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
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
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
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
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
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
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
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$是一个自由参数，我们写出了将模型的物理参数与可观测量联系起来的解析公式。约束可以概括在一个平面中，其中坐标是多普勒因子和磁场。破裂能量之间的一致性和冷却和逃逸之间的平衡和解释的软光子滞后测量在一些源作为辐射冷却时间被视为额外的独立约束。我们将此方法应用于三个著名的blazar，PKS 2155-304，Mrk 421和Mrk 501的情况。
1998-09-04 astro-ph
New limits on the density of the extragalactic background light in the optical to the far-infrared from the spectra of all known TeV blazars
目的：我们得到的EBL密度的限制，从远源的能量谱的非常高的能量伽马射线（VHE伽马射线）。研究方法：VHE伽马射线被EBL的光子通过对产生而衰减，这在来自遥远源的测量光谱中留下印记。在本文中，我们提出了一种新的方法来推导EBL上的约束。因此，我们只使用非常基本的假设TeV blazar物理和没有预定义的EBL模型，而是大量的通用形状构造的网格在EBL密度与波长。在我们的研究中，我们利用所有已知的TeV耀变体的光谱数据，使这是迄今为止最完整的研究。结果：我们得出的EBL的三个单独的TeV blazar光谱（MKN 501，H1426+428，1 ES 1101 -232）和所有的光谱组合的限制。结合来自各个光谱的结果导致在从光学（~ 1微米）到远红外（~ 80微米）的宽波长范围内的显著更强的约束。这些限值仅比来源计数得出的绝对下限高2至3倍。在中红外我们的限制是最强的约束来自TeV耀变体光谱到目前为止。可以排除由直接检测实验报告的约1微米的高密度EBL。结论：我们的结果可以用两种方式来解释：（i）EBL几乎可以通过源计数来解决，只留下很少的空间来容纳例如第一颗恒星的额外成分，或者（ii）关于基本物理的假设是无效的，这需要对TeV耀变体的标准发射模型进行实质性的修改。
2007-06-27 astro-ph
Constraining the Emission Properties of TeV Blazar H1426+428 by the Synchrotron-Self-Compton Model
H1426+428是TeV区用$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
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
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
Implications of very rapid TeV variability in blazars
我们讨论了快速（几分钟）变化的TeV流量的耀变体，这已被观察到最近与HESS和MAGIC望远镜的影响。在PKS 2155-304和Mrk 501中看到的变化时间尺度比在黑洞视界处推断的光穿越时间短得多，这表明变化涉及流出喷流内小区域内的增强发射。这种增强可能是由流出底部的部分黑洞磁层的耗散引发的，也可能是由喷流本身的不稳定性引发的。通过考虑观测到的耀斑的能量，以及TeV光子逃逸而不产生对的要求，我们推断喷流中的体洛伦兹因子必须>50。发射区到中心黑洞的距离不太受约束。我们讨论了多波长观测的可能后果。
