ARGO－YBJ：為期5年的伽瑪射線巡天觀測＊

曹 臻

研究員，中國科學院高能物理研究所，北京 100049

ARGO－YBJ實驗已經穩定運行了5年，產生了許多重要的科研成果。本文將總結ARGO－YBJ對伽瑪天文領域的貢獻，包括河內源的伽瑪射線能譜，河外活動星系核的爆發等現象的深入研究，以饗讀者。在不久的將來，已經在計劃之中的LHAASO實驗將成為該領域內新一代的實驗裝置，對本文所介紹的所有研究，都將會得到極大的增強，顯著地深化我們在伽瑪射線天文學領域觀測方面的研究。

1 引言

位于西藏羊八井海拔4300m處國際宇宙線觀測站的ARGO－YBJ實驗［1］從2006年6月開始穩定地取數運行，平均有效觀測時間達到85%，而由于系統獲取數據造成的死時間只占到4%以下，總共收到了3500億個事例，覆蓋整個觀測站上方從天頂到45°的范圍，隨著地球的轉動，24 h的連續觀測就掃描了赤緯大于10°的幾乎整個北半天空，開展能量高于300GeV的甚高能伽瑪射線天文學研究。

在未采用任何伽瑪光子與宇宙線背景之間的區分手段情況下，我們完全依靠統計學原理測量來自伽瑪射線源方向的事例數對背景的超出，不斷分析ARGO－YBJ幾年來積累的事例，力圖發現新的伽瑪射線源。ARGOYBJ的優勢集中表現在其全時段不間斷測量，最擅長捕捉不穩定天體的耀發現象和這類天體的長期變化規律，這些天體多是銀河系外遙遠的活動星系。另一個優勢是ARGO－YBJ寬廣的視場，非常適合于觀測空間上有一定擴展的源區，能夠準確地收集到完整的伽瑪信號，銀河系內的源較為鄰近，多有這種延展性。

作為ARGO－YBJ探測器的性能最關鍵的指標，被稱之為“點擴展函數”（PSF）的方向測量分辨本領，在ARGO－YBJ實驗中是可以直接測量出來的。按照定義，點擴展函數就是一束來自同一方向的宇宙線粒子被重建出來的到達方向的分布函數。要在實驗上測出這個函數，人們必須有這樣一束宇宙線！當然，我們不可能制造這樣一束宇宙線，但由于月亮在天上遮擋了本來可以飛到我們探測器上的那些宇宙線，從而在我們的觀測中會看到月亮方向上宇宙線的數目會明顯少于其他方向，而成為一個陰影。精確測量這少掉的一束，效果完全等同于多出的一束，是天文學能夠告訴我們每時每刻月亮的精確位置，同時我們有大量的數據樣本，使得月亮陰影測量的統計顯著性達到了75倍標準偏差。這就意味著我們不但可以直接測出這些少了的粒子的方向分布而得到PSF，還能夠充分利用這個陰影的精確位置來監測探測器性能的穩定性和可能存在的系統偏差。按月做出的測量表明ARGO－YBJ的指向定向系統誤差保持在小于0.1°的水平，5年內方向測量分辨率的漲落幅度不超過10%［2］。

2 銀河系內伽瑪源的能譜研究

宋朝人發現并詳細記錄了的蟹狀星云（Crab Nebula）是相對年輕的超新星爆發后留下的遺跡，由于爆發后在中心留下一顆高速旋轉的脈沖星發出強大的粒子流，與遺跡中的物質相互作用，發出各種能量的光子，成為天上最強的伽馬射線源，而且強度非常穩定，自然就被天文學家們用來作為在北天區里標定探測器的標準燭光。ARGO－YBJ也不例外。從2007年11月開始，我們連續不斷地收集數據，累計測量到來自蟹狀星云的伽瑪光子超出了該方向上宇宙線流強正常統計漲落（用標準偏差S.D.表示）的17倍。通常用一年的觀測時間能夠收集到超出背景漲落5倍S.D.為一個探測器能夠探測到這一標準燭光的靈敏度的衡量，ARGO－YBJ的觀測能力就表示為能夠清晰地看見所有流強僅為蟹狀星云流強0.3倍或者更亮的源。到目前為止，在我們的視場所及的北天區，除了原來 MILAGRO“發現”的最強源MGRO J2019＋37外，所有應該能看到的源都已經被很好地觀測了，包括銀河系內的蟹狀星云、MGRO J1908＋06，MGRO J2031＋41，銀河外的強烈活動星系 Mrk 421和Mrk501。非常奇怪的是，MGRO J2019＋37曾經是MILAGRO實驗發現的最強源，該實驗用12倍S.D.的高顯著性“發現”了這個具有0.8倍蟹狀星云流強的擴展源，但我們并沒有看到這個源［2］。下面會詳細討論這些現象。

