On the acceleration of Ultra High Energy Cosmic Rays in Gamma Ray Bursts
UHECR大致是各向同性的并且获得非常大的能量$E \gtrsim 3\times 10^{20} \; eV$。传统的模型无法解释这两个事实。我在这里表明，在伽玛暴的UHECR加速满足这两个观测约束。利用Mészáros和Rees（1994）的超相对论激波伽玛暴模型，我们证明了由此可以获得的最高能量是$E\simeq 10^{20}\;θ^{-5/3} n_1^{-5/6}\; eV$，从而解释了Bird \etal \/（1995）事件的能量。避免了影响活动星系核中UHECR加速的传统碰撞灾变。一个数量级的估计表明，在地球上的UHECRs的总能量通量也正确地再现。文中还简要讨论了基于超高频电磁辐射在天空平面上分布的模型的检验。
1995-06-13 astro-ph
Ultra High Energy Cosmic Rays from Black Hole Jets of Radio Galaxies
俄歇协作组报告说，大于60 EeV的超高能宇宙射线（UHECR）的到达方向沿超星系面聚集，并在~100 Mpc范围内与活动星系核（AGN）相关。几个事件与附近的射电星系半人马座A的关联支持了这样一种范式，即UHECR由超大质量黑洞发动机提供动力，并在射电星系内部喷流中可变等离子体风形成的冲击中加速到超高能量。75 EeV UHECR质子的GZK视界长度约为100 Mpc，因此俄歇结果与UHECR的假设质子组成一致。在这种情况下，UHECR的来源是FR II射电星系和FR I星系，如Cen A，其散射辐射场增强了UHECR中性束的产生。喷流指向远离我们的射电星系仍然可以被观察到作为UHECR源，这是由于这些星系的射电叶中的磁场使UHECR发生偏转。在blazar活动星系核的光谱中，一个宽带的~1 MeV - 10 EeV辐射分量是由UHECR在河外背景光（EBL）中引起的级联辐射形成的。这种辐射太微弱了，无法从Cen A中看到，但可以从更明亮的耀变体中检测到。
2009-03-18 astro-ph
Ultra-high energy cosmic rays from radio galaxies revisited
皮埃尔·俄歇天文台在附近的射电星系半人马座A的方向上观测到了一个惊人的超高能宇宙射线（UHECR）事件，这使人们重新认识到射电星系可能是UHECR的主要来源。本文简要介绍了射电星系中质子和核的加速过程及其与喷流功率、射电形态和宇宙源密度的关系。我们认为，除了最强大的FR-II射电星系，在射电瓣的过程是不太可能解释的起源UHECR。然而，费米加速质子在内部冲击的“blazarzone”的所有射电星系，和他们的光强子转换成中子，可能会导致喷射的“UHECR光束”，保持准直超过几个百万秒差距。这种假设的解释的UHECR事件分布，特别是半人马座A的特殊情况下，的后果进行了讨论。
2008-08-03 astro-ph
On the origin of ultra high energy cosmic rays: Subluminal and superluminal relativistic shocks
超高能宇宙射线（UHECR）的流量在$E>10^{18.5}$ eV被认为是产生于等离子体冲击环境中的河外源。在本文中，我们提出了一个系统的研究粒子加速的相对论冲击，特别是关于体洛伦兹因子和磁场和冲击流之间的角度的依赖关系。首次系统地研究和比较了助推因子高达$Γ=1000$的超光速和亚光速激波的模拟结果。虽然超光速激波在最高能量（$E>10^{18.5}$ eV）下是无效的，但亚光速激波可以提供高达$10^{21}$ eV的粒子，仅受Hillas标准的限制。对于亚光速的情况下，我们发现，温和的相对论冲击，认为发生在喷流的活动星系核（AGN，$Γ\sim 10-30$）产生的能谱$dN/dE\sim E^{-2}$。另一方面，伽马射线暴（GRB，$100<Γ<1000$）中预期的高度相对论性冲击，其光谱与$E^{-1.5}$一样平坦。模型的结果进行了比较，在最高能量的宇宙射线的测量通量，它示出，而活动星系核光谱是非常合适的，伽玛射线暴光谱太平坦，无法解释所观察到的通量。该模型解释了$5.7\cdot 10^{10}$ GeV以上的宇宙线通量与活动星系核俄歇分布之间的相关性。中微子的产生预计在伽玛暴中，无论是在轻度或高度相对论性的冲击，虽然这些来源被排除作为UHECR的主要来源，超光速冲击，特别是可以通过中微子和光子通量，而不是质子观察。