2007-10-24 astro-ph
Hard TeV spectra of blazars and the constraints to the IR intergalactic background
最近对耀变体1 ES 1101-232（红移z=0.186）的伽马射线观测表明，未吸收的TeV光谱是硬的，光谱指数为$α\lesssim 0.5$ [ $F(ν) \propto ν^{-α}$ ]。我们表明，简单的单区同步辐射自康普顿模型可以解释这样的硬光谱，如果我们假设一个幂律的能量分布的发射电子具有相对较高的最低能量。在这种情况下，本征TeV谱可以像$F(ν)\propto ν^{1/3}$一样硬，而预测的X射线谱仍然可以软得多。1 ES 1101-232的观测结果因此可以与相对高强度的红外背景相一致，即使某些极端的背景水平确实可以排除。我们表明，其他TeV源（Mrk 421，Mrk 501和PKS 2155-304）可以在相同的框架中解释，具有更大的最小能量。
2006-03-01 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
Implications of Variability Patterns observed in TeV Blazars on the Structure of the Inner Jet
最近对TeV耀变体的长视X射线观测揭示了它们的时间变化的许多重要的新特征。在本文中，我们提出了一个物理解释的基础上的内部和外部冲击的情况下，这些功能。我们提出了一个适用于TeV耀变体的简化模型，并通过模拟研究了每个模型参数对观测到的光变曲线或光谱的影响。特别是，我们表明，内部冲击的情况下，自然会导致所有观察到的变化特性，包括结构功能，但它是适用的，分数波动的初始散装洛伦兹因子必须很小，与sigma_gamma / gamma_average < 0.01。这意味着内部冲击情景的动力学效率非常低。我们还建议，几个观测量-如特征时间尺度，耀斑的相对振幅相比，稳定（“偏移”）的组成部分，和结构函数的斜率-可以用来探测内喷流。结果被应用到TeV blazar Mrk 421，这，在模型的背景下，导致几个物理参数的确定：平均每10分钟发生一次平均厚度约为1 E13厘米的壳的喷射，壳的碰撞距离中心源约1 E17厘米。
2002-10-09 astro-ph
Long term monitoring of bright TeV Blazars with the MAGIC telescope
MAGIC望远镜对TeV耀变体Mrk 421、Mrk 501和1ES 1959 +650进行了长期的监测观测。在一年的观测期内，对均匀分布的每个源进行了多达40次观测，每次观测时间为30至60分钟。MAGIC的灵敏度足以为每次测量建立Crab通量的25%的通量水平。这些观测结果非常适合触发多波长ToO观测，并且收集的总体数据允许对观测到的活动星系核的耀斑统计进行无偏的研究。
2007-09-13 astro-ph
Multi-wavelength observations of the TeV Blazars Mkn~421, 1ES1959+650, and H1426+428 with the HEGRA Cherenkov telescopes and the RXTE X-ray satellite
本文报道了利用切伦科夫成像望远镜HEGRA系统对Blazar Mkn~421（$z=0.030$）、1 ES 1959 +650（$z=0.047$）和H 1426 +428（$z=0.129$）的TeV辐射的观测结果。对于Mkn~421，在2000年和2001年活动增加期间，观测到平均通量水平和光谱形状的密切联系。RXTE X射线卫星同时采集的数据揭示了X射线和TeV能量下的复杂光变曲线。在94小时的深度曝光后，在5.4 $σ$的显著性水平下检测到物体1 ES 1959 +650，其中软能谱遵循幂律，光子指数为$3.3 \pm 0.7$。在2002年5月的最近观测中，该源的活动有所增加，并有迹象表明能谱趋于平坦。Blazar H1426+428最近被确认为TeV光子的来源。由于源是相当遥远的（z=0.129），由于对生产的光学和近红外河外光的TeV光子的吸收变得重要，并应在观察到的TeV能谱中留下签名。值得注意的是，用切伦科夫望远镜的HEGRA系统确定的TeV能谱与强烈吸收源谱的预期一致。
