ARGO－YBJ：为期5年的伽玛射线巡天观测＊

曹 臻

研究员，中国科学院高能物理研究所，北京 100049

ARGO－YBJ实验已经稳定运行了5年，产生了许多重要的科研成果。本文将总结ARGO－YBJ对伽玛天文领域的贡献，包括河内源的伽玛射线能谱，河外活动星系核的爆发等现象的深入研究，以飨读者。在不久的将来，已经在计划之中的LHAASO实验将成为该领域内新一代的实验装置，对本文所介绍的所有研究，都将会得到极大的增强，显著地深化我们在伽玛射线天文学领域观测方面的研究。

1 引言

位于西藏羊八井海拔4300m处国际宇宙线观测站的ARGO－YBJ实验［1］从2006年6月开始稳定地取数运行，平均有效观测时间达到85%，而由于系统获取数据造成的死时间只占到4%以下，总共收到了3500亿个事例，覆盖整个观测站上方从天顶到45°的范围，随着地球的转动，24 h的连续观测就扫描了赤纬大于10°的几乎整个北半天空，开展能量高于300GeV的甚高能伽玛射线天文学研究。

在未采用任何伽玛光子与宇宙线背景之间的区分手段情况下，我们完全依靠统计学原理测量来自伽玛射线源方向的事例数对背景的超出，不断分析ARGO－YBJ几年来积累的事例，力图发现新的伽玛射线源。ARGOYBJ的优势集中表现在其全时段不间断测量，最擅长捕捉不稳定天体的耀发现象和这类天体的长期变化规律，这些天体多是银河系外遥远的活动星系。另一个优势是ARGO－YBJ宽广的视场，非常适合于观测空间上有一定扩展的源区，能够准确地收集到完整的伽玛信号，银河系内的源较为邻近，多有这种延展性。

作为ARGO－YBJ探测器的性能最关键的指标，被称之为“点扩展函数”（PSF）的方向测量分辨本领，在ARGO－YBJ实验中是可以直接测量出来的。按照定义，点扩展函数就是一束来自同一方向的宇宙线粒子被重建出来的到达方向的分布函数。要在实验上测出这个函数，人们必须有这样一束宇宙线！当然，我们不可能制造这样一束宇宙线，但由于月亮在天上遮挡了本来可以飞到我们探测器上的那些宇宙线，从而在我们的观测中会看到月亮方向上宇宙线的数目会明显少于其他方向，而成为一个阴影。精确测量这少掉的一束，效果完全等同于多出的一束，是天文学能够告诉我们每时每刻月亮的精确位置，同时我们有大量的数据样本，使得月亮阴影测量的统计显著性达到了75倍标准偏差。这就意味着我们不但可以直接测出这些少了的粒子的方向分布而得到PSF，还能够充分利用这个阴影的精确位置来监测探测器性能的稳定性和可能存在的系统偏差。按月做出的测量表明ARGO－YBJ的指向定向系统误差保持在小于0.1°的水平，5年内方向测量分辨率的涨落幅度不超过10%［2］。

2 银河系内伽玛源的能谱研究

宋朝人发现并详细记录了的蟹状星云（Crab Nebula）是相对年轻的超新星爆发后留下的遗迹，由于爆发后在中心留下一颗高速旋转的脉冲星发出强大的粒子流，与遗迹中的物质相互作用，发出各种能量的光子，成为天上最强的伽马射线源，而且强度非常稳定，自然就被天文学家们用来作为在北天区里标定探测器的标准烛光。ARGO－YBJ也不例外。从2007年11月开始，我们连续不断地收集数据，累计测量到来自蟹状星云的伽玛光子超出了该方向上宇宙线流强正常统计涨落（用标准偏差S.D.表示）的17倍。通常用一年的观测时间能够收集到超出背景涨落5倍S.D.为一个探测器能够探测到这一标准烛光的灵敏度的衡量，ARGO－YBJ的观测能力就表示为能够清晰地看见所有流强仅为蟹状星云流强0.3倍或者更亮的源。到目前为止，在我们的视场所及的北天区，除了原来 MILAGRO“发现”的最强源MGRO J2019＋37外，所有应该能看到的源都已经被很好地观测了，包括银河系内的蟹状星云、MGRO J1908＋06，MGRO J2031＋41，银河外的强烈活动星系 Mrk 421和Mrk501。非常奇怪的是，MGRO J2019＋37曾经是MILAGRO实验发现的最强源，该实验用12倍S.D.的高显著性“发现”了这个具有0.8倍蟹状星云流强的扩展源，但我们并没有看到这个源［2］。下面会详细讨论这些现象。

