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
Ultrahigh Energy Activity in Giant Magnetar Outbursts
2004年12月27日发生在磁星SGR 1806-20上的超级耀斑是现代有记录以来最明亮的太阳系外闪光。从能量的角度来看，从它那里看到奇异的高能辐射（UHE）--中子、中微子、伽马射线和带电宇宙射线--的机会要比从宇宙学的伽马射线暴（GRB）那里看到的好得多。根据12月27日事件的最新数据，讨论了探测各种成分的机会。
2005-04-20 astro-ph
Frequency-dependent time delays for strong outbursts in four blazars from the Metsahovi and UMRAO monitoring databases
密歇根大学射电天文台和Metsahovi射电天文台的综合数据为我们提供了两个天文台从4.8到37 GHz监测的活动星系核的射电光变曲线，覆盖时间间隔长达25年。在这里，我们考虑这样的复合光变曲线的四个伽玛射线耀变体，几乎连续监测两个天文台：0458-020，0528+134，1730-130和2230+114。我们已经分解了最突出的爆发在这四个耀变体的光变曲线到单独的组件使用高斯模型拟合，并估计的历元，振幅，和这些组件的半宽度作为频率的函数。我们试图区分“核心爆发”，这表明频率依赖的时间延迟，并与增亮的核心，从“喷流爆发”，这几乎同步出现在所有的频率，并伴随着新的喷流组件的出现及其随后的演变。可用的43 GHz VLBA图像使我们能够识别只有一个纯核心爆发（在2230+114）和一个纯喷流爆发（0458-020）。分析的大多数爆发是混合的，在某种意义上说，它们显示频率相关的时间延迟（即，它们在光学上是厚的）并且与新的射流成分的最终出现有关。喷流和混合爆发的最大值可能对应于新喷出的成分变得完全光学薄的时期。这些时期的特征还在于喷射成分的角速度显著增加。有证据表明，2230+114的爆发每8.0+-0.3年重复一次，从一个准周期性的8年周期到另一个准周期性的8年周期，各个子爆发的位置保持不变，即使它们的振幅变化超过两倍。
2006-09-18 astro-ph
Multiwavelength Observations of the Blazar Mrk 421 in December 2002 and January 2003
我们报告的TeV γ射线耀变体Markarian（Mrk）421在2002年12月和2003年1月期间进行的多波长活动。这些机会目标观测是通过罗西X射线定时探测器（RXTE）上的全天监视器（ASM）和10米惠普尔伽马射线望远镜探测X射线和TeV伽马射线耀斑开始的。（密歇根大学射电天文台），光学（Boltwood，La Palma KVA 0.6 m，WIYN 0.9 m），X射线（RXTE指向望远镜）和TeV伽马射线（Whipple和HEGRA）波段。在TeV能量下，观测发现了几个中等通量水平的耀斑，峰值在蟹状星云通量的1到1.5倍之间。虽然时间平均光谱可以拟合一个单一的光子指数伽玛=2.8的幂律，我们发现一些证据的光谱变异性。与早期的结果一致，该活动揭示了X射线和TeV伽马射线通量之间相当松散的相关性。在一种情况下，一个非常强的X射线耀斑并不伴随着一个相当TeV的伽马射线耀斑。虽然源通量在光学和无线电波段是可变的，但光学和无线电光变曲线的稀疏采样不允许我们详细研究相关特性。我们提出了一个简单的分析与同步自康普顿模型的数据，强调具有非常高的多普勒因子和低磁场的模型可以描述的数据。
2005-12-29 astro-ph
Radio observations of the $γ$-ray blazar 0528+134
我们报告了使用Effelsberg 100米望远镜、IRAM 30米望远镜和NRL Green Bank干涉仪对$γ$射线耀变体0528+134进行的多频观测。0528+134在1993年经历了一次主要的射电和毫米波爆发，几个月后，在高能$γ$射线中发生了一次非常强烈的爆发。1991年5月较弱的$γ$ -射线爆发和1992年初的毫米活动也表明了类似的行为。这个结果很好地符合一般的发现，耀变体是明亮的$γ$ -射线，优选在开始的无线电爆发。0528+134是1992年11月用22 $\,$ GHz的VLBI全球台阵观测到的。在IRIS-S和欧洲大地测量VLBI观测活动中，还在8.4 $\,$ GHz处定期观测该源。一个新的VLBI组件，这是不存在于数据中的22 $\,$ GHz从1991年也表现出超光速运动。通过时间外推，我们发现新的组分是在1991年上半年，即1991年5月的第一次$γ$射线爆发附近，从地核中排出的.最新的VLBI数据表明，1994年出现了另一个新的组成部分。虽然这个新的成分只在两个时期被发现，但它似乎是在1992年秋天到1993年夏天之间从核心中被驱逐出来的，也就是说，在第二次伽马射线爆发和一次强射电爆发开始的时候。
