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
On the rapid TeV flaring activity of Markarian 501
目的：研究电子加速下TeV耀变体的单区SSC模型。在这幅图中，电子达到最大能量，在那里，同步加速器和逆康普顿散射损失的组合使加速饱和。研究方法：我们求解空间平均动力学方程，该方程描述了粒子和光子的同时演化，获得了作为时间函数的多波长光谱。结果如下：将该模型应用于2005年7月9日MAGIC望远镜观测到的Mrk501快速耀斑，得到了耀斑前准稳态和耀斑期间准稳态的相关参数。我们表明，一个硬滞后耀斑可以得到的参数，以及在这个源已经接受的范围内。特别是选择高值的多普勒因子似乎是必要的。
2008-10-14 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
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
TeV Observations of Markarian 501 with the Milagrito Water Cherenkov Detector
位于新墨西哥州洛斯阿拉莫斯附近的米拉格里托水切伦科夫探测器在1997年2月至1998年5月期间作为天空监测器以几TeV的能量运行，包括1997年Markarian 501强烈而持久的耀斑期间。Milagrito作为完整的Milagro检测器的测试运行。观察到与Markarian 501显著性为3.7 σ的事件过量，与预期一致。
1999-09-04 astro-ph
MERLIN imaging of the maser flare in Markarian 348
MERLIN在22 GHz的Mrk 348图像显示水脉泽发射在0.02 - 0.11 Jy，在大约0.8 pc的核。这是第一次直接证实分子物质存在于Seyfert 2核附近。Mrk 348在2000年5月被观测到，比Falcke等人（2000）首次在单碟光谱中发现脉泽早了一个月。脉泽峰值通量密度增加了约三倍。微波激射区的半径小于0.6pc。从地核发出的射电连续辐射的通量密度在近两年来一直在上升。脉泽-核心分离几乎不能分辨，但在3 σ显著性水平上，它们沿视线不重合。脉泽位于北射电波瓣的方向，可能是由速度接近c的喷流冲击物质而产生的。射电连续谱的增加和脉泽耀斑之间的相关性被解释为产生高水平的核活动，通过一个共同的激发机制，虽然直接脉泽放大的核心跟踪开普勒光盘的脉泽没有完全排除。
2001-07-03 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
Observations of TeV gamma rays from Markarian 501 at large zenith angles
来自耀变体Markarian 501的TeV伽马射线已被达勒姆大学Mark 6大气切伦科夫望远镜在大天顶角下使用成像技术探测到。在1997年7月和8月期间，当Markarian 501经历长时间的强烈耀斑时，在天顶角70 - 73度范围内进行了观测。
1999-04-29 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
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
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
Study of the Flux and Spectral Variations in the VHE Emission from the Blazar Markarian 501, with the MAGIC Telescope
2005年5月、6月和7月期间，MAGIC望远镜在100 GeV以上观测到了耀变体Markarian 501（Mrk 501）。该仪器的高灵敏度使得在每个观测夜晚都能探测到具有重要意义的源。在这次观测活动中，发现MKN 501发射的伽马射线通量变化了一个数量级，并显示出与光谱变化的高度相关性。还观察到夜间通量变化，通量倍增时间约为2分钟。数据显示，在伽马射线活动最高的夜晚，有明显的光谱峰值（在nuFnu表示中）。发现这个光谱特征的位置与发射的伽马射线通量相关。在这些会议记录中，我们讨论了这一前所未有的光谱和时间分析的Mrk 501观测在非常高的能量范围内的一些结果。