2.1 蟹状星云

所有实验都没有测出蟹状星云具有任何空间延展，因此对它的观测方法比较简单而没有歧义。简单地数出点扩展函数的分布区域里所包含的事例数，用已经非常成熟的技术估算出同一区间内宇宙线背景事例的数目，就可以正确地算出源自于蟹状星云的伽玛射线引起的超出。虽然不能逐事例挑出伽玛射线事例并测量其能量，而且能量测量的分辨率也不太高，采用反演的办法，仍然可以将源的伽玛射能量谱分布函数（SED）线解出来，但必须在特定的SED假设条件下完成，比如具有特定谱指数的幂律等。这样的做法将使“测量”到的能谱与假设的SED形状是相关的。所幸的是，在ARGO－YBJ的工作能区之内，蟹状星云的SED保持为一个简单的幂律，ARGO－YBJ测量的结果与其他实验吻合得相当好，如图1所示。这一简单的幂律谱在已经覆盖的伽玛射线能量区域内保持得很好，直到20TeV（1 TeV＝1012eV）没有发现明显的弯曲。检验源方向附近的事例的角度分布，也没有发现明显偏离ARGO－YBJ探测器自己的点扩展函数，表明没有测到空间上的延展［3］。这也许正是采用不同探测技术的各实验的能谱测量结果能够相互间吻合如此之好的原因。

图1 ARGO－YBJ测量的来自蟹状星云的伽玛射线能谱分布函数（圆点）（作为对照，图中还画出了用Cherenkov望远镜定点观测的测量结果，包括HESS（方块）和MAGIC（三角）的结果）

2.2 其他河内源

银河系内发现的甚高能伽玛射线源多数是脉冲星风云（PWN）和超新星遗迹（SNR）。这些源在不同的空间尺度上都可能有延展。用窄视场的观测装置如成像Cherenkov望远镜来测量这些源比较困难，原因是观测时不可能在视场内测到完全不受信号污染的绝对背景信号，从而导致宇宙线背景估计偏高，而来自于源的伽玛射线流强就相应地被低估了。反之，用ARGO－YBJ这种宽视场的探测器，要么选择在空间上距离源区足够远的区域，要么选择沿着源星体的轨迹在时间上有足够的滞后或者超前的数据，都可以安全地、清楚地测量好宇宙线背景的强度，这样不但更有可能测好源的空间延展度，同时还能完整地记录到来自于源的伽玛射线信号光子，从而得到更为准确的流强测量。当然，通常情况下，定点观测的空间分辨率较高，因此测量的精度更高。这里，我们将报道两个用成像Cherenkov望远镜和地面簇射阵列两种手段都观测得很好的甚高能伽玛射线源，MGRO J1908＋06［4］和MGRO J2031＋41［5］。

图2中，上图是关于 MGRO J1908＋06的能谱测量，下图是关于MGRO J2031＋41的能谱测量。它们都是延展的源，用一个2维的高斯分布来定量描述，空间上的扩展度就用这个函数的标准偏差σ来描写。用ARGO－YBJ测出的扩展度分别为（0.50±0.35）°和然而，它们的宽度似乎都被望远镜实验低估了，比如，HESS测得 MGRO J1908＋06的宽度是（0.34±0.04）°，MAGIC则测得 MGRO J2031＋41的宽度仅（0.087±0.030）°，同时HEGRA则得到（0.103±0.025）°的宽度。由此导致的后果是，两类实验测得的伽玛射线流强及能谱分布函数就大不一样，显然这两类观测中测量到的背景不是同一个水平，问题是这种系统偏差随着源的空间扩展度还会发生变化。图2中列出的结果将这一事实表现得如此突出，即两个同类实验的结果各自都符合很好，而不同类的两组相去甚远。这种情况暗示其差别很有可能源自测量方法带来的系统偏差。这两个源的观测结果与蟹状星云的情况呈鲜明的对照。

对伽玛射线流强测量之系统误差的另外一个重要贡献来自于银河系的弥散伽玛射线，以及来自于同一区域内很弱的点源的贡献。这部分可以通过一个专门的观测研究来估计，下面会给出较为详细的描述，结果是对哪一个源都不超过其流强的12%［6］。