1995-12-20 astro-ph
The Multiple Timescales of Optical Variability of the Blazar 3C 279 During the 2001-2002 Outburst
在2001-2002年期间，光学暴力变量（OVV）blazar 3C 279经历了在高露洁大学雾底观测站（FBO）研究该类星体的整个14年历史中所看到的最强烈的爆发。这项研究集中在这段活动期间拍摄的约1600张R滤波器图像。该数据集包括29个夜晚的微变量覆盖率。爆发开始于2001年3月，在3C 279在四年内褪色到最微弱的水平R = 15.5之后。2001年8月，在我们研究的14年中，该源达到了最亮的水平，R = 12.5，当时由于它靠近太阳而变得不可观测。在2001年12月中旬再次被观测到后，3C 279在R = 13.9和R = 14.7之间波动，直到2002年6月至7月通量水平急剧下降，使源回到与爆发前状态相当的水平。在爆发期间，该源出现了许多长达一周的大约一级的耀斑。叠加在这些耀斑上的是夜间变化高达半个星等，夜间微变在3小时内高达0.13星等。我们使用视觉检查的光变曲线以及数值时标分析工具（自相关函数，结构函数，功率谱）来表征多个时间尺度的变化范围从1.5年到几个小时。
2007-02-28 astro-ph
INTEGRAL observations of the blazar Mrk 421 in outburst (Results of a multi-wavelength campaign)
我们报告的结果，多波长运动的耀变体Mrk 421爆发期间。我们在X射线能量下观察到了四个在其他波长下看不到的强烈耀斑（部分原因是数据缺失）。从X射线的最快上升，可以推导出发射区域延伸的上限。观察到高能和低能X射线之间的时间滞后，这允许估计磁场强度。X射线的光谱分析揭示了低能（3 - 43 keV）光谱指数的轻微光谱硬化。Swift-XRT（0.2 - 10 keV）数据的硬度比分析表明与强度的小相关性;例如，观察到硬到软的演变。在IBIS/ISGRI的能量（20 - 150 keV）下，这种相关性不太明显。合成了多波长光谱，计算了X射线和辐射热光度。
2008-05-16 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
INTEGRAL and Swift Observations of Blazars in Outburst
耀变体3C 454.3、PKS 0537-441和PKS 2155-304通常被认为是这类最活跃的源。它们能发射所有的频率，直到伽马射线，是探测多波长核变异性的好探针。前两者也具有发光的宽发射线区域。我们最近用各种设备，包括雨燕和INTEGRAL，监测它们，并用来自相对论性喷流的非热辐射模型解释它们的变化。特别是，我们已经测试了前两个来源的假设，即通过内部冲击，即相对论性等离子体斑点的碰撞的射流内产生的可变性。这允许将所有物理量参数化为体洛伦兹因子的函数。我们作出了一个关键的假设，即每一次耀斑发作都具有一定的能量。该模型再现辉煌的多波长数据，特别是伽马射线光谱，当可用的。该模型不适用于PKS 2155-304，其变异性是由少数单个参数的独立变化引起的。
2007-07-24 astro-ph
Analyzing the Multiwavelength Spectrum and Variability of BL Lacertae During the July 1997 Outburst
根据耀变体产生高能辐射的均匀轻子喷流模型的不同变化，分析了BL Lacertae在1997年7月爆发期间的多波长光谱。我们发现，一个两个组件的伽马射线光谱，包括一个同步自康普顿和外部康普顿组件，是必需的，以产生一个可接受的适合的宽带光谱。我们的分析表明，在BL Lac，不像其他BL Lac对象，宽发射线区域起着重要的作用的高能量发射。简要讨论了几种可供选择的耀变体喷流模型。在附录中，我们描述的形式主义，其中的过程中，再处理的吸积盘光子的康普顿处理在以前开发的blazar喷流模拟代码，我们使用。