2.1 蟹狀星云

所有實驗都沒有測出蟹狀星云具有任何空間延展，因此對它的觀測方法比較簡單而沒有歧義。簡單地數出點擴展函數的分布區域里所包含的事例數，用已經非常成熟的技術估算出同一區間內宇宙線背景事例的數目，就可以正確地算出源自于蟹狀星云的伽瑪射線引起的超出。雖然不能逐事例挑出伽瑪射線事例并測量其能量，而且能量測量的分辨率也不太高，采用反演的辦法，仍然可以將源的伽瑪射能量譜分布函數（SED）線解出來，但必須在特定的SED假設條件下完成，比如具有特定譜指數的冪律等。這樣的做法將使“測量”到的能譜與假設的SED形狀是相關的。所幸的是，在ARGO－YBJ的工作能區之內，蟹狀星云的SED保持為一個簡單的冪律，ARGO－YBJ測量的結果與其他實驗吻合得相當好，如圖1所示。這一簡單的冪律譜在已經覆蓋的伽瑪射線能量區域內保持得很好，直到20TeV（1 TeV＝1012eV）沒有發現明顯的彎曲。檢驗源方向附近的事例的角度分布，也沒有發現明顯偏離ARGO－YBJ探測器自己的點擴展函數，表明沒有測到空間上的延展［3］。這也許正是采用不同探測技術的各實驗的能譜測量結果能夠相互間吻合如此之好的原因。

圖1 ARGO－YBJ測量的來自蟹狀星云的伽瑪射線能譜分布函數（圓點）（作為對照，圖中還畫出了用Cherenkov望遠鏡定點觀測的測量結果，包括HESS（方塊）和MAGIC（三角）的結果）

2.2 其他河內源

銀河系內發現的甚高能伽瑪射線源多數是脈沖星風云（PWN）和超新星遺跡（SNR）。這些源在不同的空間尺度上都可能有延展。用窄視場的觀測裝置如成像Cherenkov望遠鏡來測量這些源比較困難，原因是觀測時不可能在視場內測到完全不受信號污染的絕對背景信號，從而導致宇宙線背景估計偏高，而來自于源的伽瑪射線流強就相應地被低估了。反之，用ARGO－YBJ這種寬視場的探測器，要么選擇在空間上距離源區足夠遠的區域，要么選擇沿著源星體的軌跡在時間上有足夠的滯后或者超前的數據，都可以安全地、清楚地測量好宇宙線背景的強度，這樣不但更有可能測好源的空間延展度，同時還能完整地記錄到來自于源的伽瑪射線信號光子，從而得到更為準確的流強測量。當然，通常情況下，定點觀測的空間分辨率較高，因此測量的精度更高。這里，我們將報道兩個用成像Cherenkov望遠鏡和地面簇射陣列兩種手段都觀測得很好的甚高能伽瑪射線源，MGRO J1908＋06［4］和MGRO J2031＋41［5］。

圖2中，上圖是關于 MGRO J1908＋06的能譜測量，下圖是關于MGRO J2031＋41的能譜測量。它們都是延展的源，用一個2維的高斯分布來定量描述，空間上的擴展度就用這個函數的標準偏差σ來描寫。用ARGO－YBJ測出的擴展度分別為（0.50±0.35）°和然而，它們的寬度似乎都被望遠鏡實驗低估了，比如，HESS測得 MGRO J1908＋06的寬度是（0.34±0.04）°，MAGIC則測得 MGRO J2031＋41的寬度僅（0.087±0.030）°，同時HEGRA則得到（0.103±0.025）°的寬度。由此導致的后果是，兩類實驗測得的伽瑪射線流強及能譜分布函數就大不一樣，顯然這兩類觀測中測量到的背景不是同一個水平，問題是這種系統偏差隨著源的空間擴展度還會發生變化。圖2中列出的結果將這一事實表現得如此突出，即兩個同類實驗的結果各自都符合很好，而不同類的兩組相去甚遠。這種情況暗示其差別很有可能源自測量方法帶來的系統偏差。這兩個源的觀測結果與蟹狀星云的情況呈鮮明的對照。