2008-04-07 astro-ph
Ultra-high-energy cosmic ray acceleration by relativistic blast waves
本文研究了相对论火球模型中伽马射线暴（GRB）的超相对论激波（相对于上游介质，洛伦兹因子Γ_s >> 1）中带电粒子的加速问题。我们表明，对于费米型激波加速，在上游介质中最初各向同性的粒子在第一个激波穿越周期中可以获得一个能量增益因子为Γ_s^2，但是对于随后的激波穿越周期，能量增益因子仅为2，因为对于实际的偏转过程，粒子在再次穿越激波之前没有时间重新各向同性。我们评估的最大能量可达到的效率，这一过程，并表明，对于一个伽玛射线暴火球扩展到一个典型的星际介质，这些排除超高能宇宙射线（UHECR）的生产，能量范围为10^{18.5} - 10^{20.5} eV，由冲击波。然而，我们建议，在中子星双星作为伽玛暴的祖先的背景下，这些系统产生的脉冲星风气泡的相对论离子可以被冲击波加速。我们表明，如果已知的二进制pixars是典型的，在这种情况下，最大的能量，效率和频谱可以解释所观察到的人口的UHECR。
1999-03-01 astro-ph
Foreground and Source of a Cluster of Ultra-high Energy Cosmic Rays
利用Sloan数字巡天和其它资料，研究了在RA ~ 169.2度和DEC ~ 56.8度附近一个近点状的5 ~ 100万能宇宙射线团的起源。在估计的源方向附近没有发现特定的源候选者，但该方向是例外的，在140/h Mpc处有一对可能合并的星系团，前景密度异常低。大规模的冲击或合并星系团的另一种产物可能会加速UHECR，或者合并星系团可能是巧合，UHECR可能会在一个罕见的事件中被加速。在前景空洞的低磁偏转可能解释为什么这是唯一确定的点状集群这么多的UHECR。
2005-07-28 astro-ph
Which acceleration process for UHE-Cosmic Rays in Gamma Ray Bursts ?
本文对伽玛暴中的质子加速进行了精确的研究，并通过$π^{0}$ -介子衰变产生的GeV $γ$ -射线辐射，预言了在一个足够重子负载的火球中可能存在的宇宙射线信号。如果去掉两个没有根据的假设，即玻姆标度和缓慢的磁场衰减，通常的费米过程就不能在伽玛暴中产生超高能宇宙射线（UHECR）。我们提出了另一种相对论费米加速的方案，在内部冲击阶段。我们提出了一个现实的蒙特卡罗模拟的多前加速度，清楚地表明可能产生的UHECR的结果。转换成UHECR的能量占磁能的很大一部分。
2004-04-07 astro-ph
High energy radiation from Centaurus A
我们计算了最近的活动星系核（AGN），半人马座A，高能宇宙射线的通量和伴随的次级光子和中微子的强子相互作用的来源。我们使用射电喷流中的激波加速和活动星系核核附近规则电磁场中的加速作为两个基本模型来研究高能宇宙射线（UHECR）的产生。虽然光子上的散射在加速接近核心的情况下占主导地位，但如果加速沿着射流发生，则气体上的散射变得更加重要。将半人马座A的UHECR通量标准化为俄歇实验的观测值，如果一个陡峭的UHECR通量$\d N/\d E\propto E^{-α}$与$α=2.7$向下延伸到$10^{17}$ eV，那么中微子通量在1 km的$^3$中微子望远镜中可以勉强观测到。相关的光子通量接近或超过大气切伦科夫和$γ$射线望远镜对$α\gsim 2$的观测数据。特别是，我们发现，目前的数据有利于要么软UHECR注入光谱比$α=2.7$半人马座A或较低的UHECR流量比预期的俄歇观测归一化。
