Short Time-scale Gamma-Ray Variability of Blazars and EGRET Unidentified Sources
我们已经开始检查EGRET数据库的短期变化的耀变体和不明来源的流量在银河系高纬度。我们发现，一些活动星系核显示以前未报告的变化。这种变化与激波通过相对论性喷流传播时的逆康普顿散射过程是一致的。
1997-09-30 astro-ph
Optical Intra-day Variability in Blazars
我们选择了一个样本的十几个耀变体，这是同时多波长观测活动在其爆发阶段的主要候选人。我们在这些耀变体中寻找光学爆发、日内变化和短期变化。在2006年10月27日至2007年3月20日的13个观测夜晚，我们使用1.02米光学望远镜对其中的9颗耀变体进行了光学光度监测。从我们的观测结果来看，我们的数据支持这样的假设：三个耀变体处于爆发状态;一个耀变体处于爆发后状态;三个耀变体处于爆发前/爆发后状态;一个耀变体处于低状态;一个耀变体的状态未知，因为没有太多的光学数据可用于耀变体与我们的观测进行比较。在对AO 0235+164进行的三个晚上的观测中，有两个晚上检测到了日内变化。在对S5 0716+714进行的五个晚上的观测中，有两个晚上检测到了日内变异。在PKS 0735+178的一晚观察中，检测到日内变异性。在对3C 454.3进行的六个夜晚的观测中，有三个夜晚检测到了日内变异。在S2 0109+224、OJ 287、ON 231、3C 279和1 ES 2344+514的第1、4、1、2和1夜观测中，均未检测到日内变异。对A0235 +164、S50716 +714、OJ 287、3C 279和3C454.3等耀变体进行了一夜以上的观测，并观察到了这些耀变体的短期变化。根据观测结果和现有资料，我们发现在AO 0235+164和S5 0716+714可能分别发生了间隔约8年和3年的光学爆发…
2008-01-08 astro-ph
Tev Blazars: Status of Observations
地面TeV观测和卫星$γ$射线观测之间的密切关系对于认识耀变体是重要的。本文综述了在blazar研究中涉及TeV分量的观测结果。
1998-12-01 astro-ph
TEV GAMMA-RAYS FROM PROTON BLAZARS
通过测量附近耀变体强烈的TeV $γ$射线辐射，可以诊断出耀变体中的质子加速。通量预测1101+384（Mrk 421）和1219+285（ON 231），两个强EGRET源（0.1-10 GeV），从模型光谱的不饱和同步对级联拟合公开可用的多频数据。实验证实1-10 TeV辐射的预言对于宇宙射线的起源、星系形成时代和宇宙学距离尺度等问题具有重要意义。
1995-02-20 astro-ph
Variability of the extreme z=4.72 blazar, GB 1428+4217
我们报道了GB 1428+4217的X射线和射电变率，证实了它的耀变体。红外观测揭示了一个强大的光学紫外成分，没有被尘埃掩盖，这表明存在十亿个太阳质量的黑洞，已经形成了z ~ 5。详细比较GB 1428+4217与附近耀变体的宽波段光谱特性，显示它是极端的，但仍然与附近来源的趋势一致。
1999-07-02 astro-ph
Gamma-ray flux variability in the sample of EGRET blazars
我们分析了CGRO/EGRET探测到的耀变体样本的平均伽马射线变率统计。我们重新减少所有可用的EGRET观测和分析光变曲线的变化统计，包括观测文物的蒙特卡罗建模。我们发现，所观察到的变异性行为是由测量误差的分布，导致强系统的影响，在所有这些统计。我们检测到的一般变异行为与非线性模型一致，并在结构函数的长时间尺度上显示出边缘相关性。我们确定的变化参数的分布与耀斑人口的合成的限制。我们的结论是，这种方法表明，所有耀变体光变曲线是一致的叠加的多个耀斑。
1997-07-17 astro-ph
TeV Blazars - Observations and Models
自从1992年发现第一个TeV耀变体Markarian（Mrk）421以来，已经确定的TeV伽马射线发射BL Lac天体的数量已经增加到6个，红移范围从0.031（Mrk 421）到0.129（H 1426+428）。对这些来源的深入研究对我们理解耀变体现象产生了重大影响。最显著的观测结果是非常快的大振幅通量和小时时间尺度上的光谱变化，以及明显的X射线- TeV伽马射线通量相关性。在本文中，我们讨论了最近的观测结果，并报告其理论解释的进展。
