利用PoGOLite中的康普顿散射测量软γ射线的能量相关极化

来自塞弗特、射电星系和黑洞双星的X射线和软γ射线

X-rays and soft gamma-rays from Seyferts, radio galaxies, and black-hole binaries

本文评述了吸积黑洞源X射线/软γ射线辐射的若干问题。用热康普顿化方法可以很好地模拟OSSE观测到的塞弗茨软γ谱的形状。X射线斜率和这些源中康普顿反射强度之间的非常强的相关性可以通过反射冷介质附近的热康普顿化来解释。类似的相关性被认为是硬态的黑洞双星，但康普顿反射的强度在一个给定的X射线斜率是大于塞弗茨。这似乎是由于种子光子（康普顿化）发射的冷介质具有更大的能量在恒星质量系统比在塞弗茨。宽线射电星系具有弱反射的硬X射线谱，其反射与具有硬X射线谱的Seyferts相似。两个主要模型的源的几何形状，一个热的内盘周围的一个冷的外盘，和一个动态的日冕上面的一个冷盘，似乎同样可行的基础上，目前可用的数据。

测量50-300 keV能区硬X射线偏振的康普顿偏振计的研制

Developing a Compton Polarimeter to Measure Polarization of Hard X-Rays in the 50-300 keV Energy Range

本文讨论了硬X射线康普顿旋光仪GRAPE（Gamma-Ray Polarimeter Experiment）研制的最新进展。GRAPE的目的是测量50-300 keV能量范围内硬X射线的偏振。我们对太阳耀斑和伽马射线暴（GRB）发出的X射线特别感兴趣。准确测量这些光源发出的辐射的偏振将导致更好地理解发射机制和光源几何形状。GRAPE设计由围绕中心高Z晶体闪烁体的塑料闪烁体阵列组成。我们可以监测塑料中发生的单个康普顿散射，并确定光子是否被高Z晶体光吸收。立即被高Z晶体光吸收的康普顿散射光子构成有效事件。这些有效事件为我们提供了每个入射光子的相互作用位置，并最终产生偏振辐射的康普顿散射的调制图案。与100%偏振光束的蒙特卡罗模拟比较，可以确定被测光束的偏振水平。整个阵列安装在一个平板多阳极光电倍增管（MAPMT），可以测量沉积的能量产生的光子相互作用。探测器的设计允许大视场（> π球面度），同时提供与多个模块紧密包装的能力，以减少死区。我们计划在本文中提出的最新实验室研究结果从GRAPE使用部分偏振辐射源。

用朱雀探测康普顿厚的Seyfert 2星系NGC 2273的硬X射线

Detection of Hard X-Rays from the Compton-Thick Seyfert 2 Galaxy NGC 2273 with Suzaku

我们用朱雀望远镜获得了康普顿厚度的Seyfert 2星系NGC 2273的宽带光谱。该光谱揭示了NGC 2273中首次探测到~10 keV以上的硬X射线。宽带光谱是很好地代表了一个三分量模型，伴随着一个强铁Ka线的等效宽度为1.8 keV和几个弱线。三分量模型由软分量、来自冷物质的反射分量和被吸收的幂律分量组成。软分量可以由kT~0.56 keV的薄热发射或由散射分数为0.4%的散射分量表示。将幂律分量和反射分量的光子指数固定为1.9，我们发现，被柱密度约为1.5 × 10^24 cm^-2的气体大量吸收的幂律分量具有约1.7 × 10^42 erg/s的2-10 keV内禀光度。我们还应用反射模型的基础上的蒙特卡罗模拟，假设一个简单的环面几何形状。我们发现，该模型符合宽带频谱，以及我们放置一些假定的几何形状的环在NGC 2273试探性的限制。

X射线和γ射线通过冷介质的格林函数

Green's functions for transmission of X-rays and gamma-rays through cold media

本文用蒙特卡罗方法研究了X射线和γ射线在冷介质中的康普顿散射和吸收。我们考虑X/γ射线通过壳的任意光学深度，我们推导出能量依赖的格林函数的传输。用简单的解析公式拟合格林函数的工作正在进行中。我们还提出了一个简单的处理吸收效应的格林函数康普顿散射，它允许处理介质的任意电离状态和化学成分。我们的传输格林函数允许处理汤姆逊厚的吸收体，例如Seyfert 2s的分子环面。

具有气体TPC和闪烁体的先进康普顿照相机的研制

Development of an advanced Compton camera with gaseous TPC and scintillator

基于康普顿过程的完全重建的MeV γ射线成像相机的原型已经开发。该相机由微型TPC（气体时间投影室）和闪烁相机组成。利用反冲电子和散射γ射线的信息，该相机检测每个入射γ射线的能量和入射方向。我们开发了一个原型的MeV γ射线相机与微型TPC和NaI（Tl）闪烁体，并成功地重建γ射线从0.3 MeV到1.3 MeV。测量的356 keV γ射线的ARM（角分辨率测量）和SPD（散射面偏差）的角分辨率分别为$18^\circ$和$35^\circ$。

来自FR I喷流的高能γ射线

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。

康普顿厚Seyfert 2星系的硬X射线谱和XRB的合成

The hard X-ray spectrum of Compton-thick Seyfert 2 galaxies and the synthesis of the XRB

