A multiwavelength investigation is conducted for nineteen blazar-type active galactic nuclei. Studies of variability timescales and flux duty cycles are performed at x- and gamma-rays for each source, with the relationship between flux and spectral index also being probed at gamma wavelengths. The correlation between these two energy ranges is also investigated, by utilising the Discrete Correlation Function with both one and ten day binning. The sources were chosen for their availability over a range of different x- and gamma-ray data sources: observations utilised include 0.2 - 150 keV x-ray data from the Swift mission and 200 MeV- 300 GeV gamma-ray data from the Fermi mission. Daily-binned Fermi data is used to calculate the smallest rise and decay e-folding times in gamma for each source. The results range from 0.4 to 21 days, corresponding to limits on the size of the gamma emission region ranging from Rd^-1 = 4.39 x 10^12 to Rd^-1 = 5.14 x 10^14 m. Flux duty cycles for fourteen sources are created from Fermi data, with six displaying structure at high fluxes that indicate flaring states have occured. Five of these six sources also display clear flares in their light curves, confirming these results. The relationship between the flux and the spectral index shows eight of nineteen sources exhibit harder-when-brighter behaviour. Four of these eight have been previously confirmed to display such behaviour. Results from the Discrete Correlation Function show a correlation at a time lag of ~ 600 days for H 1426+428, of uncertain origin. Gaussian functions are fitted to possible near-zero peaks in 3C 66A, 3C 454.3 and Mrk 421, which could be indicative of a synchrotron self-Compton component to the emission of these objects.

No description available.

Blazars are among the most luminous sources in the universe. Their extreme short-time variability indicates emission processes powered by a supermassive black hole. With the current generation of Imaging Air Cherenkov Telescopes, these sources are explored at very high energies. Lowering the threshold below 100 GeV and improving the sensitivity of the telescopes, more and more blazars are discovered in this energy regime. For the MAGIC telescope, a low energy analysis has been developed allowing to reach energies of 50 GeV for the first time. The method is presented in this thesis at the example of PG 1553+113 measuring a spectrum between 50 GeV and 900 GeV. In the energy regime observed by MAGIC, strong attenuation of the gamma-rays is expected from pair production due to interactions of gamma-rays with low-energy photons from the extragalactic background light. For PG 1553+113, this provides the possibility to constrain the redshift of the source, which is still unknown. Well studied from radio to x-ray energies, PG 1553+113 was discovered in 2005 in the very high energy regime. In total, it was observed with the MAGIC telescope for 80~hours between April 2005 and April 2007. From more than three years of data taking, the MAGIC telescope provides huge amounts of data and a large number of files from various sources. To handle this data volume and to provide monitoring of the data quality, an automatic procedure is essential. Therefore, a concept for automatic data processing and management has been developed. Thanks to its flexibility, the concept is easily applicable to future projects. The implementation of an automatic analysis is running stable since three years in the data center in Würzburg and provides consistent results of all MAGIC data, i.e. equal processing ensures comparability. In addition, this database controlled system allows for easy tests of new analysis methods and re-processing of all data with a new software version at the push of a button. At any stage, not only the availability of the data and its processing status is known, but also a large set of quality parameters and results can be queried from the database, facilitating quality checks, data selection and continuous monitoring of the telescope performance. By using the automatic analysis, the whole data sample can be analyzed in a reasonable amount of time, and the analyzers can concentrate on interpreting the results instead. For PG 1553+113, the tools and results of the automatic analysis were used. Compared to the previously published results, the software includes improvements as absolute pointing correction, absolute light calibration and improved quality and background-suppression cuts. In addition, newly developed analysis methods taking into account timing information were used. Based on the automatically produced results, the presented analysis was enhanced using a special low energy analysis. Part of the data were affected by absorption due to the Saharan Air Layer, i.e. sanddust in the atmosphere. Therefore, a new method has been developed, correcting for the effect of this meteorological phenomenon. Applying the method, the affected data