The Compton-thick AGN in the GPS radio source OQ+208
本文报道了ASCA在千兆赫兹峰谱（GPS）射电源OQ+208中发现的第一个被康普顿厚度的X射线吸收体覆盖的射电大声活动星系核（AGN）。它代表了这类源的核环境中的致密物质的少数可用的直接测量之一，如果GPS源确实是“受挫”的经典射电双打，这可能会提供无线电发射区域的限制介质。展望了XEUS的未来研究方向。
2002-08-30 astro-ph
ON THE GEOMETRY OF THE X-RAY EMITTING REGION IN SEYFERT GALAXIES
首次采用两种独立的程序和方法对冷吸积盘上方热对等离子体中的康普顿X射线和γ射线辐射进行了详细的辐射输运计算。模拟包括能量和对平衡以及由冷盘对X射线和伽马射线的再处理。我们研究两个平面平行的冠状以及积极的耗散区域的形状的半球和药盒位于磁盘表面上。结果表明，与早先的说法相反，平面平行的冕对平衡有困难的自洽复制范围内的2-20千电子伏的光谱斜率，高能量截止，和紧凑性推断的1型塞弗特星系的观测。相反，观测结果与来自位于磁盘表面的许多单独活动区域的X射线一致。许多效应，如各向异性康普顿散射，反射峰，反馈到软光子源的再处理，和一个活跃的区域在对平衡都合谋产生的X射线斜率，高能量截止，和紧凑的观察范围。光谱X射线斜率的扩展可能是由于活动区域的属性的扩展，例如它们的致密性和它们在磁盘表面上方的高度。简化模型调用各向同性康普顿在球形云不再足以解释数据。
1995-06-06 astro-ph
Inverse Compton Scattering as the Source of Diffuse EUV Emission in the Coma Cluster of Galaxies
我们已经检验了这样一种假设，即后发座星系团中的大部分漫射EUV通量是由于低能宇宙线电子（0.16 < 0.31 GeV）对3K黑体背景的逆康普顿散射。我们提出的数据的EUV通量的二维空间分布，并表明这些数据提供了强有力的支持，为EUV通量的非热起源。然而，我们表明，这种发射不能通过外推到所观察到的同步辐射无线电发射电子的较低能量来产生，并且需要低能宇宙射线电子的额外成分。
1998-04-28 astro-ph
X-ray observations of NGC 1365: time-resolved eclipse of the X-ray source
我们给出了NGC 1365中活动星系核的X射线谱的一个异常变化，Chandra观测到活动星系核在4天内从康普顿薄变到康普顿厚，又变回康普顿薄。这种快速的变化意味着发射区的尺寸约为10^14 cm，而核外吸收体的尺寸非常紧凑（约为10^16 cm）。
2007-01-04 astro-ph
Modelling the broad-band spectra of X-ray emitting GPS galaxies
对GHz峰谱射电星系宽带辐射的研究是研究其活动星系中心kpc大小区域内发生的物理过程的有力工具，在该区域内喷流传播，叶瓣膨胀，与周围的星际介质相互作用。我们最近开发了一个新的动力辐射模型来描述GPS现象的演变（Stawarz等人，2008年）：当相对论性喷流通过ISM传播时，逐渐吞没沿途的窄线发射气体云，膨胀叶的电子数量演变，发射同步加速器光，以及逆康普顿辐射通过上散射的光子场从主机星系和它的活动核。该模型成功地再现了GPS射电源的关键特征，描述了其谱能量分布（SED）随波瓣扩展的演变，预测了重要和复杂的X射线到伽马射线发射。我们在这里应用该模型的宽带SED的一个样本的已知的，X射线发射GPS星系，并表明：（一）自由的吸收机制，使我们能够重现在频率低于营业额的无线电连续;（二）瓣的非热，逆康普顿发射可以解释所观察到的X射线光谱，提供了一个可行的替代热，吸积为主的情况。我们还表明，在我们的样本中，X射线和射电氢柱密度之间的关系，N_H和N_HI，是一个正相关的暗示，这一点，如果得到证实，将支持的情况下，高能量发射叶。
2008-11-18 astro-ph
Rapid variability in the synchrotron self Compton model for blazars
Blazar的特征是振幅大，变化快，这表明电子分布正在迅速变化，通常在比光穿越时间短的时间尺度上。发射区域足够紧凑，以使辐射损失主导高能电子的冷却。我们研究了电子分布随时间的变化，并计算了观测到的同步辐射和自康普顿辐射谱。由于在源的不同部分中产生的光子具有不同的行进时间，所以所观察到的光谱是由在不同演化阶段的电子分布产生的。甚至一个均匀源也类似于一个非均匀源。不同频率的通量的光变曲线之间的时间延迟是可能的，如针对BL Lac物体Mkn 421的特定情况所示。
1998-10-17 astro-ph
Discovery of a High-Energy Gamma-Ray-Emitting Persistent Microquasar
微类星体是恒星x射线双星，其行为类似于河外类星体的缩小版本。LS 5039是一个新的微类星体系统，在距离太阳3千秒差距处有明显的相对论性等离子体持续喷射。它还可能与康普顿伽马射线观测卫星上的高能伽马射线实验望远镜发现的伽马射线源有关。在发现LS 5039之前，银河系中只发现了少数微类星体，而且没有一个是在高能伽马射线中发现的。
2001-02-13 astro-ph
Nonthermal Synchrotron and Synchrotron Self-Compton Emission from GRBs: Predictions for {\em Swift} and {\em GLAST}