2007-06-11 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
Monitoring of active galactic nuclei. V. The Seyfert 1 galaxy Markarian 279
本文报道了1990年1 - 6月活动星系爱好者（LAG）对Seyfert 1星系Markarian 279的观测结果。在监测的第一个月后，处于非常明亮状态的源逐渐减弱：H-α和H-β通量分别下降了20%和35%，H-α下的连续谱下降了30%。由交叉关联函数导出的宽线区（BLR）的亮度加权半径约为10光日。这个结果是非常不确定的，因为光变曲线中的特征非常浅，但BLR的半径不太可能超过1光月。H-Alpha的剖面变化证实了主导运动不是径向的。本活动的数据和前几年获得的数据，当源处于弱得多的状态时，表明巴耳末线的红色不对称性与宽线通量呈正相关。这种新的影响进行了简要讨论。
1993-11-01 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
Detection of Multi-TeV Gamma Rays from Markarian 501 during an Unforeseen Flaring State in 1997 with the Tibet Air Shower Array
1997年，BL Lac天体Mrk 501进入了一个非常活跃的阶段，是天空中TeV能量最亮的源，显示出强烈和频繁的耀斑。利用1996年以来在西藏羊八井成功运行的高密度空气簇射阵列获得的数据，我们在1997年2月至8月期间搜索了来自该源的伽马射线信号。在此期间，我们的观测在3.7西格玛水平上检测到多TeV $γ$射线信号。在4月7日至6月16日期间观察到过量计数的最快速增加，该期间过量计数的统计学显著性为4.7-Sigma。在1997年从Mrk 501观测到的几次TeV伽马射线耀斑中，这是唯一一次使用传统的空气簇射阵列观测。我们提出的伽马射线的能谱，这将是值得比较与大气切伦科夫望远镜成像所获得的。
2000-02-16 astro-ph
Probing quantum gravity using photons from a flare of the active galactic nucleus Markarian 501 observed by the MAGIC telescope
我们分析了MAGIC望远镜在活动星系核Mkn 501耀斑期间观测到的光子的时间，以寻找与能量的可能相关性，正如量子引力（QG）的一些模型所建议的那样，这些模型预测了真空折射率\simeq 1 +（E/ M_{QGn}）^n，n = 1，2。将不同能量的伽马射线之间的延迟参数化为Δt = \pm τ_1 E或Δt = \pm τ_q E ^2，我们发现在2.5 σ水平上τ_1 =（0.030 \pm 0.012）s/GeV，τ_q=（3.71 \pm 2.57）× 10 ^{-6} s/GeV ^2。我们利用这些结果确定了在95% C. L下的下限M_{QG1} > 0.21 × 10 ^{18} GeV和M_{QG2} > 0.26 × 10 ^{11} GeV。Monte Carlo研究证实了MAGIC在这些水平上对传播效应的敏感性。源中的热等离子体效应可以忽略不计，但我们不能排除其他源效应的重要性。
2008-10-06 astro-ph gr-qc hep-ph
Very High Energy Gamma-Ray Emission from the Blazar Markarian 421
在1992年4月至1994年6月的59个夜晚，用惠普尔10米成像切伦科夫望远镜在三个观测季节中探测到BL Lac天体Markarian 421的甚高能量伽马射线发射。在1992年首次探测到它时，它在500 GeV以上的通量为1.6 $\times$ × 10 $^{-11}$光子cm $^{-2}$ s $^{-1}$。1993年的观测证实了这一排放水平。在1993年12月至1994年4月期间所作的观测中，它的强度是$\pm$ 0.5的一个因子。1994年5月14日和15日的观测表明，在这一静止水平上增加了$\sim$ 10倍（Kerrick等人，1995年）。这种强烈的爆发表明，在1992年和1994年类似的时间尺度上增加流量测量的4个事件可能归因于较弱的爆发。Markarian 421的TeV伽马射线发射的可变性与EGRET观测（Lin等，1994）形成对比，EGRET观测没有显示可变性的证据。