could be corrected for apparent flux variations and effects of absorption on the spectrum, allowing to use the result for further studies. This is especially interesting, as these data were taken during a multi-wavelength campaign. For the whole data sample of 54 hours after quality checks, a signal from the position of PG 1553+113 was found with a significance of 15 standard deviations. Fitting a power law to the combined spectrum between 75 GeV and 900 GeV, yields a spectral slope of 4.1 +/- 0.2. Due to the low energy analysis, the spectrum could be extended to below 50 GeV. Fitting down to 48 GeV, the flux remains the same, but the slope changes to 3.7 +/- 0.1. The determined daily light curve shows that the integral flux above 150 GeV is consistent with a constant flux. Also for the spectral shape no significant variability was found in three years of observations. In July 2006, a multi-wavelength campaign was performed. Simultaneous data from the x-ray satellite Suzaku, the optical telescope KVA and the two Cherenkov experiments MAGIC and H.E.S.S. are available. Suzaku measured for the first time a spectrum up to 30 keV. The source was found to be at an intermediate flux level compared to previous x-ray measurements, and no short time variability was found in the continuous data sample of 41.1 ksec. Also in the gamma regime, no variability was found during the campaign. Assuming a maximum slope of 1.5 for the intrinsic spectrum, an upper limit of z < 0.74 was determined by deabsorbing the measured spectrum for the attenuation of photons by the extragalactic background light. For further studies, a redshift of z = 0.3 was assumed. Collecting various data from radio, infrared, optical, ultraviolet, x-ray and gama-ray energies, a spectral energy distribution was determined, including the simultaneous data of the multi-wavelength campaign. Fitting the simultaneous data with different synchrotron-self-compton models shows that the observed spectral shape can be explained with synchrotron-self-compton processes. The best result was obtained with a model assuming a log-parabolic electron distribution. / Blazare gehören zu den leuchtstärksten Quellen im Universum. Ihre extreme Kurzzeitvariabilität deutet auf Strahlungsprozesse hin, die von einem supermassereichem schwarzen Loch mit Energie versorgt werden. Mit der aktuellen Generation von abbildenden Luft-Cherenkov Teleskopen werden diese Quellen bei sehr hohen Energien erforscht. Durch das Absenken der Schwellenenergie auf unter 100 GeV und aufgrund verbesserter Sensitivitäten werden immer mehr Blazare in diesem Energiebereich entdeckt. Für das MAGIC Teleskop wurde eine Analysemethode entwickelt, die es erlaubt zum ersten mal zu niedrigen Energien im Bereich von 50 GeV vorzudringen. Mit dieser Methode wurde am Beispiel von PG 1553+113 ein Spektrum zwischen 50 GeV und 900 GeV bestimmt. Im dem von MAGIC beobachteten Energiebereich wird eine starke Abschwächung des Gammalichts aufgrund von Paarproduktion in Wechselwirkungen mit niederenergetischen Photonen des extragalaktischen Hintergrundlichts erwartet. Für PG 1553+113 ergibt sich daraus eine Möglichkeit um die noch unbekannte Entfernung der Quelle einzuschränken. Während die Quelle PG 1553+113 im Radio- bis Röntgenbereich gut untersucht ist, wurde sie im Hochenergiebereich erst 2005 entdeckt. Zwischen April 2005 und April 2007 wurde sie mit dem MAGIC Teleskop insgesamt 80 Stunden lang beobachtet. Aus mehr als drei Jahren Datennahme liefert das MAGIC Telekop riesige Mengen an Daten und eine große Anzahl von Dateien. Um dieses Datenvolumen zu bewältigen und für die Überwachung der Datenqualität ist eine automatische Verarbeitung unverzichtbar. Darum wurde ein Konzept zur automatischen Datenverwaltung und -verarbeitung entwickelt. Aufgrund seiner Flexibilität kann dieses Konzept auch leicht auf zukünftige Projekte übertragen werden. Die Umsetzung für MAGIC läuft seit drei Jahren stabil im Datenzentrum in Würzburg und liefert konsistente Ergebnisse von allen Daten, d.h. die identische Verarbeitung sorgt für Vergleichbarkeit. Ausserdem ermöglicht das datenbankbasierte Konzept einfache Tests neuer Analysemethoden und die Neuanalyse aller Daten mit einer neuen Software auf Knopfdruck. Man kann nicht nur jederzeit die Verfügbarkeit und den Verarbeitungsstatus aller Daten aus der Datenbank abfragen, sondern auch Qualitätsparameter und Ergebnisse, was die Qualitätskontrolle und Auswahl von Daten sowie die Überwachung des Teleskopstatus erleichtert. Durch die Verwendung der automatischen Analyse kann die riesige Menge an Daten in einem vernünftigen Zeitrahmen analysiert werden und man kann sich stattdessen auf die Interpretation der Ergebnisse konzentrieren. Für PG 1553+113 wurden die Werkzeuge und Resultate der automatischen Analyse verwendet. Verglichen mit den zuvor veröffentlichten Ergebnissen wurde eine Software Version verwendet, die verschiedene Verbesserungen enthält, wie zum Beispiel