Gamma-ray Flares and VLBI Outbursts of Blazars
基于坡印亭流喷流传播间断或{\it front}处轻子的加速和产生，建立了活动星系核，特别是耀变体的电磁射电到γ射线辐射随时间变化的模型。锋面对应于用甚长基线干涉测量（VLBI）观测到的离散相对论性喷流分量。方程推导出的数量，动量和能量的粒子在前面考虑到同步，同步自康普顿（SSC），逆康普顿过程以及光子-光子对生产。表观同步辐射，SSC，和逆康普顿光度作为时间的函数被确定。该模型的预测进行了比较，在伽马，光学和无线电波段的观测。高能γ射线耀斑和射电爆发之间的延迟可以用外部等离子体的自吸收和/或自由-自由吸收来解释。两种类型的伽玛射线耀斑的预测取决于在前面的对创建。
2005-05-27 astro-ph
Multiwavelength Observations of Strong Flares From the TeV-Blazar 1ES 1959+650
继2002年5月16日和17日用Whipple 10 m Cherenkov望远镜探测到BL Lac天体1 ES 1959+650的TeV强γ射线耀斑之后，我们从2002年5月18日至2002年8月14日进行了密集的机会目标（ToO）射电、光学、X射线和TeV γ射线观测。X射线望远镜RXTE和惠普尔和HEGRA伽马射线望远镜的观测揭示了几个强烈的耀斑，使我们能够灵敏地测试X射线/伽马射线通量相关特性。虽然X射线和伽马射线通量似乎在一般情况下是相关的，但我们发现了一个没有伴随X射线耀斑的“X”伽马射线耀斑。在详细描述了无线电（UMRAO，VLA），光学（Boltwood，Abastumani），X射线（RXTE）和伽马射线（惠普尔，HEGRA）光变曲线和光谱能量分布（SED）后，我们提出了一个简单的同步自康普顿（SSC）模型的初始建模的SED。随着另一个TeV耀变体与良好的宽带数据，我们认为所有TeV耀变体的集合开始寻找连接的喷气机属性的中央吸积黑洞的属性认为驱动喷气机。值得注意的是，TeV耀变体的时间和光谱X射线和伽马射线发射特性非常相似，即使它们中心黑洞的质量估计相差一个数量级。
2003-10-06 astro-ph
High-Resolution Spectroscopy of Gamma-Ray Lines from the X-Class Solar Flare of 23 July, 2002
2002年7月23日，太阳耀斑GOES X4.8事件发生在日心角为73度的太阳耀斑中，由高能离子加速产生的核去激发谱线首次获得了高分辨率的测量结果。氖、镁、硅、铁、碳和氧的谱线首次被分辨出来。它们的多普勒红移为0.1- 0.8%，展宽为0.1- 2.1%（FWHM），一般随质量减小。测得的红移是大于预期的相互作用的离子分布在径向磁场中的向下半球各向同性的模型。对大红移的可能解释包括：1）环形磁场向太阳表面倾斜，使得离子分布更直接地远离观测者; 2）离子沿着垂直于太阳表面的磁场向下极端聚束。可以排除加速离子相互作用的等离子体的整体向下运动。
2003-06-14 astro-ph
Radio Bursts Associated with Flare and Ejecta in the 13 July 2004 Event
我们研究了2004年7月13日GOES M6.7级耀斑和日冕物质抛射（CME）的日冕瞬变。在耀斑的上升阶段，观察到的灯丝喷发，环膨胀，莫尔顿波，和喷出物。其后，天文台探测到一个EIT波，其射电动力频谱的主要特征是一个频移连续谱和两个II型爆发。我们的分析表明，如果第一个II型爆发是在低日冕形成的，爆发的高度和速度接近的投射距离和速度的莫尔顿波（色球冲击波签名）。频率漂移的无线电连续体，从1 GHz以上开始，在任何冲击特征变得可见之前几乎两分钟形成，并且快速膨胀的活塞（作为连续体可见）可能已经发射了另一个冲击波。一种可能的情况是，耀斑爆炸超过了早期的瞬态，并点燃了第一个II型爆发。第二个II型爆发可能是由同一个冲击波形成的，但前提是冲击波以恒定的速度传播。这种解释还要求激波产生区域位于传播结构的不同部分，或者激波穿过具有高度不同大气密度的区域。这个复杂的事件，具有众多的无线电特征和其他波长的瞬变，为爆炸波相关和CME相关的无线电发射提供了证据。