本文给出了用轻子喷流模型计算伽玛暴瞬发和早期余辉的结果。同步组件建模与规范带谱和同步自康普顿组件计算从隐含的同步辐射发射电子光谱在相对论等离子体斑点。在共运动坐标系中，假设磁场是纠缠的，电子和光子的分布是各向同性的。康普顿散射光谱是使用汤姆逊-克莱因-西名的完整康普顿截面，使用琼斯公式计算的。对生产的光吸收，无论是从环境辐射的喷流和河外背景光（EBL），考虑。结果作为一个功能的一组参数：多普勒因子，观察到的变化时间尺度，共动磁场，峰值同步辐射通量，和红移的爆发。模型预测将通过多波长观测进行检验，其中包括{ \em Swift}和{ \em GLAST}卫星，它们将提供前所未有的伽马射线暴覆盖范围。
2008-02-11 astro-ph
Hard X-ray emitting black hole fed by accretion of low angular momentum matter
活动星系核（AGN）和银河系中发光X射线双星的观测光谱表明，热（~10^9 K）和冷（~10^6 K）等离子体成分都存在于靠近中心吸积黑洞的地方。光谱的硬X射线分量通常由热电子对光学厚冷等离子体的光学/UV光子的康普顿上散射来解释。观测还表明，其中一些物体在将吸积物质的引力能转化为辐射方面非常有效。现有的理论模型难以解释等离子体的两种成分和高强度的硬X射线。大多数的模型假设热的成分从冷的成分中出现是由于某种不稳定性，但没有人对此提供令人满意的物理解释。在这里，我们提出了一个解决这些困难的方案，扭转了以前的想象：在我们的模型中，热组分首先形成，然后冷却形成冷组分。在我们的模型中，吸积流最初有一个小的角动量，因此它有一个准球形的几何形状在大半径。在靠近黑洞的地方，由于离心力的作用，吸积物质在冲击中被加热。激波后的热物质通过低能光子的康普顿化作用被非常有效地冷却下来，并凝结成一个薄而冷的吸积盘。薄盘发射低能量光子，其冷却热部件。
1999-02-17 astro-ph
X-ray Synchrotron Spectral Hardenings from Compton and Synchrotron Losses in Extended Chandra Jets
钱德拉对射电星系空间分辨X射线喷流中的节点和热点的观测表明，X射线通量经常位于从射电到光学连续通量的外推之上。结果表明，由于宇宙微波背景辐射的KN能量损失，同步辐射和康普顿辐射对单个幂律电子注入函数的联合损失会使电子能谱在电子洛伦兹因子γ 2 e8/[Γ（1+z）]处硬化.这里的Γ是流出的体洛伦兹因子，z是源的红移。这在频率>~ 8 e 16 δ B_{μG} /[Γ^2（1+z）^3] Hz处产生频谱平坦化，其中B_{μG}是以微高斯为单位的共动等离子体坐标系中的磁场，δ是多普勒因子。因此，在某些射电星系结（如3C 273）中，一个单一的同步辐射电子群可能会产生射电到X射线的连续谱。
2002-02-22 astro-ph
X-ray Emission Processes in Radio Jets
射电喷流中观测到的X射线的发射过程通常被认为是非热的，但在任何特定情况下，尚不清楚同步辐射或一种或多种逆康普顿辐射占主导地位。我们提出了一个公式的逆康普顿发射从相对论运动射流（"IC/beaming“），它依赖于无线电发射同步辐射源的粒子和领域的能量密度是可比的。我们包括反康普顿散射的相对论电子的宇宙微波背景（CMB）的光子的非各向同性性质，并提供了一些喷流的光束参数。给出了一个发射X射线的喷流列表，并根据它们的形态和光谱能量分布对喷流进行了分类，以确定它们可能的发射过程。我们的结论是，这些喷流有显着的体积相对论速度kpc尺度;较高的红移源需要较少的光束，因为CMB的能量密度显着大于本地;和一些附近的源，同步加速器X射线发射占主导地位，因为喷流使一个大角度的视线。
2001-09-27 astro-ph
Extreme Ultraviolet Emission from Clusters of Galaxies: Inverse Compton Radiation from a Relic Population of Cosmic Ray Electrons?
我们认为，最近在星系团中观测到的极紫外（EUV）辐射是低能宇宙线电子对团内介质中宇宙微波背景（CMB）辐射的逆康普顿（IC）散射。宇宙射线电子的洛伦兹因子为γ ~ 300，并且主要通过发射EUV辐射而损失能量。这些粒子的寿命与哈勃时间相当;因此，这些电子可能代表了星团历史上非热活动产生的宇宙射线的残余种群。IC模型自然地解释了观察到的EUV与X射线发射的比率随团簇半径的增加而增加。宇宙射线电子所需的能量一般是团内气体热能含量的1- 10%。我们认为宇宙线电子可能是由星系中的超新星、射电星系或团内激波中的粒子加速产生的。
1997-12-03 astro-ph
A synchrotron self-Compton scenario for the very high energy gamma-ray emission of the radiogalaxy M87
M87是第一个在TeV范围内发现的河外源，不是耀变体。随着地基切伦科夫望远镜性能的提高，我们现在可以在小的时间尺度上探测伽马射线通量的变化，从而对发射区的大小施加了很大的限制。TeV耀变体的标准排放模型的修改似乎有必要考虑到伽马射线观测，尽管这种错位。我们解释TeV的伽马射线光谱和快速变化的M87调用发射区靠近中央超大质量黑洞，这是充满了几个等离子体斑点的射流形成区的大开口角移动。我们发展了一个新的多斑点同步自康普顿（SSC）模型，在喷流中的阿尔芬表面之外的发射斑点，在距离中央发动机约100 r_g。该模型是明确适应处理大视角和中等值的洛伦兹因子推断（广义相对论）磁流体动力学模型的射流形成。这种情况可以解释高能立体系统（H.E.S.S.）最近对M87的伽马射线观测。望远镜阵列我们发现单个斑点半径约为10^{14} cm，这与H.E.S.S.最近报告的天数时间尺度的变化一致。协作，并且是黑洞引力半径的数量级。预测的非常高的能量发射的其他三个源与扩展的光学或X射线喷流，可能是错位耀变体仍然与中等光束的一个Seyfert 2射电星系，即Cen A，一个特殊的BL Lac，PKS 0521-36，和一个类星体，3C 273。
2007-10-15 astro-ph