對伽瑪射線流強測量之系統誤差的另外一個重要貢獻來自于銀河系的彌散伽瑪射線，以及來自于同一區域內很弱的點源的貢獻。這部分可以通過一個專門的觀測研究來估計，下面會給出較為詳細的描述，結果是對哪一個源都不超過其流強的12%［6］。

圖2 用地面簇射探測器陣列實驗（ARGO－YBJ和MILAGRO，窄視場成像Cherenkov望遠鏡實驗分別測出的源 MGRO J1908＋06（上）和MGRO J2031＋41（下）的能譜分布函數）

3 全天掃描

如前所述，ARGO－YBJ已經對整個北半天空進行了掃描觀測，深度達到0.3 Crab單位，即任何源如果其甚高能伽瑪輻射的強度超過0.3倍蟹狀星云，均應該以5倍S.D.的顯著性被ARGO－YBJ觀測到。自從美國的MILAGRO實驗以來［9］，ARGO－YBJ是第一個達到此深度的巡天實驗。第一個重要的結果是，在廣袤的銀河系外，沒有發現高于0.3 Crab單位的新源。第二，我們的巡天觀測結果，與其他的定點觀測手段一樣驗證了MILAGRO發現的其他兩個新源。但是，也許更為重要的是，MILAGRO當時看到的最明亮的新源，也正好落在北天區最令人關注的天鵝座區域［7］，ARGO－YBJ卻沒有找到它的蹤影。這一現象已經引起了天文界的重視，高靈敏度的定點觀測設備VERITAS實驗已經進一步將天鵝座的部分區域的掃描深度推進到0.01 Crab單位［8］，仍然沒有發現高強度的源，從而支持 ARGO－YBJ的觀測。在介紹測量伽瑪射線在更大范圍內的彌散分布之前，讓我們首先關注天鵝座。

3.1 天鵝座

天鵝座擁有密度最高的OB成協區和Wolf－Rayet大質量恒星，并且還有多個超新星遺跡位于其中，使該區域總成為高能天體物理研究中幾乎所有波段觀測的焦點，而且探測器的工作能量越高，越愿意選擇天鵝座作為深入研究的對象，甚至有人稱之為發現宇宙線起源最佳的天體實驗室。除了這些基本情況以外，更能引起ARGO－YBJ實驗的具體原因是在MILAGRO實驗發現的所有新源中，位于該區域中心地帶的MGRO J2019＋37是最為明亮的一個伽瑪射線源，當時觀測到的伽瑪射線強度達到了0.8 Crab單位，因此MILAGRO觀測的顯著性達到12倍S.D.［7］。這個源最為獨特的性質之一是很大的空間延展性，如果用一個隆起的禮帽來比喻，表征伽瑪射線輻射區的隆起部分的直徑可以達到1.1°，即太陽大小！更為定量的描述是用2維高斯曲面來描述其伽瑪輻射區的大小，其寬度σ為（0.32±0.12）°。這一特性，使得視場只有小于3°的高靈敏度Cherenkov望遠鏡實驗長期以來“望洋興嘆”，既觀測不到這個非常亮的源，又不能證明該源不存在。ARGO－YBJ實驗在成功地觀測了所有其他河內和河外的源以后，包括MILAGRO發現的強度是這個源一半以上的新源以及兩個河外的瞬變源，5年的數據積累對這個始終找不到的源給出強烈的限制［5］。圖3中上圖畫出了ARGO－YBJ測得的相應區域內顯著性分布圖，而下圖則畫出了根據ARGO－YBJ實驗5年都測不到這個源而對它的存在性所做出的排除限。從左到右，圖中的第1個點表明，用ARGO－YBJ記錄到的所有能量高于600GeV的事例，在90%的置信水平上，甚至是強度只有MILAGRO報道強度一半的伽瑪輻射都應該被很好地觀測到了！這個上限畫在了這批事例的中值能量3 TeV處。類似地，第2個點表明，如果用挑選出的高能量（＞2 TeV）事例，ARGO－YBJ也已經應該很好地觀測到如MILAGRO報道的伽瑪流強。第3個點則說明，如果這個源的高能伽瑪流強真如MILAGRO報道的那樣有明顯地下降，那么ARGO－YBJ的數據還不足于看到這種迅速的下降。因此，這個觀測事實表明，要么這個“如日中天”而僅次于標準燭光的河內穩定亮源，幾年之內就不見了！要么這個源只產生能量很高的伽瑪射線而幾乎不輻射低于10TeV的光子！不管是哪種情況，都給人們留下一個巨大的謎！