本文提出了一个适用于2型活动星系核的宇宙X射线背景（XRB）综合模型，该模型包括对吸收物质中康普顿散射的适当处理。在高红移时，2型活动星系核的相对重要性降低的证据被发现，这可能是由于遮蔽源的相对数量减少，或者（更可能）由于康普顿厚吸收源的比例增加。只有采用BeppoSAX/MECS测量的XRB标准化，才能同时拟合XRB谱、软X射线和硬X射线源计数。

恒星与AGN喷流相互作用产生的γ射线

Gamma rays from interactions of stars with AGN jets

我们已经开发了一个模型的伽玛射线发射在射流的活动星系核中的粒子加速发生在一个冲击的相对论性喷流等离子体由于一个大质量的恒星在中心区域的主机星系移动通过射流。伽马射线是由加速的电子在恒星辐射场中的对康普顿级联产生的。我们的模型可以解释观测到的GeV到TeV的伽马射线谱和变异的Markarian 421和其他blazar探测器上的康普顿伽马射线天文台的EGRET仪器。

Abell 85中的扩散、遗迹射电源：根据逆康普顿X射线估算星系团尺度磁场

The diffuse, relic radio source in Abell 85: estimation of cluster scale magnetic field from inverse Compton X-rays

我们报告的逆康普顿X射线发射的第一次检测，空间相关的一个非常陡峭的频谱无线电源（VSSRS），0038-096，没有任何检测到的光学对应物，在集群阿贝尔85。ROSAT PSPC数据及其多尺度小波分析揭示了一个大尺度（线性直径约为500 h^{-1}_{50} kpc）的弥散X射线分量，超过了热韧致辐射，与同样大尺度的VSSRS重叠。原始的3 K背景光子，从相对论电子散射出来，可以产生探测到的X射线。在0.5-2.4 keV X射线波段，反康普顿通量估计为（6.5 \pm 0.5）10^{-13} erg s^{-1}cm^{-2}。一个新的327兆赫无线电地图的集群领域。在10-100 MHz无线电波段，同步辐射通量估计为（6.6 \pm 0.90）\times 10^{-14} erg s^{-1} cm^{-2}。从一个相对论电子的共同系综中同时探测到射电和X射线辐射的结果，估计出星系团尺度的磁场强度为（0.95 \pm 0.10）10^{-6} G。估计的领域是免费的'均分'猜想，距离和排放量。此外，辐射通量和估计的磁场意味着存在洛伦兹因子γ \approx为700-1700的“遗迹”（辐射寿命> 10^{9}年）相对论电子，这将是迄今未探测频率范围ν \approx 2-10 MHz的重要射电发射源。

用同步辐射自康普顿模型约束TeV Blazar H1426 +428的辐射特性

Constraining the Emission Properties of TeV Blazar H1426+428 by the Synchrotron-Self-Compton Model

H1426+428是TeV区用$γ$射线观测到的耀变体之一。由于TeV $γ$ -射线在河外背景光（EBL）作用下会产生正负电子对而衰减，因此，TeV $γ$ -射线的本征能谱必须利用辐射过程模型和EBL能谱模型来推断。我们用同步辐射自康普顿模型对H1426+428的物理条件进行了约束，并应用了几种EBL模型。我们发现H 1426 +428的发射区以$\sim 20$的体洛仑兹因子向我们移动，其磁场强度为$\sim 0.1$ G.这些性质类似于其他TeV耀变体，如Mrk 421和Mrk 501。然而，非热电子的能量密度与磁场的能量密度之比约为190，比Mrk 421和Mrk 501的能量密度之比（约为5 - 20）大得多。还发现，在中红外和近红外波长处的EBL的强度应该是低的，即，在10 μ $μ$处的强度约为1 nW μ m $^{-2}$ sr $^{-1}$，以解释观测到的TeV $γ$射线通量。由于在我们的分析中使用的H 1426 +428的X射线和$γ$射线的光谱数据不是同时获得的，因此需要对TeV耀变体进行进一步的观测，以使对EBL的约束更加严格。

紧凑源中X射线和γ射线的自屏蔽

Self-Shielding of X-rays and Gamma-Rays in Compact Sources

一般认为，当光子的“紧密度”$l \equiv Lσ_T/(r m_e c^3)$高于成对产生阈值时，很少有$γ$射线能够逃逸。我们证明，即使当$l \gg 1$，如果高能量和低能量的光子产生在几何分离的区域，许多的$γ$ -射线，事实上，可以逃脱。沿着将两个源分开的薄表面的成对产生足够的康普顿光学深度，以使大部分低能光子偏离高能光子。穿透屏蔽表面的那些少数低能光子由于平流作用而降低了不透明度，使其距离变远，密度变小，由于沿表面内边缘的相对论性光束，以及由于康普顿上散射而使表面内的能量更高。在这个表面上的电子对以相对论的方式向外流动，形成一个类似于以电子对为主的温和相对论性喷流的结构。

银河系超新星遗迹的逆康普顿辐射：星际辐射场的影响

Inverse Compton Emission from Galactic Supernova Remnants: Effect of the Interstellar Radiation Field

