Результаты наблюдений оболочечных остатков сверхновых при сверхвысоких энергиях зеркальными черенковскими телескопами ШАЛОН Текст научной статьи по специальности «Физика»

УДК 523.165

РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ ОБОЛОЧЕЧНЫХ ОСТАТКОВ СВЕРХНОВЫХ ПРИ СВЕРХВЫСОКИХ ЭНЕРГИЯХ ЗЕРКАЛЬНЫМИ ЧЕРЕНКОВСКИМИ ТЕЛЕСКОПАМИ ШАЛОН

В. Г. Синицина, В.Ю. Синицина

Исследование источников гамма-квантов сверхвысоких энергий любыми методами, в том числе и зеркальными черенковскими телескопами, затрагивают проблему природы космических лучей и роль Галактики в их генерации. В наблюдениях телескопом ШАЛОН высокогорной обсерватории на Тянь-Шане получены спектральные энергетические распределения и изображения галактических остатков сверхновых оболочечного типа, находящихся на разных этапах эволюции, GK Per (Nova 1901 ), Тихо, Cas A, yCygni SNR и IC 443. Экспериментальные данные подтвердили предсказание теории об адронном механизме генерации гамма-квантов сверхвысоких энергий в остатках сверхновых Тихо, Cas A и IC 443.

Ключевые слова: остатки сверхновых, GK Per (Nova 1901), Tycho's SNR, Cas A, Y Cygni SNR (G78.2+2.1), IC 443.

Введение. Большим достижением гамма-астрономии стала регистрация гамма-квантов от целого ряда галактических объектов, что даёт информацию для изучения источников космических лучей. С самого начала физики космических лучей была широко распространена гипотеза о том, что остатки сверхновых (ОСН) являются уникальными кандидатами в источники генерации и ускорения космических лучей. Присутствие электронной компоненты космических лучей видно по излучению, генерируемому ею в остатке сверхновой в широком диапазоне длин волн от радио до Y-излучения средних энергий, тогда как ядерная компонента космических лучей может быть обнаружена только по Y-излучению сверхвысоких энергий. Так гамма-астрономические наблюдения помогут в решении проблемы происхождения космических лучей.

ФИАН, 119991 Россия, Москва, Ленинский пр-т, 53; e-mail: sinits@sci.lebedev.ru

Представлены результаты наблюдений галактических остатков сверхновых оболо-чечного типа Тихо, Cas A, yCygni SNR, IC 443 и, находящейся на самом раннем этапе эволюции ОСН, классической новой GK Per, полученных с помощью зеркального че-ренковского телескопа ШАЛОН.

GK Per (Nova 1901). Nova Persei 1901 (GK Per) одна из наиболее интенсивно наблюдаемых и изучаемых во всём широком диапазоне электромагнитного спектра оболочек классических новых. Оптические данные [1] демонстрируют взаимодействие выбросов новой и окружающего газа. Более того, остаток новой был зарегистрирован радиотелескопом VLA как источник нетеплового, поляризованного радиоизлучения [2]. Результаты этих наблюдений демонстрируют существование сжатой ударной волны межзвёздной среды. В рентгене оболочка вокруг GK Per впервые была открыта в наблюдениях ROSAT, а затем наблюдения продолжились телескопом Chandra [3]. В наблюдениях Chandra, в частности, было обнаружено рентгеновское излучение от той же популяции электронов, что генерируют и радиоизлучение. Обнаружение рентгеновских лучей от оболочки остатка сверхновой, происходящих первично от тормозного излучения релятивистских электронов, ускоренных на ударной волне, предполагает существование y-излучения как в результате п °-распада, так и вторичных pp-взаимодействий [4], а также возможного вклада от обратного комптоновского рассеяния [4]. Результаты наблюдений Chandra показали, что GK Per имеет сходство с классом остатков сверхновых, которые взаимодействуют с молекулярными облаками, подобно ОСН IC 443 ((3 — 30) x 103 лет), но находящихся на более ранних этапах эволюции.

В рамках долгосрочных исследований метагалактических источников y-излучения, на высокогорных зеркальных черенковских телескопах ШАЛОН проведены наблюдения активной галактики NGC 1275 - центральной галактики Скопления Персея [5-10]. В поле зрения телескопа ШАЛОН, на расстоянии ~3° на север от NGC 1275, находится известный источник нетеплового радио- и рентгеновского излучения, остаток классической новой GK Per (или Nova 1901). Таким образом, благодаря большому полю зрения телескопа ШАЛОН, > 8°, наблюдения NGC 1275 автоматически сопровождаются наблюдениями GK Per.