eine absolute Pointing-Korrektur, eine absolute Lichtkalibration und verbesserte Schnitte zur Qualitätssicherung und Untergrundunterdrückung. Ausserdem wurde eine neu entwickelte Analysemethode, welche die Zeitinformation mit einzbezieht, benutzt. Basierend auf den Ergebnissen der automatischen Analyse wurde das Ergebnis mit einer speziell für niedrige Energien optimierten Analyse verbessert. Ein Teil der Daten wurde beinträchtigt durch Absorption aufgrund Sandstaub in der Atmosphäre, der sogenannten Calima. Eine neue Methode wurde entwickelt, um den Effekt dieses meteorologischen Phänomens zu korrigieren. Auf diese Weise konnten scheinbare Flussänderungen und Einflüsse auf das Spetrum ausgeglichen werden, wodurch die Daten für weiterführende Studien verwendet werden können. Dies ist hier von besonderer Bedeutung, da die betroffenen Daten simultan mit Daten aus anderen Wellenlängenbereichen genommen wurden. Für den kompletten Datensatz wurde ein Signal aus der Richtung von PG 1553+113 mit einer Signifikanz von 15 Standardabweichungen gemessen. Fittet man ein Potenzgesetz an das kombinierte Spektrum, so erhält man einen Spektralindex von 4.1 +/- 0.2. Mit Hilfe der Niederenergieanalyse konnte das Spektrum bis unter 50 GeV erweitert werden. Fittet man es bis 48 GeV, so bleibt die Flussnormierung gleich, aber der Index ändert sich auf 3.7 +/- 0.1. Die berechnete Lichtkurve auf Tagesbasis zeigt, dass der integrale Fluss oberhalb von 150 GeV mit konstanten Fluss konsistent ist. Auch für die Form des Spektrums wurde in den drei Jahren, in denen beobachtet wurde, keine Variabilität gefunden. Im Juli 2006 wurden simultane Beobachtungen des Röntgensatelliten Suzaku, des optischen Teleskops KVA und der Cherenkovexperimente MAGIC und H.E.S.S. koordiniert. Mit Suzaku wurde zum ersten Mal ein Röngtenspektrum bis 30 keV vermessen. Die Quelle befand sich, verglichen mit früheren Röngtenmessungen, in einem mittleren Flusszustand, und während der kontinuierlichen Datennahme von 41.1 ksec wurde keine Variabilität gemessen. Auch im Gammabereich wurden keinen Veränderungen während der Beobachtungen festgestellt. Nimmt man für das intrinsische Spektrum der Quelle einen maximalen Index von 1.5 an, so lässt sich für die Rotverschiebung eine obere Grenze von z < 0.74 bestimmen, indem man das gemessene Spektrum mit verschiedenen angenommenen Rotverschiebungen auf die Abschwächung durch das extragalaktische Hintergrundlicht korrigiert. Für weitere Studien wird eine Rotverschiebung von z = 0.3 angenommen. Aus einer Sammlung von Daten aus dem Radio-, Infrarot-, optischen, Ultraviolett-, Röntgen- und Gammabereich wurde eine spektrale Energieverteilung bestimmt, die auch die simultanen Daten aus der Multiwellenlängenkampagne enthält. Fittet man die simultanen Daten mit einem Synchrotron-Selbst-Compton Modell, so sieht man, dass die spektrale Form mit Synchrotron-Selbst-Compton Prozessen erklärt werden kann. Das beste Ergebnis konnte mit einem Modell erzielt werden, das eine Elektronenverteilung annimmt, die in doppelt logarithmischer Darstellung eine Parabelform hat.

Motivated by recent successes in linking the kinetic power of relativistic jets in active galactic nuclei (AGN) to the low-frequency, isotropic lobe emission, I have re-examined the blazar and radio-loud AGN unification scheme through careful analysis of the four parameters we believe to be fundamental in producing a particular jet spectral energy distribution (SED): the kinetic power, accretion power, accretion mode, and orientation. In particular, I have compiled a multi-wavelength database for hundreds of jet SEDs in order to characterize the jet spectrum by the synchrotron peak output, and have conducted an analysis of the steep lobe emission in blazars in order to determine the intrinsic jet power. This study of the link between power and isotropic emission is likely to have a wider applicability to other types or relativistic jet phenomena, such as microquasars. Based on a well-characterized sample of over 200 sources, I suggest a new unification scheme for radio-loud AGN (Meyer et al. 2011) which compliments evidence that a transition in jet power at a few percent of the Eddington luminosity produces two types of relativistic jet (Ghisellini, et al., 2009). The `broken power sequence' addresses a series of recent findings severely at odds with the previous unification scheme. This scheme makes many testable predictions which will can be addressed with a larger body of data, including a way to determine whether the coupling between accretion and jet power is the currently presumed one-to-one correspondence, or whether accretion power forms an upper bound, as very recent observations suggest (Fernandes et al. 2011). This work is a first step toward a unified understanding of the relativistic jets found in radio-loud active galactic nuclei (AGN) and their connection to accretion onto the super-massive black holes from which they emanate.