Synchrotron and Synchrotron Self-Compton Spectral Signatures and Blazar Emission Models
我们发现，由于同步自康普顿（SSC）在blazar喷流发射的能量损失可以产生独特的签名，这些对象的时间平均同步和SSC光谱。对于相当宽的粒子注入分布范围，SSC损失主导的同步辐射表现出光谱依赖性$F_ν\sim ν^{-3/2}$。在平谱射电类星体（如3C~279）的光学和紫外光谱中以及在高频BL Lac天体（如Mrk 501）的软X射线光谱中是否存在这种依赖性，给出了SSC损失重要性的可靠度量。此外，对于部分冷却的粒子分布，不同大小的光谱中断可以出现在同步加速器和SSC光谱中，并且将与低于中断的发射的光谱指数相关。这些光谱特征的大小规模和非热粒子内容的发射等离子体，以及相对于射流轴的观测方向的限制。
2001-09-11 astro-ph
A numerical code to study the variability of Blazar emission
我们提出了一个数值代码，用C语言编写，它可以用来模拟或分析整个电磁波谱的耀变体的发射。我们的代码可以再现以下功能：同步辐射，逆康普顿发射（汤姆逊克莱因-西科政权）外部康普顿发射，吸积盘的变化，使用元胞自动机算法，发射等离子体能量分布的时间演化，耀斑现象，光变曲线在休息和观察者框架（考虑时间交叉效应）。本文主要介绍吸积盘的模拟及其在外康普顿方案中的意义。
2003-06-16 astro-ph
Compton scattering in the Klein-Nishina Regime Revisited
在像3C 279这样的耀变体中，GeV的伽马射线被认为是由从外部源注入喷流的软光子的逆康普顿散射产生的。由于喷流的大体积洛伦兹因子，软光子的能量在喷流的同向运动系中发生多普勒频移，散射很可能发生在Klein-Nishina区。虽然Klein-Nishina效应是众所周知的，但在blazar环境中的电子和发射光谱的性质还没有被详细研究。通过引入电子的空间逃逸项求解电子的动力学方程，得到了射流中的电子能谱，并计算了观测到的发射光谱。在克莱因-西名体系中康普顿损失的计算中，我们使用离散损失形式来考虑单次散射中的显着能量损失。尽管散射截面由于克莱因-西名效应而减小，但通过逆康普顿散射发射出充足的伽马射线。当电子的注入光谱服从幂律时，由于Klein-Nishina效应，电子光谱不遵循破幂律，并且大量的高能电子保留在发射区中。
2005-03-10 astro-ph
Disentangling the synchrotron and Inverse Compton variability in the X-ray emission of the intermediate BL Lac object S5 0716+71
在X射线波段同时探测中间BL Lac天体的同步加速器和逆康普顿（IC）发射的可能性为同时研究这些源的射流中电子分布的低能和高能尾部提供了独特的机会。我们试图解开的X射线光谱的变化特性的低，高能量端的同步加速器和逆康普顿发射的中间BL Lac对象S5 0716+71。我们进行了光谱，时间和互相关分析的数据从一个长的XMM牛顿指向S5 0716+71，我们比较了我们的研究结果与以前的结果从过去的X射线观测。在XMM曝光过程中检测到强烈的变异性。同步加速器和逆康普顿分量都被发现在小时的时间尺度上变化，这意味着发射区域的大小为$R\la 0.7δ/(1+z)$光小时。同步辐射被发现在耀斑活动期间占主导地位，遵循一种越亮越难的趋势。在不同能带的变化之间观察到紧密的相关性。软和硬X射线光变曲线之间的时间滞后的上限是几百秒的量级。
2006-07-24 astro-ph
Thermalization by synchrotron absorption in compact sources: electron and photon distributions
塞弗特星系和星系黑洞候选者中的高能连续体很可能是由热等离子体产生的。在理解什么可以保持等离子体的热量方面存在困难，特别是在发射通量的快速变化期间。在高温和稀薄的等离子体中，粒子与粒子的碰撞效率太低，需要更快的过程。我们表明，回旋同步吸收可以是这样一个过程：温和的相对论性电子热化在几个同步冷却时间通过发射和吸收回旋同步光子。由此产生的平衡功能是麦克斯韦在低能量，高能量的尾巴时，康普顿冷却是重要的。假设电子发射完全自吸收的同步辐射，并在同一时间康普顿散射自己的回旋同步辐射和环境紫外光子，我们计算的电子分布函数的时间依赖行为，和最终的辐射光谱。在某些情况下，2-10 keV的光谱被发现占主导地位的热同步辐射自康普顿过程，而不是由热康普顿紫外盘辐射。
1997-12-12 astro-ph
The Size of the Radio-Emitting Region in Low-luminosity Active Galactic Nuclei
我们已经使用VLA研究了18个低光度活动星系核（LLAGNs）的样本之间的无线电变率，在几个小时到10天的时间尺度。目标是测量或限制LLAGN无线电发射区域的大小，以便将大小测量值用作LLAGN无线电发射机制模型的输入。我们检测到几天的典型时间尺度上的变化，在99%的置信水平，在一半的目标星系。无论是无线电发射区固有的变化，还是由银河系星际介质中的闪烁引起的变化，都与数据一致。对于任何一种解释，发射的亮度温度都低于我们所有LLAGN的逆康普顿极限，平均值约为1 E10 K。可变性测量加上VLBI上限意味着LLAGN无线电核心在8.5 GHz的典型角尺寸为0.2毫弧秒，加上或减去2的因子。~ 1 E10 K的亮度温度强烈地表明，为了产生观测到的射电辐射，除了假设的吸积流中的热电子数外，还必须存在高能非热电子数。
2005-04-04 astro-ph
Optical and GeV-TeV flashes from gamma-ray bursts