超新星壳层中粒子加速的证据来自于电子，它们的同步辐射在无线电和X射线中被观察到。HESS仪器最近的观测显示，超新星遗迹也发射TeV的伽马射线;期待已久的实验证据表明，超新星遗迹可以加速宇宙射线到"膝盖“的能量。然而，这些伽马射线究竟是由电子通过逆康普顿散射产生的，还是由质子通过中性π介子衰变产生的，仍然存在着不确定性。超新星遗迹的多波长光谱可以用这两种机制来拟合，尽管由于在非常高的能量下的光谱形状，中性π介子衰变经常被优先考虑。最近对星际辐射场的研究表明，它的能量密度，特别是在银河系内部，比以前认为的要高。在本文中，我们评估的影响，星际辐射场的逆康普顿发射的电子加速在超新星遗迹位于不同距离的银河系中心。结果表明，可见光和红外光子对逆康普顿辐射的贡献可能超过宇宙微波背景的贡献，并在某些情况下展宽了γ射线谱。此外，我们表明，如果超新星遗迹位于靠近银河系中心的伽马射线光谱将表现出一个“通用”截止在非常高的能量，由于克莱因-西科效应，而不是由于截止的电子光谱。作为一个例子，我们应用我们的计算超新星遗迹RX J1713.7-3946和G 0.9 +0.1最近观察到的HESS。

扩展射电星系的康普顿X射线和Gamma-ray辐射

Compton X-ray and Gamma-ray Emission from Extended Radio Galaxies

通过3 K背景光子的逆康普顿散射，研究了射电星系的扩展叶作为X射线和γ射线发射源。两个示例性例子的康普顿光谱，天炉座A和半人马座A，估计使用可用的无线电测量在~10的MHz - 10的GHz范围。对于>~0.3-1微G的平均波瓣磁场，预测波瓣谱将延伸到软伽马射线中，使得它们可能用GLAST LAT检测到。如果被探测到，它们的大角度范围（~1度和8度）将使我们有可能对伽马射线中的射电瓣进行“成像”。同样，这一过程在更遥远的射电星系和这种系统将被检测到未解决的伽马射线源与GLAST的可能性进行了简要的考虑。

康普顿散射光子部分偏振的探测

Detection of partial polarization in Compton scattered photons

最近已经提出（Boggs，Nucl.Instr.还有冰毒A 503（2003）562），以使用康普顿散射伽马射线的偏振来改善康普顿望远镜的成像性能。在这项工作的基础上，我们在LXeGRIT康普顿望远镜的1.836 MeV伽马射线样本中检测到了上述偏振。在这里，我们提出的测量，连同面向检测器的原则，一个现实的康普顿望远镜的应用考虑。

宇宙学起源的超高能宇宙射线的Compton-Getting效应

The Compton-Getting effect on ultra-high energy cosmic rays of cosmological origin

偏离各向同性一直是确定低能宇宙射线的起源和主要类型的关键工具。我们认为康普顿-吉丁效应在超高能量下也可以起到类似的作用：如果在这些能量下宇宙线通量主要由宇宙学距离上的源所控制，那么太阳相对于宇宙微波背景的运动会在0.6%的水平上引起偶极各向异性。这种各向异性的能量依赖性和取向提供了关于银河系和河外宇宙射线之间的过渡、宇宙射线原色的电荷、银河系磁场以及在最高能量时宇宙射线的能量损失视界的重要信息。这种效应的3-sigma检测需要在所考虑的能量范围内大约10^6个事件，因此具有挑战性，但对于目前的检测器并非不可能。作为一个推论，我们注意到，康普顿得到的效果也允许一个约束的扩散伽马射线背景的宇宙距离的源发射的分数，有前途的探测可能性的GLAST卫星。

超新星和伽马射线暴中的康普顿电子和电磁脉冲

Compton Electrons and Electromagnetic Pulse in Supernovae and Gamma-Ray Bursts

当伽马射线从中心源发出时，它们可能在周围物质中经历康普顿散射。由此产生的康普顿散射电子辐射。这种康普顿电子的相干辐射发生在地球大气层上方的核爆炸之后。康普顿电子流产生的不稳定性中的粒子加速可以解释SN 1998 bw的射电辐射。对于超新星和伽马射线暴，人们提出了相干辐射的界限;这些界限非常高，但不知道这些物体中是否存在相干辐射。

FR-II射电星系3C 98瓣弥散逆康普顿X射线的XMM-牛顿探测

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。

银河系漫射连续伽马射线

Diffuse Galactic continuum gamma rays

银河系弥散连续伽马射线辐射与宇宙射线物理学和射电天文学有着错综复杂的关系。我们描述了最近的结果，努力利用这一点的方法。来自宇宙射线组成的信息限制了宇宙射线的传播;这反过来又可以用作伽马射线模型的输入。在不违背反质子和正电子数据的情况下，GeV的伽马射线过剩不能解释为硬核子谱导致的中性π介子衰变;目前最好的解释似乎是来自硬星际电子谱的逆康普顿发射。一个后果是增加了银河系逆康普顿河外背景的估计的重要性。在低能量下，额外的点源伽马射线成分似乎是必要的。