2003-09-16 astro-ph
Variability of Soft X-ray Spectral Shape in Blazars Observed by ROSAT
在论文1（Cheng et al.2001）中，我们已经证明了两类Seyfert 1星系的软X射线谱随强度的增加统计上的变化是不同的。为了了解blazar星光谱的变化规律，通过给出硬度比1与计数率（HR 1-CTs）的相关性，研究了18颗由ROSAT/PSPC模式观测到的blazar星的光谱形状变化。根据我们的标准，10个blazar显示出正的HR 1-CT的关系，只有2 blazar显示HR 1与CT的反相关。其余6颗耀变体没有显示出任何明显的相关性。从这些数据中我们可以看出，我们样本中的大多数耀变体在总体通量增加期间统计上显示出硬化谱，尽管有些耀变体是随机变化的。通过研究这些天体的光子指数和不同的辐射理论，我们认为软X射线波段同步辐射或逆康普顿辐射的优势可以很好地解释光谱变化的二分法，不同的光谱变化可能代表同步辐射峰值频率的序列。
2001-10-30 astro-ph
Patterns of variability in gamma-ray blazars
本文介绍了对耀变体中同时发生的光学-X射线变率进行系统研究的初步结果。本文分析、比较和讨论了Swift对四个明亮的伽玛耀变体（3C 279，ON+231，S5 0716+71，PKS 2155-304）的观测数据。具体来说，3C 279显示了X射线光谱的低能量部分的可变平坦化，其似乎被限制在特定的X射线与光学/UV通量区域中。一些影响进行了简要分析。
2009-01-01 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
Relativistic Flows in TeV Blazars
几个耀变体的TeV发射的快速变化意味着一个中心黑洞质量$M_{BH}<10^8M_\odot$，明显小于从$M_{BH}-L_{bulg}$关系估计的值，和多普勒因子的$γ$射线发射流体远大于那些与无线电模式。我们讨论了中央引擎的条件，需要考虑到短的时间尺度和观测到的大光度，并提出了一些解释推断的运动学的源在各种尺度上。
2008-08-21 astro-ph
Phenomenological Analogies in TeV Blazars and Black Hole X-ray Binaries in low state
耀变体以其从射电到伽马射线波长的剧烈变化而闻名。本文对TeV耀变体的X射线变率进行了简要的总结。我们还指出了耀变体和微耀变体之间的X射线变化特征的可能相似性。这种现象学的类比可以用两类物体的射流的同步加速器X射线辐射来解释和统一，这两类物体的黑洞质量相差$\ga 10^7$。在耀变体和微耀变体（两者都是喷流主导的）中的现象学类比可能与在高/软态的黑洞X射线双星和Seyfert星系（两者都是盘主导的）中的现象学类比平行。
2005-05-09 astro-ph
Hidden Blazars and Emission Line Variability of High Redshift Quasars
我们在一个$z{\sim}2$射电噪类星体样本中进行了一次寻找耀变体的巡天。这个想法是基于我们的预测，我们应该能够看到大的CIV线的变化与观察到的连续变化或大多数其他发射线在每个无线电响亮的类星体。在这里，我们报告的初步结果，包括在两个类星体的大CIV线变化的发现。
2001-06-09 astro-ph
TeV gamma rays from the blazar H 1426+428 and the diffuse extragalactic background radiation
本文报道了用HEGRA成像大气切伦科夫望远镜系统在（4 +-2（stat）+-1（syst））10^（-12）erg cm^（-2）s^（-1）的积分通量水平上探测到来自耀变体H1426 +428的TeV γ射线。H 1426+428的红移为z=0.129，这使它成为迄今为止在TeV伽马射线中探测到的最远的源。TeV的辐射预计会被弥漫的河外背景辐射（DEBRA）强烈吸收。观测到的TeV光子能谱与经DEBRA吸收修正后的源~E^（-1.9）的内禀幂律谱符合得很好。然而，由于统计误差和内禀源谱的不确定性，我们无法对DEBRA红外光子场的密度作出有力的说明。
2002-02-04 astro-ph
SSC scenario for TeV emission from non-blazar AGNs