2008-11-18 astro-ph
Intergalactic Propagation of UHE Cosmic Rays
讨论了能量为E \geq 10^{18.5} eV的超高能宇宙射线（UHECR）的星系际传播。我们考虑了银河系际介质中弱随机磁场引起的能量相关偏转的影响下超高能电子回旋共振的传播以及光π和对产生造成的能量损失。我们计算的到达谱充分考虑了光子π产生的运动学和光子π相互作用速率的泊松统计。我们估计UHECR从视线的源，时间延迟相对于光子从同一个源，到达光谱和源统计的偏转。这些估计证实了UHECRs的能量演化的传播的数值模拟。这些模拟表明，经常使用的连续近似的能量损失的治疗，由于光π介子生产的宇宙微波背景（CMWB）不能合理的UHECR。我们讨论了这些结果的影响，观察到的粒子通量以上的Greisen-Zatsepin-Kuz'min截止的两个方案，已提出了这些粒子的生产：连续生产的大冲击波与强大的射电星系，或可能的大尺度结构的形成，和脉冲生产在相对论性冲击波与宇宙学伽马射线暴。
1999-07-05 astro-ph
High Energy Neutrino Emission and Neutrino Background from Gamma-Ray Bursts in the Internal Shock Model
讨论了伽玛暴的高能中微子辐射。本文利用GEANT 4模拟软件包计算了光生子产生过程中的质子冷却效率，包括π介子多重数和质子非弹性。首先，我们估计了伽玛暴中加速质子的最大能量。利用所得到的结果，中微子流量从一个爆发和一个弥漫的中微子背景定量评估。我们还考虑到冷却过程的π介子和μ介子，这是至关重要的中微子光谱。我们证实了解析近似处理伽玛射线暴基准参数集的有效性，但也发现，多重性和高非弹性的影响，在某些情况下，质子冷却和由此产生的光谱可能是重要的。最后，假设伽玛暴率跟踪恒星形成率，我们得到一个弥漫的中微子背景光谱伽玛暴的特定参数设置。我们引入了非热重子加载因子，而不是假设伽玛暴是UHECR的主要来源。我们发现，虽然我们的估计依据与Waxman和Bahcall的不同，但得到的中微子本底与他们的预言是一致的。由于模型中的参数较多，本文对模型中的各种参数进行了研究。伽玛暴中高能中微子的探测将是质子在伽玛暴中被加速到很高能量的有力证据之一。此外，中微子背景的观测不仅有可能检验伽玛暴的内激波模型，而且还可以为我们提供有关模型参数的信息，以及伽玛暴是否是UHECR的来源。
2006-02-06 astro-ph
Neutrino, Neutron, and Cosmic Ray Production in the External Shock Model of Gamma Ray Bursts
超高能（>~ 10^19 eV）宇宙射线（UHECR）被伽马射线暴（GRB）冲击波加速的假设是正确的。这一假设的含义，然后推导出外部冲击模型的伽马射线暴。伽玛暴冲击波中演化的同步辐射谱为中微子和中子的光生子提供了靶光子。计算了从爆炸波逃逸的中性粒子的衰变特性和辐射效率。计算了在特定参数下弥散高能GRB中微子背景和高能GRB中微子事件的分布，导出了不同密度环境中光子产生效率的标度关系。伽玛射线暴提供了一个高能量中子的强烈通量，中子产生效率超过总能量释放的1%。在特殊情况下求解了伽玛射线暴“中子弹“产生的中子β衰变电子的辐射特性。具有GRB活性的Galerkin应该被流出中子的~ 100 kpc范围的辐射晕包围，包括非热光学/X射线同步加速器组件和康普顿散射微波背景辐射的高能伽马射线组件。在L* 星系如银河系中，伽玛暴源和相对论外流的光度在~10^40+-1 ergs/s的水平。这足以解释伽玛暴产生的超高电子回旋共振。我们简要地推测了强子宇宙射线起源于超新星坍缩形成相对论外流和伽玛暴的可能性。（节略）
2002-04-16 astro-ph
Discovery of giant `radio arcs' in cluster Abell 3376: evidence for shock acceleration in a violent cluster merger?