1996-02-14 astro-ph
Correlated intense X-ray and TeV activity of Mrk~501 in 1998 June
本文介绍了1998年6月15天内用{ \it RXTE}和HEGRA对TeV耀变体Mrk 501进行的精确同步的X射线和TeV监测。经过一个非常低的流量在两个波长的初始阶段，源经历了一个显着的耀斑在TeV和X射线的能量带，持续约6天，并与一个更大的振幅在TeV的能量比在X射线带。在TeV耀斑的峰值处，发现TeV通量在亚小时时间尺度上的快速变化，在X射线处观察到大的光谱变化，在2- 3天的时间尺度上，纯幂律连续统的3- 20 keV光子指数从$Γ=2.3$变平为$Γ=1.8$。这意味着，在TeV活动的最大值，同步峰值转移到能量$\gtrsim 50$ keV，一个类似的行为，在1997年4月观察到的持续时间更长，更强烈的耀斑。TeV光谱在耀斑期间的光子指数$Γ=1.9$和指数截止在$\sim$ 4 TeV的幂律描述;光谱软化的指示在耀斑衰变期间观察TeV硬度比。我们的研究结果一般支持的情况下，TeV的光子发射通过逆康普顿散射的环境种子光子由负责同步加速器X射线的相同的电子人口。同时的光谱能量分布（SED）可以拟合与一个区域的同步加速器自康普顿模型假设的磁场和电子能量分别由3和10倍的大幅增加。
2000-02-09 astro-ph
A Proton Synchrotron Blazar Model for Flaring in Markarian~501
（abr.）耀变体的光谱能量分布（SED）通常具有双峰外观，通常用同步辐射自康普顿模型解释。在质子耀变体模型中，SED被解释为质子的加速和随后的级联。我们讨论了Mücke & Protheroe（1999）首先提出的同步质子Blazar模型的一个变体，其中SED的低能部分主要是由与质子共加速的电子产生的同步辐射，后者产生SED的高能部分主要是质子同步辐射。使用Monte Carlo/数值模拟技术来模拟加速质子的相互作用和随后的级联，我们能够适合在1997年4月耀斑期间观察到的Markarian 501的SED。我们发现，新兴的级联光谱发起的γ射线从$π^0$衰变和$e^\pm$从$μ^\pm$衰变的结果是相对无特色的。由$π^\pm$衰变产生的$μ^\pm$产生的同步辐射，更重要的是由质子产生的同步辐射，以及随后的同步辐射对级联，能够很好地再现SED的高能量部分。对于这种适合，我们发现，质子的同步辐射占主导地位的TeV的排放，π介子光生不太重要的后果，我们预测较低的中微子通量比其他质子耀变体模型。
2000-07-21 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
Markarian 501 in X-ray bright state - RXTE observations
在1997年期间，Mrk 501一直处于X射线和VHE伽马射线的高通量状态。1997年7月，在接近迄今为止最大的X射线亮度时，在射电、近红外、光学、X射线和VHE伽马射线频率上对Mrk 501进行了强烈的多频观测。在这里，我们报告罗西X射线定时探测器（RXTE）的意见，在1997年7月11日和7月16日之间进行。在高达100 keV的范围内，X射线光谱已被很好地检测到，并且最好用破幂律来描述，其中光谱指数alpha 1 =0.70和alpha 2 =0.94低于和高于破缺能量5.8 keV。来自Mrk 501的X射线通量在大约3天内下降和爆发约30%，显示出通量和两个幂律分量的光谱硬化之间的不寻常的反相关。断裂能保持恒定。观测到的宽带和X射线光谱证实了最近的观测结果，即Mrk 501中的同步加速器组件可以扩展到100 keV的能量，最大功率在硬X射线处发射。在较长的时间尺度上，同步加速器光谱的截止频率的变化超过两个数量级。
1998-01-02 astro-ph
GMRT radio observations of microquasar GRS 1915+105
我们利用巨米波射电望远镜（GMRT）于2001年6月18日至7月1日在1.28GHz对微类星体GRS 1915+105进行了为期8天的观测。我们已经看到了几个孤立的无线电婴儿耀斑的不同强度和持续时间。我们还在2001年7月3日源进入“高原射电状态”的前几天，于2001年6月28-29日观测到了上升和衰减时间为几个小时的宽复合耀斑。这些宽射电耀斑由几个重叠的小射电耀斑组成。在此期间，源处于低硬X射线状态。我们将这些结果与赖尔望远镜的15 GHz无线电数据进行比较。