Как источник, сопровождающий NGC 1275, GK Per систематически наблюдается телескопом ШАЛОН (111 часов с 1996 по 2012 год) в ясные безлунные ночи под зенитными углами от 5 до 35 градусов. Наблюдения проводились по стандартной для телескопа ШАЛОН методике получения информации о фоне космических лучей и ливнях, инициированных Y-квантами, в одном и том же сеансе наблюдений. Методика выделения

Y -ливней из ливней, генерированных протонами и ядрами космических лучей, используемая в эксперименте ШАЛОН, позволяет отсекать 99.92% фона [5-7]. При обработке данных наблюдений, GK Per был зарегистрирован телескопом ШАЛОН при энергиях больше 2 ТэВ на уровне 9.2а, определяемом по Li&Ma [11]. Достоверность регистрации в данном случае ниже, чем у источников с данным потоком и спектром за указанное количество часов наблюдений, т.к. источник наблюдался в меньшем эффективном поле зрения по сравнению со стандартной процедурой наблюдения источников в эксперименте ШАЛОН [5-7]. Соответствующие поправки на эффективное поле зрения внесены при определении характеристик источника. Среднее значение потока гамма-квантов при энергиях больше 2 ТэВ для GK Per составляет /cKPer = (2.9± 1.3) x 10-13 см-2 с-1 (рис. 1 (а)). На рис. 1(б) представлены спектры как ON-событий, так и OFF-событий, необходимых для получения спектра Y-квантов, излучаемых GK Per. Спектр Y-квантов, излучаемых GK Per (рис. 1(а)), получен вычитанием спектра фоновых событий, зарегистрированных одновременно с наблюдениями источника, /off к Ekoff, из спектра событий, пришедших от источника, /on к Ekon. При обработке данных наблюдений NGC 1275 по критериям отбора относительно самого NGC 1275 и с привязкой к GK Per, количество Y-ливней, общих и для первого и второго источника, составило менее 1%. Распознание принадлежности общих ливней к каждому из перечисленных источников произведено по определению углового расстояния между направлением прихода ливня и координатами источника [5]. В результате количество Y-ливней от NGC 1275 уменьшилось на < 0.5%, что не меняет величину приведённого в работах [5, 9, 10] потока Y-излучения от этого источника.

Интегральный спектр остатка сверхновой GK Per в диапазоне энергий 2-15 ТэВ, F(Eo > 2 ТэВ) к EfcT, где kY = —1.90 ± 0.35, приведён на рис. 1(а). На рис. 2 представлено спектральное энергетическое распределение GK Per (рис. 2(а)), а также изображение источника в ТэВ-ом диапазоне энергий, полученное с помощью телескопа ШАЛОН (рис. 2(б)). Анализ направлений прихода Y-ливней выявил основную область излучения, совпадающую с положением центрального источника GK Per, и наличие слабого излучения от оболочки, видимого также и в рентгене телескопом Chandra. [3] (рис. 2(б)).

Остаток сверхновой Кассиопея A (1680 год). Кассиопея A (Cas A) самый молодой из исторических остатков сверхновых в нашей Галактике. Яркость излучения Cas A во всем наблюдаемом электромагнитном спектре делает этот источник уникальным объектом для изучения явлений в остатках сверхновых при высоких и сверхвысоких энергиях.

Рис. 1: Характеристики источника GK Per (Nova 1901): (а) интегральный спектр y -квантов со степенным показателем kY = —1.90±0.35; (б) спектр событий, прошедших критерии отбора, без вычета фона kon = —2.10 ± 0.35 и спектр фоновых событий, наблюдаемых одновременно с источником koff = —1.75 ± 0.09.

10

.-10

10

-11

о

Г'

,-12 .

-13

о Ю m £ 10"

fei

I ю-14

10

-16

10

GK Per

(a)

f 'h¿ 1

Д ШАЛОН (1996-2012) ■ Су gnus (1991)

12

lo'3

E, эВ

o

43d54.3'

43d53.4' ■

10

14

3h31.32' 3h31.20' 3h31.08' a

Рис. 2: (а) Спектральное энергетическое распределение y-излучения сверхвысоких энергий от GK Per (Nova 1901) по данным телескопа ШАЛОН; (б) изображение GK Per (Nova 1901) по данным телескопа ШАЛОН и его энергетическое изображение в области энергий > 0.8 ТэВ (чёрно-белая шкала); контурами представлено изображение GK Per в рентгене, полученное телескопом Chandra [3].