1999-10-26 astro-ph
A rapid and dramatic outburst in Blazar 3C 454.3 during May 2005 - Optical and infrared observations with REM and AIT
平谱射电类星体3C 454.3是一个非常活跃和多变的源，在过去的几十年里，它的爆发发生在整个电磁波谱上。在2005年春天，3C 454.3被报道表现出强烈的光学爆发，随后引发了对该源的多频观测，覆盖了伽玛射线波段。在这里，我们提出了我们的近红外/光学（V，R，I，H波段）测光5月11日和2005年8月5日之间进行的快速眼座（REM）在拉西拉在智利和佩鲁贾大学天文台的自动成像望远镜（AIT）。3C 454.3是在一个特殊的历史高状态下观测到的，随后在我们86天的观测期间亮度下降。在燃烧和下降阶段期间的连续光谱行为表明在近红外波段以下的同步峰值以及变化的几何起源，例如，由于前向光束方向的变化。
2005-11-30 astro-ph
Optical variability of PKS 0736+017
本文介绍了Blazar PKS 0736+017的BVR测光观测结果。这些观测是在1998年12月至2003年4月期间用墨西哥的三架望远镜和西班牙的两架望远镜进行的。PKS 0736+017在不同的时间尺度和振幅下显示出显著的变化。最大亮度出现在2001年12月19日（B=14.90+/-0.01，V=14.34+/-0.01，R=13.79+/-0.01）。在我们的观测中，我们发现了一种随着亮度增加而变红的特殊趋势。此外，在一个季节的通量水平和光谱斜率之间的良好的相关性。这种“反常”行为不能用耀变体的普通耀斑模型来描述。在这个和其他blazar中观测到的通量与光谱斜率的相关性值得进一步研究。
2004-01-30 astro-ph
Post-Outburst Observations of V1647 Ori: Detection of a Brief Warm, Molecular Outflow
我们提出了新的观测基本振转CO光谱的V1647猎户座，年轻的恒星，其最近爆发照亮麦克尼尔星云。以前的光谱，在2004年2月和7月的爆发期间获得的，显示了CO的发射线是广泛的和中央峰值类似的一个典型的经典金牛座T星的CO光谱。在本文中，我们提出了CO光谱后不久获得的亮度源恢复到其爆发前的水平（2006年2月），大约一年后（2006年12月和2007年2月）。2006年2月拍摄的光谱显示，蓝移的CO吸收线叠加在先前观察到的CO发射线上。该流出气体的预计速度、柱密度和温度分别为30 km/s、3^{+2}_{-1} E_（18）cm^{-2 $}和700^{+300}_{-100} K。在2006年12月和2007年2月的数据中没有观察到吸收线，因此它们的强度在此期间一定下降了9倍或更多。我们讨论三种机制，可能会导致这种不寻常的外流。
2007-10-02 astro-ph
Numerical simulations of radiation from blazar jets
我们提出了我们的数字代码BLAZAR的描述。这个程序计算耀变体爆发时的光谱和光变曲线。该程序基于一个模型，在该模型中，耀变体中的非热耀斑产生于沿相对论速度的锥形喷流传播的薄壳层中。这样的壳层可能代表了被冲击的等离子体层，被包围在内部冲击的正向和反向前沿之间。在我们所采用的模型中，非热辐射的产生被假定为主要由直接加速的电子和正电子，而不是通过对级联注入。该程序包括同步辐射和逆康普顿过程的辐射机制。同步加速器光子和外部光子都被包括作为用于康普顿化的种子光子。在目前阶段，该程序仅限于处理逆康普顿过程的汤姆逊极限内，并专门用于模拟辐射产生的平谱射电类星体。作为一个例子，我们提出了在3C 279 -最广泛的监测伽玛射线亮类星体的爆发建模的结果。
2003-05-26 astro-ph
First observations of the X-ray transient EXO 2030+375 with IBIS/ISGRI
利用IBIS/ISGRI对42秒瞬态X射线脉冲星EXO 2030+375进行了首次积分观测。该辐射源是在2002年12月天鹅座X-1的观测中发现的。我们分析了2002年12月9日至21日爆发期间的观测结果，总曝光时间约为770千秒。EXO 2030+375几乎总是在18-45能量带的单次~30分钟曝光期间被检测到。源光变曲线显示了在该源中观察到的特征爆发形状。
2003-10-08 astro-ph