2002-08-01 astro-ph
VLBA Polarization Observations of Markarian 421 After a Gamma-Ray High State
我们提出了四个高动态范围，双圆偏振，甚长基线阵列（VLBA）的观测在22 GHz的Markarian 421，采取了全年的源的前所未有的伽马射线高状态在2001年初。这四个新的VLBA观测与我们早期的1999年论文和档案VLBA数据集的数据相结合，这些数据集自1999年以来已经成为可用的，以产生一个合并的28历元VLBA数据集Mrk 421跨越1994年至2002年。在总强度图像上没有看到与2001年耀斑有关的新成分，但合并的数据集允许精确测量现有成分的视速度。测得的最大视速度是C5组件的视速度，它的视速度为0.1 +/- 0.02 c（H_0=71 km s^{-1} Mpc^{-1}，Omega_m=0.27，Omega_Lambda=0.73）。当喷流与反喷流的亮度比J >~ 100时，看不到反喷流.这些观测到的Markarian 421的VLBI特性与体积洛伦兹因子约为2和与视线的角度约为1度的喷流一致，表明喷流在伽马射线产生区域和秒差距尺度之间减速。VLBI核心和内部喷流（分量C7）具有约5%的分数偏振，和电矢量位置角（EVPA）对准喷流轴。组分C5（在离芯1.5质量处）具有约15%的较高的分数极化，并且EVPA几乎垂直于射流轴线。在分量C6的EVPA中检测到显著的可变性，其在四个时期中的两个时期示出了与射流轴对齐的EVPA，这可能是仅在偏振图像上可见的传播扰动的迹象。如…
2004-12-15 astro-ph
Neutrino emission in the hadronic Synchrotron Mirror Model: the "orphan" TeV flare from 1ES 1959+650
对标准轻子SSC模型的挑战是所谓的孤儿TeV耀斑，即增强的甚高能量（VHE）伽马射线发射，而没有任何同期的X射线耀斑活动，最近在TeV耀变体中观察到（例如，1 ES 1959+650）。为了解释2002年6月观测到的1 ES 1959+650的TeV孤儿耀斑，发展了强子同步辐射镜模型。在这里，相对论质子被认为存在于喷流中，并与前体SSC耀斑的反射电子同步辐射相互作用。如果反射器位于云区，则在前兆和孤儿耀斑之间可能有几天的时间偏移。在共动喷流系中蓝移的外部光子与洛伦兹因子π '_p~10^3-10^4的质子相互作用时，能够激发Δ（1232）共振。这种共振的衰变产物包括带电的π介子，在衰变时，在孤儿耀斑期间产生中微子。本文计算了2002年6月4日1 ES 1959+650孤儿TeV耀斑的中微子辐射。我们比较我们的结果与最近的观测AMANDA-II的中微子事件在空间和时间上的巧合与孤儿耀斑的耀变体。我们发现，强子同步辐射镜模型的预期中微子信号不足以解释观测到的1 ES 1959+650方向的中微子事件。
2005-06-25 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
STACEE Observations of Mrk 421 During the 2001 Flare
STACEE是一个地面伽马射线观测站，使用为太阳能研究而建造的定日镜阵列，探测伽马射线引发的大范围空气簇射产生的大气切伦科夫辐射。2001年上半年，一个原型探测器STACEE-48被用来探测处于极端活跃状态的耀变体Markarian 421。从2001年3月到5月的观测结果显示，在140+/-20 GeV以上的能量下，积分通量为（8.0+/-0.7_{stat}+/-1.5_{sys}）x 10^-10 1/cm^2/s，这为GeV和X射线波段在一周或更长时间尺度上的相关趋势提供了一些证据。
2003-01-17 astro-ph
The energy spectrum of high energy gamma rays from Mrk501 by the stereoscopic analysis
发展了基于多望远镜立体观测的TeV γ射线能量测量方法。能量分辨率为23%。利用该技术还获得了1997年Markarian 501的γ射线耀斑的能谱。我们已经证实了在几TeV附近能谱的弯曲或截止。
1999-06-03 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
Observations of Electrons from the Decay of Solar Flare Neutrons