图2 用地面簇射探测器阵列实验（ARGO－YBJ和MILAGRO，窄视场成像Cherenkov望远镜实验分别测出的源 MGRO J1908＋06（上）和MGRO J2031＋41（下）的能谱分布函数）

3 全天扫描

如前所述，ARGO－YBJ已经对整个北半天空进行了扫描观测，深度达到0.3 Crab单位，即任何源如果其甚高能伽玛辐射的强度超过0.3倍蟹状星云，均应该以5倍S.D.的显著性被ARGO－YBJ观测到。自从美国的MILAGRO实验以来［9］，ARGO－YBJ是第一个达到此深度的巡天实验。第一个重要的结果是，在广袤的银河系外，没有发现高于0.3 Crab单位的新源。第二，我们的巡天观测结果，与其他的定点观测手段一样验证了MILAGRO发现的其他两个新源。但是，也许更为重要的是，MILAGRO当时看到的最明亮的新源，也正好落在北天区最令人关注的天鹅座区域［7］，ARGO－YBJ却没有找到它的踪影。这一现象已经引起了天文界的重视，高灵敏度的定点观测设备VERITAS实验已经进一步将天鹅座的部分区域的扫描深度推进到0.01 Crab单位［8］，仍然没有发现高强度的源，从而支持 ARGO－YBJ的观测。在介绍测量伽玛射线在更大范围内的弥散分布之前，让我们首先关注天鹅座。

3.1 天鹅座

天鹅座拥有密度最高的OB成协区和Wolf－Rayet大质量恒星，并且还有多个超新星遗迹位于其中，使该区域总成为高能天体物理研究中几乎所有波段观测的焦点，而且探测器的工作能量越高，越愿意选择天鹅座作为深入研究的对象，甚至有人称之为发现宇宙线起源最佳的天体实验室。除了这些基本情况以外，更能引起ARGO－YBJ实验的具体原因是在MILAGRO实验发现的所有新源中，位于该区域中心地带的MGRO J2019＋37是最为明亮的一个伽玛射线源，当时观测到的伽玛射线强度达到了0.8 Crab单位，因此MILAGRO观测的显著性达到12倍S.D.［7］。这个源最为独特的性质之一是很大的空间延展性，如果用一个隆起的礼帽来比喻，表征伽玛射线辐射区的隆起部分的直径可以达到1.1°，即太阳大小！更为定量的描述是用2维高斯曲面来描述其伽玛辐射区的大小，其宽度σ为（0.32±0.12）°。这一特性，使得视场只有小于3°的高灵敏度Cherenkov望远镜实验长期以来“望洋兴叹”，既观测不到这个非常亮的源，又不能证明该源不存在。ARGO－YBJ实验在成功地观测了所有其他河内和河外的源以后，包括MILAGRO发现的强度是这个源一半以上的新源以及两个河外的瞬变源，5年的数据积累对这个始终找不到的源给出强烈的限制［5］。图3中上图画出了ARGO－YBJ测得的相应区域内显著性分布图，而下图则画出了根据ARGO－YBJ实验5年都测不到这个源而对它的存在性所做出的排除限。从左到右，图中的第1个点表明，用ARGO－YBJ记录到的所有能量高于600GeV的事例，在90%的置信水平上，甚至是强度只有MILAGRO报道强度一半的伽玛辐射都应该被很好地观测到了！这个上限画在了这批事例的中值能量3 TeV处。类似地，第2个点表明，如果用挑选出的高能量（＞2 TeV）事例，ARGO－YBJ也已经应该很好地观测到如MILAGRO报道的伽玛流强。第3个点则说明，如果这个源的高能伽玛流强真如MILAGRO报道的那样有明显地下降，那么ARGO－YBJ的数据还不足于看到这种迅速的下降。因此，这个观测事实表明，要么这个“如日中天”而仅次于标准烛光的河内稳定亮源，几年之内就不见了！要么这个源只产生能量很高的伽玛射线而几乎不辐射低于10TeV的光子！不管是哪种情况，都给人们留下一个巨大的谜！

图3 上图显示ARGO－YBJ测得的天鹅座附近的显著性分布天图，其中最显著超出出现在MILAGRO发现的强度第3的新源J2031＋41，而小圆圈和其中的十字叉标出的位置就是这里正在讨论的J2019＋37的位置；下图是ARGO－YBJ在这个方向上设定的伽玛射线流强上限（圆点）与MILAGRO观测能谱（三角与阳影区）之间的关系