Multifrequency monitoring of the blazar 0716+714 during the GASP-WEBT-AGILE campaign of 2007
自1991-2000年CGRO运行以来，关于耀变体γ射线发射的主要未解决的问题之一是其与低能（特别是光学）发射的可能相关性。为了帮助解决这个问题，全球Blazar望远镜（WEBT）联盟组织了GLAST-AGILE支持计划（GASP），以提供光-无线电监测数据，与AGILE和GLAST卫星的伽马射线探测进行比较。这个新的WEBT项目于2007年9月初开始，就在AGILE探测到0716+714的强烈伽马射线之前。我们目前的GASP-WEBT光学和无线电光变曲线的耀变体在2007年7月至11月获得的各种AGILE点的源。我们构建了近红外到紫外光谱能量分布（SED），通过组装GASP-WEBT数据与紫外数据从斯威夫特10月下旬的观测。我们观测到了耀变体中罕见而有趣的光射电爆发现象。由于光学过剩和紫外线的下降和上升，在爆发过程中的SED的形状出现特别的波浪形。光学光变曲线在AGILE指向期间被很好地采样，显示出突出和尖锐的耀斑。未来对光学和AGILE数据的互相关分析将揭示这些耀斑和伽马射线事件之间的预期关系。
2008-02-28 astro-ph
Detection of TeV Gamma-Rays from the BL Lac 1ES1959+650 in its low states and during a major outburst in 2002
在2000年和2001年期间测量了来自BL Lac天体1 ES 1959 +650的TeV伽马射线，在Crab通量的5.3%的值处具有5.2 sigma的显著性，并且在2002年5月的强爆发期间具有> 23 sigma的通量水平高达2.2 Crab，1 ES 1959 +650是TeV Blazar的第三个最佳事件统计。利用5台成像大气切伦科夫望远镜组成的HEGRA立体系统（IACT系统）进行了197.4小时的深空观测。1 ES 1959 +650位于z = 0.047的红移，提供了附近的Blazar Mkn 421和Mkn 501之间的中间距离，以及更远的物体H1426+428。这使得1 ES 1959 +650成为TeV耀变体中的重要成员，因为它吸收了TeV光子，而这些光子是由弥漫的河外背景辐射（DEBRA）所吸收的。1 ES 1959 +650在耀斑期间的微分能谱可以用谱指数为2.83 +- 0.14_stat +- 0.08_sys的幂律或指数截止为（4.2^（+0.8）_（-0.6）_stat +- 0.9_sys）TeV和光谱指数1.83 ± 0.15_stat +- 0.08_sys。用较低统计量得到的低态微分能谱可用谱指数为3.18 ± 0.17_stat ± 0.08_sys的纯幂律描述。
2003-09-02 astro-ph
Optical microvariability of EGRET blazars
我们提出的一个光度CCD的研究结果的发生率的微变的光发射的样品中检测到的伽玛射线能量的EGRET仪器的康普顿伽玛射线天文台的20耀变体。我们在一些源中观察到强烈的爆发，但许多其他源在小时的时间尺度上没有显示出显著的变化。典型的最小时间尺度结果是~几个小时，而不是一些作者声称的几十分钟。根据我们的观测估计，伽玛射线耀变体的光学夜内微变的占空比似乎为~ 50%，低于通常假设的占空比。相反，对于夜间变化，占空比接近于在射电选择BL Lac和平谱射电类星体中观察到的占空比（即~70%）。
2002-05-17 astro-ph
Infall and SiO emission in V838 Mon
我们目前的中等和高分辨率红外光谱的奇特的爆发变量V838 Mon，经历了一系列显着的爆发在2002年初。在2002年12月至2003年12月的观测期间，近红外光谱继续显示出一个非常冷的超巨星的许多特征。然而，在整个这一时期的光谱也揭示了强大的和可变的SiO第一泛音发射，和帕邢β发射。2003年12月的光谱包含了一系列的Ti I线与逆P天鹅座配置文件。这是一个明显的证据，表明一些物质正在向内朝着恒星下落。
2005-02-21 astro-ph
A SSC model for the spectral variability of the intermediate blazar ON 231