2002-09-22 astro-ph
Simultaneous Constraints on the Spectrum of the Extragalactic Background Light and the Intrinsic Tev Spectra of Mrk 421, Mrk 501, and H1426+428
来自耀变体的非常高能量（~ TeV）$γ$ -射线被来自河外背景光（EBL）的光子衰减。因此，如果知道耀变体的内禀光谱，对耀变体的观测就可以提供一个确定EBL强度的理想机会。相反，EBL强度的知识可以用来确定本征blazar光谱。不幸的是，无论是EBL强度还是Blazar光谱都没有足够高的精度来精确地从另一个量中推导出一个量。在本文中，我们使用最新的数据上的EBL构建12个不同的实现代表所有可能的排列之间的EBL限制和检测在不同的波长区域。我们使用这些实现来探索的EBL上的耀变体的推断光谱的影响。特别是，我们表明，经常被引用的“红外背景TeV伽马射线危机”不存在，并推导出的本征光谱和峰值能量的耀变体Mrk 421，501和H1426+428 EBL实现，产生物理上可行的本征耀变体光谱。我们还表明，在一段时间的强烈耀斑活动的本征谱Mrk~421有一个峰值能量，似乎转移到更高的能量在更高的通量状态。最后，我们还探讨了绝对校准的伽玛射线能量的不确定性对TeV不透明度和本征blazar光谱的影响。
2004-09-15 astro-ph
Extragalactic background light absorption signal in the 0.26-10 TeV spectra of blazars
最近的观测TeV伽马射线光谱的两个最近的活动星系核（AGN），Markarian 501（Mrk 501）和Markarian 421（Mrk 421），由惠普尔和HEGRA合作，刺激努力估计或限制光谱能量密度（SED）的河外背景光（EBL），导致TeV光子衰减通过成对产生时，他们旅行宇宙学距离。尽管在Mrk 501和Mrk 421的光谱中（在0.26-10 TeV范围内）没有任何明显的类似截止的特征可以清楚地表明这种光子吸收机制的存在，但我们证明了在这些活动星系核的光谱中仍然存在强的EBL衰减信号（10 TeV光子的存活概率（~10^{-2}））。由于EBL的特殊形式的SED和这些耀变体未知的内禀光谱，这种衰减可能无法被探测到。在这里，我们将展示如何建议和现有的实验，VERITAS，HESS，MAGIC，STACEE和CELESTE可能能够检测或严重限制的EBL SED的光谱测量扩展到临界100-300 GeV的制度。
1999-11-02 astro-ph
Intrinsic Spectra of the TeV Blazars Mrk 421 and Mrk 501
伽玛射线耀变体的能谱可能包含宇宙红外背景辐射的印记，这是由于构成河外背景光（EBL）的软光子对伽玛射线的吸收（成对产生）。这种印记的特征取决于EBL的光谱形状。在这项工作中，我们使用不同的可能实现的EBL，与最近的检测和限制一致的吸收Mrk 421和Mrk 501的观察到的光谱进行校正。我们提出了这些源的内在伽玛射线谱的不同EBL方案。这些光谱揭示了它们的真实峰值能量和光度，这提供了关于在这些源中运行的粒子加速机制的性质和物理特性的重要信息。
2003-05-21 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
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
Extragalactic background light absorption signal in the TeV gamma-ray spectra of blazars