3.2 银道面弥散伽玛射线背景

银道面上存在弥散的伽玛射线是已经知道的观测事实，主要的观测手段是空间伽玛射线望远镜，如EGRET和FERMI实验。关于这种弥散伽玛光子的存在，理论上不难给出解释，那就是无所不在的高能宇宙线粒子在银河系里传播时，不断地与气体、尘埃相互作用，通过π0的产生与衰变、轫致辐射、逆Compton散射等过程产生。实际的观测结果，如EGRET与FERMI相比，却存在较大的差别。EGRET早年报道的结果甚至一度认为是对现有模型的巨大挑战，而FERMI的观测结果并不支持EGRET，而更倾向于支持现有的模型。这都是100GeV以下的观测现象。迄今为止，在高能区仅有MILAGRO实验在大约20TeV处的一个观测结果比较明显地高于FERMI测到的强度按简单的幂律谱外推。ARGO－YBJ拥有更低的观测阈能（～300GeV），更加接近空间测量的工作能区。没有伽玛光子与质子的区分，ARGO－YBJ纯粹统计学测量更加的直接，简单累计银河系纬度b在±4°的区域内事例超出，再利用已经发布的甚高能伽玛射线源表，逐一扣除点源的贡献就能得出弥散伽玛在宇宙线背景上的超出。由于太阳系地处银河系较为边缘的地带，在朝向银心的半圆上，即银经±90°的范围内，才能观测到银盘上的伽玛辐射，而在背离银心的半圆，即银经l＞130°和l＜230°的区域，就看不见银盘了。的确，ARGO－YBJ在这个区域内没有发现任何具有统计显著性的超出。在向着银河的方向，总的超出达到了约8倍标准偏差［6］，单独将银经75°附近的天鹅座区域（l＞65°和l＜85°）与其他区域分开，分别测量了弥散伽玛辐射的强度和能谱，如图4所示，天鹅座附近20°内发出的伽玛射线（下图）比ARGO－YBJ视场内其他方向（上图）高出了30%左右。ARGO－YBJ的工作能区可以与FERMI几乎连接起来，如果将FERMI测得的能谱按简单幂律延伸到1 TeV，与ARGO－YBJ的测量结果基本吻合。表明银河宇宙线在河内的传播模型基本上不与观测事实相抵触。

图4 来自于银盘上（｜b｜＜4°）的伽玛射线能谱测量（下图为天鹅座附近20°内的辐射能谱，上图是其他的天区；图中曲线是FERMI测量谱的简单幂律延伸，而方块表示MILAGRO的测量结果）

4 瞬态现象监测

前面已经提到，ARGO－YBJ的全时段观测能力使它成为当今北天区最灵敏的瞬态现象监视器。虽然其探测灵敏度尚不足以测到伽玛射线暴（GRB），但对于持续时间可以从几分钟到十多天的活动星系核（AGN）爆发，ARGO－YBJ已经对它们进行了深入细致的研究，不仅仅简单地监测来自这些AGN的高能辐射（＞600GeV），而是结合也是全时段开展并覆盖全球的天基X射线观测，开展长期和短期的高低能区上辐射流强的关联分析。这种长达数年的不间断联合观测，首次启动了深入探索AGN的辐射机制、对比爆发与平静状态下辐射机制的差异等重要课题，增进了人类对AGN特别是其爆发现象的物理机制的认识。对于Mrk421，还恰好碰上其活动相对频繁的阶段，研究尤其深入。