圖3 上圖顯示ARGO－YBJ測得的天鵝座附近的顯著性分布天圖，其中最顯著超出出現在MILAGRO發現的強度第3的新源J2031＋41，而小圓圈和其中的十字叉標出的位置就是這里正在討論的J2019＋37的位置；下圖是ARGO－YBJ在這個方向上設定的伽瑪射線流強上限（圓點）與MILAGRO觀測能譜（三角與陽影區）之間的關系

3.2 銀道面彌散伽瑪射線背景

銀道面上存在彌散的伽瑪射線是已經知道的觀測事實，主要的觀測手段是空間伽瑪射線望遠鏡，如EGRET和FERMI實驗。關于這種彌散伽瑪光子的存在，理論上不難給出解釋，那就是無所不在的高能宇宙線粒子在銀河系里傳播時，不斷地與氣體、塵埃相互作用，通過π0的產生與衰變、軔致輻射、逆Compton散射等過程產生。實際的觀測結果，如EGRET與FERMI相比，卻存在較大的差別。EGRET早年報道的結果甚至一度認為是對現有模型的巨大挑戰，而FERMI的觀測結果并不支持EGRET，而更傾向于支持現有的模型。這都是100GeV以下的觀測現象。迄今為止，在高能區僅有MILAGRO實驗在大約20TeV處的一個觀測結果比較明顯地高于FERMI測到的強度按簡單的冪律譜外推。ARGO－YBJ擁有更低的觀測閾能（～300GeV），更加接近空間測量的工作能區。沒有伽瑪光子與質子的區分，ARGO－YBJ純粹統計學測量更加的直接，簡單累計銀河系緯度b在±4°的區域內事例超出，再利用已經發布的甚高能伽瑪射線源表，逐一扣除點源的貢獻就能得出彌散伽瑪在宇宙線背景上的超出。由于太陽系地處銀河系較為邊緣的地帶，在朝向銀心的半圓上，即銀經±90°的范圍內，才能觀測到銀盤上的伽瑪輻射，而在背離銀心的半圓，即銀經l＞130°和l＜230°的區域，就看不見銀盤了。的確，ARGO－YBJ在這個區域內沒有發現任何具有統計顯著性的超出。在向著銀河的方向，總的超出達到了約8倍標準偏差［6］，單獨將銀經75°附近的天鵝座區域（l＞65°和l＜85°）與其他區域分開，分別測量了彌散伽瑪輻射的強度和能譜，如圖4所示，天鵝座附近20°內發出的伽瑪射線（下圖）比ARGO－YBJ視場內其他方向（上圖）高出了30%左右。ARGO－YBJ的工作能區可以與FERMI幾乎連接起來，如果將FERMI測得的能譜按簡單冪律延伸到1 TeV，與ARGO－YBJ的測量結果基本吻合。表明銀河宇宙線在河內的傳播模型基本上不與觀測事實相抵觸。

圖4 來自于銀盤上（｜b｜＜4°）的伽瑪射線能譜測量（下圖為天鵝座附近20°內的輻射能譜，上圖是其他的天區；圖中曲線是FERMI測量譜的簡單冪律延伸，而方塊表示MILAGRO的測量結果）