最近的观测TeV伽马射线光谱的两个最近的活动星系核（AGN），Markarian 501（Mrk 501）和Markarian 421（Mrk 421），由惠普尔和HEGRA合作，刺激努力估计或限制光谱能量密度（SED）的河外背景光（EBL），导致TeV光子衰减通过成对产生时，他们旅行宇宙学距离。尽管在Mrk 501和Mrk 421的光谱中（在0.26-10 TeV范围内）没有明显的类似截止的特征可以清楚地表明这种光子吸收机制的存在，但我们证明了在这些活动星系核的光谱中仍然存在强的EBL衰减信号（10 TeV光子的存活概率<10^{-2}）。通过估计宇宙对TeV伽马射线光子的最小和最大不透明度，我们计算了当前和未来伽马射线观测站的可见范围。最后，我们表明，拟议的实验，VERITAS，HESS和MAGIC，甚至可能能够实际测量EBL SED，因为他们的观测扩展到关键的75-150 GeV制度。在这个过渡区域，耀变体的光谱中应该存在一个明显的“膝状”特征，这一特征相对于耀变体的固有性质是不变的。如果对几个耀变体进行观测，则光谱指数和通量振幅在这个拐点上的变化将提供在0.1-30 $μ$ m波长范围内测量EBL所需的缺失信息。
1999-08-09 astro-ph
X-ray/UV/Optical follow-up of the blazar PKS 2155-304 after the giant TeV flares of July 2006
我们提出了所有公开可用的数据，从光学/紫外波长（UVOT）的X射线（XRT，BAT），从耀变体PKS 2155-304的雨燕观测，响应于强TeV的活动后发出的快速警报（在E > 200 GeV高达17蟹状星云通量水平）在2006年7月底进行。X射线通量在0.3-10 keV能量带增加了5倍，在光学/紫外波长增加了1.5倍，大约有一天的延迟。建立与数据准同步的TeV检测的光谱能量分布的比较显示，相对于档案数据的整体归一化的增加，但只有一个小的偏移的同步峰值的频率保持一致的值在过去的观测报告时，TeV的活动要弱得多。
2007-01-30 astro-ph
Rapid variability in TeV blazars: the case of PKS 2155-304
最近切伦科夫对BL Lac天体的观测表明，PKS 2155-304的TeV通量在3-5分钟内改变了2倍。如果发射区域以体洛伦兹因子Gamma~50和类似的相对论多普勒因子移动，则可以解释这种快速变化。如果采用这种Gamma，几个模型可以拟合数据，但是，不管选择的模型，喷流是物质主导的。多普勒因子需要1度或更小的视角：如果整个喷流都这么窄，那么我们就有问题了。这表明，在一个较大的喷流内部，有一些小的活动区域，比其他等离子体移动得更快，偶尔会指向我们。协调的X射线/TeV可变性可以区分不同的场景。
2008-02-06 astro-ph
Is There an Imprint of Primordial Stars in the Tev Gamma-Ray Spectrum of Blazars?
从太阳系和银河系的局部前景辐射中减去1 - 5微米的漫射天空辐射，超过了正常恒星形成星系的亮度。这种过量的近红外背景光（NIRBL）的性质仍然存在争议。一方面，它被解释为一种独特的光谱特征，由红移> 8的原始（星族III）恒星的红移辐射产生。另一方面，近红外线光谱几乎与黄道光云的光谱相同，这增加了它是本地起源的可能性。Blazars可以，原则上，提供一个简单的测试的性质和起源的近红外线。这些天体发射的极高能量伽马射线光子在到达地球的过程中由于与河外背景光（EBL）的光子-光子相互作用而衰减。本文探讨是否可以确定从分析的TeV光谱的耀变体的NIRBL河外的性质。（节录）
2005-08-04 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
Energetics of Tev Blazars and Physical Constraints on their Emission Regions
利用TeV耀变体的多频光谱，在单区同步辐射自康普顿（SSC）模型的框架下，得到了耀变体发射区的物理参数。我们通过自洽地考虑辐射冷却的影响并适当考虑Klein-Nishina效应，数值计算了电子的稳态能谱。这里假设电子以幂律谱注入，并在有限的时间尺度上逃逸，这自然会导致破缺能量尺度的存在。虽然我们不使用时间变化，但利用电子逃逸模型来约束发射区的大小，得到的大小原来是类似的基础上获得的时间变化。通过对Mrk 421、Mrk 501和PKS 2155- 304的发射谱的详细比较，我们发现相对论电子的能量密度比磁场的能量密度大一个数量级，其不确定性在几个因子之内。
2001-09-10 astro-ph
BeppoSAX Observations of the TeV Blazar Mkn 421