解读弥漫的银河系连续伽马射线

Deciphering diffuse Galactic continuum gamma rays

逆康普顿散射似乎发挥了更重要的作用，在弥漫的银河系连续发射比以前认为，从兆电子伏到GeV的能量。我们比较模型有一个大的逆康普顿分量与EGRET数据，并发现在低能量和高能量的经度和纬度分布很好的协议。我们测试的另一种解释>1 GeV的伽玛射线过剩，硬核子谱，使用次级反质子和正电子。

来自太阳耀斑的康普顿背散射和初级X射线：光球散射的角相关格林函数修正

Compton backscattered and primary X-rays from solar flares: angle dependent Green's function correction for photospheric albedo

观测到的来自太阳耀斑的硬X射线（HXR）通量谱$I(ε)$是初级韧致辐射光子$I_P(ε)$与来自光球康普顿后向散射的向下初级辐射的光谱修正分量的组合。后者可能是重要的，扭曲或隐藏了主光谱的真实特征，这些特征是高能电子的加速和传播及其能量预算的关键诊断。在太阳物理学中，我们第一次使用格林函数方法来解决后向散射光谱反卷积问题，构建了一个包含光电吸收的格林矩阵。这种方法允许光谱独立提取的主要光谱的几个HXR耀斑观察到的{ \it拉马迪高能太阳光谱成像仪}（RHESSI）。我们发现，观测到的光谱和主光谱有很大的不同，硬光谱接近磁盘中心的耀斑。我们特别表明，能量依赖的光子光谱指数$γ(ε)=-d \log I/d \log ε$是非常不同的$I_P(ε)$和$I(ε)$和推断的平均源电子光谱${\bar F}(E)$差异很大。即使对于参数${\bar F}(E)$到数据的前向拟合，当拟合到$I_P(ε)$时，即当包括双稳态校正时，拟合$I(ε)$所需的清晰的低能量截止基本上消失。因此，背散射光子的自洽校正被证明是至关重要的，在确定耀斑加速电子的能谱，因此，他们的总数和能量。

强FRII射电星系的逆康普顿X射线

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。

银河系连续伽马射线之谜

Puzzles of Galactic continuum gamma rays

逆康普顿散射似乎发挥了更重要的作用，在弥漫的银河系连续发射比以前认为，从兆电子伏到GeV的能量。我们比较模型有一个大的逆康普顿分量与EGRET数据，并发现在低能量和高能量的经度和纬度分布很好的协议。我们测试的另一种解释>1 GeV的伽玛射线过剩，硬核子谱，使用次级反质子和正电子。在较低的能量，以适应COMPTEL和OSSE数据作为扩散发射需要一个陡峭的上升，在电子光谱低于200兆电子伏或人口的离散源。

再论Klein-Nishina区的康普顿散射

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。

由康普顿-吉丁各向异性确定的高能宇宙射线谱指数的新估计

New estimation of the spectral index of high-energy cosmic rays as determined by the Compton-Getting anisotropy

Compton-Getting（CG）各向异性的振幅包含宇宙线能谱的幂律指数。根据这一关系，利用西藏大气簇射阵列数据，我们测量了6 ~ 40 TeV的宇宙线谱指数为$-3.03 \pm 0.55_{stat} \pm < 0.62_{syst}$，与直接能谱测量的$-$ 2.7一致。潜在的，这种CG各向异性分析可以用来确认天体物理起源的“膝盖”对模型的非标准强子在大气中的相互作用。

静止磁星辐射：共振康普顿上散射

Quiescent Magnetar Emission: Resonant Compton Upscattering

磁星静态非热伽马射线发射的一个主要候选者是其磁层强场中的共振逆康普顿散射。本文概述了这种发射的预期，形成从非热电子加速在一个脉冲星般的极冠电位向上散射热X射线从热恒星表面。由此产生的光谱被发现是惊人的平坦，通量和强烈的脉动，可以检测到的GLAST。

来自恒星和太阳周围晕的伽马射线

Gamma-rays from halos around stars and the Sun

相对论性电子的逆康普顿散射是银河系漫辐射的主要组成部分。涉及的光子场是宇宙微波背景和来自恒星和尘埃的星际辐射场。逆康普顿分布的计算通常假设一个平滑的ISRF，但事实上银河系的光度很大一部分来自最明亮的恒星，这是罕见的。因此，我们预计ISRF，因此逆康普顿发射，在某种程度上可以被GLAST等仪器检测到。即使是附近的单个发光恒星也可以被探测到，只要假设是正常的宇宙射线电子谱。我们提出了所需的基本形式主义，并给出了可能的候选恒星被检测到，并作出预测GLAST。然后，我们应用的形式主义OB协会和太阳，显示IC发射产生的电流或未来的探测器的灵敏度相比，是不可忽略的。我们估计，来自太阳周围的晕的γ射线通量对漫射背景辐射的贡献约为百分之几。