我们已经发现的证据，在行星际空间的高能电子通量板ISEE-3航天器，我们解释为中子的衰变产物产生的太阳耀斑在1980年6月21日。衰变电子在耀斑电子之前不久到达s/c，并且可以通过其独特的能谱与后者区分开来。的衰变电子的时间分布是在良好的协议从模拟的基础上的散射平均自由程来自一个适合的耀斑电子数据的结果。与同时观察到的衰变质子和公布的高能中子的直接测量的比较放置在父中子谱的重要约束。
1996-04-03 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
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
Mrk 421 and 501 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。自1999年以来，它已经探测到了Mrk 421的几次伽马射线耀斑。新的数据分析提供了更好的背景抑制。我们将我们的光变曲线与X射线数据进行比较。我们大大提高了对大气层和探测器光通量的理解。这将允许对Mrk 421进行具有较小不确定性的光谱测量，并对来自Mrk 501的信号进行更灵敏的搜索。
2004-10-07 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
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
A new method to study energy-dependent arrival delays on photons from astrophysical sources
在量子和经典重力情景中预测了天体物理物体爆发中发射的光子的到达时间和能量之间的相关性，并且可能出现复杂的加速机制导致的源处的光子发射。本文提出了一个强大的方法来研究这种相关性，克服了以前的分析中遇到的一些限制，是基于一个Likestival函数建立的物理图片假设的发射，传播和检测的光子。本文给出了MAGIC望远镜观测到的Markarian 501耀斑的应用结果。该方法还应用于基于HESS记录的PKS 2155-304耀斑的模拟数据集天文台证明其适用于复杂的光子到达时间分布。
2009-06-05 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
Gamma-ray and neutrino flares produced by protons accelerated on an accretion disk surface in AGN
我们讨论的后果，几乎直线加速质子的极高的能量在重联区域的表面上的吸积盘，围绕着一个中心的黑洞在一个活跃的星系。质子在与圆盘辐射的相互作用中产生$γ$ -射线和中微子，这在以前的几篇论文中已经讨论过。然而，在这个模型中，次级$γ$射线可以在圆盘上方的磁场和辐射场中引发级联。我们计算的光谱$γ$ -射线和中微子出现的区域接近磁盘表面。根据重联区的参数，该模型预测的$γ$ -射线和中微子耀斑的外观，如果质子采取的重联区的大部分能量。相反，如果轻子吸收了大部分能量，它们就会产生纯$γ$射线耀斑。预计在强子级联的情况下的$γ$射线谱与1991年6月从3C 279耀斑期间观察到的光谱进行了比较。伴随这些γ射线耀斑的中微子耀斑可能被未来灵敏度为$\sim 10^{5}$ TeV的大型中微子望远镜探测到。
1998-02-23 astro-ph
A Northern Sky Survey for Steady TeV Gamma-Ray Point Sources Using the Tibet Air Shower Array
本文介绍了利用西藏HD（1997年2月~ 1999年9月）和西藏III（1999年11月~ 2001年10月）台阵的数据进行TeV稳态$γ$射线点源搜索的结果。从$0^{\circ}$到$60^{\circ}$，在10月期间，观测到来自著名的稳定源蟹状星云和耀斑型源Markarian 421的高态的显著过量。由于其他位置的显著性水平不够高，假设不同的幂律谱，设定通量的90%置信水平上限。为了允许交叉检查，在这项工作中使用两个独立开发的分析。
2005-08-08 astro-ph
Survey on solar X-ray flares and associated coherent radio emissions