作为AO 1核心计划的一部分，Blazar Mkn 421在1997年5月2日至7日被观测了5次。在LECS+MECS能带中，谱显示出凸曲率，很好地由破幂律表示。在整个0.1- 10 keV范围内检测到通量可变性（大于2倍），伴随着光谱随强度降低而变陡。MKN 421也被PDS仪器检测到。我们的初步分析表明，PDS频谱位于显着高于从MECS的外推，这表明从一个平坦的高能量组件的贡献。
1998-04-09 astro-ph
Multiwavelength Properties of Blazars
Blazar的光谱能量分布（SED）是双峰型的，并遵循自相似的亮度序列。所谓的“蓝色”耀变体，其第一个SED分量在X射线能量达到峰值，是TeV源，尽管其辐射热光度相对较小。红色耀变体的SED峰值在红外光范围内，似乎在伽马射线分量中发射相对更多的能量，但能量要低得多（GeV及以下）。整个SED（两种类型）的相关变化是一致的图片，一个单一的电子人口引起的高能量部分的两个SED组件，通过同步加速器在低能量和康普顿散射在高能量。在这种情况下，SED形状与亮度的趋势可以解释为周围的光子上的电子冷却。通过简单的假设，我们可以对每种“类型”的blazar喷流的物理条件做出一些估计，并可以预测哪些blazar是最有可能的TeV源。从候选TeV源的小型调查的上限表明，只有10%的辐射热光度的伽马射线辐射，假设两个SED组件的峰值接近1 keV和1 TeV。最后，目前的耀变体样本太浅，无法表明大自然喜欢哪种喷流，即，无论是低光度的“蓝色”耀变体还是高光度的“红色”耀变体更常见。
1999-03-11 astro-ph
Decelerating Flows in TeV Blazars
TeV发射BL的去吸收能量分布的峰值可以达到高达~10 TeV的值。在相对论性均匀运动的等离子体团的SSC模型的上下文中，这样的高能量峰值发射只能通过假设多普勒因子δ ~ 50来再现。然而，如此高的值强烈不同意FR I射电星系和BL的统一。此外，最近在TeV BLS MKN 421和MKN 501的亚pc尺度喷流中检测到缓慢的，可能是亚光速的速度，这表明这些源中的喷流很早就减速到温和的相对论速度（伽马\~几个）。在这里，我们研究的可能性，TeV的BL的相对论流lognitudinally减速。在这种情况下，适度的洛伦兹因子（伽马~15），减速到与最近的干涉观测值兼容的值，可以再现这些源的~几TeV峰值能量。此外，这样的减速流自然再现所观察到的宽带BL-FR I光度比。
2003-06-10 astro-ph
Characterizing X-ray Variability of TeV Blazars
在这篇综述中，我将讨论如何使用观测/模拟光变曲线来表征TeV耀变体的同步X射线变化。显然，时间的研究提供了独立的和补充的信息，光谱的研究，但令人惊讶的是，很少有人关注，特别是耀变体的研究。唯一的例外是一个经典的论点存在的“时间滞后”，这可能（或可能不）反映了同步辐射冷却时标的差异。同样是最近，有人提出，TeV耀变体的X射线变化表明一个强大的红噪声，相比之下，赛弗特星系的分形，闪烁噪声。在文献中提出了各种时间技术，例如，功率谱密度（PSD）、结构函数（SF）和离散关联函数（DCF）以及其他分析工具，但是如果数据没有被很好地采样并且观察与系统的特征时间尺度相比相对较短，则必须特别注意。此外，低地球轨道卫星的情况更为复杂，例如，ASCA、RXTE和BeppoSAX，因为光变曲线不可避免地包含由于地球掩星（每约6千秒）而产生的“周期性间隙”。我将提出详细的方法，看看“差距”和“有限长度”的数据如何影响时间分析的结果，以及在何种程度上我们可以相信我们的结果。最后，我将简要地评论用MAXI进行的高灵敏度X射线观测，这可能为即将到来的GLAST时代提供新的线索。
2008-06-26 astro-ph
Understanding Blazar Jets Through Their Multifrequency Emission
耀变体主要由来自相对论性喷流的非热辐射（同步辐射和逆康普顿辐射）所控制，为研究河外喷流的结构和辐射过程提供了重要线索。关键的信息是由耀变体的光谱能量分布，从无线电到伽马射线（GeV和TeV能量），它们的趋势与热光度，以及它们相关的变化特性。这篇评论的重点是最近的多波长监测确认和候选TeV耀变体和约束，他们提供的发射粒子的辐射特性。我还提出了最近的观察新发现的类“蓝色类星体”和当前耀变体的统一计划的影响。