NGC 4151中X射线源的性质

The nature of the X-ray source in NGC 4151

通过分析由{ \it GRO}/OSSE，{ \it ROSAT}，{\it Ginga}和{ \it ASCA}同时观测到的NGC~4151的X/ $γ$宽带谱，表明这些数据与热康普顿化的本征谱很好地拟合。X射线谱指数从$α\sim$ 0.4变化到0.7，温度保持在约50 keV。X射线光谱的变化方式与大致恒定的软$γ$射线一致，枢轴在$\sim$ 100 keV。由{ \it EXOSAT}和{ \it IUE}观测到的UV/X射线相关性可以用两个特定的模型来解释，其中X射线被冷物质再处理。第一种是基于云在视线内吸收的X射线通量的再发射。该模型预测没有康普顿反射，这是一致的宽带光谱。第二个模型，假设X射线和$γ$ -射线的后处理的冷吸积盘与耗散斑片日冕。由于X射线光谱的硬度意味着等离子体是光子饥饿的，因此这里排除了均匀电晕模型。吸积盘模型预测的康普顿反射，这是唯一允许的观察。我们的两个模型满足能量平衡，并提供了一个很好的适合X/ $γ$ -射线和紫外数据。

康普顿散射对太阳耀斑的Gamma Ray谱的影响

Effects of Compton scattering on the Gamma Ray Spectra of Solar flares

利用完全相对论GEANT 4模拟工具包，对太阳耀斑中高能电子的输运过程进行了Monte-Carlo模拟，并计算了由此产生的韧致辐射γ能谱。太阳大气层近似由10个垂直堆叠的区域组成。模拟考虑了两个重要的物理过程：相对论性电子发射的韧致辐射光子强烈地向前射向光球层，而这些伽马射线中的大部分必须被太阳大气层康普顿后向散射才能到达观测者。然后，发现康普顿退化使可观察到的伽马射线光谱比简单的分析计算预测的要软得多。伽马射线信号被发现是增强了几个条件，包括一个广泛的俯仰角分布的电子，近临边耀斑经度，并在磁场线的显着倾斜，如果耀斑经度是相当小的。这些结果成功地解释了在硬X射线到伽马射线范围内观察到的几个重要的耀斑性质，特别是包括Yohkoh获得的耀斑性质。1998年11月22日GOES X3.7级临边耀斑的Yohkoh光谱与假设宽电子俯仰角分布的模拟结果的比较表明，来自这一特定太阳耀斑的伽马射线是直接韧致辐射光子及其康普顿化的混合物。

来自吸积的X射线和伽马射线流到塞弗茨和X射线双星中的黑洞上

X-rays and gamma-rays from accretion flows onto black holes in Seyferts and X-ray binaries

我们回顾观测和理论模型的X射线/伽玛射线光谱的射电宁静塞弗特星系和银河系黑洞候选人（在硬光谱状态）。观测到的光谱共享它们所有的基本组成部分：基本的幂律，具有Fe K-α线的康普顿反射分量，通过介入冷物质的低能量吸收，以及高于~ 200 keV的高能量截止。X射线能谱指数α在Ginga、EXOSAT和OSSE的Seyfert谱中通常在~ 0.8-1的范围内。从Ginga/OSSE同时观测到的黑洞候选者Cyg X-1和GX 339-4的硬态光谱的α值约为0.6-0.8。康普顿反射分量对应于冷物质（例如，从X射线源看，其立体角为~（0.4-1）× 2 π。在~ 200 keV以上的软伽马射线中，光谱被截断。用热等离子体中软光子的康普顿上散射很好地拟合了Seyfert源和黑洞源的宽带谱。我们的拟合产生的热等离子体温度为~ 100 keV和汤姆逊光学深度τ 1。一部分非热辐射的光度似乎很小，在塞弗特星系NGC 4151中可以限制在< 15%。谱线在511 keV之前被截断，这强烈地暗示了e+e对的产生在限制源的温度和光学深度方面的作用。源的几何形状是兼容的补丁日冕以上的冷盘在西弗茨，但不是在天鹅座X-1。在后者中，反射的相对弱与来自外盘区域的热的内盘的发射的反射是相容的。

河外宇宙射线的各向异性和成团

Anisotropies and clustering of extragalactic cosmic rays

偏离各向同性一直是确定低能宇宙射线（CR）的来源和主要类型的关键工具。我们认为，各向异性由于盲区引起的银河系磁场，宇宙学的康普顿-Getting效应，中等规模的各向异性反映了大规模的CR源的分布和小规模的集群的CR到达方向在最高能量可能发挥同样的作用，河外CR。

超高能粒子的康普顿散射跃迁辐射

Compton Scattered Transition Radiation from Very High Energy Particles

X射线渡越辐射可以用来测量相对论粒子的洛伦兹因子。在接近γ = E/mc^2 = 10^5的能量下，可以通过使用具有大间距（5- 10 mm）的厚（sim 5 - 10 mil）箔来优化跃迁辐射探测器（TRD）。这意味着X射线能量>100 keV，并且使用闪烁器作为X射线探测器。粒子束外的X射线的康普顿散射则成为一个重要的效应。我们讨论的设计非常高的能量探测器，使用金属散热器箔，而不是标准的塑料箔，无机制冷剂探测康普顿散射跃迁辐射，并应用到ACCESS宇宙线实验。

