Observations of TeV gamma ray flares from Markarian 501 with the Telescope Array Prototype
我们将报告使用望远镜阵列原型观测来自Markarian 501的TeV伽马射线耀斑。1997年3月底至7月底连续观测。给出了能谱和γ射线强度随时间的变化。在这一周期内，强度发生了数量级的变化，并发现了可能的12.7天的准周期振荡。
1998-04-04 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
Multi-TeV Gamma-Ray Flares from Markarian 421 in 2000 and 2001 Observed with the Tibet Air Shower Array
在2000年和2001年，西藏III型空气簇射阵列在5.1 sigma的统计显著性水平上探测到了几个来自Markarian 421的强TeV γ射线耀斑。在此期间，Markarian 421在X射线和TeV γ射线能量上表现出前所未有的活跃，ASM/RXTE X射线通量的变化与Tibet TeV γ射线通量的变化呈正相关。当假设该源的伽马射线能量谱为幂律时，在2001年最活跃阶段的谱指数计算为-3.24+-0.69。西藏空气簇射阵列观测到的光谱指数与切伦科夫成像望远镜获得的光谱指数一致。
2003-08-02 astro-ph
TeV Observations of the Variability and Spectrum of Markarian 501
马卡良501是第二个在TeV能量下被探测到的河外源，它在许多方面与马卡良421相似。惠普尔天文台的伽马射线望远镜在1996年和1997年被用来观测活动星系核Markarian 501，这是它最初被发现后的几年。1995年在TeV伽马射线中观察到的一天时间尺度上的明显变化得到了证实，并与Markarian 421中的变化进行了比较。还介绍了1997年以来在X射线和光波长下的观测结果。
1997-06-15 astro-ph
COMPTEL MeV Observations of the TeV Sources Markarian 421 and Markarian 501
康普顿伽马射线天文台（CGRO）上的COMPTEL实验在91年4月至98年12月的任务开始期间多次观察到突出的TeV耀变体Mkn 421和Mkn 501。本文报告了第一COMPTEL结果，主要是时间平均（CGRO周期）的数据。直到第六周期结束时，都没有发现这两种来源的证据。然而，所有10-30 MeV周期VII数据的总和显示了与Mkn 421位置一致的弱（3.2 sigma检测）MeV源。在第七周期中，Mkn 421在TeV能量下相当活跃。由于在这个天空区域缺乏其他已知的伽马射线源，我们认为Mkn 421是最有可能的伽马射线辐射的对应物。然而，COMPTEL无法证明其关联。
1999-12-02 astro-ph
Periodicity in the TeV gamma rays and X rays from Markarian 501
1997年3月底至7月底，利用犹他七望远镜阵（7TA）观测了Markarian 501的TeV历史γ耀斑。罗西X射线定时探测器全天监视器（RXTE ASM）自1996年1月5日以来一直在观测Mrk 501的X射线。我们发现的周期性的$23.9^{+2.3}_{-2.0}$天和$23.9^{+1.6}_{-2.9}$天的TeV γ射线和X射线光变曲线使用7TA和RXTE ASM的证据。它们的虚警概率分别为$8.2 \times 10^{-3}$和$5.6 \times 10^{-5}$。
1999-06-04 astro-ph
Tev Observations of the Variability and Spectrum of Markarian 421
马卡良421是第一个在TeV能量下被高度统计确定性探测到的河外源。1996年和1997年，惠普尔天文台的伽马射线望远镜被用来观测活动星系核Markarian 421。在TeV伽马射线在前几年观察到的快速变化得到证实。据报道，倍增时间短至15分钟，通量水平达到每分钟15个光子。TeV能谱是用两种独立的方法导出的。星系际红外介质的观测到的不间断的幂律谱的能量为5 TeV的影响进行了讨论。
1997-06-13 astro-ph
Observation of Strong Variability in the X-Ray Emission from Markarian 421 Correlated with the May 1996 TeV Flare