1999-12-07 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
On the dependence of the spectral parameters on the observational conditions in homogeneous time dependent models of the TeV blazars
现有的TeV耀变体辐射模型大多假设相对论粒子同时发射同步辐射和逆康普顿光子的同步自康普顿机制。为了简单起见，这些模型通常只考虑稳态排放。因此，光谱特征只与粒子分布的形状有关，而不依赖于观测的时间。在这封信中，我们研究的效果，首先，新鲜颗粒的注射开始和观察的触发之间的滞后，其次，有限的注射持续时间。我们说明了这些影响，考虑分析的时间依赖性模型的同步辐射的单能分布的轻子。我们指出，光谱形状实际上可以非常依赖于观测条件，如果粒子注入项是随时间变化的，特别是考虑到时间平均程序的最终形状的SED的效果。加速过程的后果也进行了讨论。
2006-06-21 astro-ph
Collimation and Radiative Deceleration of Jets in TeV AGNs
我们认为，在M87和TeV耀变体中观察到的快速X射线和TeV的变化的一些影响。我们概述了一个模型的射流聚焦和证明，适度的辐射冷却可以导致在喷嘴中具有非常小的横截面半径的相对论性喷流的拟线性化。这样的配置可以在距离中央发动机很远的地方产生快速的变化，并且可以解释最近对M87中HST-1结的观测。这个模型的TeV耀变体的可能应用进行了讨论。我们还讨论了一个非常快速的TeV耀斑与HESS和MAGIC在一些耀变体中观察到的情况下，容纳相对较小的多普勒因子从射电观测推断。
2007-12-17 astro-ph
The Highest Energy Emission Detected by EGRET from Blazars
公布的EGRET光谱从耀变体延伸到10 GeV，但EGRET已经检测到大约2000个伽马射线超过10 GeV，其中大约一半是在银河系高纬度。我们报告了这些高能量的伽马射线与EGRET和TeV检测到的耀变体的关联搜索。由于EGRET的点扩散函数随着能量的增加而提高，预计只有~2个伽马射线与搜索的80个blazar在位置上重合，但观察到了23个伽马射线。由于地面TeV观测站的灵敏度提高和能量阈值降低，这种> 10 GeV源的收集应该特别令人感兴趣。其中一颗耀变体RGB 0509 +056是EGRET从任何耀变体中探测到的最高能量的伽马射线，能量为2 > 40 GeV，是一颗BL Lac型耀变体，红移未知。
2001-07-03 astro-ph
Simultaneous X-Ray and Gamma-Ray Observations of TeV Blazars: Testing Synchro-Compton Emission Models and Probing the Infrared Extragalactic Background
在过去的几年里，地面伽马射线探测器发生了革命。我们现在可以探测到附近TeV耀变体的光谱，如Mrk 421和501，大约20 TeV，在最强的耀斑期间，我们现在可以在这些天体中最短的时间尺度上跟踪这些光谱的波动。我们指出，这是一个独特的机会。使用这些和未来的探测器，结合宽带X射线卫星，如SAX和RXTE，我们将能够同时跟踪耀变体发射中所有重要的X射线/伽马射线变化。这将为这些物体的同步加速器-康普顿发射模型提供最严格的测试。在准备的数据来，我们提出了样本SSC模型计算使用一个完全自洽的，准确的代码来说明可变性的行为，人们可能会看到（行为的范围比许多人预期的更广泛），并显示如何良好的定时信息可以探测源中的物理条件。如果模型有效，即，如果X射线/TeV的变化是一致的，由一个共同的电子分布产生的，那么我们表明，它是可能的，鲁棒估计耀变体的内在TeV光谱从它的X射线光谱。知道了这个光谱，我们就可以确定观测到的光谱中的吸收水平。限制这种吸收，由于伽玛射线对生产的漫射辐射，提供了一个重要的限制红外河外背景强度。没有本征谱，我们发现，检测吸收是非常困难的，并认为，Mrk 421和501，因为他们是接近，可能已经被吸收了约3 TeV的因子2。在将发射模型拟合到这些物体的光谱时，不应忽略这一点。