对Mrk421的密切监视始于ARGO－YBJ投入运行的伊始，2006年6月投入运行之后的2个月内，Mrk421的强烈爆发使它成为ARGO－YBJ的首个物理观测目标，甚至替代了标准烛光蟹状星云而被用于探测器指向的标定。2007年外围探测器安装之后的稳定运行，奠定了这项长期观测的基础，总的超出已经达到12倍S.D.。与软X和硬X射线的联合观测及其关联分析对于加深对辐射机制的理解有着至关重要的意义，因为X射线和甚高能伽玛射线的产生机制是完全不同的物理过程，如果两类辐射之间毫无关联，则他们的父辈粒子就可能来自于不同的加速过程和区域，反之，如果它们紧密相关，虽然不能说他们就一定是由同一批父辈粒子产生，至少对这类模型提供了很有利的支持证据。为此，我们对辐射强度的时间关联、高低能辐射之间的时延关联、大能量跨度上的能谱分析、光子强度与能谱指数之间的演化关系等等开展了细致的研究，发现所有观测证据都支持［9］在稳态下Mrk421的辐射机制可以用所谓同步自散射机制（SSC）做如下的解释：AGN核区的大质量黑洞吸积周围物质产生相对论性喷流，喷流中的电子在伴随的磁场中偏转产生同步辐射光子，这就是X射线的产生过程；而处于同一区域内的这些电子和X射线光子还有可能再次发生碰撞，使得光子的能量进一步从10KeV左右被推到1 TeV以上，这个过程就叫逆Compton散射过程。由于源出于同一批电子而且处于同一个喷流的区域，两种辐射之间的关联自然应该是紧密的。如图5中上图所示，ARGO－YBJ记录到的甚高能光子对宇宙线本底的累积超出数随时间的增长与软X射线、硬X射线的类似增长画在一起，几乎无法相互区分，它们之间的关联清晰可见，在2008年和2010年两次显著变陡，标志着两次强烈的爆发，这使我们能够开展稳态与爆发态能谱之间的对比，如图5中的下图所示。这里，我们观察到几个重要的现象，首先，在一个相当宽广的能量区域，SSC模型能够很好地拟合两种完全不同的实验测得的稳态数据，一种是天上飞的X射线卫星望远镜，一种是在西藏羊八井的1万m2地面粒子探测器！其次，无论是在X射线还是在伽玛射线能区，爆发态的能谱比稳态的能谱明显“变硬”了，即高能成份明显增加了。再次，SSC模型对爆发态的能谱的拟合质量不如对稳态数据的拟合来的好，似乎显现了对于这种模型的偏离。然而，观测数据的统计性还不足以对模型做出强烈的限制。需要更加灵敏的未来探测器来进一步深化我们的研究，完善我们的认识。

图5 上图是各能区的辐射累计总量随时间的变化，软X，硬X和甚高能辐射强度之间的关联清晰可见；下图是在稳态和爆发态时分别测得来自Mrk421的高能辐射能谱，其中用到天基卫星实验RXTE，SWIFT，FERMI和地基ARGO－YBJ实验的数据

Mrk501是另一个相对安静的AGN，到地球的距离与Mrk421相当。2011年10月，这颗AGN再次发生大爆发，这是继1997年以来规模最大的一次。这次爆发发生得非常巧，ARGO－YBJ对Mrk501的长期观测刚刚累计到足够高的统计性，已能完成比较清楚的稳态能谱测量。这次爆发持续近一个月，总的超出量达到6倍S.D.，再次给我们提供了深入研究其辐射和爆发机制的大好机会。首先，虽然Mrk501的伽玛射线强度不如Mrk421那么强，因此不能很好地开展时间关联的研究，但这次爆发足够的强，能够很好地确定X射线爆发和甚高能伽玛辐射迅速增长之间的相关性。这次爆发具有一个非常奇特的性质，那就是工作在较低能区的卫星FERMI探测器虽然具有很高的灵敏度，但是却没有观测到这次爆发，这意味着爆发期间的能谱非常的硬，即高能的成份比低能的要多很多！虽然这种能谱变硬的现象较为普遍，但这次的“硬度”似乎过高，对模型解释提出了强烈的挑战。进一步的能谱分析表明，稳态的辐射能谱仍然能够用SSC模型做出较好的解释，如图6所示，关键的模型参数与用于Mrk421的数值相差不大，表明更深层的物理机制大致相同。但是，爆发时的能谱完全不能解释，这对爆发本身的机制提出了更大的问题，而相对很“硬”的能谱提供了一个研究银河外背景光子场（EBL）的好机会，在甚高能段ARGO－YBJ是唯一的参与者使得我们的研究成为一个亮点。利用目前所收集到的最高能量10TeV附近的信号，我们发现广袤的宇宙中分布的背景光子场并不能像很多模型预言的那样强，这一结果将对理解宇宙的演化进程产生重要的影响［10］。