M87是第一个在TeV伽马射线域中探测到的河外源，它不是耀变体，它的大规模喷流没有对准视线。在这里，我们提出了一个多斑点同步自康普顿模型占明确的大视角和中等洛伦兹因子推断从磁流体动力学模拟射流形成，在非常高的能量（VHE; E > 100 GeV）的M87检测的动机。预测了具有扩展光学或X射线喷流的活动星系核的非常高的能量发射，这可能是不对准的耀变体，但仍然显示出一些适度的光束。我们包括3C 273，Cen A和PKS 0521-36的预测。
2008-03-10 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
Color Variability of the Blazar AO 0235+16
本文分析了耀变体AO 0235+16的多色（UBVRIJHK）观测。光变曲线是都灵天文台根据文献数据和在WEBT方案框架内获得的观测结果（http：//www.to.astro/blazars/webt/）汇编的。耀变体的颜色变化的研究在八个时间间隔与足够数量的光学观测; JHK数据可用于其中只有一个。光谱能量分布（SED）的可变成分保持恒定的每个间隔内，但变化强烈，从一个间隔到另一个。修正后的灰尘吸收，SED可以表示在所有情况下的幂律，提供证据的同步性质的可变组件。我们表明，在光学和红外波长的可变性与相同的可变源。
2007-11-01 astro-ph
Correlated Spectral and Temporal Variability in the High-Energy Emission from Blazars
Blazar耀斑的数据显示能量依赖的滞后和光学/X射线和GeV-TeV能量之间的相关变化，并遵循特征轨迹时，绘制在光谱指数/通量平面。如果非热电子在有限的时间间隔内注入的共动等离子体框架和冷却的辐射过程中，这种行为被定性地解释。数值结果表明同步辐射自康普顿冷却和等离子体团减速的影响的重要性。讨论了使用INTEGRAL来加深我们对这些系统的理解。
1999-01-27 astro-ph
TeV blazars as seen by the CAT telescope
到目前为止，只有两个河外天体被确定为北半球天空中的高能伽马射线源：这两个耀变体Markarian 501和Markarian 421。本文回顾了CAT大气切伦科夫成像望远镜从这些来源获得的最引人注目的结果，特别强调了1999-2000年和2000-2001年的观测活动的Markarian 421。
2001-09-18 astro-ph
X-ray Variability of Blazars
在过去10年中，我们对活动星系核高能发射的认识取得了重大进展，这是通过许多空间飞行任务的X射线监测活动确定的，特别是ROSAT、ASCA、RXTE、BeppoSAX和XMM，这些活动经常与其他频率的观测相结合。本文重点介绍了耀变体的X射线变率的最新研究结果。在活动星系核中，这些活动星系核的X射线发射的振幅变化最大，通常与较高能量（GeV和TeV辐射）的变化有很好的相关性。由于BeppoSAX号探测器的能量范围很广，对30多年来的X射线光谱进行了准确采样，结果还表明耀变体活动状态下光谱变化很大，这表明存在极端的电子能量，从而确定了一类“极端同步加速器”源。
2002-03-24 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
Intensive TeV Gamma-Ray and X-Ray Observations of the Blazar Mrk 421 in December 2002 and January 2003
我们报告的观察Markarian 421的惠普尔10米切伦科夫望远镜和RXTE卫星在多波长活动在2002年12月和2003年1月，由惠普尔目标的机会。观测发现了几个耀斑，其通量水平在蟹状星云通量的1到2倍之间。我们将讨论的时间属性，包括X射线/TeV伽马射线通量相关的证据。
2003-05-29 astro-ph
A brief (blazar oriented) overview on topics for multi-wavelength observations with TeV photons
TeV光子的多波长观测是研究TeV源物理的重要诊断工具。然而，耀变体的复杂多变性（从几年到几分钟的时间尺度，具有不同的模式和SED行为），需要同时进行大量的活动，可能需要几天的时间。光谱信息是必不可少的，现在有了新的TeV和X射线望远镜，它可以在不到一小时的时间尺度上获得。从这些观测中得到的见解可能是巨大的，因为最近的结果表明，X射线和TeV的发射并不总是遵循相同的行为，耀斑的上升和衰减时间之间可能有不同的关系。不幸的是，XMM强大的指向限制不允许同时使用地面望远镜充分利用这颗卫星。