1999-08-12 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
Simultaneous radio-interferometric and high-energy TeV observations of the gamma-ray blazar Mkn 421
1998年3月至4月，在相隔一个月的三个紧密间隔的时期，用甚长基线干涉测量法（VLBI）观测了发射TeV的BL Lac天体Mkn 421。在同一时期，在非常高的伽马射线能量（TeV测量）的源也进行了监测，试图寻找TeV的变化和秒差距尺度上的无线电形态的演变之间的相关性。虽然VLBI地图显示Mkn 421 VLBI喷流没有时间变化，但有强有力的证据表明，在我们数据的两个月跨度内，Mkn 421 VLBI核心的总通量和偏振通量及其光谱都存在复杂的变化。高能测量表明，在此期间，源的整体TeV活动正在上升，在我们第二次VLBI观测运行前三天检测到伽马射线耀斑。虽然没有坚定的相关性可以建立，我们的数据表明，这两种现象（TeV活动和VLBI核心的变化）连接，与VLBI核心在22 GHz的自吸收无线电对应的同步自康普顿（SSC）发射在高能量。根据VLBI核心的大小，我们可以推导出SSC区投影大小的上限为0.1 pc（3 x 10**17 cm）。这一决定是第一次无模型估计的伽玛射线发射区域的大小在一个耀变体。
2006-07-12 astro-ph
The bulk Lorentz factor crisis of TeV blazars : evidence for an inhomogeneous pileup energy distribution ?
越来越多的证据表明，基于自同步康普顿（SSC）模型对TeV BL Lac天体的聚束多普勒因子的估计与基于耀变体和射电星系统一模型的估计存在很大的分歧。当通过漫射红外背景（DIrB）校正河外吸收时，SSC单区模型需要非常高的洛伦兹因子（约50），以避免强烈的伽马-伽马吸收。然而，关于有光束与无光束的物体的统计数据以及光度对比度，倾向于低得多的洛伦兹因子，大约为3。在本文中，我们表明，对于Markarian 501的特殊情况下，需要非常高的洛伦兹因子是不可避免的所有单区模型，其中所有的光子被假定为产生在同一位置在同一时间。模型假设一个双结构，两个不同的光束模式可以部分解决光度对比度的问题，但我们指出，它们是不一致的检测TeV源的数量的统计。解决这个问题的唯一方法是考虑非均匀模型，其中低能量和高能量光子不是在同一个地方产生的，从而允许小得多的洛伦兹因子。这意味着喷流是分层的，但也意味着粒子能量分布接近于单能分布，并且粒子对的产生可能是显著的。讨论了这对相对论性喷流物理和粒子加速机制的影响。
2005-11-21 astro-ph
Decelerating Flows in TeV Blazars: A Resolution to the BL Lac -- FR I Unification Problem
BL Lacertae（BL）天体的TeV辐射通常被建模为来自相对论运动的均匀等离子体斑点的同步加速器自康普顿（SSC）辐射。在这些模型的上下文中，需要再现由漫IR背景（DIRB）TeV发射的吸收的校正的团块洛伦兹因子是大的（$δ\gtrsim 50$）。其主要原因是，较强的聚束缓解了产生光谱能量分布（SED）的去吸收的$\sim $几TeV峰所需的$\sim$ IR-UV同步加速器种子光子的缺乏的问题。然而，这样高的多普勒因子是在强烈不同意的统一方案，根据该方案，BLs是FR I射电星系与他们的喷流密切对准的视线。在这里，由亚光速的速度检测的最好的研究TeV耀变体，MKN 421和MKN 501的亚pc尺度射流的动机，我们研究的可能性，TeV BL的相对论流减速。在这种情况下，由于上游康普顿（UC）散射，解决了丢失种子光子的问题，在该过程中，来自流的快基的上游高能电子“看到”在流的慢部分中产生的同步加速器种子光子相对论性地发射。适度的洛伦兹因子（$Γ\sim 15$），减速到与最近的无线电干涉观测兼容的值，再现这些源的$\sim $几TeV的峰值能量。此外，这样的减速流被证明是在协议的BL - FR I统一，自然再现所观察到的BL/FR I宽带光度比。
2003-07-23 astro-ph