2008-09-23 astro-ph
Multiwavelength Observations of a Dramatic High Energy Flare in the Blazar 3C 279
耀变体3C 279是伽玛射线天空中最明亮的河外天体之一，在CGRO于1996年1月至2月进行的为期3周的观测结束时，经历了伽玛射线振幅为10倍的耀斑。耀斑峰值代表了该天体有史以来记录的最高伽马射线强度。在高状态期间，可以看到非常快速的伽马射线变化。与RXTE、ASCA、ROSAT和IUE以及许多地面观测站进行了协调的多频观测，覆盖了最容易到达的波长。采样良好的同步RXTE光变曲线显示了一个低振幅的爆发（因子为~3），与伽马射线耀斑很好地相关，没有任何明显的滞后。在高能耀斑期间没有很好地采样的光学-紫外光变曲线表现出更适度的变化（因子~2）和更低的相关度。在伽马射线耀斑峰值期间，毫米波长的通量接近历史最大值，并暗示了相关的衰变。我们提出了同时光谱能量分布的3C 279之前和附近的耀斑峰值。伽马射线的变化超过了观测到的红外光通量变化的平方，这给特定的耀变体发射模型带来了一些问题。同步加速器自康普顿模型要求最大的同步加速器可变性发生在大多数未观察到的亚毫米/远红外区域。或者，外部光子场的大变化可能在几天的时间尺度上发生。这在“镜像”模型中自然发生，其中喷流中的耀斑区域使附近的宽发射线云光电离，这反过来又提供了被康普顿化为伽马射线能量的软光子。
1997-11-20 astro-ph
Radiative Hydrodynamic Modeling of the Bastille-Day Flare (14 July, 2000): I. Numerical Simulations
1-D环路辐射流体动力学模型，结合重力分层，热传导，辐射损失，外部热输入，氦的存在下，和Braginskii粘度的影响被用来模拟基本耀斑环路。输入的物理参数取自2000年7月14日巴士底日耀斑的观测结果。目前的分析表明：（a）在足点加热的情况下获得的电子密度的最大值（4.2 × 10^{11} cm^{-3}或更大）比在顶点加热的情况下（2.5 × 10^{11} cm^{-3}）高得多。(b)在足点加热的情况下，耀斑峰值之后的平均冷却时间比顶点加热的情况下花费的时间少。(c)对于足点加热的情况，峰值顶点温度比顶点加热的情况（对于约30 MK的相同平均回路温度）显著更低（约10 MK）。这一特性使我们能够区分不同的加热位置。(d)在两种情况下（顶点和足点加热），获得的最大顶点温度T^{max}实际上与加热持续时间sigma_{t}无关，但与加热速率E_{H0}成正比。(e)对于足点和顶点加热，在环顶点处获得的最大密度n_e^{max}随着加热速率E_{H0}和加热持续时间sigma_{t}而增加。在论文II中，我们将使用这些流体动力学模拟的输出，其中涵盖了广泛的参数空间的加热速率和持续时间，作为输入的前向拟合的多环拱廊的巴士底日耀斑。关键词：太阳：耀斑--太阳：活动--太阳：日冕
2004-02-11 astro-ph
Measuring parameters of AGN central engines with very high energy gamma-ray flares
讨论了一个由blazar中心引擎决定变率时间的blazar甚高能（VHE）辐射的“紧凑源”模型。在这个模型中，电子或质子在超大质量黑洞附近加速后，在辐射效率低的吸积流中产生电磁级联。假设这样一个模型的TeV耀变体PKS 2155-304，我们表明，从这个源的明亮的耀斑期间观察到的TeV伽马射线信号的可变性，如最小的可变性时间尺度和子耀斑的重现期，约束的质量和角动量的超大质量黑洞。