2003-08-01 astro-ph
Variability and Unification of Blazars and Gamma Ray Bursts
大多数耀变体和伽马射线暴的模型都涉及到相对论等离子体流出，这些流出是由黑洞的吸积过程提供动力的。本文综述了为伽玛暴宇宙学模型而发展的爆炸波物理。提出了与blazar模型有关的两点：（1）将非热相对论粒子在共动系中的注入简化为等离子体从周围介质中扫过物质时的激发过程。(2)耀变体辐射的主要能量来源于外流等离子体的大量动能。因此，等离子体冲击波的减速必须包括在耀变体燃烧计算中，这个过程将引入除了加速和辐射冷却所产生的时间和光谱效应。
1998-10-14 astro-ph
X-ray Observations of TeV Blazars and Multi-Frequency Analysis
从射电到GeV/TeV伽马射线观测到的耀变体的非热光谱揭示了两种明显的成分，这两种成分都是由高能粒子的辐射产生的。一个峰值在红外到软X射线波段，通过同步加速器过程辐射;另一个峰值在高能伽马射线，由康普顿过程产生。这些光谱--特别是\asca的数据--表明康普顿化的种子光子的来源是不同的。在高能峰值BL Lac天体（HBLs）中，康普顿化的主要种子光子似乎是喷流内部的同步加速器光子（SSC过程）。另一方面，在类星体宿主的耀变体（QHB）中，X射线波段的发射仍然由SSC过程主导，而MeV到GeV的范围是由外部光子（如发射线光）的康普顿化产生的。在这个三分量模型的背景下，我们推导出的磁场为0.1 - 1高斯的所有类耀变体。对于QHB，在nuFnu光谱的每个峰处辐射的电子的洛伦兹因子gamma_{peak}估计为~10^{5} $ for HBLs; this is much higher than ~10^{3}$。这种差异与已知发射TeV伽马射线（TeV耀变体）的四个源都被归类为HBL的事实一致。在TeV耀变体（blazar）中，Mkn 421是最亮、最多变的紫外（eV）到硬γ射线（TeV）辐射源之一，包括TeV能带在内的多频观测为了解耀变体喷流的高能辐射提供了最好的机会。本文讨论了多频分析的结果，并回顾了1994 - 1998年MKN 421的密集战役的结果
1999-03-06 astro-ph
The Hard VHE Gamma-ray Emission in High-Redshift TeV Blazars: Comptonization of Cosmic Microwave Background Radiation in an Extended Jet?
对几个z > 0.1的耀变体的甚高能量（VHE，E > 250 GeV）伽马射线辐射的观测，对星系际红外背景辐射（IIBR）难以捉摸的光谱和强度提出了严格的限制。即使通过IIBR的最低合理水平校正他们观察到的VHE光谱的γ-γ吸收，也为TeV能量之外的非常硬（光子光谱指数Gamma_{ph} < 2）的本征源光谱提供了证据。这样一个硬的VHE伽马射线谱提出了一个严重的挑战，传统的同步自康普顿解释的VHE排放TeV耀变体，并建议出现一个单独的排放组件超过几百GeV。在这里，我们建议，这样一个非常硬的，缓慢变化的VHE发射分量TeV耀变体可能会产生通过康普顿上散射的宇宙微波背景（CMB）光子的冲击加速电子在扩展喷流。对于1 ES 1101-232的情况，如果磁场是典型的星系间磁场B ~ 10微高斯的量级，并且电子仍然沿着喷流被加速到TeV能量γ> 4 × 10^6的话，这个分量可以支配扩展喷流的热光度。
2008-04-22 astro-ph
The Parsec-Scale Jets of the TeV Blazars H 1426+428, 1ES 1959+650, and PKS 2155-304: 2001-2004