用苏黎世联邦理工学院的Phoenix-2型射电频谱仪在100 MHz ~ 4 GHz范围内对201个X射线选择的太阳耀斑进行了射电观测。该选择包括从发射到2003年6月30日联合观测到的所有大于C5.0的RHESSI耀斑。本文报告了X射线耀斑期间射电辐射的详细关联率。在分米波长范围内，III型爆发和真正的分米发射（脉动，连续和窄带尖峰）被发现同样频繁。两者都主要发生在硬X射线（HXR）发射的峰值阶段，但与HXR的调谐比超过4 GHz的高频连续谱少，归因于回旋同步辐射。在10%的HXR耀斑中，在衰变阶段或更晚的阶段，出现了上述真正分米波类型的强辐射。经典的米波III型爆发与所有HXR耀斑的33%有关，但只有4%是唯一的无线电发射。噪音风暴是5%的HXR耀斑中唯一的无线电发射，其中一些持续时间较长。尽管空间关联（同一活动区），噪音风暴的变化被发现是松散的相关性与X射线通量的时间。令人惊讶的是，在17%的HXR耀斑中，在所调查的极宽波段中没有发现相干无线电发射。HXR和相干射电辐射之间的关联，但松散的相关性被解释为多个重联网站连接的共同场线。
2004-10-19 astro-ph
BL Lacertae: complex spectral variability and rapid synchrotron flare detected with BeppoSAX
我们报告的两个BeppoSAX观测BL Lac（2200+420）分别在1999年6月和12月，作为一个ToO计划的一部分，以监测耀变体在高活动状态。在这两次运行中，源已被检测到高达100 keV，但它显示出完全不同的光谱：在6月，它是凹的，具有高于5-6 keV的非常硬的分量（α_1 ~ 1.6; α_2 ~ 0.15）;在12月，它很好地符合单一的幂律（α ~ 0.6）。在第一次BeppoSAX观测期间，BL Lac显示出惊人的变化：0.3 - 2千电子伏的通量在约20分钟内翻了一番，而4千电子伏以上的通量几乎是恒定的。这种依赖于频率的事件是BL Lac天体有史以来记录的最短事件之一，并且对发射区域的尺寸和磁场以及同步辐射电子的能量设置了下限。在光学光变曲线中也检测到类似但不太极端的行为，显示20分钟内~ 20%的非同时较小波动。我们用均匀的单区模型拟合光谱能量分布，以在非常简单但有效的SSC +外部康普顿方案中约束发射区域，突出了发射区相对于宽线区的位置和相对光谱形状依赖性的重要性。我们比较我们的数据与历史的无线电伽马射线谱能量分布。
2002-01-18 astro-ph
A Very High Energy Gamma-Ray Spectrum of 1ES 2344+514
BL Lac天体1 ES 2344+514（1 ES 2344）的红移为0.044，是惠普尔合作组织在1995年\citep{2344Catanese98}发现的一个甚高能伽马射线源。HEGRA协作组\citep{2344Hegra03}最近证实了这一检测结果。作为典型的高频尖峰耀变体，VHE伽马射线辐射是高度可变的。在1995年12月20日的晚上，探测到了一个5.3 sigma的伽马射线耀斑，这是该天体迄今为止最明亮的爆发。发射区与点源兼容。在0.8 TeV和12.6 TeV之间的光谱可以用幂律$\frac{\ud^3 N}{\ud E \ud A \ud t}=(5.1\pm1.0_{st}\pm1.2_{sy})\times10^{-7} (E/ \mathrm{TeV})^{-2.54 \pm0.17_{st}\pm0.07_{sy}} \mathrm{\frac{1}{TeV m^2 s}}$来描述。与其他五颗TeV耀变体的光谱指数比较，1 ES 2344的光谱与1 ES 1959+650相似，位于几乎相同的距离。1 ES 2344的光谱比Markarian 421（Mrk~421）和Markarian 501（Mrk~501）的最亮耀斑光谱更陡，两者的距离约为1 ES 2344的2/3，比PKS 2155-304和H~1426+428的光谱更硬，两者的距离约为1 ES …
2005-08-23 astro-ph
Application of the synchrotron proton blazar model to BL Lac objects
我们应用同步加速质子耀变体（SPB）模型对1997年4月的Markarian 501耀斑进行模拟，发现我们能够拟合观测到的光谱能量分布。研究了在固定磁场、发射区大小和多普勒因子的情况下，目标光子密度对谱能量分布（SED）高能部分的影响，发现在高频峰值BL Lac天体（HBL）中，SED高能部分的亮度和峰值频率可能依赖于SED低能部分的亮度.