Cas A наблюдался телескопом ШАЛОН 68 ч в 2010-2013 гг. и был зарегистрирован с потоком (0.64 ± 0.10) х 1012 см-2 с-1 [7] при энергиях > 0.8 ТэВ на уровне 16.1а, определяемом по методу Li&Ma [11]. Спектр Y-квантов в диапазоне энергий от 0.8 до 30 ТэВ хорошо описывается степенным законом с экспоненциальным обрезанием I (> EY) = (0.64± 0.10) х 10-12 х £7-°.91±0Л1 exp(-EY/10.3 ТэВ) (см. рис. 3). На рис. 3 справа представлено изображение Cas A в рентгеновском диапазоне (см. линии), полученное телескопом Chandra [12], в сравнении с данными телескопа ШАЛОН в области энергий 0.8-30 ТэВ.

Для описания спектра y-излучения Cas A, наблюдаемого в диапазоне энергий 500 МэВ - 10 ТэВ, рассматриваются два основных механизма генерации Y-квантов высоких и сверхвысоких энергий: обратное комптоновское рассеяние и распад п°-мезонов, рожденных в столкновениях ядер космических лучей с межзвездным газом [13, 14]. На рис. 3 слева представлено спектральное энергетические распределение излучения Cas A по данным телескопа ШАЛОН (А) вместе с теоретическими предсказаниями для данного источника [13, 14] и в сравнении с данными других экспериментов: Fermi LAT [13], HEGRA [15], MAGIC [16], VERITAS [17], верхние пределы EGRET [18], CAT [19], Whipple [20]. Сплошными линиями показаны спектры в случае адронного происхождения Y-излучения сверхвысоких энергий [13, 14]. В работе [13] также представлены результаты расчетов лептонной модели происхождения Y-излучения в предположении двух значений индукции магнитного поля B. Поток Y-лучей, рожденных в процессе обратного комптоновского рассеяния при B = 0.3 мГс, имеет значение в 5-8 раз меньше наблюдаемого в экспериментах; при B = 0.12 мГс спектр Y-квантов имеет обрезание при энергиях ~10 ТэВ.

Обнаружение Y-излучения от Cas A при энергиях 5-30 ТэВ и жесткий спектр при энергиях < 1 ТэВ свидетельствует об адронном происхождении Y-лучей в Cas A.

Остаток сверхновой Тихо (1572 год). Остаток сверхновой Тихо произошел от сверхновой типа Ia, вспыхнувшей в 1572 г. В наблюдениях телескопом Chandra было получено качественное изображение Tycho's SNR, на котором был обнаружен "пузырь" расширяющегося вещества внутри более быстро двигающейся оболочки высокоэнергичных электронов. Сверхзвуковое расширение вещества создает две, прямую и обратную, ударные волны, излучающие рентген. Такой характер смещения ударной волны относительно поверхности "разрыва" расширяет возможности эффективного ускорения космических лучей на ударной волне.

Рис. 3: Характеристики остатков сверхновых оболочечного типа Cas A, Tycho's SNR. Слева: спектральные энергетические распределения y-излучения высоких и сверхвысоких энергий по данным телескопа ШАЛОН (д) в сравнении с данными других экспериментов (см. текст). NB - поток нетеплового тормозного излучения [14], IC -поток y-излучения от обратного комптоновского рассеяния [14]; d - расстояние до источника; NH - плотность межзвёздной среды вокруг остатка сверхновой. yp - показатель спектра протонов. Справа: изображения остатков сверхновых при энергиях > 0.8 ТэВ по данным телескопа ШАЛОН (чёрно-белая шкала); контурами представлено излучение в рентгене по данным эксперимента Chandra.

Наблюдения остатка сверхновой Тихо Браге проводились телескопом ШАЛОН в разные годы (с 1996 по 2010 гг.) [6-10]. ОСН Тихо был обнаружен телескопом ШАЛОН при энергиях больше 0.8 ТэВ на уровне 17а, определяемом по методу Li&Ma

Рис. 4: Характеристики остатков сверхновых оболочечного типа 7 Судпъ БИЯ и 1С 443. Слева: спектральные энергетические распределения 7-излучения высоких и сверхвысоких энергий по данным телескопа ШАЛОН (д) в сравнении с данными других экспериментов (см. текст). Справа: изображения остатков сверхновых при энергиях > 0.8 ТэВ по данным телескопа ШАЛОН (чёрно-белая шкала); контурами представлено излучение в радиодиапазоне по данным СОРБ.