In this thesis we present a time-dependent multi-zone radiative transfer code and its applications to study the multiwavelength emission of blazars. The multiwavelength variability of blazars is widely believed to be a direct manifestation of the formation and propagation of relativistic jets, and hence the related physics of the black hole - accretion disk - jet system. However, the understanding of these variability demands highly sophisticated theoretical analysis and numerical simulations. Especially, the inclusion of the light travel time effects(LTTEs) in these calculations has long been realized important, but very difficult. The code we use couples Fokker-Planck and Monte Carlo methods, in a 2 dimensional (cylindrical) geometry. For the first time all the LTTEs are fully considered, along with a proper, full, self-consistent treatment of Compton cooling, which depends on the LTTEs. Using this code, we studied a set of physical processes that are relevant to the variability of blazars, including electron injection and escape, radiative cooling, and stochastic particle acceleration. Our comparison of the observational data and the simulation results revealed that a combination of all those processes is needed to reproduce the observed behaviors of the emission of blue blazars. The simulation favors that the high energy emission at quiet and flare stages comes from the same location. We have further modeled red blazars PKS 1510-089. External radiation, which comes from the broad line region (BLR) or infrared torus, is included in the model. The results confirm that external Compton model can adequately describe the emission from red blazars. The emission from BLR is favored as the source of Inverse Compton seed photons, compared to synchrotron and IR torus radiation.

Zsfassung in dt. Sprache. - Würzburg, Univ., Diss., 2008

Würzburg, Univ., Diss., 2009. / Zsfassung in dt. Sprache.

In this work I characterize the hard X-ray properties of blazars, active galactic nuclei with highly beamed emission, which are notoriously hard to detect in this energy range. I employ pre-defined samples of beamed AGN: the radio-selected MOJAVE and TANAMI samples, as well as the most recent gamma-ray-selected Fermi/LAT 4LAC catalog. The hard X-ray data is extracted from the 105-month all-sky survey maps of the Swift/BAT (Burst Alert Telescope) in the energy band of 20 keV to 100 keV. A great majority of both the MOJAVE and TANAMI samples are significantly detected, with signal-to noise ratios of the sources often just below the X-ray catalog signal thresholds. All blazar sub-types (FSRQs, BL Lacs) and radio galaxies show characteristic ranges of X-ray flux, luminosity, and photon index. Their properties are correlated with the corresponding SED's shape / peak frequency. The LogN-LogS distributions of the samples show a scarcity of blazars in the middle and lower X-ray flux range, indicating differing evolutionary paths between radio and X-ray emission, which is also suggested by the corresponding luminosity functions. Compared to the radio samples, the 4LAC sources are on average significantly less bright in the BAT band since this range often coincides with the spectral gap region between the two big SED emission bumps. Also, the spectral shapes differ notably, especially for the sub-type of BL Lacs. Using the parameter space of X-ray and gamma-ray photon indices, 35 blazar candidate sources can be assigned to either the FSRQ or BL Lac type with high certainty. The reason why many blazars are weak in this energy band can be traced back to a number of factors: the selection bias of the initial sample, differential evolution of the X-rays and the wavelengths in which the sample is defined, and the limited sensitivity of the observing instruments. / In dieser Arbeit charakterisiere ich die Eigenschaften der harten Röntgenstrahlung von Blazaren, aktiven Galaxienkernen mit stark gebeamter Emission, welche in diesem Energiebereich oft schwer detektierbar sind. Dafür verwende ich vordefinierte AGN-Samples: die im Radiobereich ausgewählten MOJAVE- und TANAMI-Samples sowie den im Gammastrahlenbereich definierten Fermi/LAT 4LAC-Katalog. Die Röntgendaten stammen aus dem 105-monatigen All-Sky-Survey des Swift/BAT (Burst Alert Telescope) bei 20 keV bis 100 keV. Der Großteil der MOJAVE- und TANAMI-Samples sind signifikant detektiert, wobei das Signal/Rausch-Verhältnis der Quellen oft knapp unter dem Limit der Röntgenkataloge liegt. Alle Blazar-Subtypen (FSRQs, BL Lacs) und Radiogalaxien zeigen charakteristische Bereiche des Röntgenflusses, der Leuchtkraft und des Photonenindexes. Ihre Eigenschaften korrelieren mit der Form bzw. Peak-Frequenz der entsprechenden SED. Die LogN-LogS-Verteilungen der Samples zeigen einen Mangel an Blazaren im mittleren und unteren Flussbereich, was auf unterschiedliche Entwicklungen zwischen Radio- und Röntgenemission hinweist, bestätigt durch die entsprechenden Leuchtkraftfunktionen. Im Vergleich zu den Radio-Samples sind die 4LAC-Quellen im BAT-Band durchschnittlich deutlich weniger hell, da dieser Bereich oft mit der großen spektralen Lücke der Blazar-SEDs zusammenfällt. Auch die spektralen Formen unterscheiden sich deutlich, insbesondere für BL Lacs. Unter Verwendung des Parameterraums der Röntgen- und Gammastrahlen-Photonenindizes können 35 Blazarkandidaten mit hoher Sicherheit entweder dem FSRQ- oder BL Lac-Typ zugeordnet werden. Der Grund, warum viele Blazare in diesem Energieband schwach sind, kann auf eine Reihe von Faktoren zurückgeführt werden: den Auswahleffekt des ursprünglichen Samples, die unterschiedliche Entwicklung der Röntgenstrahlung und der Wellenlängen, in denen das Sample definiert ist, sowie die begrenzte Empfindlichkeit der Beobachtungsinstrumente.