Gamma Ray源照明下云的电子对产生和辐射效应

Pair Production and Radiation Effects in Clouds Illuminated by Gamma Ray Sources

许多种类的伽玛射线源，如伽马射线暴、耀变体、塞弗特星系和银河系黑洞源都被大量的气体和尘埃所包围。穿过这种材料的X射线和伽马射线将被康普顿散射和光电吸收衰减。介入散射云的一个特征是由入射辐射散射和加热的电子造成的辐射硬化，如蒙特卡罗计算所示。康普顿散射提供反向散射光子，其将通过γγ对产生过程衰减随后的γ射线。本文计算了伽马射线暴辐射照射下云团的电子对效率。本文给出了X射线和γ射线汤姆逊散射云通量的解析计算。伽马射线暴附近的发光云将形成包含大量电子-正电子对的相对论等离子体，这些电子-正电子对可以在爆炸后的1-2天内被检测到，然后膨胀和消散。银河系中局部的对湮灭辐射区域可以揭示嵌入密集云层中的伽马射线源，或者过去GRB爆炸的地点。

3C 196中的光学逆康普顿热点？

An optical inverse-Compton hotspot in 3C196?

如果热点中的磁场接近其均分值，则先前已经在X射线中探测到FRII射电源的若干热点，其通量水平与由于射电同步加速器光子的逆康普顿散射（“同步加速器自康普顿”）而产生的X射线一致。然而，足够紧凑和明亮的热点数量很少，足以表现出可检测的X射线发射，因此值得在光学上寻找同步自康普顿发射，尽管这种方法有明显的观测困难。在这篇文章中，我报告了在哈勃太空望远镜对遥远的类星体3C 196的深空观测中可能探测到光学逆康普顿热点的情况，如果电子在伽马~ 500附近有一个低能截止，那么这个水平意味着热点的磁场强度接近均分。

伽玛暴在银河系中的间接表现：康普顿尾迹和正电子

Indirect manifestation of GRBs in the Galaxy: Compton trails and positrons

银河系伽马射线暴（GRB）的两个独立的间接表现被认为是，其重要性的伽玛射线天文学将取决于一个仍然鲜为人知的-虽然天体物理学的重要-参数，即伽玛射线暴重复时间尺度在像我们这样的星系。这两种现象预计将导致对这一时间尺度的观测限制。第一个与星系盘中伽玛射线暴伽马射线的康普顿散射有关，第二个与在超相对论等离子体之前通过光对产生产生的正电子的长期湮灭模式有关。

液态氙Gamma-Ray成像望远镜（LXeGRIT）的光谱学和成像性能

Spectroscopy and Imaging Performance of the Liquid Xenon Gamma-Ray Imaging Telescope (LXeGRIT)

LXeGRIT是一个球载康普顿望远镜，基于液体氙时间投影室（LXeTPC），用于成像0.2-20 MeV能带的宇宙\g射线。探测器的探测面积为400 cm $^2$，漂移间隙为7 cm，填充有高纯稀土。检测电离和闪烁光信号以测量敏感体积内的能量沉积和单个\g -射线相互作用的三个空间坐标。TPC已经通过重复测量其对来自放射源（例如\na、\cs、\yt和Am-Be）的\g -射线的光谱和康普顿成像响应来表征。探测器对能量范围为511 keV-4.4 MeV的\g -射线具有线性响应，能量分辨率（FWHM）为$ ΔE/E=8.8% \: \sqrt{1\MeV /E}$。具有两个检测到的相互作用的\yt \g射线事件的康普顿成像与1.8 MeV下的$\sim$ 3度（RMS）的角分辨率一致。

具有频率依赖时滞的Blazar快速非热耀斑的同步辐射自康普顿模型

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。

同步加速器与康普顿对扩展X射线喷流的解释

Synchrotron vs Compton Interpretations for Extended X-ray Jets

对于钱德拉X射线观测站从扩展类星体喷流的结中观测到的X射线发射的起源，一个广泛讨论的解释是具有洛伦兹因子$γ^\prime \sim 10^2$的电子的康普顿散射CMBR。这个模型在总能量需求方面面临困难，并且在解释诸如PKS 0637-752、3C 273或PKS 1127-145等源中的无线电、光学和X射线结的空间轮廓方面也面临困难。这些困难可以在单组分和双组分同步加速器模型的框架内得到解决。我们提出了一个模型，在类星体喷流中的宽带无线电X射线同步辐射是由亚秒差距尺度喷流中形成的超高能中子和伽马射线的准直光束提供动力的。中性束在星系际介质中的衰变驱动相对论激波，使非热电子加速离开周围介质。第二个同步加速器成分来自于注入具有洛伦兹因子$\gg 10^7$的轻子，这些因子出现在超高能伽马射线衰变过程中的扩展喷流中。这种方法可以解释FR 1和FR 2星系的扩展X射线喷流的质的差异。对耀变体和核心主导类星体中高能中微子的探测将为这一模型提供有力的证据。