[11] с потоком (5.2 ± 0.4) х 10-13 см-2 с-1. Энергетический спектр Y-квантов Tycho's SNR, по данным ШАЛОН в диапазоне энергий от 0.8 до 80 ТэВ, описывается степенным законом с экспоненциальным обрезанием I(> EY) = (0.41 ± 0.05) х 10-12 х хЕ-0'93±0'09 exp(-Ey/35 ТэВ). Также представлено изображение источника в диапазоне 0.8-80 ТэВ, полученное с помощью телескопа ШАЛОН (рис. 3). Недавно ОСН Тихо был также зарегистрирован телескопом VERITAS в наблюдениях 2008-2010 гг. и 2011 г. [21].

Согласно расчетам [22] поток y-квантов F от распада п° пропорционален E-1 и простирается выше 30 ТэВ, тогда как поток Y-лучей, рожденных в процессе обратного комптоновского рассеяния, имеет обрезание при энергиях ~10 ТэВ. Таким образом, регистрация телескопом ШАЛОН Y-квантов от ОСН Тихо при энергиях 10-80 ТэВ является свидетельством адронного происхождения потока y-квантов в данном объекте. Благодаря высококачественным данным, полученным с помощью обсерваторий XMM-Newton и Chandra, стали доступны уточненные параметры ОСН Тихо, необходимые для расчетов, такие как, например, энергия взрыва сверхновой Esn = 1.2 х 1051 эрг. Заключения относительно расстояния до ОСН Тихо сильно разнятся. Так в литературе указываются значения, оцененные разными методами, от 2.0-2.8 кпк до 3.1-4.5 кпк [23]. Чтобы поставить ограничения на значения таких параметров источника, как расстояние d и плотность межзвездной среды вокруг остатка Nh , сравним полученные в расчетах [23] спектральные энергетические распределения с распределениями из результатов наблюдений данного источника в ТэВ-ой области. Дополнительная информация о параметрах источника ОСН Тихо получена в рамках нелинейной кинетической теории [23, 24] из данных телескопа ШАЛОН: расстояние d находится в пределах 3.13.3 кпк, плотность межзвездной среды Nh = 0.4 — 0.5 см-3, при этом спектр Y-квантов от распада п° будет простираться почти до 100 ТэВ.

Остаток сверхновой YCygni SNR (возраст ~ (5 — 7) х 103 лет). yCygni SNR -близкий остаток сверхновой оболочечного типа (1.5 кпк), с угловыми размерами ~1° и оболочечной структурой, видимой в радио- и рентгеновском диапазоне энергий [25].

Y Cygni SNR существенно старше таких остатков сверхновых как Cas A и Tycho's SNR, его возраст оценивается как 5000-7000 лет [25, 26] и, предположительно, ОСН y Cygni находится на стадии раннего адиабатического расширения. Наблюдения остатков сверхновых на разных этапах эволюции могут помочь в установлении механизмов ускорения космических лучей до энергий вплоть до 1015 эВ.

Как источник, сопровождающий Cyg X-3, YCygni SNR систематически наблюдается телескопом ШАЛОН с 1995 г. по настоящее время. При обработке данных наблюдений,

Y Cygni SNR был зарегистрирован телескопом ШАЛОН [9, 10] при энергиях > 0.8 ТэВ на уровне 14а [11]. Среднее значение потока при энергиях больше 0.8 ТэВ для y Cygni SNR составляет I-yCygmSNR — (1.27 ± 0.11) х 10 12 см 2 c 1. Достоверность регистрации в данном случае ниже, чем обычно у источников с данным потоком и спектром, т.к. источник наблюдался в меньшем эффективном поле зрения по сравнению со стандартной

процедурой наблюдения источников в эксперименте ШАЛОН [5-7] и соответствующие поправки внесены при определении характеристик источника.