GRB 990123中捕获的同步加速器光学闪光与MeV辐射前沿重叠，并且光学发射电子也必须通过MeV光子的逆康普顿散射产生GeV-TeV发射。超高能闪光可以比其光学对应物强得多。我们还注意到，除非火球的洛伦兹因子超过10 ^3，否则MeV光子的康普顿冷却会立即终止光发射。严重的康普顿损失可以解释在几个长伽玛暴中没有检测到光学闪光。这种失败的光学闪光应该是特别有效的GeV生产者，并可能发展e+级联。这可能发生在GRB 941017中，其神秘的高能成分可以通过火球减速半径处GRB光子的康普顿上散射来解释。所提出的GeV辐射机制不适用于较短的伽马射线暴，因为这些伽玛射线暴较早地与火球分离，并避免了与减速闪光中的电子相互作用。Swift和GLAST的观察将提供一个检验这些期望的机会。GRB 990123的现有数据已经对爆炸施加了有趣的限制。
2004-11-19 astro-ph
A Model of the EGRET Source at the Galactic Center: Inverse Compton Scattering Within Sgr A East and its Halo
对银河系中心的连续低频射电观测揭示了两个突出的射电源的存在，Sgr A East及其周围的Halo，包含非热粒子分布，幂律指数分别约为2.5-3.3和2.4。中央1-2 pc区域也是强烈的（恒星）紫外线和（尘埃再处理）远红外辐射的来源，这些辐射沐浴着这些扩展的同步辐射结构。最近，康普顿GRO上的EGRET从银河系中心约1度范围内探测到伽马射线（2 EGJ 1746 -2852），表明这种环境的辐射延伸到非常高的能量。我们认为，逆康普顿散射之间的幂律电子推断的射电性质的Sgr A东和它的晕，和紫外和红外光子从核，可能占弥漫的伽马射线源以及。我们表明，这两种粒子分布可能有助于γ射线发射，虽然它们的相关强度取决于实际的物理性质（如磁场强度）在每个源。如果这张图片是正确的，银河系中心的高能量源将扩展到几个弧分，这可以通过下一代伽马射线和硬X射线任务进行测试。
1998-06-24 astro-ph
Variability in the synchrotron self-Compton model of blazar emission
我们提出了一个模型的γ射线发射blazar的光谱中，一个单一的均匀的发射区域都直接发射同步辐射光子和散射它们的高（γ射线）能量发射前（一个“同步自康普顿”或SSC模型）。与以前的工作相比，我们遵循的电子和光子光谱的全时依赖性的演变，假设一个幂律形式的电子注入和检查的预测模型的可变性的来源。我们将这些计算应用于对象MKN 421，它在1994年的多波长活动期间显示其X射线和TeV发射的快速变化。这一观察结果强烈地暗示了同一群电子在两个能带中产生辐射。通过拟合第一次观察到的静态频谱在所有18个数量级的频率，我们表明，keV/TeV耀斑的时间依赖性可能是注入电子的最大能量突然增加的结果。我们还表明，不同类型的耀斑可能会发生在这个对象和其他人，最敏感的能量带的加速机制的属性是X射线带。
1996-10-09 astro-ph
Multi-Wavelength Variability of the Synchrotron Self-Compton Model for Blazar Emission
受最近关于3C279强相关射电和X射线变率的报道的启发（Grandi，et al 1995），我们计算了相对论性电子在纠缠磁场中绕轨道运动的均匀球体在$ν$的同步辐射通量和1 keV的自康普顿X射线通量（$R(ν)$）的相对变化幅度。相对于没有诱导康普顿散射的同步加速器自康普顿散射，受激散射将$R(ν)$的振幅降低多达一个数量级，当$τ_T \gtwid 1$。当$τ_T$在固定磁场中变化时，$R_τ$从$ν_o$（自吸收转换频率）下的0.01单调增加到$100 ν_o$下的$0.5$。如果$τ_T$在固定的磁场中变化，并且感应康普顿散射是射电不透明度的主要来源，那么来自3C279的射电毫米波和X射线通量的相关涨落的相对幅度与同步辐射自康普顿模型一致。除非磁场垂直于激波阵面，否则激波通过同步辐射区时，变化幅度太小而不会产生。
1996-09-25 astro-ph
Free-fall accretion and emitting caustics in wind-fed X-ray sources
在风馈X射线双星中，吸积物质被康普顿冷却，并自由地落在致密物体上。该物质具有适度的角动量$l$，并且在距离致密物体很远的地方吸积是准球形的。最初小的非径向速度增长收敛超音速流，并成为大量的吸积体附近。具有$l>(GMR_*)^{1/2}$的流线（其中$M$和$R_*$是致密物体的质量和半径）在$R_*$外部相交，并形成发射X射线的二维焦散。具有低角动量的流线$l<(GMR_*)^{1/2}$进入吸积体。如果吸积体是一颗中子星，就会产生很大的X射线光度。我们表明，吸积率/光度的分布在恒星表面的吸积物质的角动量分布是敏感的。视光度取决于恒星被观测的那一面，并且会随着双星的轨道相位而周期性地变化。这样，吸积体就像一个“类似月球”的X射线源。
2000-10-31 astro-ph
Structured jets in TeV BL Lac objects and radiogalaxies
TeV BL Lacertae天体在伽马射线发射区需要极端的相对论性整体运动，但在VLBI尺度下，它们的射电结几乎不移动。同样的来源显示，在无线电中，一种由快速脊柱加慢速层组成的结构的证据。我们建议，这种结构存在，甚至在空间尺度上的区域负责的伽马射线发射。一个组件看到另一个组件产生的（光束）辐射，这增强了两个组件的逆康普顿发射。此外，这允许磁场与发射粒子几乎均分。脊柱的逆康普顿发射在其框架中是各向异性的，可能通过康普顿火箭效应产生脊柱的减速。在这种情况下，慢层也是相对强的高能量发射体，因此放射性镓变得可能被GLAST检测到。
2004-10-28 astro-ph
Clumps in large scale relativistic jets