2000-11-08 astro-ph
Upper limits on the solar-neutron flux at the Yangbajing neutron monitor from BATSE-detected solar flares
本文利用羊八井中子监测站1998年10月至2000年6月的观测资料，对与太阳耀斑有关的太阳中子进行了研究。利用BATSE探测到的166个GOES峰值通量（1 - 8 μ m）高于$1.0 \times 10^{-5}$ $\mathrm{Wm^{-2}}$的耀斑的爆发时间，我们为每个耀斑准备了羊八井中子监测器的光变曲线，从BATSE爆发时间开始跨越$\pm$ 1.5小时。根据光变曲线，从166个耀斑中系统地寻找能量在100 MeV以上的太阳中子。在目前的工作中，没有发现统计上显着的信号，由于太阳中子。因此，我们把上限的$>$ 100 MeV的太阳中子通量的18个事件组成的2 X和16 M级耀斑。计算假设了幂律形状的中子能谱和三种类型的太阳中子发射剖面。与其他X级耀斑的正中子探测结果相比，这两个X级耀斑的正中子探测值的95%可信度上限与大气顶部的最低和次低中子通量相当，而M级耀斑的正中子探测值的上限则在$10^{-2}$ ~ 1中子$\mathrm{cm^{-2}s^{-1}}$的范围内。这提供了第一个上限的太阳中子通量从M级太阳耀斑，使用空间观测站以及地面的中子监测器。
2007-03-16 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
86 GHz polarimetry of OVV1633+382 after a major mm flare
18等的类星体1633+382（4C38.41，z=1.807）在2001/2002年有一次非常显著的爆发。该耀斑在90 GHz处的峰值振幅超过9 Jy，比1980年以来该源已知的任何耀斑都要亮，爆发速度特别快，在230 GHz处的峰值振幅在不到8天的时间内增加了2 Jy。自2002年1月以来，1633+382的毫米通量一直在衰减。然而，在这一下降过程中，局部通量变化幅度为1-3 Jy，表明在1-2个月的时间尺度上，潜在的和更快的源活动。在2001.99年出现的主峰之后，90 GHz通量在2002.3、2002.7和2003.13年以大约半年的间隔出现次极大值。这种周期性可以通过灯塔模型（Camenzind和Krockenberger 1992）来解释，该模型基于Blanford和Payne（1982）的磁加速器。目前，毫米波通量几乎恢复到耀斑开始前的静态水平2-2.5焦耳。我们的VLBA偏振监测开始于2002年6月耀斑爆发期间。在厘米波长，耀斑只是边缘检测，这意味着非常高的不透明度的来源。
2005-01-03 astro-ph
First nonlinear force-free field extrapolations of SOLIS/VSM data
研究了活动区日冕磁场结构及其时间演化。我们试图比较一个活动区在一个非常安静的时期，在耀斑的同一地区的磁位形。可能是第一次，我们使用矢量磁像数据从天气光学长期调查的太阳巡天（SOLIS）模拟日冕磁场作为一个序列的非线性无力平衡。我们研究了2007年6月7日观测到的活动区NOAA 10960，在一个小的C1.0耀斑的时间节奏10分钟和6个快照在一个安静的时期。活动区的总磁能约为$3 \times 10^{25}$ J，耀斑前自由磁能约为位场能的5%。在耀斑期间释放了一部分多余的能量，在平静期开始时几乎产生了一种潜在的配置。在研究期间，日冕磁场能量仅比位场能量高百分之几，因此只发生了一次小的C1.0耀斑。这是与早期研究的活动区10540相比，其中的自由磁能比产生两个M级耀斑的势场高约60%。然而，自由磁能积累之前，并在耀斑期间被释放，这似乎是大，小耀斑的情况。
2008-09-08 astro-ph