本文提出了新的多波长（射电、光学和X射线）观测证据，表明附近（z=0.046）富星系团Abell 3376正在经历一次重大的双星子团合并事件。关键的证据是发现了一对大型的、光学上无法识别的漫射射电源（“弧”），它们对称地位于由ROSAT在X射线中绘制的热星系团内气体的两端，相距约2.6 h_{50} ^{-1} Mpc。有人认为，气体动力学冲击波，自然发生在团簇形成，加速带电粒子（宇宙射线）的相对论能量，导致同步辐射从兆秒差距规模的无线电弧。如果是这样的话，阿贝尔3376星系团也是一个潜在的源，能够将宇宙射线粒子加速到E_{max} ~ 10^{18-19} eV的超高能量（UHECR）。因此，该星系团是一个很好的实验台，了解合并冲击的物理和神秘的UHECR粒子的起源在结构形成过程。因此，Abell 3376为地面和星载天文台的进一步多波长观测提供了独特的机会。
2002-10-24 astro-ph hep-ex hep-ph
Particle Energy And Acceleration Efficiencies In Highly Relativistic Shocks
本文研究了在试验粒子极限下扩散激波加速度的数值蒙特卡罗模拟。从$γ_{up}$ $\sim50$到$γ_{up}$ $\sim1000$，都使用了非常高的γ流天体物理等离子体，这可能与活动星系核喷流及其中心发动机的建议模型以及伽马射线暴（GRB）火球中的超相对论激波粒子加速有关。特别是对上述高相对论性过程的每波穿越能量增益和时间常数进行了数值计算。我们明确地发现一个相当大的$γ^{2}$能量提升在第一个冲击周期，并在所有随后的冲击周期的粒子能量乘以一个大的因素。还观察到相同加速过程的显著加速。这两个结果都与理论上的建议，一个显着增强的加速过程是可能的，由于相对论效应不存在于较低的等离子体流速。所得到的加速率和每一冲击周期的平均能量增益可以有效地证明伽玛暴产生超高能宇宙射线的理论。
2001-01-23 astro-ph
High-energy cosmic-ray nuclei from high- and low-luminosity gamma-ray bursts and implications for multi-messenger astronomy
伽马射线暴（GRB）是超高能（约10^18.5 eV）宇宙射线（UHECR）源的候选源之一。利用Geant 4研究了伽玛暴中包含重核的高能宇宙线加速，并讨论了它的各种意义，同时考虑了高光度（HL）和低光度（LL）伽玛暴.这是因为如果LL伽玛暴形成一个独特的种群，它们也可能对观测到的UHECR通量做出重大贡献。我们表明，不仅质子，而且更重的核可以加速到超高能量的内部，（外部）反向和正向冲击模型。我们还表明，超高能重核，如铁的生存条件几乎是相同的约TeV的伽马射线从源逃逸，并为高能量中微子不会产生太多。中微子和GeV-TeV伽马射线望远镜，如IceCube和KM 3 Net，GLAST和MAGIC的多信使天文学将是重要的，看看GRB是否可以成为超高能重核的加速器。我们还展示了高能中微子和伽马射线的预期光谱，并讨论了它们的可探测性。此外，我们还讨论了GRB-UHECR假说的含义。我们指出，由于HL-GRB和LL-GRB的数密度差别很大，因此用UHECR观测确定它们的数密度也是很重要的。
2008-05-27 astro-ph
Constraints on the Production of Ultra-High-Energy Cosmic Rays by Isolated Neutron Stars