本文介绍了TeV耀变体H 1426+428、1 ES 1959+650和PKS 2155-304在2001年至2004年期间的甚长基线阵列（VLBA）观测结果。我们在8 GHz对H1426 +428进行了四个历元的观测，发现它的秒差距尺度结构由一个~17 mJy的核和一个~3 mJy的喷流组成，喷流的视速度为2.09 +/- 0.53c。blazar 1 ES 1959+650在15和22 GHz的频率下观测了三个时期。这些双频观测的光谱指数信息被用来确定秒差距尺度结构的核心。PKS 2155-304在15 GHz的双圆偏振的单历元观测，我们提出了这个源的第一个VLBI偏振图像。对于1 ES 1959+650和PKS 2155-304，当前的观测与我们早期论文中的VLBA观测相结合，以大大降低测量误差，从而改进这些源的视速度测量。在1 ES 1959+650中测得的部件C2的新视在速度为0.00 +/- 0.04c（静止），在PKS 2155-304中测得的部件C1的新视在速度为0.93 +/- 0.31c。我们结合新的表观速度测量从本文中的TeV耀变体喷流从我们以前的论文中测量的表观速度，形成一个当前的一组TeV HBLs的表观速度测量。TeV高能级激光束喷流中的平均峰值视斑图速度约为1c。最后，我们详细讨论的解释收集的VLBA数据TeV耀变体的TeV耀变体喷流的秒差距尺度结构的…
2008-01-17 astro-ph
Emissive Mechanism on Spectral Variability of Blazars in High Frequencies
Mrk 421同步辐射峰演化的新结果很可能与粒子加速过程有关。为了解释上述结果，我们提出了一个模型的耀变体在耀斑期间，其中的排放来自加速电子。本文导出了电子能量分布的扩散平流方程，用于计算同步辐射的光谱和光变曲线。我们提出，观测到的同步辐射峰值移动到更高的能量在耀斑的冲击加速造成的。在指定的频率范围内的磁通量和位移的峰值位置的变化之间的观察到的关系拟合约束的耗散区的物理参数。
2000-11-14 astro-ph
Extreme blazars
TeV辐射是低功率耀变体的一个共同特征。这与耀变体的序列相一致，耀变体将观测到的热光度与其整体光谱能量分布相关联。探测新的TeV耀变体（可能在不同的红移）对于研究喷流中的粒子加速过程非常重要，对于研究远红外光学背景更为重要。最近对低功率BL Lac的研究表明，粒子加速机制可能是一个两步过程，类似于用来解释伽马射线暴光谱的机制。我将简要地讨论这些研究结果，连同一个简单的计划，选择良好的TeV候选人，我将简要地评论BL Lacs中观察到的非常快的TeV和X射线的变化。
2003-06-21 astro-ph
Simultaneous X-Ray and TeV Gamma-Ray Observations of the TeV Blazar Markarian 421 during February and May 2000
本文介绍了分别用Rossi X射线定时探测器（RXTE）和高能γ射线天文学实验（HEGRA）的切伦科夫望远镜系统对TeV耀变体Markarian 421（Mrk 421）进行的X射线和TeV γ射线同步观测的结果。于2000年2月2日至2月16日和5月3日至5月8日对污染源进行了监测。我们详细讨论了源的时间和光谱特性。值得注意的是，2月7日/8日的TeV观测显示了30分钟时间尺度上大量TeV通量变化的统计学显著证据。我们展示了与时间相关的均匀同步自康普顿（SSC）模型的数据建模的结果。X射线和TeV的伽马射线发射强度和能谱以及快速的通量变化强烈地表明，发射量正在接近观测者，多普勒因子为50或更高。在X射线和TeV伽马射线观测到的不同通量变化时间尺度表明，更详细的分析将需要具有多个发射区的非均匀模型。
2001-05-18 astro-ph
Constraints on the Physical Parameters of TeV Blazars
我们考虑的约束条件的物理参数的均匀SSC模型，可以来自TeV耀变体的光谱形状和变化。假设相对论电子能谱是破缺的幂律，破缺能$γ_b$是一个自由参数，我们写出了将模型的物理参数与可观测量联系起来的解析公式。约束可以概括在一个平面中，其中坐标是多普勒因子和磁场。破裂能量之间的一致性和冷却和逃逸之间的平衡和解释的软光子滞后测量在一些源作为辐射冷却时间被视为额外的独立约束。我们将此方法应用于三个著名的blazar，PKS 2155-304，Mrk 421和Mrk 501的情况。
1998-09-04 astro-ph
A numerical code to study the variability of Blazar emission
我们提出了一个数值代码，用C语言编写，它可以用来模拟或分析整个电磁波谱的耀变体的发射。我们的代码可以再现以下功能：同步辐射，逆康普顿发射（汤姆逊克莱因-西科政权）外部康普顿发射，吸积盘的变化，使用元胞自动机算法，发射等离子体能量分布的时间演化，耀斑现象，光变曲线在休息和观察者框架（考虑时间交叉效应）。本文主要介绍吸积盘的模拟及其在外康普顿方案中的意义。
2003-06-16 astro-ph