4 瞬態現象監測

前面已經提到，ARGO－YBJ的全時段觀測能力使它成為當今北天區最靈敏的瞬態現象監視器。雖然其探測靈敏度尚不足以測到伽瑪射線暴（GRB），但對于持續時間可以從幾分鐘到十多天的活動星系核（AGN）爆發，ARGO－YBJ已經對它們進行了深入細致的研究，不僅僅簡單地監測來自這些AGN的高能輻射（＞600GeV），而是結合也是全時段開展并覆蓋全球的天基X射線觀測，開展長期和短期的高低能區上輻射流強的關聯分析。這種長達數年的不間斷聯合觀測，首次啟動了深入探索AGN的輻射機制、對比爆發與平靜狀態下輻射機制的差異等重要課題，增進了人類對AGN特別是其爆發現象的物理機制的認識。對于Mrk421，還恰好碰上其活動相對頻繁的階段，研究尤其深入。

對Mrk421的密切監視始于ARGO－YBJ投入運行的伊始，2006年6月投入運行之后的2個月內，Mrk421的強烈爆發使它成為ARGO－YBJ的首個物理觀測目標，甚至替代了標準燭光蟹狀星云而被用于探測器指向的標定。2007年外圍探測器安裝之后的穩定運行，奠定了這項長期觀測的基礎，總的超出已經達到12倍S.D.。與軟X和硬X射線的聯合觀測及其關聯分析對于加深對輻射機制的理解有著至關重要的意義，因為X射線和甚高能伽瑪射線的產生機制是完全不同的物理過程，如果兩類輻射之間毫無關聯，則他們的父輩粒子就可能來自于不同的加速過程和區域，反之，如果它們緊密相關，雖然不能說他們就一定是由同一批父輩粒子產生，至少對這類模型提供了很有利的支持證據。為此，我們對輻射強度的時間關聯、高低能輻射之間的時延關聯、大能量跨度上的能譜分析、光子強度與能譜指數之間的演化關系等等開展了細致的研究，發現所有觀測證據都支持［9］在穩態下Mrk421的輻射機制可以用所謂同步自散射機制（SSC）做如下的解釋：AGN核區的大質量黑洞吸積周圍物質產生相對論性噴流，噴流中的電子在伴隨的磁場中偏轉產生同步輻射光子，這就是X射線的產生過程；而處于同一區域內的這些電子和X射線光子還有可能再次發生碰撞，使得光子的能量進一步從10KeV左右被推到1 TeV以上，這個過程就叫逆Compton散射過程。由于源出于同一批電子而且處于同一個噴流的區域，兩種輻射之間的關聯自然應該是緊密的。如圖5中上圖所示，ARGO－YBJ記錄到的甚高能光子對宇宙線本底的累積超出數隨時間的增長與軟X射線、硬X射線的類似增長畫在一起，幾乎無法相互區分，它們之間的關聯清晰可見，在2008年和2010年兩次顯著變陡，標志著兩次強烈的爆發，這使我們能夠開展穩態與爆發態能譜之間的對比，如圖5中的下圖所示。這里，我們觀察到幾個重要的現象，首先，在一個相當寬廣的能量區域，SSC模型能夠很好地擬合兩種完全不同的實驗測得的穩態數據，一種是天上飛的X射線衛星望遠鏡，一種是在西藏羊八井的1萬m2地面粒子探測器！其次，無論是在X射線還是在伽瑪射線能區，爆發態的能譜比穩態的能譜明顯“變硬”了，即高能成份明顯增加了。再次，SSC模型對爆發態的能譜的擬合質量不如對穩態數據的擬合來的好，似乎顯現了對于這種模型的偏離。然而，觀測數據的統計性還不足以對模型做出強烈的限制。需要更加靈敏的未來探測器來進一步深化我們的研究，完善我們的認識。

圖5 上圖是各能區的輻射累計總量隨時間的變化，軟X，硬X和甚高能輻射強度之間的關聯清晰可見；下圖是在穩態和爆發態時分別測得來自Mrk421的高能輻射能譜，其中用到天基衛星實驗RXTE，SWIFT，FERMI和地基ARGO－YBJ實驗的數據