伽玛暴逆康普顿过程的观测极限

Observational Limits on Inverse Compton Processes in GRBs

逆康普顿（IC）散射是产生伽马射线暴瞬发伽玛射线的两种可行机制之一。集成电路需要低能量种子光子和相对论电子的人口，向上散射他们。同样的电子可以将伽马射线光子向上散射到TeV范围内的更高能量。使用目前的上限提示光发射，我们在这里表明，在一般保守的假设下，IC机制遭受“能源危机”。也就是说，IC将过度产生一个非常高的能量分量，它将携带比观察到的瞬发伽马射线更多的能量。我们的分析是一般性的，它没有对产生相对论电子布居的具体机制做出假设。

辐照吸积盘光谱中铁K_α荧光线和康普顿肩的模型

Models of the iron K_alpha fluorescence line and the Compton shoulder in irradiated accretion disk spectra

本文给出了在幂律谱分布的硬X射线灯照射下，超大质量黑洞周围的吸积盘的一整套大气模型方程。模型方程允许辐射在自由电子上的多次康普顿散射，并且在散射时允许大的相对光子-电子能量交换。我们提出了在磁盘表面上集成的特定强度的光谱。理论出射强度谱表明，在1 keV以下有软X射线过剩，铁有明显的K_α和K_β荧光线。我们证明了康普顿肩的存在，并认为它对活动星系核中某些Fe K_α线的不对称性和等效宽度有贡献。我们的模型表现出在反射X射线的肢体增亮的效果。

Si/CdTe半导体康普顿望远镜的研制

Development of a Si/CdTe semiconductor Compton telescope

我们正在研制一台基于高分辨率Si和CdTe成像器件的康普顿望远镜，以获得亚MeV γ射线区的高灵敏度天体物理观测。本文报道了Si/CdTe半导体康普顿望远镜样机的最新研究结果。康普顿望远镜由双面硅条探测器（DSSD）和CdTe像素探测器组成，结合低噪声模拟LSI，VA 32 TA。用这个探测器，我们得到了康普顿重建图像和光谱从线γ射线范围从81 keV到356 keV。能量分辨率在122 keV和356 keV下分别为3.8 keV和7.9 keV，角分辨率在122 keV和356 keV下分别为9.9度和5.7度。

Prompt and Delayed High-Energy Emission from Cosmological Gamma-Ray Bursts

In the cosmological blast-wave model for gamma ray bursts (GRBs), high energy (> 10 GeV) gamma-rays are produced either through Compton scattering of soft photons by ultrarelativistic electrons, or as a consequence of the acceleration of protons to ultrahigh energies. We describe the spectral and temporal characteristics of high energy gamma-rays produced by both mechanisms, and discuss how these processes can be distinguished through observations with low-threshold Cherenkov telescopes or GLAST. We propose that Compton scattering of starlight photons by blast wave electrons can produce delaye…

液体氙gamma-ray成像望远镜（LXeGRIT）的康普顿散射序列重建算法

Compton scattering sequence reconstruction algorithm for the liquid xenon gamma-ray imaging telescope (LXeGRIT)

液体氙伽马射线成像望远镜（LXeGRIT）是一个气球实验敏感的\g -射线在0.2-20 MeV的能量带。主探测器是一个充满高纯度液体氙（LXeTPC）的时间投影室，其中单个\g -射线相互作用的三维位置和能量沉积在一个均匀的体积中精确测量。为了确定\g -射线初始方向（康普顿成像），以及为了排除背景，必须确定相互作用的正确顺序。在这里，我们报告的开发和优化的算法来重建康普顿散射序列，并显示其性能的蒙特卡罗事件和LXeGRIT数据。

PKS 2155-304的同步自康普顿谱演化

Synchrotron-Self Compton Spectral Evolution of PKS 2155-304

PKS 2155-304是BL Lac天体中最明亮和研究最深入的原型之一。从PKS 2155-304中探测到的伽马射线的能量范围从MeV到TeV。我们计算了一个同步自康普顿（SSC）模型，粒子分布的时间行为的基础上，负责高能量发射。使用现有的同时多波长数据，我们模拟了整体的光谱能量分布（SED）和光谱变化的这个源。

银河脊硬X射线和软Gamma-Ray辐射的逆康普顿起源

Inverse Compton Origin of the Hard X-Ray and Soft Gamma-Ray Emission from the Galactic Ridge

最近重新测定的非热成分的硬X射线，软伽马射线发射的银河脊，使用SPI仪器的国际伽玛射线天体物理实验室（INTEGRAL）天文台，被证明是很好地再现为逆康普顿发射的星际介质。宇宙射线的初级电子、次级电子和正电子都对辐射有贡献。该预测使用GALPROP模型，并包括对星际辐射场的新计算。这可能会解决一个长期存在的发射起源之谜，并可能打开一个新的窗口银河宇宙射线。

康普顿拖曳伽马射线暴：光谱

Compton dragged gamma-ray bursts: the spectrum

我们计算了火球与周围软光子相互作用产生的光谱。这些光子被认为是由大质量恒星的漏斗壁产生的。通过参数化的漏斗温度的径向依赖性，我们计算的火球自洽的减速，考虑到高能量的伽马射线的吸收，由于与较软的环境光子的相互作用。由此产生的光谱在与观测结果一致的能量处达到峰值，在X射线波段有一个nu^2斜率，并有一个陡峭的幂律高能尾。