2008-09-15 astro-ph
Hadronic Production of TeV Gamma Ray Flares from Blazars
我们认为耀变体的TeV $γ$射线发射是由高能喷流质子与宽发射线区（BLR）的气体靶（"云“）的视线附近碰撞产生的。强烈的TeV $γ$射线耀斑（GRF）是在BLR云穿过靠近黑洞的视线时产生的。该模型再现了最近报道的非常短的和强烈的TeV GRF从耀变体Markarian 421观察到的属性。强子产生TeV GRF耀变体意味着它伴随着高能中微子的同时发射，以及具有相似强度，光变曲线和能谱的电子和正电子。这些电子和正电子通过同步辐射和逆康普顿散射的冷却产生延迟的光学、X射线和$γ$射线耀斑。
1997-01-13 astro-ph hep-ph
Blazar Flaring Rates Measured with GLAST
我们推导出最小观测时间尺度检测耀变体在一个给定的流量水平与LAT的GLAST在扫描和指向模式。基于EGRET的第一阶段观测，我们预测了在不同通量水平上的耀变体耀斑的GLAST探测率。由于明亮耀变体的统计数据不佳，我们预测积分通量>~ 200 e-8 ph（> 100 MeV）cm^{-2} s^{-1}的耀变体耀斑应该每隔几天就会发生一次，这是机会目标定位和广泛的时间和光谱研究的最佳候选者。
2003-12-22 astro-ph
Synchrotron Self-Compton Model for Rapid Nonthermal Flares in Blazars with Frequency-Dependent Time Lags
我们的模型发生在整个电磁波谱（从无线电到伽马射线）的耀变体的多频发射的快速变化。较低的能量发射是由同步加速器机制产生的，而较高的能量发射是由于同步加速器发射的逆康普顿散射。我们考虑到能量分层建立的粒子加速在冲击波前和能量损失，由于同步辐射。我们还考虑了同步辐射的光传播延迟的影响，该同步辐射为逆康普顿散射提供种子光子。耀斑的产生是由相对论冲击波和喷流中的静止特征（例如，马赫盘）。碰撞导致形成的前向和反向冲击，这限制了两个连续的发射区域，从而导致模拟耀斑的复杂配置文件。多频耀斑的模拟表明，逆康普顿耀斑和它们的同步辐射对应物之间的相对延迟主要由能量分层和几何形状的发射区域，导致负和正的时间延迟取决于观察的频率。种子光子的光传播效应可能导致相对于同步加速器可变性的逆康普顿发射的显著延迟，如果视线几乎与射流完全对准的话。我们将该模型应用于3C273的耀斑，并导出了耀斑产生的冲击等离子体的性质。我们表明，如果考虑正向和反向冲击，可以解释X射线和IR光变曲线（X射线峰值后的最大同步辐射）之间的显着负时间延迟。
2004-06-09 astro-ph
An extreme X-ray flare observed on EV Lac by ASCA in July 1998
我们提出了一个长期（150 ks的时间）ASCA X射线观测的dM3.5 e星EV Lac，在此期间，一个异常强烈的耀斑事件（持续约12 ks）被观察到：在耀斑的峰值，在ASCA GIS探测器的X射线计数率约为。静态值的300倍。通过分析衰减，使用准静态方法和基于衰减燃烧回路的流体动力学模拟的方法，导出了燃烧区域的物理参数。这第二种方法表明，耀斑的衰减是兼容的，它是在一个相对紧凑的半长度L的区域产生的。0.5恒星半径），大，但并不例外，即使是太阳的标准。耀斑的衰减很快（光变曲线的e折叠时间<= 2 ks），但基于流体动力学的分析显示了持续加热的有力证据，光变曲线的形状由加热的时间演变而不是由耀斑等离子体的自然冷却所主导。准静态方法产生了一个更大的估计环的长度（L约。2恒星半径）。该事件显示了一个光变曲线，其特征在于两个独立的衰变时间常数（初始衰变更快）和耀斑峰值处等离子体金属丰度的显着增强。这一事件的能量学是异常的，事件的峰值X射线亮度达到约1000度。这是迄今为止在主序星上观测到的最大的X射线耀斑（相对而言）之一。