1996年5月，我们用X射线卫星RXTE和惠普尔空气切伦科夫望远镜对BL Lac天体Markarian 421进行了为期两周的相关X射线/伽马射线活动观测。在此期间，在TeV能量下观察到两个具有非常快速和强烈通量变化的戏剧性爆发。在2-10 keV波段的X射线发射是高度可变的，并达到了$5.6\times10^{-10}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$的峰值通量，这是历史最高值。对于TeV发射观察到类似的行为。与早期对Mrk 421进行的几乎同时的X射线/伽马射线观测相反，在TeV处的变化幅度比在X射线能量处大得多。这种行为在同步加速器自康普顿模型中是预期的。
1997-07-11 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
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
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
Search for gamma-rays above 10 TeV from Markarian 421 in a high state with the CANGAROO-II telescope
本文给出了用CANGAROO-Ⅱ 10 m望远镜在10 TeV以上能区进行Markarian 421观测的初步结果。2001年1月，HEGRA小组报告说，马卡良421变得非常活跃，其通量水平高达蟹状星云的4倍。因此，我们在1月24日至2月1日的6个晚上和3月1日至4日的4个晚上观察了MKN 421。观测使用非常大的天顶角技术（$\sim$ 70度）和能量阈值估计从蒙特卡罗模拟是约10 TeV。我们已经探测到了这个能量范围内的伽马射线辐射。
2001-06-20 astro-ph
Observation of gamma-rays greater than 10 TeV from Markarian 421
2001年1月和3月，我们用CANGAROO-II成像切伦科夫望远镜在TeV能量的非常高的状态下观察到Markarian 421。从14小时的观测在非常大的天顶角，$\sim70^\circ$，一个信号的298 $\pm$ 52伽马射线-类事件（5.7 $σ$）检测到在$E>10$ TeV，其中一个更高的灵敏度是实现了比那些通常的观测在天顶附近，由于大大增加了收集面积。在本征幂律谱的假设下，我们导出了微分能谱$dN/dE = (3.3 \pm 0.9_{stat.} \pm 0.3_{syst.})\times10^{-13} (E/10 {Te V})^{-(4.0 ^{+0.9}_{-0.6}_{stat.} \pm 0.3_{syst.})}$ ph./ cm $^2$ /sec/TeV，这是陡峭的比以前测量的1 TeV左右，并支持在Markarian 421的光谱截止的证据。然而，在我们的数据中，能量大于20 TeV的4 $σ$过剩有利于截止能量为$\sim$ 8 TeV，在之前报道的TeV能量测量范围的上端。
2002-09-24 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
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
Rejection of the hypothesis that Markarian 501 TeV photons are pure Bose-Einstein condensates
Blazar型星系Markarian 501（Mrk 501）的能谱由高能伽马射线天文学（HEGRA）空气切伦科夫望远镜测量，超过16 TeV，构成了从河外天体观测到的最具能量的光子。一小部分的发射光谱可能被吸收的相互作用与低能量光子的扩散河外红外辐射，这反过来又提供了独特的可能性，测量扩散红外辐射密度的TeV光谱。TeV观测得到的河外红外辐射密度的上限对星系形成和恒星演化的模型施加了限制。最近发表的克服TeV光子严重吸收的想法之一是基于这样的假设，即像Mrk 501这样的源可以产生相干光子的玻色-爱因斯坦凝聚体。在扩散辐射场中，凝结体在输运过程中将具有较高的存活概率，并且可以模拟TeV的空气簇射事件。HEGRA空气切伦科夫望远镜强大的立体技术允许通过重建TeV空气簇射事件的穿透深度来测试这一假设：由玻色-爱因斯坦凝聚体引发的空气簇射预计将比单光子事件更早地达到大气中簇射发展的最大值。通过比较来自Mrk 501的TeV光子与来自TeV标准烛光蟹状星云和模拟空气簇射事件的TeV光子的能量依赖的穿透深度，我们可以拒绝来自Mrk 501的TeV光子是纯玻色-爱因斯坦凝聚体的假设。