钱德拉发现的大尺度（数十至数百kpc）喷流相对强烈的X射线发射可能意味着喷流（至少在强大的类星体中）在距离活动核的距离上仍然是相对论性的。在这种情况下，发射是由于从由宇宙微波背景提供的种子光子的康普顿散射，并且这一方面允许具有接近于与发射粒子均分的磁场，并且另一方面最小化关于由射流携带的总功率的要求。发射来自紧凑的（千秒差距尺度）结，我们在这里调查我们可以预测明亮的结之间可能的发射。这是由于体相对论运动使得康普顿散射离开CMB光子有效，即使当电子是冷的或在共动框架中温和相对论时。这意味着相对较长的冷却时间，主要是绝热损失。因此，相对论运动的等离子体可以发射，通过康普顿散射的微波种子光子，很长一段时间。我们讨论了如何现有的无线电-X-射线观测的大规模喷气机已经构成了强大的约束结构和动力学的结，我们提出了一个方案，可以令人满意地再现所观察到的现象的喷气机在3C 273。在这种情况下，HST，Chandra和VLA可见的千秒级结由几个较小的子单元组成，占大结外通量的快速减少。在X射线发射结的子结构也可以解释月-年的变化时间尺度报告的大规模喷流在M87。
2003-03-07 astro-ph
The reprocessing features in the X-ray spectrum of the NELG MCG-5-23-16
我们目前的光谱分析的塞弗特1.9星系MCG-5-23-16，ASCA，BeppoSAX，钱德拉和XMM-牛顿观测的基础上的结果。这个天体的光谱显示出一条复杂的铁K α发射线，最好是由一条窄的和一条宽的（可能是相对论性的）铁线叠加在一起，再加上康普顿反射分量。比较所有（六个）可用的观测结果，我们没有发现任何显着的变化，这两个线分量的流量。然而，中等通量连续变化（最亮和最暗状态之间的差异约为25%）并不允许我们推断出更多关于线发射材料的位置。康普顿反射的量低于从总铁线EW预期的，这意味着要么是铁过剩，要么是两个线组件之一（最有可能是窄的）起源于康普顿薄物质。
2003-11-13 astro-ph
Synchrotron Self-Compton Model for Rapid Nonthermal Flares in Blazars with Frequency-Dependent Time Lags
我们的模型发生在整个电磁波谱（从无线电到伽马射线）的耀变体的多频发射的快速变化。较低的能量发射是由同步加速器机制产生的，而较高的能量发射是由于同步加速器发射的逆康普顿散射。我们考虑到能量分层建立的粒子加速在冲击波前和能量损失，由于同步辐射。我们还考虑了同步辐射的光传播延迟的影响，该同步辐射为逆康普顿散射提供种子光子。耀斑的产生是由相对论冲击波和喷流中的静止特征（例如，马赫盘）。碰撞导致形成的前向和反向冲击，这限制了两个连续的发射区域，从而导致模拟耀斑的复杂配置文件。多频耀斑的模拟表明，逆康普顿耀斑和它们的同步辐射对应物之间的相对延迟主要由能量分层和几何形状的发射区域，导致负和正的时间延迟取决于观察的频率。种子光子的光传播效应可能导致相对于同步加速器可变性的逆康普顿发射的显著延迟，如果视线几乎与射流完全对准的话。我们将该模型应用于3C273的耀斑，并导出了耀斑产生的冲击等离子体的性质。我们表明，如果考虑正向和反向冲击，可以解释X射线和IR光变曲线（X射线峰值后的最大同步辐射）之间的显着负时间延迟。
2004-06-09 astro-ph
Extremely Weak Reflection Features in the X-ray Spectrum of XTE J1118+480: Possible Evidence for X-ray-Emitting Jets?
本文用三种X射线反射模型同时拟合了银河系黑洞XTE J1118+480的Chandra谱和RXTE谱。我们研究了吸积盘电离度（log（xi）=1-4; xi=L_X/nR^{2}）和铁丰度（0.10-1.00）的范围。我们与Ross & Fabian的恒定密度电离盘模型的拟合表明，所观察到的通量的不到0.5%（90%的置信上限）被反映出来。与Magdziarz & Zdziarski模型的“pexrav”拟合表明，圆盘相对于入射硬X射线的中心源所对的二维立体角（Ω/2 π）为0.01 + 0.06 - 0.01。高倾角（i=81度）、康普顿化和体速度的组合可能各自有助于我们测量的低反射分数。结果也与作为硬X射线通量源的扩展射流一致，因为从发射区域看，圆盘将代表一个小的立体角。
2002-06-26 astro-ph
Klein-Nishina Effects in the Spectra of Non-Thermal Sources Immersed in External Radiation Fields
我们研究了稳态非热源产生的光谱中的Klein-Nishina（KN）效应，其中快速加速的电子通过发射同步辐射和康普顿上散射源外产生的环境光子来冷却。我们集中在源内的辐射密度超过磁场的情况下。我们证明了电子康普顿冷却速率中的KN降低导致稳态电子谱在γ KN以上的能量处硬化，其中γ KN = 1/4ε_0，ε_0=hν_0/m_ec^2是特征环境光子能量。因此，源同步加速器谱显示出高能量的"凸点“或过剩，即使电子加速谱没有这种过剩。相比之下，低能康普顿伽马射线谱几乎没有失真，因为电子硬化补偿了散射率的KN下降。然而，对于足够高的电子能量，康普顿冷却变得如此低效，以至于同步加速器冷却占主导地位--这一效应在大多数以前的研究中被忽略了。因此，电子分布的硬化停止，导致康普顿伽马射线发射的快速下降，即，一个强的光谱中断，其位置不依赖于最大电子能量。这种中断可以限制康普顿伽马射线对产生对环境光子的重要性，并且意味着即使源磁场能量密度小于环境辐射能量密度，源的同步加速器光度也可以超过其康普顿光度。我们讨论了这些KN效应在耀变体，微类星体，脉冲星双星的重要性。
2005-04-18 astro-ph
High Energy gamma-rays From FR I Jets