1999-09-29 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
Radio and X-ray observations of an exceptional radio flare in the extreme z=4.72 blazar GB B1428+4217
我们报道了z=4.72的高红移耀变体GB B1428+4217的极端行为。一个持续的无线电测量方案揭示了光变曲线中的异常耀斑，15.2 GHz的通量密度在仅约4个月的静止帧时间尺度内从约140 mJy上升到约430 mJy，上升了约3倍-比以前在该源中观察到的任何耀斑都要大得多。除了新的测量1.4-43 GHz的无线电频谱，我们还提出了分析和结果的目标的机会X射线观测使用XMM-牛顿，接近峰值的无线电通量。虽然X射线数据并没有显示在高能量光变曲线耀斑，我们能够确认X射线光谱的变化暗示在以前的观测。GB B 1428 +4217是几个高红移射电响亮类星体之一，在X射线光谱中显示出低能量的突变，可能是由于源中存在过量吸收。最新的XMM-牛顿数据的X射线光谱分析表明，与我们以前假设的温暖吸收的情况是一致的。暖吸收也与观察到的源的X射线光谱变化一致，其中光谱变化可以成功地用固定的材料柱密度来解释，其中电离状态与底层幂律发射的硬度相关。
2006-02-15 astro-ph
A hadronic synchrotron mirror model for the "orphan" TeV flare in 1ES 1959+650
TeV耀变体的极高能量伽马射线耀斑通常伴随着X射线的同步耀斑活动。惠普尔合作组最近观测到的1 ES 1959+650的TeV耀斑（没有同时发生的X射线耀斑）很难与标准的轻子SSC模型相一致，该模型通常非常成功地用于解释TeV耀变体的SED和光谱变化。在本文中，另一种情况下，“”的TeV耀斑可能源于相对论质子，与外部光子场提供的电子-同步辐射反射了稀反射器相互作用。虽然由于克莱因-西名效应，外部光子对于喷流中共同运动的超相对论电子来说实际上是“不可见的”，但它们的多普勒增强能量足够高，足以激发相对论质子的$Δ$共振，洛伦兹因子约为10^3 - 10^4。该模型能够用合理的参数解释1 ES 1959+650的TeV耀斑，从而限制了该耀变体喷流中相对论质子的数量和特征能量。
2004-11-09 astro-ph
Origin of Blazar Activity
本文讨论了基于黑洞周围吸积盘最内层坡印廷通量喷流中有限间断或波前传播的Blazar模型。这种锋可能是负责短时间尺度（从不到几个小时到几天）的耀斑在不同的波段，从高频无线电波TeV，延迟低射频作为同步自吸收的结果。的情况下，磁场的一个极性和相反的极性通过前面的调查。我们发现，磁场的湮灭导致轻子的高能谱和强烈的TeV耀斑的可能性。在大多数情况下，电子-正电子对的形成是由于大量的同步辐射光子和SSC光子之间的相互作用，并且与亚秒差距尺度的离子相比，构成了大多数种类。频繁的弱爆发可能是所有波段闪烁的核心辐射的原因，而较强的爆发可能被观察到作为短时间尺度的耀斑。
1999-02-01 astro-ph
Suzaku observation of TeV blazar the 1ES 1218+304: clues on particle acceleration in an extreme TeV blazar