能量低于约$10^{15}$ eV的宇宙射线的能量、光谱和成分，可以用超新星激波模型很好地解释。相比之下，对于能量高于$10^{15}$ eV的超高能宇宙射线（UHECR）的起源，还没有被广泛接受的理论。而不是提出一个特定的模型，在这里，我们把强约束的任何模型的UHECR涉及孤立的中子星（没有同伴）。我们认为总的功率需求，并表明，唯一可行的电源与孤立的中子星是旋转。基于星际介质吸积的机制，尽管有最乐观的假设，但仍缺乏必要的动力。功率的考虑也表明，没有足够的旋转能量被星际物质的“螺旋桨”式加速所利用。最有前途的能源是通过磁制动的旋转自旋。我们研究了磁化中子星附近的微物理能量损失过程，并得出结论，从孤立的中子星产生UHECR的最有可能的网站是附近或超越轻圆柱。
1997-08-04 astro-ph
Plasma Wakefield Acceleration for Ultrahigh Energy Cosmic Rays
介绍了一种基于相对论流动等离子体中Alfven激波激发的尾场的宇宙加速机制，其中测试粒子的单位距离能量增益是Lorentz不变量。我们表明，存在一个阈值条件的透明度低于加速粒子是碰撞自由和遭受的等离子体介质中的能量损失很小。随机加速-减速相的随机相遇导致幂律能谱：f（e）1/e^2。适合于这种等离子体尾场加速的环境可以是大规模丰富的。作为一个例子，我们讨论了超GZK超高能宇宙射线（UHECR）可能通过这种机制在大气中的伽马射线暴的产生。我们表明加速度梯度可以高达G ~ 10^16 eV/cm。我们的模型中的估计事件发生率与UHECR观察结果一致。
2002-05-21 astro-ph
On The Origin of Very High Energy Cosmic Rays
我们讨论了我们对宇宙射线加速和传播到最高能量的理解的最新进展。特别是，我们专门讨论三个问题：1）在冲击波粒子加速理论的发展; 2）从银河系到河外宇宙射线的过渡; 3）最新观测的超高能宇宙射线（UHECRs）的起源的影响。
2005-11-08 astro-ph
Particle Acceleration at High-$γ$ Shock Waves
用蒙特卡罗模拟研究了超相对论激波中的一阶费米加速过程。加速粒子谱是通过在激波附近的湍流磁场中积分精确的粒子轨迹而获得的，其中包括场结构的一些"现实“特征。我们表明，在斜激波的主要加速过程是在冲击粒子的压缩。对于高扰动的磁场，在有限的能量范围内可能形成高能谱尾。在光谱中的截止发生在低能量的共振范围内考虑。我们将此功能的结构的磁场下游的冲击，场压缩产生有效的2D湍流中，交叉场扩散是非常小的。由于下游的场压缩，对于较大的湍流振幅，平行高$γ$激波的加速过程也是无效的，并且恢复了在斜激波中观察到的特征。对于小振幅扰动，粒子谱形成在一个很宽的能量范围和修改的加速过程中，由于长波扰动的存在进行了观察。平行激波有效加速的临界湍流振幅随激波洛伦兹因子的增加而减小。我们还研究了激波下游强短波扰动对粒子加速过程的影响。得到的谱指数不收敛于"普适“值。我们的结果表明，一阶费米过程产生高能宇宙射线在超相对论冲击与所考虑的扰动磁场结构的效率低下。
2005-09-22 astro-ph
Propagation of UHE cosmic rays in a structured universe
在引力不稳定的宇宙中，暗物质和星系的结构，星系际气体和磁场会对超高能宇宙射线（UHECR）的传播产生严重影响（Ryu & Kang，本论文集）。可能的影响包括空间限制和定向聚焦沿超星系物质片，以及普遍的再加速在大规模的冲击波阵面，和光谱修改由于能量依赖泄漏到宇宙空隙。因此，GZK截止可能不太明显，并且发生在较高的能量下，其中必须考虑加速和能量损失过程的随机性质。