在1998年4月至5月，耀变体ON 231（W Com，B2 1219+28）显示了一次由佩鲁贾天文台警告的异常光学爆发。光源达到了最明亮的状态，至少自上个世纪初以来观察到。BeppoSAX号卫星在0.1至100千电子伏的波段上观测到ON 231，探测到一个具有特殊凹面轮廓的X射线光谱，这可以被认为是中间耀变体的特征。本文用含时同步辐射自康普顿（SSC）模型研究了耀变体的光谱能量分布。即使用一个单一耀斑区的初步“玩具”模型，仅仅通过SSC过程发射，X射线光谱也能合理地再现。的SED计算与硬谱注入电子和其他物理参数相比，以前的作品，验证的基础一致性的方法。
2002-05-23 astro-ph
A new activity phase of the blazar 3C 454.3. Multifrequency observations by the WEBT and XMM-Newton in 2007-2008
本文介绍和分析了3C454.3在2007-2008年观测季的WEBT多频观测资料，包括XMM-Newton观测和近红外光谱监测，并将最近的发射行为与过去的进行了比较。在光学波段，我们在2007年7月至8月观察到多峰爆发，并在2007年11月至2008年2月观察到其他更快的事件。在这些爆发阶段，几集intrnight变异被检测到。从2007年中期开始观测到一次毫米级爆发，其上升阶段与光学增亮同时发生。较慢的通量增加也影响较高的射频，通量增强消失低于8千兆赫。光-无线电相关性和时间延迟的分析，以及毫米光变曲线的行为，证实了我们以前的预测，表明喷流方向的变化可能发生在过去几年。历史上的多波长行为表明，视角的显着变化可能发生在2000年左右。颜色分析揭示了一个复杂的光谱行为，这是由于不同的发射组件的相互作用。所有的近红外光谱显示出一个突出的H α发射线，其通量似乎几乎恒定。对XMM-牛顿数据的分析表明，紫外线过量和软X射线过量之间存在相关性，这可能分别代表蓝色大肿块的头部和尾部。X射线通量与光通量相关，这表明在逆康普顿过程中，种子光子是红外光学频率的同步辐射光子，或者相对论电子是产生光学同步辐射的电子。因此，X射线辐射将在红外光学发射所来自的喷流区域中产生。
2008-10-14 astro-ph
Simultaneous X-ray and optical observations of S5 0716+714 after the outburst of March 2004
2004年3月底，耀变体S5 0716+714经历了一次光学爆发，促使INTEGRAL和XMM-牛顿卫星进行了准同时的机会目标观测。在本文中，我们报告的XMM-牛顿和积分OMC数据分析的结果。X射线光谱由凹破幂律模型很好地表示，破缺约为2 keV。在同步辐射自康普顿模型的框架下，光谱的较软部分，由指数的幂律描述$α\simeq 1.8$（$f_ν\propto ν^{-α}$），可能是由于同步辐射，而光谱的较硬部分，具有$α\simeq 1$，是由于逆康普顿发射。耀变体显示了低频峰值BL Lac（LBL）的典型的长期和短期变化：前者表现为2004年3月底地面望远镜观察到的峰值光通量逐渐减少，而后者的特征是软X射线和光学耀斑，时间尺度从几千秒到几个小时。我们可以在小时以下的时间尺度上跟踪光谱变化，并研究它们与通量变化的相关性。我们发现的证据表明，峰值能量的时间分辨光谱增加通量。与档案观测相比，光谱能量分布的建模表明，长期的变化（从爆发到静止或反之亦然）可能是由于注入功率的变化，而短期的变化（耀斑）可以解释与电子分布的斜率变化。
2006-06-21 astro-ph
Helical jets in blazars. Interpretation of the multifrequency long-term variability of AO 0235+16
多波长耀变体发射的长期变化可以解释为螺旋形、不均匀、非热发射喷流的方向变化，这可能是由双星系统中母黑洞的轨道运动引起的（Villata & Raiteri 1999）。本文应用螺旋喷流模型解释了BL Lac天体AO 0235+16的准周期射电光变曲线和宽带光谱能量分布。通过适当选择的模型参数，螺旋旋转可以很好地占的主要无线电和光学爆发的周期性和相应的SED的变化，而穿插的小无线电事件可以被解释为由于一些局部扭曲的螺旋结构或其他现象有助于源发射。特别是，可能存在的流动不稳定性提供了一个可行的解释的非周期性功能。
2004-02-24 astro-ph
Multi-frequency monitoring of gamma-ray loud blazars: I. Light curves and spectral energy distributions