Энергетический спектр y-квантов ОСН YCygni при энергиях > 0.8 ТэВ описывается степенным законом с экспоненциальным обрезанием (1.12 ± 0.11) х 10-12 х E-o.93±o.o9 exp(_e/20 ТэВ) [9, 10]. На рис. 4 представлено изображение источника при энергиях 0.8-50 ТэВ, полученное с помощью телескопа ШАЛОН, в сравнении с радиоструктурой yCygni SNR (CGPS линии). Анализ направлений прихода Y-ливней выявил две области излучения в y Cygni SNR: основная на юго-востоке оболочки ОСН, и вторая на севере. При рассматриваемых энергиях > 0.8 ТэВ основной вклад как в поток частиц, так и в поток энергии даёт область юго-восточного края оболочки ОСН. На наземном телескопе VERITAS [27] при энергии 200 ГэВ был зарегистрирован протяжённый источник VERJ2019+407, коррелирующий с положением северной части оболочки источника. На рис. 4 представлено спектральное энергетическое распределение YCygni SNR по данным телескопов ШАЛОН, EGRET [18], AGILE [28], Fermi LAT [2931], VERITAS [27, 32] и MILAGRO [33].

Остаток сверхновой IC 443 (возраст ~ (3 _ 30) х 103 лет). Остаток сверхновой IC 443 является известным источником радио, оптического, рентгеновского и МэВ - ТэВ-го Y-излучения. IC 443 - это ОСН оболочечного типа, имеющий угловой размер ~45' в радиодиапазоне. Он имеет сложную структуру и состоит из двух оболочек-сегментов разного радиуса. Возраст этого остатка не определён: некоторые оценки указывают на то, что это ОСН с возрастом (3-4) х 103 лет, другие авторы дают оценки ~(20—30) х 103 лет. IC 443 является одним из ОСН, который наилучшим образом подходит для исследования связи между остатками сверхновых, молекулярными облаками и источниками Y-квантов высоких и сверхвысоких энергий. Близкое расположение плотных выметаемых молекулярных облаков и областей ГэВ-ТэВ Y-излучения [34], зарегистрированных EGRET, Fermi LAT, MAGIC и VERITAS позволяет рассматривать этот остаток сверхновой в качестве источника космических лучей. IC 443 был зарегистрирован телескопом ШАЛОН с потоком (1.69 ± 0.58) х 10-12 см-2 с-1 [5] при энергиях больше 0.8 ТэВ на уровне 9.7а [11]. Интегральный спектр IC 443 описывается степенным законом с показателем kY = —1.94 ± 0.16. Для описания спектра Y-излучения IC 443 с энергиями 100 МэВ - 7 ТэВ как основной механизм генерации рассматривается распад п°-мезонов, рождённых в столкновениях ядер космических лучей с межзвёздным газом. Обратное комптоновское рассеяние не объясняет наблюдаемый спектр, т.к. нет известного яркого источника фотонов в данной области. На рис. 4 представлено спектральное энергети-

ческое распределение излучения IC 443 по данным телескопов ШАЛОН (д), EGRET, Fermi LAT, MAGIC, VERITAS [34]. Сплошной линией показан спектр Y-квантов сверхвысоких энергий адронного происхождения. Представлено изображение источника в ТэВ-ом диапазоне энергий, полученное с помощью телескопа ШАЛОН (рис. 4 справа) в сравнении с радиоизображением IC 443 (CGPS линии). Анализ направлений прихода Y-ливней выявил корреляцию максимумов излучения в диапазоне энергий 800 ГэВ -7 ТэВ с излучением, наблюдаемым Fermi LAT [34], также ТэВ-ое излучение на юге и юго-западе коррелирует с расположением плотных выметаемых молекулярных облаков.

зЗаключение. Представлены результаты наблюдений галактических остатков сверхновых оболочечного типа, находящихся на разных этапах эволюции: GK Per (Nova 1901), Кассиопея A, Тихо, YCygni SNR и IC 443, полученных с помощью зеркального черенковского телескопа ШАЛОН. Впервые было обнаружено излучение сверхвысоких энергий от классической новой GK Per (Nova 1901), являющейся, по-видимому, ОСН оболочечного типа на раннем этапе эволюции, и её оболочки, видимой и в рентгеновском диапазоне энергий. Экспериментальные данные подтвердили предсказание теории об адронном механизме генерации Y-квантов сверхвысоких энергий в остатках сверхновых Тихо, Cas A и IC 443.

ЛИТЕРАТУРА

[1] A. J. Slavin, T. J. O'Brien, and J. S. Dunlop, MNRAS 276, 353 (1995).

[2] S. P. Reynolds and R. A. Chevalier, Astrophys. J. 281, L33 (1984).