New limits on the density of the extragalactic background light in the optical to the far-infrared from the spectra of all known TeV blazars
目的：我们得到的EBL密度的限制，从远源的能量谱的非常高的能量伽马射线（VHE伽马射线）。研究方法：VHE伽马射线被EBL的光子通过对产生而衰减，这在来自遥远源的测量光谱中留下印记。在本文中，我们提出了一种新的方法来推导EBL上的约束。因此，我们只使用非常基本的假设TeV blazar物理和没有预定义的EBL模型，而是大量的通用形状构造的网格在EBL密度与波长。在我们的研究中，我们利用所有已知的TeV耀变体的光谱数据，使这是迄今为止最完整的研究。结果：我们得出的EBL的三个单独的TeV blazar光谱（MKN 501，H1426+428，1 ES 1101 -232）和所有的光谱组合的限制。结合来自各个光谱的结果导致在从光学（~ 1微米）到远红外（~ 80微米）的宽波长范围内的显著更强的约束。这些限值仅比来源计数得出的绝对下限高2至3倍。在中红外我们的限制是最强的约束来自TeV耀变体光谱到目前为止。可以排除由直接检测实验报告的约1微米的高密度EBL。结论：我们的结果可以用两种方式来解释：（i）EBL几乎可以通过源计数来解决，只留下很少的空间来容纳例如第一颗恒星的额外成分，或者（ii）关于基本物理的假设是无效的，这需要对TeV耀变体的标准发射模型进行实质性的修改。
2007-06-27 astro-ph
An Overview of Blazar Variability
耀变体的特点是在几乎所有的波长从无线电到TeV伽马射线的快速变化。自发现以来，人们一直面临的挑战是了解它们发光的、明显非热的核发射的起源。近年来取得了相当大的进展，这要归功于少数几个多波长监测活动，这些活动具有足够高的时间采样率，可以解决最快速的变化。少数天体的最佳数据显示出了各种各样的行为，其中大部分与来自相对论性喷流的同步加速器和康普顿散射辐射相当，尽管仍需要更多耀变体的更好数据。特别是，向上散射为伽马射线能量的种子光子的来源仍然不清楚。BL Lac天体PKS 2155 -304的最新多波长光变曲线似乎排除了来自均匀源的同步辐射。
1996-09-03 astro-ph
Constraining the Emission Properties of TeV Blazar H1426+428 by the Synchrotron-Self-Compton Model
H1426+428是TeV区用$γ$射线观测到的耀变体之一。由于TeV $γ$ -射线在河外背景光（EBL）作用下会产生正负电子对而衰减，因此，TeV $γ$ -射线的本征能谱必须利用辐射过程模型和EBL能谱模型来推断。我们用同步辐射自康普顿模型对H1426+428的物理条件进行了约束，并应用了几种EBL模型。我们发现H 1426 +428的发射区以$\sim 20$的体洛仑兹因子向我们移动，其磁场强度为$\sim 0.1$ G.这些性质类似于其他TeV耀变体，如Mrk 421和Mrk 501。然而，非热电子的能量密度与磁场的能量密度之比约为190，比Mrk 421和Mrk 501的能量密度之比（约为5 - 20）大得多。还发现，在中红外和近红外波长处的EBL的强度应该是低的，即，在10 μ $μ$处的强度约为1 nW μ m $^{-2}$ sr $^{-1}$，以解释观测到的TeV $γ$射线通量。由于在我们的分析中使用的H 1426 +428的X射线和$γ$射线的光谱数据不是同时获得的，因此需要对TeV耀变体进行进一步的观测，以使对EBL的约束更加严格。
2005-10-26 astro-ph
Correlated Variability in Blazars
耀变体被认为会发出高度准直的外流，即所谓的喷流。由于它们与我们的视线紧密对齐，相对论性光束效应使我们能够在整个电磁波谱上观察这些喷流，直到TeV的能量，使它们成为研究喷流物理学的理想实验室。在过去的几年里，耀变体的多波长观测为我们提供了详细的数据集，这有助于描述非相对论性发射的两个主要成分，分别在光学到X射线和GeV/TeV能量区域达到峰值。在轻子加速模型中，它们被解释为电子的同步辐射和来自相同电子布居的逆康普顿发射，因此，预期两种发射机制的相关性。我们回顾了最近的观测结果的存在和不存在这样的相关性耀变体，并讨论了排放模型的定量相关分析的限制。
2008-08-19 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