2000-10-25 astro-ph
Cutoff in the TeV Energy Spectrum of Markarian 421 During Strong Flares in 2001
耀变体Markarian 421（Mrk 421）在2001年1月至3月间发生了异常强烈和持久的燃烧活动。基于数据的优良信噪比，我们得到了260 GeV - 17 TeV之间的能谱，具有前所未有的统计精度。即使有曲率项，谱也不能很好地用简单的幂律来描述。相反，数据可以用指数截止的幂律来描述：$\rm {{dN}\over{dE}} \propto \rm E^{-2.14 \pm 0.03_{stat}} \times e^{-E/E_{0}} m^{-2} s^{-1} TeV^{-1}$与$\rm E_{0} = 4.3 \pm 0.3_{stat} TeV$。Mrk 421是第二颗$γ$射线耀变体，它在3-6 TeV的光谱能量分布中明确地表现出类似吸收的特征，这表明这可能是一种普遍现象，可能是由于河外红外背景辐射。
2001-07-05 astro-ph
VSOP and Ground-based VLBI Imaging of the TeV Blazar Markarian 421 at Multiple Epochs
我们提出了30张TeV耀变体Markarian 421（1101+384）的VLBI图像，在1994年至1997年的15个历元的时间范围内，在6个不同的频率从2.3到43 GHz。成像观测包括1997年11月14日使用HALCA卫星进行的高分辨率5 GHz VLBI空间天文台计划（VSOP）观测; 1994年4月、1996年11月和1997年5月的全轨VLBA观测，频率在5 GHz至43 GHz之间;来自射电参考系研究的频率在2 GHz至15 GHz之间的六个VLBA快照观测时期;和五个测地VLBI观测在2和8 GHz的档案馆的VLBI相关设施位于美国海军天文台。密集的时间覆盖的图像，使我们能够明确地跟踪在观测的时间范围内的秒差距尺度喷流的组件。我们测量到距离地核0.5到5质量（0.3到3 pc投影线性距离）的三个内部喷流分量的速度为0.19 +/- 0.27、0.30 +/- 0.07和-0.07 +/- 0.07 c（H_{0} =65 km s^{-1} Mpc^{-1}）。如果排除唯一的43 GHz图像，则所有测量的速度都与无运动一致。这些速度与张和巴斯从20世纪80年代早期的三个时期的数据中测量的暂定超光速不同。可能的解释，这些亚光速的速度方面的高多普勒因子所要求的TeV的变化，这个源进行了讨论。
1999-06-14 astro-ph
Variable VHE gamma-ray emission from Markarian 501
耀变体Markarian 501（Mrk 501）在2005年5月至7月期间被MAGIC望远镜观测到能量超过0.10 TeV。该仪器的高灵敏度使得能够逐夜确定辐射源的通量和光谱。在我们的整个观测活动中，发现Mrk 501的通量变化了一个数量级。在两个最活跃的夜晚，即6月30日和7月9日，观测到夜间通量变化，通量倍增时间降至2分钟。这是在Mrk 501中观测到的最快的通量变化。7月9日的约20分钟长的耀斑显示，F（<0.25 TeV）和F（>1.2 TeV）的峰值之间有4 +/- 1分钟的时间延迟，这可能表明发射等离子体团中的电子逐渐加速。通量的可变性被量化为几个能量范围，并发现增加的伽马射线光子的能量。随着通量的增加，光谱显著硬化，在两个最活跃的夜晚，分别在6月30日和7月9日的0.43 +/- 0.06 TeV和0.25 +/- 0.07 TeV处清楚地检测到光谱峰值。在能量低于0.10 TeV的其他夜晚，没有证据表明这种光谱特征，因此表明光谱峰值与源光度相关。这些观察到的特性可以容纳在一个同步自康普顿（SSC）的框架中，其中增加的伽马射线通量产生的新鲜注入（高能量）的电子人口。
2007-12-05 astro-ph
On invisible plasma content in radio-loud AGNs: The case of TeV blazar Markarian 421