多亏了哈勃和钱德拉望远镜，现在可以在光学和X射线频率上观察到河外射电源中的一些大规模喷流。对于FR I天体来说，这种发射的同步性质是确定的，尽管仍然存在许多不确定性-例如与所涉及的粒子加速过程有关的不确定性。本文研究了在FR-I千帕尺度喷流中由同步辐射电子的逆康普顿辐射产生高能γ射线。我们考虑不同来源的种子光子有助于逆康普顿散射，包括核喷流辐射以及环境，恒星和拱星发射的宿主星系。我们讨论了未来的检测或未检测的评估伽马射线通量可以提供约束的未知的大尺度射流参数，即磁场强度和射流多普勒因子。对于附近的源半人马座A和M 87，我们发现TeV光子的同步辐射自康普顿过程和银河光子场的康普顿化，分别产生可测量的流量。在半人马座A的情况下，我们还发现了一个相对较强的发射分量，由于comptonisation的核耀变体光子，这可以很容易地观察到的GLAST在能量~10 GeV，提供了重要的测试FR I源与BL Lac对象的统一。
2003-07-16 astro-ph
X-ray to UV Variability Correlation in MCG-6-30-15
利用对赛弗特1星系MCG-6-30-15的~300 ks长XMM-牛顿观测，研究了0.2-10 keV X射线与3000-4000 A谱带之间的相关性。我们发现了一个显着的相关峰在160千秒的时间滞后的紫外线通量的变化之前的变化在X射线带。我们解释这一结果作为支持康普顿模型的证据，其中所观察到的X射线是通过康普顿上散射的热紫外种子光子从吸积盘产生的，因为这个过程自然预测的紫外线变化之前类似的通量变化的X射线。的时间滞后的长度有利于模型，其中所观察到的紫外线和种子光子发射区域连接的扰动的吸积流向内通过光盘，影响第一个主要的U带发射半径，然后在最里面的区域，预计将产生大量的种子光子。最后，没有显着的功能，在关联函数与X射线通量变化之前，在紫外线表明，所观察到的U波段光子主要不是通过硬X射线在这个源的再处理产生的。
2004-10-01 astro-ph
Constraints on the emission mechanisms of gamma-ray bursts
如果伽马射线暴的发射是由于标准内激波场景中的同步加速过程，那么典型的观测光谱应该具有斜率F（nu）\propto nu^{-1/2}，这与观测到的更硬的光谱强烈冲突。这直接来自于冷却时间比动态时间短得多。粒子再加速，偏离均分，快速变化的磁场和绝热损失被认为是不足以解释这种差异。我们还发现，在内激波情形下，相对论逆康普顿散射与同步辐射过程一样重要，也面临着同样的问题。这表明爆发辐射不是由相对论电子发射同步辐射和逆康普顿辐射产生的。
1999-12-22 astro-ph
A study of the dipping low mass X-ray binary Xþ1624-490 from the broadband BeppoSAX observation
使用BeppoSAX对发光浸渍LMXB X1624 - 490进行了研究。通过模拟几个能带中的MECS径向分布，发现在1 keV下尘埃散射的光学深度为2.4 +/-0.4。X 1624 - 490在1 - 100 keV能带的非倾斜和倾斜光谱由来自中子星的点状黑体和来自ADC的扩展康普顿化发射组成。黑体温度为1.31 +/-0.07 keV，康普顿化发射的光子功率定律指数为2.0 + 0.5/-0.7，截止能量约为12 keV。良好的拟合的倾角光谱，通过允许康普顿发射逐渐被覆盖的扩展的吸收体，而黑体被迅速吸收和恒定的光晕组件占灰尘散射到视线。根据浸入时间，推导出扩展康普顿化发射区的直径为5.3 +/-0.8x10^10 cm，这与热的X射线发射日冕延伸到吸积盘半径的50%是一致的。在15 kpc的距离上，源的光度为7.3x10^37 erg/s，这是爱丁顿极限的一个可观的分数，使X1624 - 490成为最明亮的倾斜LMXB。中子星上黑体发射区的半高为6.8 +/-1.8 km，与辐射支撑的内吸积盘的半高6.3 +/-2.9 km相一致。再加上最近在ASCA调查中获得的其他13个LMXB的类似协议（Church & Balucinska-Church 2000），这有力地支持了中子星作为LMXB中黑体发射起源的鉴定，并提出了一种机制，其中盘高度是决定黑体发射水平的主要因素。最后，从…
2000-07-06 astro-ph
On Thermal Comptonization in e+- Pair Plasmas
我们研究了处于对平衡状态的$e^{\pm}$对等离子体，它通过软光子的热康普顿化发射高能辐射。我们发现，最大亮度的源的大小比（即紧凑性）不仅取决于热等离子体的温度，但也对由此产生的康普顿光谱的光谱指数。在观测上感兴趣的范围内，具有相同致密性的源如果它们的光谱更陡，则它们可能更热。在50- 500千电子伏能量范围内进行观测的仪器，如CGRO上的OSSE，特别是未来的SAX卫星，在探测中等陡度的源方面可能会更成功，最平坦的源的特点是在太低的频率下具有高能量截止。对于任何给定的光谱指数和温度的值对，康普顿化理论单独固定硬光子和软光子的致密性的$ratio$。然而，如果源是对支配的，则两个紧性的绝对值是固定的。因此，在源的物理参数（软光子和硬光子的致密性）和可观测量（光谱指数和温度）之间存在一一对应关系。这种对应关系在解释源的物理行为方面非常有用，特别是在变化期间，并且可以帮助区分紧凑源的高能量发射的不同模型。
1994-05-25 astro-ph
The XMM-Newton Detection of Diffuse Inverse Compton X-rays from Lobes of the FR-II Radio Galaxy 3C98
报道了对FR-Ⅱ射电星系3C 98的XMM-牛顿观测。在靶上的两次曝光中，显著地探测到与射电瓣相关的微弱的弥散X射线发射，以及明亮的X射线活动核，其2 - 10 keV的本征光度为（4 - 8）\times 10^{42} erg s-1。用经银河系吸收修正的单次幂律模型再现了南北叶的EPIC谱，其光子指数分别为2.2-0.5 ± 0.6和1.7-0.6 ± 0.7。在0.7 - 7 keV范围内，北叶和南叶的光度分别为8.3-2.6+3.3 \times 10^{40} erg s-1和9.2-4.3+5.7 \times 10^{40} erg s-1。漫射X射线发射被解释为逆康普顿发射，当瓣中的同步辐射高能电子散射宇宙微波背景光子时产生。计算得到的波瓣内的磁场约为1.7 μG，比最小能量条件下估计的值低约2.5倍。推断电子的能量密度超过磁场中的能量密度40 - 50倍。