点源的宇宙射线、γ射线和中微子

Cosmic Rays, Gamma Rays and Neutrinos from Point Sources

有人提出，来自点源如活动星系核（AGN）和银河系黑洞候选者（GBHC）的能谱是普遍的，与发射粒子的性质无关。对宇宙射线源能谱和最近由CGRO（Compton Gamma Ray Observatory）获得的类星体$γ$ -射线能谱的比较表明，在平均意义上，预言与数据是一致的。这表明，来自点源的中微子应该具有与单个点源的$γ$射线相同的光谱指数。这一预测也与神冈和IMB最近对中微子的观测一致，其中$ν_μ/ν_e$的比值接近1，而不是大气中微子的2。为了进一步检验这个模型，建议分析类星体的$γ$射线谱的时间变化。

模拟星系团中的宇宙射线- III。非热标度关系和与观测的比较

Simulating cosmic rays in clusters of galaxies - III. Non-thermal scaling relations and comparison to observations

在射电同步加速器、硬X射线逆康普顿和高能伽马射线系统中，星系团的互补视图对于将它们校准为高精度宇宙学探测器至关重要。我们提出了预测集群质量和这些非热观测之间的标度关系。为此，我们使用高分辨率的模拟样本的星系团跨越近两个数量级的质量范围，并遵循自洽的宇宙射线物理的辐射流体动力学。用法拉第旋转测量（RM）校准我们模型的磁场，我们的相对论电子布居的同步辐射与观测到的巨型射电晕和迷你晕的射电同步辐射光度和形态相匹配。使用ROSAT观测到的最亮的X射线团的完整样本，结合我们的伽马射线标度关系，我们预测GLAST将检测到大约10个团，允许爱丁顿偏差，由于在标度关系中的散射。最明亮的伽马射线星团是蛇夫座、天炉座、后发座、A3627、英仙座和半人马座。我们提供了一个绝对的低通量限制的伽玛射线发射的后发座的强子模型，可以更严格的磁场值来自RM值匹配GLAST灵敏度，从而提供了一个独特的测试可能的强子起源的射电晕。我们预测的硬X射线发射，由于逆康普顿发射的冲击加速和强子产生的相对论性电子，低于后发座和英仙座的检测到的50倍。这对逆康普顿解释提出了质疑，并加强了法拉第RM值和同步加速器和逆康普顿发射相结合获得的磁场估计的已知差异。[删节]

大质量双星Cen X-3中γ射线的传播：级联γ射线与大质量恒星的相互作用

Propagation of gamma-rays in massive binary Cen X-3: Interaction of cascade gamma-rays with the massive star

本文研究了甚高能γ射线在大质量双星Cen X-3辐射场中的传播。VHE伽马射线或电子，由靠近大质量伴星表面的致密天体注入，形成逆康普顿对（ICS）级联。基于蒙特卡罗模拟，我们计算了Cen X-3系统中碰撞到有质量伴星表面的次级级联光子的比例。研究了落在大质量恒星表面的光子的分布。这些光子与恒星的大气相互作用，应该激发不同的伽马射线线（核，电子正电子湮没线）。我们估计这些伽马射线线可能被INTEGRAL望远镜探测到。

金刚石康普顿望远镜的设计

The Design of Diamond Compton Telescope

我们已经开发出使用新合成钻石的辐射探测器。金刚石探测器作为康普顿望远镜在观测“低/中”能伽马射线方面具有优势。金刚石探测器的主要优点是可以降低低能区的光电效应，这是跟踪康普顿反冲电子的背景噪声，金刚石康普顿望远镜（DCT）的概念由金刚石条纹探测器的位置敏感层和CdTe探测器的量热层组成。DCT的关键部分是具有更高位置分辨率和更宽能量范围（从10 keV到10 MeV）的钻石条纹探测器。不过，钻石条纹探测器正在开发中。我们描述了原型钻石探测器的性能和一个可能的DCT的设计评估的蒙特卡罗模拟。

2000年气球飞行活动中LXeGRIT对MeV γ射线探测效率的研究

A Study of the LXeGRIT Detection Efficiency for MeV Gamma-Rays during the 2000 Balloon Flight Campaign

LXeGRIT --液体氙伽马射线成像望远镜--是用于\MeV \g射线天体物理学的康普顿望远镜的第一个原型，该望远镜基于LXeGRIT时间投影室。康普顿望远镜的最相关的品质因数之一是探测效率为\g -射线，这取决于不同的贡献，如探测器的几何形状和被动材料，触发效率，死时间等的LXeGRIT仪器的效率的详细研究，实验室测量和蒙特卡罗模拟的基础上，本文提出。

反康普顿散射作用于黑体辐射在高能物理和伽马（MeV-TeV）天体物理学中

Inverse Compton Scattering onto BBR in High Energy Physics and Gamma (MeV-Tev) Astrophysics

本文研究了带电粒子与黑体辐射光子的反康普顿散射，推导了能量和角分布的精确表达式及其展开形式，应用于高能加速器实验和天体物理学中的宇宙射线散射现象，预测了SNRs和AGN源的低伽马通量。