图6 在稳态（深色曲线）和爆发态（浅色曲线）时分别测得来自Mrk501的高能辐射能谱，其中用到天基卫星实验SWIFT，FERMI和地基 ARGOYBJ实验的数据

5 未来发展：LHAASO实验

在LHAASO计划里［11］，将采用水Cherenkov探测技术建设9万m2连续灵敏探测器，另外4万m2的muon探测器将采用相同的探测技术，但均匀地分布在1 km2阵列范围内，并埋于2.5 m深的土层之下。在这个muon探测器阵列上面，用5137个1 m2的闪烁探测器布成地面阵列，以间隔15 m均匀地排布于整个1 km2的范围。由此实现的探测器阵列，对于10TeV以下的伽玛射线的探测灵敏度比目前的ARGO－YBJ探测器高了25倍左右，而在高于30TeV的能区，灵敏度将增强1000倍。LHAASO探测器的建成，将首次在国际上实现0.02 Crab单位的伽玛射线巡天观测能力，预计将发现几百颗新源，特别是银河系外的活动星系核等耀发天体。对于银河内部的宇宙线候选源天体将伽玛射线能谱的测量一直延伸到PeV（1015eV）能区，找出宇宙线源存在的关键证据。

目前，一个1%规模的LHAASO样机阵列已经在ARGO－YBJ的周围建立起来，部分探测器已经与ARGO－YBJ开展了多年的联合观测。

6 总结

ARGO－YBJ已经稳定运行5年，作为一个重要的标志，对伽玛射线标准烛光——蟹状星云（Crab）的累计曝光量已经达到17倍S.D.，中意合作ARGO－YBJ实验因此已经有效地观测了任何强度达到0.3 Crab单位的伽玛射线源，同时还取得了许多重要的科研成果，包括对河内的强源开展了细致的伽玛光谱测量，对耀发频繁的活动星系核进行了长期的X射线与伽玛射线多波段关联研究，对揭示伽玛辐射机制、研究耀发模型发挥了重要的作用，在与天基探测器同一能区内对宇宙线能谱的精确测量和将宇宙线能标确定在13%以内，实现与空间直接测量的对接，宇宙线到达方向各向异性度的高精度测量，以及其能量依赖关系等等。虽然尚未发现任何新的伽玛射线源，却发现曾经被美国MILAGRO实验组以12倍S.D.高显著性发现的、亮度达到标准烛光的80%的著名天鹅座伽玛射线扩展源，几年之后几乎就消失了！这一现象甚至比再发现一颗新源还要重要。

致谢：作者感谢中国科技部，中国科学院粒子天体重点实验室和意大利核物理研究院（INFN）的大力支持。

［1］ARGO－YBJ Collaboration.Temperature effect on RPC performance in the ARGO－YBJ experiment［J］.Nucl Instrum and Meth A，2009，608：246－250.

［2］CAO Z.TeV gamma－ray survey of the northern sky using the ARGO－YBJ experiment［C］／／32th Internal Cosmic Ray Conference，Beijing，2011，ID：1112.

［3］VERNETTO S.Study of the Crab Nebula flux variability with the ARGO－YBJ detector［C］／／32th International Cosmic Ray Conference，Beijing，2011，ID：0530.

［4］VERNETTO S.Observation of the TeV gamma ray source MGRO J1908＋06 with ARGO－YBJ［C］／／32th International Cosmic Ray Conference，Beijing，2011，ID：0559.

［5］ARGO－YBJ Collaboration.Observation of TeV Gamma rays from the Cygnus region with the ARGO－YBJ experiment［J］.Astrophysical Journal Letters，2012，745（L22）：1－5.

［6］MA L L.A measurement of the diffuse TeV gamma ray emission from the Galactic Plane with ARGO－YBJ experiment［C］／／32th International Cosmic Ray Conference，Beijing，2011，ID：256.

［7］MILAGRO Collaboration.TeV gamma－ray sources from a survey of the galactic plane with milagro［J］.Astrophysical Journal Letters，2007，664（2）：L91－L94.

［8］WEINSTEIN A.The VERIFAS survey of the cygnus region of the Galactic plane［R］.Fermi Symposium，Washington D.C.，2009，（arXiv：0912.4492v1）.

［9］ARGO－YBJ Collaboration.Long－term monitoring of the TeV emission from Mrk421 with the ARGO－YBJ experiment［J］.Astrophysical Journal，2011，734：110－117.

［10］ARGO－YBJ Collaboration.Long－term monitoring on Mrk501 for its VHE gamma emission and a flare in October 2011［J］.Astrophysical Journal Letters，2012（in press）.

［11］CAO Z.The ARGO－YBJ experiment progresses and future extension［J］.International Journal of Modern Physics D，2011，20（10）：1713－1721.