2005-06-28 astro-ph
Estimating the birth period of pulsars through GLAST/LAT observations of their wind nebulae
本文证明了成熟脉冲星风星云（PWN）GeV域中的高能$γ$射线通量的尺度是自诞生以来旋转动能$I(Ω_0^2-Ω^2)/2$的变化，而不是现在的自旋下降功率$IΩ\dotΩ$。只要逆康普顿发射电子的寿命超过系统的年龄，这一发现就成立。对于一个典型的$γ^{-2}$电子能谱，预测的通量主要取决于脉冲星的诞生周期，自旋功率相对论电子的转换效率和到PWN的距离，所以诞生周期的一阶估计可以从PWN的{ \it GLAST/LAT}观测评估。为此，我们推导出一个解析表达式。在GeV域中的相关的（"未冷却的“）光子光谱指数预期聚集在$\sim 1.5$周围，其在低能量处由固有光谱断裂界定，并且在较高能量处由第二光谱断裂界定，其中光子指数由于辐射损失而变陡到$\sim 2$。预期成熟的PWN已经扩展到比当前已知的PWN更大的尺寸，导致相对低的磁能密度，并且因此导致GeV逆康普顿发射电子的存活。尽管这样的PWN在同步辐射中可能是无线电和X射线安静的，但由于PWN中的残余电子，它仍然可以被检测为{ \it GLAST/LAT}源。
2008-03-14 astro-ph
Nonthermal Radiation Processes in X-ray Jets
同步加速器，同步加速器自康普顿（SSC），和外部康普顿（EC）过程的解析近似用于约束模型参数的无线电星系扩展喷流的结和热点发射。均分公式推导出有关的多普勒因子$δ$和共动磁场$B$假设一个非热同步辐射起源的无线电发射，同步辐射，SSC和EC起源的X射线发射。表达式也来自$δ$和$B$，最大限度地减少总喷射功率的发射区域中的同步加速器，SSC和EC模型的X射线发射。结果适用于PKS 0637-752的WK7.8结。对{ \it Chandra}和{ \it GLAST}的同步加速器双组分模型和EC模型进行了预测。
2004-07-11 astro-ph
Shock Acceleration and Gamma-Ray Emitting Supernova Remnants
残骸膨胀外壳周围的扩散激波加速是SNR伽马射线起源的一个热门候选者。本文介绍了激波加速理论中的非线性效应及其对信噪比γ能谱的影响。这些效应描述了加速的宇宙射线对冲击等离子体的动力学影响，同时解决了流体流动中的非均匀性如何迫使宇宙射线的分布偏离纯幂律。这种偏差对于伽马射线光谱测定是至关重要的。我们的自洽蒙特卡罗方法来冲击加速是用来预测离子和电子分布，产卵中性π衰变，韧致辐射和逆康普顿发射组件的信噪比。我们演示了如何在500 GeV - 10 TeV范围内的临界能量以上的扩展SNR壳淬火加速度所施加的空间和时间限制，从而产生的伽马射线光谱截止是相当一致的惠普尔的TeV上限的EGRET不明来源的SNR协会。我们还讨论了电子注入冲击的作用及其影响的意义上的电磁组件的GeV-TeV的频谱形成。
1997-11-21 astro-ph
Compton Echoes from Gamma-ray Bursts
最近对伽马射线暴（GRB）的观测提供了越来越多的证据，准直流出和发射，并加强了GRB和超新星之间的联系。如果大质量恒星是伽玛暴的前身，硬光子脉冲将在爆发前的稠密环境中传播。星周物质将康普顿散射即时伽玛射线暴辐射，并产生反射回波。我们计算了各种发射几何形状和环境气体分布中此类康普顿回波的亮度、光谱和光变曲线，并表明传播到红超巨星风中的脉冲产生的延迟硬X射线闪光可以被斯威夫特探测到z~0.2。与瞬发暴的伽马射线谱无关，由于康普顿下散射，反射回波通常会在m_ec^2/2和m_ec^2之间显示出高能截止。在每球面度的爆发能量固定的情况下，反射回波的亮度与瞬发脉冲的光束立体角Ω_b成正比，而在固定的极限通量上方的天空中可检测到的明亮回波的数量随着Ω_b^{1/2}而增加，即在更准直的喷流的情况下，它更小。在爆炸后一个月内没有X射线回波，这严重限制了SN 1987 A中可能存在的横向伽玛暴喷流。在GRB 990123中观测到的r波段余辉比在致密的红超巨星环境中从各向同性的瞬发闪光中预期的光学回波要暗。显著的MeV延迟发射可以通过由减速火球与散射的X射线辐射的相互作用产生的体康普顿（或康普顿拖曳）效应来产生。
2000-04-15 astro-ph
Inverse Compton X-rays from strong FRII radio-galaxies
在类星体-射电星系统一的框架下，FRII射电星系的射电发射叶被强的类星体辐射场所覆盖，相对论电子与来自隐藏类星体的红外光子之间的逆康普顿（IC）散射可能对这些射电星系的X射线发射有重要贡献。软X射线发射特性的六个强，高红移FRII（3C 277.2，280，294，324，356，368）与我们的模型的预期进行了比较，同时考虑到从IC散射的CMB光子与无线电电子的贡献。我们发现，除了3C 324的X射线辐射可能比该星系团的X射线辐射要小外，其余六个源中有五个的软X射线光度和光谱都能用我们的模型满意地解释。一个重要的影响是，如果射电轴相对于天空平面倾斜，则观测到的与两个射电瓣相关的X射线发射将是不对称的，远的瓣更明亮。对于射电轴倾斜的几个值，导出了两个瓣的X射线光度之间的比率。然而，这些遥远的射电星系的预测角尺寸很小，很难用现有的X射线设备分辨。
1997-07-30 astro-ph
A Canonical High Energy Afterglow Emission Light Curve?