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
Rapid variability of blazars
Blazar的特征是振幅大，变化快，这表明电子分布正在迅速变化，通常在比光穿越时间短的时间尺度上。我们研究了电子注入阶段后电子分布随时间的变化，并计算了观测到的同步辐射和自康普顿辐射谱。由于在源的不同部分中产生的光子具有不同的行进时间，所以所观察到的光谱是由在不同演化阶段的电子分布产生的。不同频率的通量的光变曲线之间的时间延迟是可能的，如针对BL Lac物体Mkn 421的特定情况所示。
1998-07-31 astro-ph
A multi-zone model for simulating the high energy variability of TeV blazars
本文提出了一个模拟同步自康普顿（SSC）源的时间相关多区程序。该代码采用了多区管的几何形状的发射区，适合模拟发射从一个站立或传播的冲击在准直射流。相对论性电子在入口处的注入变化沿辐射冷却管道的长度传播。我们的代码第一次考虑到非本地的，时间延迟的性质的同步自康普顿（SSC）的损失，被认为是占主导地位的TeV耀变体。所观察到的同步辐射和SSC的排放遵循自洽考虑到光的传播时间延迟。在任何给定的时间，管的发射部分取决于频率和随后的变化的性质。我们的模拟只采用了一个额外的物理参数相对于一个区域的模型，即管道的长度和计算非常有效，使用简化的表达式的SSC过程。该代码将是有用的观测建模GLAST，TeV和SSC耀变体的X射线观测。
2008-08-15 astro-ph
Simultaneous multi-wavelength observations of the TeV Blazar Mrk 421 during February - March 2003: X-ray and NIR correlated variability
本文报道了2003年2 - 3月$-$期间TeV耀变体Mrk 421的多波长同步观测结果。在此期间，我们使用印度Pachmarhi的塔塔基础研究所的Pachmarhi阵列切伦科夫望远镜（PACT）观察了Mrk 421。其他同步数据来自已发表的文献和公共数据档案。我们分析了NASA Rossi X射线定时探测器（RXTE）的高质量X射线（2-20 keV）观测数据。我们已经看到X射线和J波段（1.25 $μ$）近红外（NIR）波长之间可能存在相关的变化。这是Mrk 421或任何高能峰值（HBL）耀变体中的第一例X射线和NIR相关变化。这里报告的相关变异性表明近红外和X射线发射的来源相似。排放受Mrk 421中央发动机周围介质环境的影响不大。观测结果与辐射发射的喷流激波模型一致。
2008-01-08 astro-ph
Models of variability in blazar jets
我们在活动星系核（AGN）辐射的同步自康普顿（SSC）模型的背景下给出了预期的光变特征，并表明均匀SSC模型很好地描述了观测到的Mkn 421和Mkn 501等天体的多波长光谱和光变;然而，为了解释偶尔从这些物体观察到的非常快的耀斑时间尺度，应该使用层流而不是球形的源几何形状。这幅图很自然地引出了一个喷流激波模型，我们把它看作是扩散粒子加速的一个场所。我们表明，这种加速方案可以解释活动星系核X射线谱的某些特征，并为我们提供了进一步的观测检验。
1999-03-18 astro-ph
Rapid variability in the synchrotron self Compton model for blazars
Blazar的特征是振幅大，变化快，这表明电子分布正在迅速变化，通常在比光穿越时间短的时间尺度上。发射区域足够紧凑，以使辐射损失主导高能电子的冷却。我们研究了电子分布随时间的变化，并计算了观测到的同步辐射和自康普顿辐射谱。由于在源的不同部分中产生的光子具有不同的行进时间，所以所观察到的光谱是由在不同演化阶段的电子分布产生的。甚至一个均匀源也类似于一个非均匀源。不同频率的通量的光变曲线之间的时间延迟是可能的，如针对BL Lac物体Mkn 421的特定情况所示。
1998-10-17 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
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
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