1997-02-05 astro-ph
High Energy Emission and Cosmic Rays from Gamma-Ray Bursts
本文分析了伽马射线暴中的粒子加速及其辐射后果。因此，我们一方面得到了物理上的限制，另一方面得到了新的伽马射线仪器可以记录的粒子加速的可能特征。我们以前已经表明，UHECR可以产生在伽玛暴，即使与保守的假设上的磁场和散射能力的扰动，提供了一个合适的相对论费米过程是在所谓的“内部冲击”阶段的工作。在这里，我们把这些假设的结果的分析扩展到电子和质子的整个瞬发发射。事实上，假设磁场在$1/r^2$中衰减，并且粒子的散射时间比玻姆假设长，特别是使用从柯尔莫哥洛夫标度导出的规则，我们表明没有其他参数适应，亚等分磁场的强度，即：i）可以在GZK球内产生具有足够通量的UHECR，以解释脚踝处的CR谱。ii）方便地解释伽马谱在100 keV附近的峰值能量，即所谓的$E_{peak}$。iii）低于$E_{peak}$的热分量通常是不可避免的。iv）宇宙射线可以辐射出大约67 MeV的伽马射线（在同动坐标系中，这意味着观测者的能量为$\simeq 20$ GeV），这是由于$π^0$衰变和与中子衰变相关的低能中微子发射（大约0.2 GeV）以及来自μ子衰变的能量在5到150 GeV之间的中微子。v）UHECR辐射在几十MeV和10 GeV之间的高能伽马射线（考虑到电子对产生过程），这是由于它们的同步辐射具有足够的可观测通量。
2004-11-05 astro-ph
Adiabatic Losses and Stochastic Particle Acceleration in Gamma-Ray Burst Blast Waves
本文研究了伽马射线暴（GRB）冲击波中的绝热损失和粒子随机加速问题。冲击流体被假定为一个均匀的膨胀壳。通过绝热膨胀的非热粒子的能量损失被转换为大量的动能的流出，允许的演变的大量洛伦兹因子伽玛的爆炸波进行自洽计算。系统的行为示出再现流体动力学自相似的解决方案在相对论和非相对论的限制，和形式主义是适用于中间的绝热和完全辐射制度的情况。非热粒子通过随机陀螺共振加速度与磁湍流在爆炸波处理的能量增益率和扩散逃逸时间尺度的基础上，在准线性政权的表达式。如果冲击流体中的磁场接近其均分值，则该过程可以将逃逸粒子加速到>~10^{20} eV的能量，这与超高能宇宙射线（UHECR）被伽玛射线暴冲击波加速的假设一致。由于粒子被磁湍流捕获，只有最高能量的粒子可以在伽玛暴的瞬发和余辉阶段逃逸，通过磁流体湍流的Kolmogorov谱加速。当冲击波变得非相对论时，较低能量的粒子开始逃逸，冲击波的费米加速变得更加重要。
2001-03-26 astro-ph
Cosmic Rays and Neutrinos from Gamma Ray Bursts
本文评述了伽马射线暴（GRB）中质子内激波加速可能是地球上观测到的超高能宇宙射线（UHECR）（Emax> 10^19 eV）的起源的假说。我们发现，即使质子可能会被加速到这样的能量，他们的喷射到星际/星系间介质是有问题的，因为它很可能伴随着相当大的绝热损失在膨胀壳。这个问题被光强子相互作用中产生的中子所回避，这些中子没有被磁束缚，因此在产生的那一刻被有效地弹射出去。它们可以产生足够的数量，并能够离开发射区，如果光强子相互作用的发射区的光学深度是1阶。我们表明，这一要求可以满足相同的条件下，允许加速质子的最高能量。中微子的产生与宇宙射线和中微子的通量有关，使得伽玛暴中的UHECR起源假说得到验证。