通过动力学过程和辐射过程的结合，探讨了耀变体喷流中不可见的等离子体内容，如质子和/或热电子-正电子（$e^{\pm}$）对。通过比较内激波模型所需的物理量与通过观测到的Mrk 421宽带谱所获得的物理量，我们得到一对冷壳层的洛伦兹因子之比约为$2\sim 20$，这意味着激波最多是温和的相对论性的。利用得到的洛仑兹因子，研究了受冲击壳层中总质量密度$ρ$。$ρ$的上限由热韧致辐射不超过观测到的$γ$射线亮度的条件得到，而下限由非热电子的能量密度小于总等离子体的能量密度的条件限制。发现对于纯$e^{\pm}$对，$ρ$比非热电子重$10^2$ - $10^3$倍，而对于纯电子-质子（$e/p$）对，则重$10^2$ - $10^6$倍，暗示了大量不可见等离子体的存在。我们对连续耀变体序列的起源进行了简要的讨论，并推测总质量密度和/或$e^{\pm}$对和$e/p$等离子体的混合比可能是该序列起源的新的关键量。
2007-10-12 astro-ph
Time Dependent Modeling of the Markarian 501 X-ray and TeV Gamma-Ray Data Taken During March and April, 1997
如果TeV耀变体的高能辐射是由同步加速器自康普顿（SSC）机制产生的，那么对这些天体同时进行的X射线和伽马射线观测是对导致这种辐射的电子（和/或正电子）种群的有力探测。了解发射粒子的分布和它们的演变反过来使我们能够探测内部blazar喷流的物理条件，并测试，例如，各种加速方案。通过限制SSC发射模型参数，这样的观测也使我们能够预测这些源的固有（未吸收）伽马射线光谱，这是目前试图使用观测到的伽马射线光谱来限制河外背景在光学/红外波长的强度的主要不确定性。作为下一个步骤，在测试的SSC模型，并作为协调X射线和伽马射线观测的潜在力量的演示，我们试图详细建模的X射线和伽马射线光变曲线的TeV Blazar Mrk 501在其1997年4月至5月爆发使用随时间变化的SSC排放模型。这一时期存在广泛的、准同时的X射线和伽马射线覆盖。我们讨论和探讨定量的耀斑的情况下，在文献中提出的。我们表明，简单的两个组件模型（软，稳定的X射线组件加上一个可变的SSC组件），涉及大量的电子预加速到洛伦兹因子的顺序为1 E +5描述的数据训练令人惊讶的好。所有考虑的模型都意味着一个发射区域，强烈的均分和低辐射效率（动力学喷流光度和共动辐射光度之间的比率）的1每轧机和更少。
2003-07-23 astro-ph
Multiwavelength Observations of Markarian 421 in March 2001: an Unprecedented View on the X-ray/TeV Correlated Variability
本文详细分析了2001年对耀变体Mrk 421在2-60 keV X射线（RXTE）和TeV γ射线（Whipple和HEGRA）上进行的为期一周的同步观测。这个数据集前所未有的质量使我们能够牢固地建立TeV和X射线光度之间的相关性，并开始揭示其一些更详细的特征，特别是其能量依赖性和时间变化性。该源显示出X射线和伽马射线的强烈、高度相关的变化。在全周数据集上没有发现X射线/γ射线带间滞后的证据（<3 ks）。然而，对3月19日耀斑的详细分析表明，数据与2-4 keV X射线和TeV波段的爆发峰值同时发生并不一致。我们估计一个2.1+/-0.7kTeV的滞后。X射线和γ射线的振幅变化也高度相关，TeV的光度增加超过线性w.r.t.那个X射线。强相关性支持标准模型，其中独特的电子群体通过同步辐射产生X射线，并通过逆康普顿散射产生伽马射线分量。然而，对于个别最好的观测耀斑的伽玛射线通量尺度近似平方w.r.t. X射线通量，对TeV耀变体的发射模型提出了严峻的挑战。为了再现二次相关性，需要发射区域的物理参数的时间演变的相当特殊的条件和/或微调。
2008-06-16 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
A model for delayed emission in a very-high energy gamma-ray flare in Markarian 501
最近，MAGIC合作报告了2005年7月9日来自耀变体Markarian 501的伽马射线耀斑期间不同能量光子到达时间延迟的证据。我们应用一个均匀的同步自康普顿（SSC）模型的假设下，包含相对论性电子的斑点被观察到在其加速阶段。这个修改后的SSC模型预测出现的伽马射线耀斑首先在较低的能量，随后在较高的能量。根据报告的时间延迟约。240 s之间的耀斑观察到在190 GeV和2.7 TeV，我们预测的延迟1小时的顺序，如果观察10 GeV和100 GeV之间。这种延迟时间尺度可以在未来通过伽马射线大面积空间望远镜（GLAST）和切伦科夫望远镜同时观测耀斑来测试。
2008-06-05 astro-ph
Hour-Scale Multiwavelength Variability in Markarian 421
