We report on the variations of the physical parameters of the jet observed in the blazar Mrk 421, and discuss the origin of X-ray flares in the jet, based on the analysis of the several spectral energy distributions (SEDs). The SEDs are modeled using the one-zone synchrotron self-Compton (SSC) model and its parameters determined using a Markov chain Monte Carlo method. The lack of data at TeV energies means many of the parameters cannot be uniquely determined and are correlated. These are studied in detail. We found that the optimal solution can be uniquely determined only when we apply a constraint to one of four parameters: the magnetic field (B), Doppler factor, size of the emitting region, and normalization factor of the electron energy distribution. We used 31 sets of SED from 2009 to 2014 with optical-UV data observed with UVOT/Swift and the Kanata telescope, X-ray data with XRT/Swift, and gamma-ray data with the Fermi Large Area Telescope (LAT). The result of our SED analysis suggests that, in the X-ray faint state, the emission occurs in a relatively small area (~ 10^16 cm) with relatively strong magnetic field (B~10^-1 G). The X-ray bright state shows a tendency opposite to that of the faint state, that is, a large emitting area (~10^18 cm), probably in the downstream of the jet and weak magnetic field (B~10^-3 G). The high X-ray flux was due to an increase in the maximum energy of electrons. On the other hand, the presence of two kinds of emitting areas implies that the one-zone model is unsuitable to reproduce, at least a part of the observed SEDs.

中文翻译：

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基于光谱能量分布分析的耀变体 Mrk 421 物理参数的变化

我们报告了在耀变体 Mrk 421 中观察到的射流物理参数的变化，并根据对几种光谱能量分布 (SED) 的分析讨论了射流中 X 射线耀斑的起源。SED 使用单区同步加速器自康普顿 (SSC) 模型建模，其参数使用马尔可夫链蒙特卡罗方法确定。TeV 能量数据的缺乏意味着许多参数无法唯一确定且相互关联。这些都进行了详细研究。我们发现只有当我们对以下四个参数之一施加约束时才能唯一确定最优解：磁场 (B)、多普勒因子、发射区域的大小和电子能量分布的归一化因子。我们使用了 2009 年至 2014 年的 31 组 SED，其中包括使用 UVOT/Swift 和 Kanata 望远镜观测的光学紫外数据、使用 XRT/Swift 的 X 射线数据以及使用费米大面积望远镜 (LAT) 的伽马射线数据。我们的 SED 分析结果表明，在 X 射线微弱状态下，发射发生在一个相对较小的区域（~10^16 cm），具有相对强的磁场（B~10^-1 G）。X射线亮态呈现出与暗态相反的趋势，即发射面积大（~10^18 cm），可能在射流下游和弱磁场（B~10^-3 G）。高 X 射线通量是由于电子最大能量的增加。另一方面，两种发射区域的存在意味着单区模型不适合重现，至少部分观察到的 SED。XRT/Swift 的 X 射线数据，以及费米大面积望远镜 (LAT) 的伽马射线数据。我们的 SED 分析结果表明，在 X 射线微弱状态下，发射发生在一个相对较小的区域（~10^16 cm），具有相对强的磁场（B~10^-1 G）。X射线亮态呈现出与暗态相反的趋势，即发射面积大（~10^18 cm），可能在射流下游和弱磁场（B~10^-3 G）。高 X 射线通量是由于电子最大能量的增加。另一方面，两种发射区域的存在意味着单区模型不适合重现，至少部分观察到的 SED。XRT/Swift 的 X 射线数据，以及费米大面积望远镜 (LAT) 的伽马射线数据。我们的 SED 分析结果表明，在 X 射线微弱状态下，发射发生在一个相对较小的区域（~10^16 cm），具有相对强的磁场（B~10^-1 G）。X射线亮态呈现出与暗态相反的趋势，即发射面积大（~10^18 cm），可能在射流下游和弱磁场（B~10^-3 G）。高 X 射线通量是由于电子最大能量的增加。另一方面，两种发射区域的存在意味着单区模型不适合重现，至少部分观察到的 SED。发射发生在具有相对强磁场（B~10^-1 G）的相对较小区域（~ 10^16 cm）。X射线亮态呈现出与暗态相反的趋势，即发射面积大（~10^18 cm），可能在射流下游和弱磁场（B~10^-3 G）。高 X 射线通量是由于电子最大能量的增加。另一方面，两种发射区域的存在意味着单区模型不适合重现，至少部分观察到的 SED。发射发生在具有相对强磁场（B~10^-1 G）的相对较小区域（~ 10^16 cm）。X射线亮态呈现出与暗态相反的趋势，即发射面积大（~10^18 cm），可能在射流下游和弱磁场（B~10^-3 G）。高 X 射线通量是由于电子最大能量的增加。另一方面，两种发射区域的存在意味着单区模型不适合重现，至少部分观察到的 SED。高 X 射线通量是由于电子最大能量的增加。另一方面，两种发射区域的存在意味着单区模型不适合重现，至少部分观察到的 SED。高 X 射线通量是由于电子最大能量的增加。另一方面，两种发射区域的存在意味着单区模型不适合重现，至少部分观察到的 SED。