内容：耀变体主要由排列的相对论喷流的非热辐射所控制，这使我们能够阐明河外喷流的物理学，以及最终，如何从射电大声活动星系核的中央黑洞中提取能量。目的：宽带光谱能量分布（SED）、它们随光度的变化趋势和相关的多频率变异性提供了关键信息。通过这项研究，我们计划获得一个耀变体样本的同期无线电-光学光谱数据库，这些耀变体将被当前和未来的高能卫星观测到。研究方法：自2004年12月以来，我们在Medicina和Noto的天线上对35个耀变体样本进行每月多频无线电监测。组织了我们所有观测时期的同期近红外和光学观测。结果：截至2006年6月，获得了约4000个无线电测量值和5500个近红外和光学测量值。大多数源在所有观测波段都显示出显著的变异性。在这里，我们提出了在该项目的前18个月获得的多频数据，并构建最佳采样源的SED。
2006-12-06 astro-ph
Swift follow-up of the gigantic TeV outburst of PKS 2155-304 in 2006
在2006年7月底，blazar PKS 2155-304（z=0.116）经历了一次由HESS观测到的TeV能量的强烈爆发（在E > 200 GeV时达到17 Crab通量水平）。Swift卫星跟踪了源的演变大约一个月。数据分析--在另一篇论文中报道--表明，尽管在TeV能量下有剧烈的活动，同步辐射能量分布在归一化中增加，但频率只有很小的变化。在目前的工作中，我们适合的宽带光谱与对数抛物线模型，寻找迹象的内在曲率，这反过来又通常被解释为一个签名的能量依赖的加速机制的电子。
2007-03-30 astro-ph
VERITAS Blazar Observations - Recent Results
利用VERITAS观测到了BL Lac天体1 ES 0806+524（z=0.138）和BL Lac天体W Comae（z=0.102）的甚高能γ射线辐射。在2007/2008年的观测活动中，从这些天体中发现了VHE发射，3月中旬从彗星W中发现了一次强烈的爆发，持续了几天。准同时光谱能量分布，结合光学（AAVSO），和X射线（雨燕/RXTE）观测。我们还介绍了遥远的BL Lac（z=0.182）1 ES 1218+304的能谱，这是由VERITAS在2006/2007年的观测活动中发现的。的能量谱的背景下，讨论了不同的模型的吸收从弥漫的河外背景辐射。我们目前的耀变体Markarian 421（z=0.03）的多波长观测，包括强烈的耀斑最初检测到的惠普尔10米伽玛射线望远镜。最后给出了1 ES 2344+514（z=0.044）的宽带光谱能量分布，并利用单区同步辐射自康普顿模型进行了拟合。
2008-10-01 astro-ph
High Speed Photometry of SDSS J013701.06-091234.9
本文介绍了斯隆数字巡天激变变星SDSS J013701.06-091234.9在静止期和2003年12月超级爆发期间的高速测光。在79.71 \pm 0.01 min处的轨道调制是双峰的，超峰周期为81.702 \pm 0.007 min。在爆发末期观测到周期为81.29 \pm 0.01 min的晚期超峰。我们认为，这是一个非常低的传质速率的系统，它可能有一个长的爆发间隔。
2004-05-11 astro-ph
INTEGRAL observations of the Be/X-ray binary EXO 2030+375 during outburst
我们提出了一个I型爆发的高质量X射线二进制EXO 2030+375，在INTEGRAL的性能和验证阶段在2002年12月检测（源时间约10 e +06秒）。此外，在INTEGRAL的银河平面扫描中还观察到了另外六次爆发。探测到脉冲周期为41.691798 ± 0.000016 s的X射线脉动。X射线在5-300 keV能量范围内的亮度为9.7* 10 e +36 erg/s，距离为7.1 kpc。在光变曲线中发现了两个不寻常的特征，在主爆发之前有一个初始峰值，在最大值之后可能有另一个峰值。RXTE观测只证实了初始尖峰的存在。虽然最初的峰值似乎是一个经常性的功能，产生它的物理机制和可能的第二个尖峰是未知的。此外，观察到近星点通道和爆发峰值之间有4天的延迟。我们提出了第一次5-300千电子伏的宽带光谱的这个源。它可以用一个盘状黑体（kT_bb~8 keV）的总和来模拟，其中γ =2.04 ± 0.11 keV的幂律模型或康普顿化分量（球形几何，kT_e=30 keV，τ =2.64，kT_W=1.5 keV）。
2005-06-21 astro-ph