1998年4月，用BeppoSAX号卫星和惠普尔天文台伽马射线望远镜对Markarian 421进行了约4天的观测。在X射线和极高能量的伽马射线中同时观察到一个明显的、定义明确的、具有小时尺度变化的耀斑。这些数据提供了第一个证据表明，X射线和TeV的强度很好地相关的时间尺度小时。虽然耀斑的上升在两个波段的时间尺度上是相似的，但耀斑的衰减在伽马射线中要快得多，这是第一个明确的迹象，表明在马卡良421中X射线和伽马射线的发射可能不完全相关。
1999-06-11 astro-ph
Superluminal Radio Features in the M87 Jet and the Site of Flaring TeV Gamma-ray Emission
超光速运动是活动星系核中射电喷流的一个共同特征。传统上，可变发射被假定为起源于中心附近的超大质量黑洞的喷流发射在秒差距尺度或更小。在这里，我们报告的超光速无线电功能的发现内一个独特的耀斑X射线发射区的喷流附近的射电星系M87的甚长基线阵列。这表明，这两个现象学的标志-超光速运动和高能量的可变性-是相关的，我们把这个活动更远（>=120 pc）的"中央引擎“在M87比以前认为的相对论性喷流来源。我们认为最近H.E.S.S.实验起源于这种可变的超光速结构，从而提供了至关重要的洞察生产区域的伽马射线发射在更遥远的blazar。
2007-05-30 astro-ph
An infrared background--TeV gamma-ray crisis?
我们认为，最近确定的普遍红外背景的影响，从活跃的星系Markarian 501观察到的HEGRA的光子传播高达20 TeV。在20 TeV时，光子-光子碰撞在红外背景上的平均自由程将比到Markarian 501的距离短得多，这意味着吸收因子为exp（-10）或更大，因此这个活跃星系的能量输出过多。讨论了可能的解决方案。
2000-10-12 astro-ph gr-qc hep-ph
The TeV Energy Spectrum of Mrk 421 Measured in A High Flaring State
BL Lac天体（blazar）Mrk 421在2004年4月爆发期间被惠普尔10米望远镜观测了大约24.5小时。测得的伽马射线速率在4到10伽马/分钟的范围内变化很大，最终超过蟹状星云（标准烛光）的稳定伽马射线速率3倍。伽马射线信号的总体显著性超过70 sigma，过量事件的总数超过10，000。信号光变曲线未显示任何特定的变化模式。这一独特的Mrk 421爆发使得能够测量处于高发射状态的极高能量伽马射线的高质量光谱。这个频谱是一个幂律，它延伸到10 TeV以上。
2007-08-28 astro-ph
Multiwavelength Observations of a Flare from Markarian 501
我们提出的BL Lacertae对象Markarian 501（Mrk 501）在1997年4月8日和4月19日之间的多波长观测。相关变率的证据可以在惠普尔伽马射线望远镜观测到的甚高能量（VHE，E > 350 GeV）伽马射线、康普顿伽马射线天文台定向闪烁光谱仪实验的数据以及罗西X射线计时探测器的全天监视器的快速观测结果中看到，而高能伽马射线实验望远镜没有探测到Mrk 501。短期的光学相关性还不是决定性的，但惠普尔天文台1.2米望远镜观测到的U波段通量比3月份高出10%。Mrk 501的平均能量输出似乎在2 keV到100 keV的范围内达到峰值，这表明同步辐射至少扩展到100 keV，这是在耀变体中观察到的最高能量，比另一个发射TeV的BL Lac天体Mrk 421高约100倍。在此期间观测到的VHE伽马射线通量是该物体有史以来探测到的最高水平。VHE伽马射线能量输出略低于2-100 keV范围，但变化幅度较大。这里看到的相关性不需要相对论性的发射，除非VHE谱扩展到>5 TeV。
1997-07-16 astro-ph
A Rapid X-ray Flare from Markarian 501