The extragalactic gamma-ray sky is dominated by blazars, active galactic nuclei (AGN) with a relativistic jet that is closely aligned with the line of sight. Galaxies develop an active nucleus if the central supermassive black hole (BH) accretes large amounts of ambient matter and magnetic flux. The inflowing mass accumulates around the plane perpendicular to the accretion flow's angular momentum. The flow is heated through viscous friction and part of the released energy is radiated as blackbody or non-thermal radiation, with luminosities that can dominate the accumulated stellar luminosity of the host galaxy. A fraction of the accretion flow luminosity is reprocessed in a surrounding field of ionised gas clouds. These clouds, revolving around the central BH, emit Doppler-broadened atomic emission lines. The region where these broad-line-emitting clouds are located is called broad-line region (BLR). About one in ten AGN forms an outflow of radiation and relativistic particles, called a relativistic jet. According to the Blandford-Znajek mechanism, this is facilitated through electromagnetic processes in the magnetosphere of a spinning BH. The latter induces a magnetospheric poloidal current circuit, generating a decelerating torque on the BH and inducing a toroidal magnetic field. Consequently, rotational energy of the BH is converted to Poynting flux streaming away mainly along the rotational axis and starting the jet. One possibility for particle acceleration near the jet base is realised by magnetospheric vacuum gaps, regions temporarily devoid of plasma, such that an intermittent electric field arises parallel to the magnetic field lines, enabling particle acceleration and contributing to the mass loading of the jets. Magnetised structures, containing bunches of relativistic electrons, propagate away from the galactic nucleus along the jets. Assuming that these electrons emit synchrotron radiation and that they inverse-Compton (IC) up-scatter abundant target photons, which can either be the synchrotron photons themselves or photons from external emitters, the emitted spectrum can be theoretically determined. Additionally taking into account that these emission regions move relativistically themselves and that the emission is Doppler-boosted and beamed in forward direction, the typical two-hump spectral energy distribution (SED) of blazars is recovered. There are however findings that challenge this well-established model. Short-time variability, reaching down to minute scales at very high energy gamma rays, is today known to be a widespread phenomenon of blazars, calling for very compact emission regions. In most models of such optically thick emission regions, the gamma-ray flux is usually pair-absorbed exponentially, without considering the cascade evolving from the pair-produced electrons. From the observed flux, it is often concluded that emission emanates from larger distances where the region is optically thin, especially from outside of the BLR. Only in few blazars gamma-ray attenuation associated with pair absorption in the BLR was clearly reported. With the advent of sophisticated high-energy or very high energy gamma-ray detectors, like the Fermi Large Area Telescope or the Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov telescopes, besides the extraordinarily fast variability spectral features have been found that cannot be explained by conventional models reproducing the two-hump SED. Two such narrow spectral features are discussed in this work. For the nearby blazar Markarian 501, hints to a sharp peak around 3 TeV have been reported from a multi-wavelength campaign carried out in July 2014, while for 3C 279 a spectral dip was found in 2018 data, that can hardly be described with conventional fitting functions. In this work it is examined whether these spectral peculiarities of blazar jet emission can be explained, if the full radiation reprocessing through an IC pair cascade is accounted for. Such a cascade is the multiple concatenation of IC scattering events and pair production events. In the cascades generally considered in this work, relativistic electrons and high-energy photons are injected into a fixed soft target photon field. A mathematical description for linear IC pair cascades with escape terms is delivered on the basis of preliminary works. The steady-state kinetic equations for the electrons and for the photons are determined, whereby it is paid attention to an explicit formulation and to motivating the correct integration borders of all integrals from kinematic constraints. In determining the potentially observable gamma-ray