Optical Observations of the Black Hole Candidate XTE J1550-564 During Re-Flare and Quiescence
我们报告光学监测软X射线瞬态XTE J1550-564在1999年的季节（1999年1月4日至1999年8月24日）。1999年的第一次光学观测表明，"再耀斑“的亮度峰值比1998年9月最初的光学耀斑亮度峰值高出一半多。我们将光学再耀斑光变曲线与Sobczak等人（1999，2000）的总X射线通量、幂律通量和盘通量光变曲线进行了比较。在观测到的光学再耀斑的前60天，我们发现X射线的热分量之间没有对应关系，通常与磁盘和光通量-前者基本上保持平坦，而后者呈指数下降，并表现出三个大幅下降。然而，幂律通量与光学倾角是反相关的，这表明光学通量可能被热日冕上散射成X射线。在爆发的最后阶段（5月至6月）发现了周期性调制，P=1.546+/-0.038天，在平静期（7月和8月），P=1.540+/-0.008天。对合并数据集的分析揭示了P=1.541+/-0.009天的独特周期的强烈信号，我们认为这是轨道周期。
2000-08-07 astro-ph
Broadband Quasi-Periodic Radio and X-ray Pulsations in a Solar Flare
我们描述了2003年6月15日GOES X1.3太阳耀斑强准周期脉动的微波和硬X射线观测。无线电观测是由欧文斯谷太阳能阵列（OVSA），野边山偏振计（NoRP）和野边山射电日像仪（NoRH）联合进行的。硬X射线观测由拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）进行。利用傅里叶分析，我们研究了射电和X射线脉动的频率和能量依赖的振荡周期、微分相位和调制幅度。集中在更完整的无线电观测，我们还检查调制的圆偏振度和无线电频谱指数。所观察到的振荡特性进行了比较，来自两个简单的模型的无线电发射。特别是，我们明确地将观测到的调制幅度数据拟合到两个竞争模型。第一个模型考虑了MHD振荡对射电辐射的影响。第二个模型考虑了快电子的准周期注入。我们证明了快电子的准周期加速和注入是射电和硬X射线发射中观察到的准周期振荡的更可能的原因，这对耀斑源中的粒子加速和输运具有重要意义。
2008-04-25 astro-ph
Hard X-ray Flares Preceding Soft X-ray Outbursts in Aquila X-1: A Link between Neutron Star and Black Hole State Transitions
分析了中子星天鹰座X-1在1999年5月/6月和2000年9月/10月爆发期间的{ \it Rossi X射线定时探测器}（RXTE）数据。我们发现，在这些爆发的早期上升，在15 keV以上的能量范围内的硬耀斑之前的软X射线峰。硬耀斑的硬X射线通量在最大值时比爆发中的任何其他点都强三倍以上。硬X射线耀斑上升到这个最大值，与单调增亮的低/硬态光谱一致。在硬耀斑的峰值之后，在8- 12 keV范围内发生了一个尖锐的光谱跃迁。定时分析表明，在硬耀斑期间，功率谱主要由带限噪声和$\sim$ 1- 20 Hz的QPO组成，它们在频率上是相关的。在硬耀斑之后，功率谱立即变成幂律噪声。在硬耀斑期间和之后的光谱和定时特性非常类似于爆发早期上升期间的黑洞瞬变。我们认为Aql X-1中的这些硬耀斑和光谱跃迁与黑洞瞬变中观察到的是同一起源。这导致Aql X-1中的1- 20 Hz QPO和带限噪声与黑洞瞬态中的QPO和带限噪声相关联。我们讨论了这一发现对我们理解软X射线瞬态爆发、状态转变和X射线二进制变化的影响。
2003-04-09 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