我们目前的X射线观测BL Lacertae（BL Lac）对象Markarian 501（Mrk 501），采取与罗西X射线定时探测器在1998年5月作为一个多波长活动的一部分。X射线光变曲线显示了一个非常快速的耀斑，其中2-10 keV的通量在<200秒内增加了约60%。在这种快速上升之后，在2-10 keV通量中在<600秒内下降约40%。这个耀斑的10-15 keV的变化在类似的时间尺度上大约是2的一个因素。在耀斑上升期间，3-15 keV光谱指数从2.02 +/- 0.03硬化到1.87 +/- 0.04，在耀斑衰变期间保持不变。这是有史以来在Mrk 501的X射线中看到的最快变化，也是该物体在任何波长下看到的最快变化之一。光谱功率峰值的能量变化（从<3 keV before the flare to >耀斑期间的30 keV）也是从这个物体看到的最快速的变化之一。该耀斑发生在一个发射状态（2-10 keV通量约为1.2 e-10 erg cm^-2 s^-1），大约是1997年4月从该天体观测到的峰值通量的25%，但与其历史平均X射线通量相比仍然很高。在耀斑的发展和衰变过程中，硬度比的变化与低能量的变化是一致的，导致那些在高能量。这种模式在像Mrk 501这样的高频率峰值BL Lac天体中很少见，但最近在另外两个TeV发射BL Lac，Mrk 421和PKS 2155-3…
2000-03-10 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
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
TeV Gamma Rays from BL Lac Objects due to Synchrotron Radiation of Extremely High Energy Protons
伽玛射线耀变体Markarian 501的显着特征之一是TeV光谱的形状，尽管绝对伽玛射线通量发生了显着变化，但在源的强烈耀斑期间基本上保持稳定。我认为，这种（在很大程度上意想不到的）行为的来源可以解释假设TeV的伽马射线发射是同步辐射的极高能量的质子在高度磁化的紧凑区域的射流的结果。
2000-11-18 astro-ph
Temporal and spectral gamma-ray properties of Mkn421 above 250 GeV from CAT observations between 1996 and 2000
1996年12月至2000年6月期间，CAT切伦科夫成像望远镜观测到BL Lac天体Markarian 421的250 GeV以上的伽马射线发射。1998年，该源产生了一系列小耀斑，成为CAT探测到的第二个河外源。测量了0.3 - 5 TeV的时间平均微分谱，其能量指数为-2.88+-0.12（stat）+-0.06（syst），符合幂律。在2000年，该源显示出前所未有的活动，变化时间尺度短至一小时，例如在2月4日至5日的夜间观察到。2000年测量的时间平均光谱与1998年的光谱是兼容的，但在0.3和5 TeV之间发现了一些光谱曲率的迹象。TeV光谱硬化的可能性耀斑期间进行了讨论，并将结果进行比较，得到的其他TeV BL Lac，Markarian 501。
2001-06-12 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
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
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
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
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
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
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
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
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
Limits to Quantum Gravity Effects from Observations of TeV Flares in Active Galaxies
我们已经使用的数据TeV的伽马射线耀斑与活跃的星系Markarian 421观察1996年5月15日放置在一个有效的量子引力能量标度的背景下的可能的能量依赖的光速的界限。高能辐射中可观测到的时间色散的可能性最近在文献中受到关注，一些人认为相关的能量标度可能小于普朗克质量，可能低至10^16 GeV。这里得出的极限表明，在95%的置信水平下，这个能量标度超过了4 × 10^16 GeV。据我们所知，这构成了在这种能量状态下对这种现象的第一个令人信服的限制。
1998-10-13 astro-ph gr-qc hep-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