flux, both the attenuated injected flux and the flux evolving as an effect of IC up-scattering, pair absorption and escape are incorporated, giving the emerging spectra very distinct imprints. Much effort is dedicated to the numerical solution of the electrons' kinetic equation via iterative schemes. It is explained why pointwise iteration from higher to lower Lorentz factors is more efficient than iterating the whole set of sampling points. The algorithm is parallelised at two positions. First, several workers can perform pointwise iterations simultaneously. Second, the most demanding integral is cut into a number of part integrals which can be determined by multiple workers. Through these measures, the Python code can be readily applied to simulate steady-state IC pair cascades with escape. In the case of Markarian 501 the developed framework is as follows. The AGN hosts an advection-dominated accretion flow with a normalised accretion rate of several \(10^{-4}\) and an electron temperature near \(10^{10}\) K. On the one hand, the accretion flow illuminates the few ambient gas clouds with approximate radius \(10^{11}\) m, which reprocess a fraction 0.01 of the luminosity into hydrogen and helium emission lines. On the other hand, the gamma rays from the accretion flow create electrons and positrons in a sporadically active vacuum gap in the BH magnetosphere. In the active gap, a power of roughly 0.001 of the Blandford-Znajek power is extracted from the rotating BH through a gap potential drop of several \(10^{18}\) V, generating ultra-relativistic electrons, which subsequently are multiplied by a factor of about \(10^6\) through interaction with the accretion flow photons. This electron beam propagates away from the central engine and encounters the photon field of one passing ionised cloud. The resulting IC pair cascade is simulated and the evolving gamma-ray spectrum is determined. Just above the absorption troughs due to the hydrogen lines, the spectrum exhibits a narrow bump around 3 TeV. When the cascaded emission is added to the emission generated at larger distances, the observed multi-wavelength SED including the sharp peak at 3 TeV is reproduced, underlining that radiation processes beyond conventional models are motivated by distinct spectral features. The dip in the spectrum of 3C 279 is addressed by a similar cascade model. Three types of injection are considered, varying in the ratio of the photon density to the electron density and varying in the spectral shape. The IC pair cascade is assumed to happen either in the dense BLR photon field with a luminosity of several \(10^{37}\) W and a radial size of few \(10^{14}\) m or in the diluted photon field outside of the BLR. The latter scenario is however rejected as the spectral slope around several 100 MeV and the dip at few 10 GeV cannot be reconciled within this model. The radiation cascaded in the BLR can explain the observational data, irrespective of the assumed injected rate. It is therefore concluded that for this period of gamma-ray emission, the radiation production happens at the edge of the BLR of 3C 279. Both investigations show that IC pair cascades can account for fine structure seen in blazar SEDs. It is insufficient to restrict the radiation transport to pure exponential absorption of an injection term. Pair production and IC up-scattering by all generations of photons and electrons in the optically thick regime critically shape the emerging spectra. As the advent of future improved detectors will provide more high-precision spectra, further observations of narrow spectral features can be expected. It seems therefore recommendable to incorporate cascading into conventional radiation production models or to extend the model developed in this work by synchrotron radiation. / Beobachtet man das Firmament im Licht der Gammastrahlung, stellen Blasare die Mehrzahl extragalaktischer Objekte dar. Blasare sind aktive Galaxienkerne mit einem relativistischen Jet, der entlang der Sichtlinie ausgerichtet ist. Galaxien haben einen aktiven Kern, wenn das zentrale supermassereiche Schwarze Loch große Mengen an Umgebungsmaterie und magnetischem Fluss akkretiert. Die nach Innen strömende Masse sammelt sich nahe der Ebene an, die senkrecht zum Drehimpuls des Akkretionsflusses steht. Das akkretierte Material wird durch viskose Reibung aufgeheizt und ein Teil der freigesetzten Energie wird als Schwarzkörper- oder nicht-thermische Strahlung abgestrahlt, deren Leuchtkraft die gesamte stellare Leuchtkraft der Wirtsgalaxie übertreffen kann. Ein Teil der Leuchtkraft des Akkretionsflusses wird in einem umgebenden Feld