[3] S. Balman, Astrophys. J. 627, 933 (2005).

[4] E. G. Berezhko and H. Volk, Astropart. Phys. 7, 183 (1997).

[5] В. Г. Синицина, В. Ю. Синицина, Письма в Астрономический журнал 40(2-3), 93 (2014).

[6] V. G. Sinitsyna, Nuovo Cimento 19C(6), 965 (1996).

[7] В. Г. Синицина, В. Ю. Синицина, Письма в Астрономический журнал 37(9), 676 (2011).

[8] V. G. Sinitsyna et al., Nuclear Physics B(Proc. Suppl.) 97, 215 (2001).

[9] В. Г. Синицина, В. Ю. Синицина, Краткие сообщения по физике ФИАН 40(5), 9

(2013).

[10] V. G. Sinitsyna, V.Y. Sinitsyna, in: " Astroparticle, Particle, Space Physics and Detectors Physics Applications" Proc. 14th ICATPP, 2013 (Eds. S. Giani, C. Leroy, P. G.

Rancoita, L. Price and R. Ruchti; Singapore: World Scientifc) 8, 20, 135, 142.

[11] T.-P. Li and Y.-Q. Ma, Astrophys. J. 272, 317 (1983).

[12] F. D. Seward, W. H. Tucker, and R. A. Fesen, Astrophys. J. 652, 1277 (2006).

[13] A. A. Abdo, M. Ackermann, M. Ajello, et al., Astrophys. J. 710, L92 (2010).

[14] E. G. Berezhko, G. Pühlhofer, and H. Volk, Astron. Astrophys. 400, 971 (2003).

[15] F. Aharonian, A. Akhperjanian, J. Barrio, et al., Astron. Astrophys. 370, 112 (2001).

[16] J. Albert, E. Aliu, H. Anderhub, et al., Astron. Astrophys. 474, 937 (2007).

[17] V. A. Acciari, E. Aliu, T. Arlen, et al., Astrophys. J. 714, 163 (2010).

[18] J. A. Esposito, S. D. Hunter, G. Kanbach, and P. Sreekumar, Astrophys. J. 461, 820

(1996).

[19] P. Goret, C. Gouiffes, E. Nuss, and D. C. Ellison, in: Proc. 26th Inter. Cosmic Ray

Conf, Salt Lake City 1999, ICRC 3, 496 (1999).

[20] R. W. Lessard, I. H. Bond, P. J. Boyle, et al., in: Proc. 26th Inter. Cosmic Ray Conf.,

Salt Lake City 1999, ICRC 3, 488 (1999).

[21] V. A. Acciari et al., ArXiv:astroph/ 1102.3871v1.

[22] E. G. Berezhko, in: Proc. 27th International Cosmic Ray Conference, Hamburg, Germany, 2001, Invited, Rapporteur and Highlight papers of ICRC 2001 (Copernicus

Gesellschaft, Hamburg, 2002), p. 226.

[23] E. G. Berezhko, H. Volk, and L. T. Ksenofontov, Astronomy&Astrophysics 483, 529

(2008).

[24] E. G. Berezhko, H. Volk, and L. T. Ksenofontov, Adv. Space Res. 41, 473 (2008).

[25] Т. А. Лозинская, В. В. Правдикова, А. В. Финогенов, Письма в Астрономический

журнал 26(2), 102 (2000).

[26] Y. Uchiyama, T. Takahashi, F. A. Aharonian, and J. R. Mattox, Astrophys. J. 571,

866 (2002).

[27] A. Weinstein, ArXiv:0912.4492.

[28] A. W. Chen, G. Piano, M. Tavani, et al., Astron. & Astrophys. 525, A33 (2011).

[29] A. A. Abdo, M. Ackermann, M. Ajello, et al., Astrophys. J. Suppl. 187, 460 (2010).

[30] P. L. Nolan, A. A. Abdo, M. Ackermann, et al., Astrophys. J. Suppl. 199, 31 (2012).

[31] J. Lande, M. Ackermann, A. Allafort, et al., Astrophys. J. 756(1), 5 (2012).

[32] A. Weinstein, ArXiv:1303.2271.

[33] A. A. Abdo, B. T. Allen, T. Aune, et al., Astrophys. J. 734, 28 (2011).

[34] A. A. Abdo et al., Astrophys. J. 712, 459 (2010).

Поступила в редакцию 14 октября 2014 г.