2006年5月，我们用X射线天文卫星朱雀观测了TeV blazar 1 ES 1218+304。在两天的连续观测开始时，我们探测到一个大耀斑，其中5-10 keV的通量在5 × 10^4秒的时间尺度上变化了约2倍。在耀斑期间，硬X射线通量的增加明显滞后于软X射线通量的增加，在0.3-1 keV和5-10 keV波段之间观察到的最大滞后为2.3x10^4 s。此外，我们发现耀斑的时间轮廓明显地随能量而变化，在更高的能量下更对称。通过对多波长数据的光谱拟合，假设一个单区域、均匀的同步加速器自康普顿模型，我们得到B~0.047 G，发射区域大小R = 3.0 × 10^16 cm，多普勒因子δ = 20。这个B值与一个独立的估计值非常一致，该估计值是通过对观测到的时滞进行模型拟合得到的，该模型将能量依赖的变化归因于相对论性电子的微分加速时标，前提是陀螺因子ε = 10^5。
2008-04-16 astro-ph
Hadronic blazar models and correlated X-ray/TeV flares
活动星系核喷流可能是超高能宇宙射线源的假说最初激发了TeV伽马射线天文学的冒险。令人惊讶的是，在发现耀变体的TeV辐射后，人们的注意力转移到了更传统的解释上，这些解释不涉及高能强子，甚至普遍认为强子解释不受观测的青睐。这里表明，这是不是这样的情况下，目前观察到的光谱和变化特征的耀变体可以完全理解的强子耀变体模型。我还讨论了如何强子模型可能是观察区分从共同的轻子模型，并指出一些有趣的方面，这可能是相关的耀变体类之间的差异的理解。
2000-03-20 astro-ph hep-ph
External Compton Radiation from Rapid Nonthermal Flares in Blazars
在本文中，我们扩展了我们的方法来模拟多频发射的变化，从耀变体，包括外部辐射康普顿（ERC）发射和电子能量损失的逆康普顿散射的种子光子起源于射流之外。我们考虑种子光子发射从尘埃分子环面和宽线区（BLR）周围的中央引擎。我们建立的约束下，同步自康普顿（SSC）的排放占主导地位的分子环面和BLR的性能，使我们以前的论文中得到的结果是适用的。本研究的重点是在不同频率下观察到的光变曲线之间的相对时间延迟。为了明确起见，我们考虑相对论性冲击之间碰撞产生的发射，但结果更普遍地适用于涉及相对论性电子加速和/或任何类型前沿的磁场放大的条件。与SSC发射不同，涉及种子光子恒定场的ERC耀斑不会被种子光子的光旅行时间延迟。延迟的主要原因是来自辐射能量损失，这导致在锋面后面的频率分层，并首先在最高频率处熄灭耀斑，随着时间的推移，逐渐向较低频率发展。然而，如果在冲击波前沿注入的电子的光谱的特征在于相对高的最小能量值（洛伦兹因子$γ_{min}\sim100$是足够的），在X射线波段的ERC耀斑可以延迟，甚至可以在注入停止后达到峰值。这种效应与频率密切相关，在较低频率下滞后时间较长，X射线光谱指数从正值（反向光谱）迅速变化到陡峭的值。
2005-04-29 astro-ph
X-ray Spectral Variability of TeV Blazars during Rapid Flares
TeV耀变体的光谱能量分布（SED）在keV和TeV能量处都有峰值。一般认为X射线的发射起源于这些源的喷流中的相对论电子（和正电子）的同步辐射，而γ射线发射的起源仍在争论中。我们利用最近获得的一些高质量数据，报告了对Mrk 421和Mrk 501在持续数天的单个耀斑期间的X射线光谱变异性进行系统研究的结果。两个源的X射线光谱落在其各自SED的同步加速器峰值的相对侧上，因此它们一起可以提供对X射线可变性的物理起源的额外见解。我们采用均匀空间分布和发射粒子的瞬时幂律谱分布，模拟了{ \em single}耀斑的时间分辨X射线谱。重点研究了四个关键参数的变化：粒子谱指数、最大洛伦兹因子、能量密度和磁场。虽然有相当大的退化的拟合，我们表明，为了占Mrk 421中观察到的X射线光谱的变化，至少有三个参数需要改变在大多数情况下，与光谱指数是其中之一。Mrk 501的观测结果支持了这一结论，尽管数据的质量并不那么好。我们讨论了结果的影响。
2006-05-08 astro-ph