Mrk501是另一個相對安靜的AGN，到地球的距離與Mrk421相當。2011年10月，這顆AGN再次發生大爆發，這是繼1997年以來規模最大的一次。這次爆發發生得非常巧，ARGO－YBJ對Mrk501的長期觀測剛剛累計到足夠高的統計性，已能完成比較清楚的穩態能譜測量。這次爆發持續近一個月，總的超出量達到6倍S.D.，再次給我們提供了深入研究其輻射和爆發機制的大好機會。首先，雖然Mrk501的伽瑪射線強度不如Mrk421那么強，因此不能很好地開展時間關聯的研究，但這次爆發足夠的強，能夠很好地確定X射線爆發和甚高能伽瑪輻射迅速增長之間的相關性。這次爆發具有一個非常奇特的性質，那就是工作在較低能區的衛星FERMI探測器雖然具有很高的靈敏度，但是卻沒有觀測到這次爆發，這意味著爆發期間的能譜非常的硬，即高能的成份比低能的要多很多！雖然這種能譜變硬的現象較為普遍，但這次的“硬度”似乎過高，對模型解釋提出了強烈的挑戰。進一步的能譜分析表明，穩態的輻射能譜仍然能夠用SSC模型做出較好的解釋，如圖6所示，關鍵的模型參數與用于Mrk421的數值相差不大，表明更深層的物理機制大致相同。但是，爆發時的能譜完全不能解釋，這對爆發本身的機制提出了更大的問題，而相對很“硬”的能譜提供了一個研究銀河外背景光子場（EBL）的好機會，在甚高能段ARGO－YBJ是唯一的參與者使得我們的研究成為一個亮點。利用目前所收集到的最高能量10TeV附近的信號，我們發現廣袤的宇宙中分布的背景光子場并不能像很多模型預言的那樣強，這一結果將對理解宇宙的演化進程產生重要的影響［10］。

圖6 在穩態（深色曲線）和爆發態（淺色曲線）時分別測得來自Mrk501的高能輻射能譜，其中用到天基衛星實驗SWIFT，FERMI和地基 ARGOYBJ實驗的數據

5 未來發展：LHAASO實驗

在LHAASO計劃里［11］，將采用水Cherenkov探測技術建設9萬m2連續靈敏探測器，另外4萬m2的muon探測器將采用相同的探測技術，但均勻地分布在1 km2陣列范圍內，并埋于2.5 m深的土層之下。在這個muon探測器陣列上面，用5137個1 m2的閃爍探測器布成地面陣列，以間隔15 m均勻地排布于整個1 km2的范圍。由此實現的探測器陣列，對于10TeV以下的伽瑪射線的探測靈敏度比目前的ARGO－YBJ探測器高了25倍左右，而在高于30TeV的能區，靈敏度將增強1000倍。LHAASO探測器的建成，將首次在國際上實現0.02 Crab單位的伽瑪射線巡天觀測能力，預計將發現幾百顆新源，特別是銀河系外的活動星系核等耀發天體。對于銀河內部的宇宙線候選源天體將伽瑪射線能譜的測量一直延伸到PeV（1015eV）能區，找出宇宙線源存在的關鍵證據。

目前，一個1%規模的LHAASO樣機陣列已經在ARGO－YBJ的周圍建立起來，部分探測器已經與ARGO－YBJ開展了多年的聯合觀測。

6 總結

ARGO－YBJ已經穩定運行5年，作為一個重要的標志，對伽瑪射線標準燭光——蟹狀星云（Crab）的累計曝光量已經達到17倍S.D.，中意合作ARGO－YBJ實驗因此已經有效地觀測了任何強度達到0.3 Crab單位的伽瑪射線源，同時還取得了許多重要的科研成果，包括對河內的強源開展了細致的伽瑪光譜測量，對耀發頻繁的活動星系核進行了長期的X射線與伽瑪射線多波段關聯研究，對揭示伽瑪輻射機制、研究耀發模型發揮了重要的作用，在與天基探測器同一能區內對宇宙線能譜的精確測量和將宇宙線能標確定在13%以內，實現與空間直接測量的對接，宇宙線到達方向各向異性度的高精度測量，以及其能量依賴關系等等。雖然尚未發現任何新的伽瑪射線源，卻發現曾經被美國MILAGRO實驗組以12倍S.D.高顯著性發現的、亮度達到標準燭光的80%的著名天鵝座伽瑪射線擴展源，幾年之后幾乎就消失了！這一現象甚至比再發現一顆新源還要重要。

致謝：作者感謝中國科技部，中國科學院粒子天體重點實驗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.