von ionisierten Gaswolken reprozessiert. Diese Wolken, die um das zentrale Schwarze Loch kreisen, emittieren Doppler-verbreiterte Emissionslinien. Den Teil des aktiven Galaxienkerns, in dem sich diese Wolken befinden, bezeichnet man als BLR (englisch: broad-line region). Ihr Abstand zum zentralen Schwarzen Loch beträgt typischerweise etwa 0,1 pc. Etwa einer von zehn aktiven Galaxienkernen bildet einen Ausfluss von Strahlung und relativistischen Teilchen aus, einen sogenannten relativistischen Jet. Dies wird gemäß dem Blandford-Znajek-Mechanismus durch elektromagnetische Prozesse in den Magnetosphären rotierender Schwarzer Löcher bewerkstelligt. Letztere induzieren einen poloidalen magnetosphärischen Stromkreis, der ein abbremsendes Drehmoment auf das Schwarze Loch ausübt und ein toroidales Magnetfeld erzeugt. Folglich wird die Rotationsenergie des Schwarzen Lochs in Poynting-Fluss umgewandelt, der hauptsächlich entlang der Rotationsachse abfließt und den Jet entstehen lässt. Durch Prozesse, die noch nicht eindeutig identifiziert wurden, werden geladene Teilchen in der Nähe der Jetbasis beschleunigt. Eine Möglichkeit dafür ist Teilchenbeschleunigung in magnetosphärischen Vakuum-Lücken. Dies sind Regionen, die vorübergehend nahezu frei von Plasma sind, sodass zeitweise ein elektrisches Feld parallel zu den Magnetfeldlinien entsteht, das die Teilchenbeschleunigung ermöglicht und zur Aufladung der Jets mit massebehafteten Teilchen beiträgt. Magnetisierte Strukturen, die relativistische Elektronen enthalten, bewegen sich entlang der Jets vom Galaxienkern weg. Unter der Annahme, dass diese Elektronen Synchrotronstrahlung aussenden und dass sie vorhandenen weichen Photonen, die entweder die Synchrotronphotonen selbst oder Photonen von externen Emittern sein können, durch inverse Compton-Streuung höhere Energien verleihen, kann das emittierte Spektrum berechnet werden. Berücksichtigt man zusätzlich, dass sich diese Emissionsgebiete selbst relativistisch bewegen und dass die Emission Doppler-verstärkt ist und bevorzugt in Vorwärtsrichtung abgestrahlt wird, erhält man die typische zweihöckrige spektrale Energieverteilung von Blasaren. Es gibt jedoch Erkenntnisse, die dieses bewährte Modell in Frage stellen. Kurzzeit-Variabilität, die bei sehr hochenergetischer Gammastrahlung bis zu Minuten-Skalen hinunterreicht, ist ein weit verbreitetes Phänomen bei Blasaren und setzt sehr kompakte Emissionsregionen voraus. In den meisten Modellen für solche optisch dicken Emissionsregionen wird der Gammastrahlenfluss durch Paarbildung lediglich exponentiell absorbiert, ohne die Kaskade zu berücksichtigen, die sich durch die erzeugten Elektronen entwickelt. Aus den Beobachtungen wird oft gefolgert, dass die Emission aus optisch dünnen Regionen bei größeren Entfernungen stammt, insbesondere von außerhalb der BLR. Nur bei wenigen Blasaren wurde eine Abschwächung der Gammastrahlung durch Absorption in der BLR eindeutig nachgewiesen. Durch moderne Gammastrahlen-Detektoren, wie das Fermi Large Area Telescope oder den Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov Teleskopen, wurden neben der Kurzzeit-Variabilität auch spektrale Merkmale gefunden, die nicht durch konventionelle Modelle, die die zweihöckrigen spektralen Energieverteilungen wiedergeben können, erklärt werden können. Zwei solcher besonderen spektralen Merkmale werden in dieser Arbeit diskutiert. Für den Blasar Markarian 501 wurden bei einer im Juli 2014 durchgeführten Multiwellenlängenkampagne Hinweise auf einen schmalen Buckel bei 3 TeV gefunden, während für 3C 279 in Daten von 2018 eine Mulde im Spektrum gefunden wurde, die mit oft verwendeten Fit-Funktionen nur schlecht beschrieben werden kann. In dieser Arbeit wird untersucht, ob diese spektralen Besonderheiten der Blasar-Jet-Emission erklärt werden können, wenn die vollständige Reprozessierung der Strahlung durch eine inverse Compton-Paar-Kaskade berücksichtigt wird. Eine solche Kaskade ist die mehrfache Aneinanderreihung von inverser Compton-Streuung und Paarproduktion. Bei den in dieser Arbeit allgemein betrachteten Kaskaden werden relativistische Elektronen und hochenergetische Photonen in eine Region mit niederenergetischen Photonen konstanter Dichte injiziert. Auf der Grundlage von Vorarbeiten wird eine mathematische Beschreibung für lineare inverse Compton-Paar-Kaskaden mit Entweichtermen ausgearbeitet. Es werden die zeit-unabhängigen kinetischen Gleichungen für Elektronen und Photonen hergeleitet, wobei auf eine vollständige Formulierung und auf die Begründung der korrekten Integrationsgrenzen aller Integrale durch die kinematischen Vorgaben geachtet wird. Bei der