我们提出了自洽计算同步自康普顿（SSC）辐射的余辉爆炸波和外部逆康普顿（EIC）辐射时发生的耀斑光子（由内部过程产生）通过爆炸波。我们表明，如果我们目前的Swift XRT数据的解释是正确的，应该有一个典型的高能量余辉发光曲线。我们预期X射线长期平坦化的伽玛暴或X射线耀斑应该具有类似的高能特征。然而，EIC发射持续时间长且微弱，可能被前向激波的SSC发射所掩盖。即将发射的GLAST卫星可以很好地探测到高能辐射。它的探测可以为伽玛暴发射区的状况提供新的线索。
2007-05-31 astro-ph
High-Energy Neutrino Production through Photopion Processes in Blazars
测量的光谱能量分布和变化的时间尺度被用来确定辐射和磁场能量密度的相对论等离子体中形成的伽玛射线发射喷流在耀变体3C 279。假设质子和电子一样有效地被加速到由发射区的大小和磁场决定的最大能量，我们计算了由质子与射流拦截的外部辐射场相互作用产生的中微子的发射率。外辐射场是平谱射电类星体产生高能中微子的最重要的靶光子。由于光子与这个场的相互作用，km^2中微子望远镜预计每年可以从耀变体（如3C 279）中探测到大于0.1-1个中微子。BL Lac天体是较弱的中微子源，如果像人们普遍认为的那样，它们的伽马射线发射是由于康普顿散射同步加速器（SSC）辐射。
2001-07-11 astro-ph
Radio Observations of High Redshift Radio Galaxies
本文综述了高红移射电星系射电连续偏振成像的一些方面。法拉第旋转观测到的极端值之间的相关性对无线电发射结构在附近的射电星系，和X射线发射集群的气氛中，提出了一种方法，在深X射线搜索高红移的目标。本文报道了对z = 2.156的极端旋转测度射电星系PKS 1138-262的X射线探测，并认为X射线辐射来自于光度为1.7 × 10 ^{44} h^{-2} ergs sec^{-1}的星系团大气。我们还介绍了一个0 < z < 4.3的超亮射电星系样本的大小和红移之间的相关性。源的大小随着红移而系统地减小，这表明在高红移时，要么是密度更大的环境，要么是更年轻的源。另一种解释是在高红移时微波背景有显著的逆康普顿损耗。
1998-02-18 astro-ph
X-ray emitting-absorbing media in Seyfert 1 galaxies
塞弗特星系的X射线光谱显示出各种各样的特征，从中可以推断出中心引擎的环境。我们主要研究了两个方面：一是决定软X射线特性的热吸收体，二是铁K α荧光线起源处的后处理/反射等离子体介质。物理参数和位置的所谓的温暖的吸收体（WA），光电离介质沿视线的核区域，更强烈地约束光学日冕线比观察到的软X射线和产生的WA的氧边缘。光电离模型还预测了新一代X射线卫星将要探测到的X射线发射线的强度。提出了一种相对论吸积盘的替代模型来解释在Seyfert 1中观察到的X射线铁K α线的轮廓。这条线可以在光学厚云的准球形吸积框架中形成。一个光学厚的光电离代码耦合的蒙特卡罗代码已经开发出计算整个光谱从红外到硬X射线的一个封闭的几何形状与一个大的覆盖因子。多次康普顿反射可以重现在几个塞弗特1星系和MCG-6-30-15中检测到的红移宽铁线。
2000-03-13 astro-ph
AGN Models: High-Energy Emission
本文综述了耀变体高能辐射的天体物理模型。耀变体以与视线成小角度喷射相对论性射电喷流，是唯一一种发现能量超过100 MeV的活动星系核（AGN）。伽马射线显然起源于喷流，这解释了伽马射线对产生衰减的缺乏。射电喷流的体洛仑兹因子远小于发射粒子的洛伦兹因子，需要原位粒子加速，例如冲击时的费米加速。越来越多的证据表明，光学和伽马射线发射之间的相关性，认为发射偏振光学同步加速器光子的相同加速电子是高能发射的原因。或者，伽马射线可能是由于与同步加速器发射电子相同的冲击加速的质子的能量损失有关的次级来源的电子。在这种情况下，耀变体将产生可观测到的高能中微子流。活动星系核的统一方案预测了一个环核的温暖尘埃环，它会衰减从一个半径为~2 × 10^4史瓦西半径的中心球内发射的~300 GeV以上的伽马射线，这排除了外部康普顿散射模型作为来自Mrk 421和Mrk 501的TeV伽马射线的起源。
1997-03-27 astro-ph