Bestimmung des potentiell beobachtbaren Gammastrahlenflusses werden sowohl der teilweise absorbierte, injizierte Fluss als auch der Fluss, der sich als Effekt der inversen Compton-Streuung, der Paar-Absorption und des Entweichens ergibt, einbezogen, was den entstehenden Spektren charakteristische Formen aufprägt. Die kinetische Gleichung der Elektronen wird durch iterative Vorgehensweisen numerisch gelöst. Es wird erklärt, warum eine punktweise Iteration von höheren zu niedrigeren Lorentz-Faktoren effizienter ist als die Iteration des gesamten Satzes von Stützstellen. Der Algorithmus wird an zwei Stellen parallelisiert. Erstens können mehrere Prozessor-Kerne gleichzeitig punktweise Iterationen durchführen. Zweitens wird das rechenintensivste Integral in mehrere Teilintegrale zerlegt, die von mehreren Kernen berechnet werden können. Durch diese Maßnahmen kann der Python-Code zur Simulation von zeitunabhängigen inversen Compton-Paar-Kaskaden eingesetzt werden. Im Fall von Markarian 501 wird folgendes Modell bemüht. Der aktive Galaxienkern hat einen advektionsdominierten Akkretionsfluss mit einer normalisierten Akkretionsrate von mehreren \(10^{-4}\) und einer Elektronentemperatur um \(10^{10}\) K. Einerseits bestrahlt der Akkretionsfluss die wenigen umgebenden Gaswolken mit ungefährem Radius von \(10^{11}\) m, die einen Faktor 0,01 der Leuchtkraft in Form von Wasserstoff- und Helium-Emissionslinien wieder abstrahlen. Andererseits erzeugen die vom Akkretionsfluss stammenden Gammaphotonen in einer zeitweise aktiven Vakuum-Lücke in der Magnetosphäre des Schwarzen Lochs Elektronen und Positronen. In der geöffneten Lücke wird dem rotierenden Schwarzen Loch durch einen Potentialunterschied von mehreren \(10^{18}\) V eine Leistung von etwa 0,001 der Blandford-Znajek-Leistung entzogen, wodurch ultra-relativistische Elektronen erzeugt werden, die anschließend durch Wechselwirkung mit den Photonen des Akkretionsflusses um einen Faktor von etwa \(10^6\) multipliziert werden. Dieser Elektronenstrahl verlässt die Magnetosphäre und trifft auf das Photonenfeld einer vorbeiziehenden ionisierten Wolke. Die daraus resultierende inverse Compton-Paar-Kaskade wird simuliert und das sich ergebende Gammastrahlenspektrum wird berechnet. Unmittelbar oberhalb der durch die Wasserstofflinien verursachten Absorptionströge erscheint bei rund 3 TeV ein schmaler Höcker. Wenn die Strahlung der Kaskade der aus größerer Entfernung stammenden Strahlung überlagert wird, wird die gesamte spektrale Energieverteilung einschließlich des scharfen Buckels bei 3 TeV reproduziert. Das bedeutet, dass schmale spektrale Merkmale für die Relevanz von Strahlungsprozessen sprechen, die über konventionelle Modelle hinausgehen. Der Trog im Spektrum von 3C 279 wird mit einem ähnlichen Kaskadenmodell untersucht. Es werden drei Fälle der Injektion betrachtet, die sich im Verhältnis der Photonen-Anzahl zur Elektronen-Anzahl und im spektralen Verlauf unterscheiden. Es wird angenommen, dass die Kaskade entweder im dichten Photonenfeld der BLR mit einer Leuchtkraft von mehreren \(10^{37}\) W und einer radialen Ausdehnung von einigen \(10^{14}\) m oder im ausgedünnten Photonenfeld außerhalb der BLR stattfindet. Das letztgenannte Szenario muss jedoch verworfen werden, da die spektrale Steigung bei einigen 100 MeV und der Absorptionstrog bei einigen 10 GeV innerhalb dieses Modells nicht miteinander in Einklang gebracht werden können. Die innerhalb der BLR kaskadierte Strahlung kann die Beobachtungsdaten unabhängig von der angenommenen Injektionsrate erklären. Daraus folgt, dass die Gammastrahlung während dieses Emissionsereignisses am Rande der BLR von 3C 279 produziert wird. Beide Untersuchungen zeigen, dass inverse Compton-Paar-Kaskaden Feinstrukturen in der spektralen Energieverteilung von Blasaren erklären können. Es reicht nicht aus, den Strahlungstransport auf reine exponentielle Absorption eines Injektionsterms zu beschränken. Paarbildung und inverse Compton-Streuung im optisch dicken Bereich und über alle Generationen von Photonen und Elektronen hinweg prägen die entstehenden Spektren entscheidend. Da künftige, verbesserte Detektoren detailliertere Spektren liefern werden, darf man weitere Berichte über schmale spektrale Merkmale erwarten. Es erscheint daher empfehlenswert, die Kaskadierung in konventionelle Modelle der Strahlungsproduktion mit einzubeziehen oder das in dieser Arbeit entwickelte Modell um Synchrotronstrahlung zu erweitern.

京都大学 / 新制・課程博士 / 博士(理学) / 甲第23702号 / 理博第4792号 / 新制||理||1686(附属図書館) / 京都大学大学院理学研究科物理学・宇宙物理学専攻 / (主査)准教授 窪 秀利, 教授 鶴 剛, 教授 中家 剛 / 学位規則第4条第1項該当 / Doctor of Science / Kyoto University / DGAM