1998-11-17 astro-ph hep-ph
Gamma Ray Bursts and Cosmic Ray Origin
本文介绍了火球/爆炸波模型的理论基础，以及最近的一些结果对伽玛暴源模型和宇宙射线产生的伽玛暴的影响。本文简要地概述了瞬发γ射线发光相位的BATSE观测，以及伽玛暴的Beppo-SAX和长波余辉观测。推导的光谱和时间指数的绝热爆炸波减速在一个均匀的周围介质中的非相对论性的反向冲击波的限制情况下，无论是球形和准直的流出，作为一般理论的一个例子。外激波模型对余辉的拟合结果表明，GRB的外流是喷射的。外激波模型还解释了长持续时间伽玛暴瞬时谱中峰值能量的持续时间分布和聚集现象，并由此导出了伽玛暴源率密度与红移的关系。根据Frail等人的恒定能量库的结果，对源模型进行了评述，该结果表明伽玛暴的总能量为10^{51}尔格的几倍，平均辐射率约为全天空的1/500。Paczynski的各向同性超新星模型被排除。从伽玛暴的X射线观测和恒能库结果来看，Vietri-Stella模型的两步坍缩过程优于超新星/超新星模型。伽玛射线暴冲击波中的二级过程可以将粒子加速到超高能量。伽玛暴可能是超高能ECR和能量在宇宙射线谱拐点以上的宇宙射线的来源。用GLAST和地面伽马射线望远镜进行的高能中微子和伽马射线观测对测试伽马射线暴源模型至关重要。
2002-02-13 astro-ph
Prompt High-Energy Emission from Proton-Dominated Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）的即时发射被广泛认为是来自加速电子的辐射，但加速质子可能携带相当大的能量，特别是如果GRB是超高能宇宙射线（UHECR）的来源。我们通过蒙特卡罗模拟，考虑到与高能电子和质子有关的各种过程，模拟了这种“质子主导”的伽玛暴在内部冲击情景中的预期光子谱。除了质子和μ子同步加速器组件，光介子诱导的次级对级联的发射变得至关重要，通常增强GeV-TeV和/或eV-keV光子，并提供UHE质子的签名。在某些情况下，它可以压倒初级电子成分，并导致伽玛暴峰值在10 MeV - 1 GeV范围内，这可能与最近对EGRET TASC数据进行重新分析时讨论的一些爆发有关。由于级联的非线性性质以及电子和质子诱导分量的相互作用，光谱对诸如体洛伦兹因子、磁场和质子-电子比的关键量的依赖是不平凡的。由{ \it Fermi}、地面望远镜和其他设施进行的观测应该可以检验这些预期，并对质子加速效率提供关键的限制。
2009-04-02 astro-ph
High Energy Cosmic Rays from Local GRBs
我们已经建立了一个模型，解释宇宙射线的能量E之间的\~0.3 PeV和能量的第二膝在E_2 ~ 3*10^{17} eV起源于最近的银河系伽马射线暴（GRB），发生在约100万年前，在1千秒差距从地球。假设伽玛暴的相对论激波注入最高能量的幂律分布的宇宙射线（CR）。来自局部伽玛暴的CR的扩散传播解释了在E_1 ~ 3*10^{15} eV的第一膝附近和之上的CR谱。第一个和第二个膝盖被解释为直接连接到星际介质中的等离子体湍流的注射在~1 pc和~100 pc的规模，分别。在E > E_2时，河外伽玛暴向CR的跃迁发生。CR光谱中E ~ 4*10^{18} eV处的踝状物起源于宇宙学时间尺度上UHECR的大气能量损失，这也是Berezinsky和合作者提出的。在E> E_{GZK} = 6*10^{19} eV时，任何偏离指数截止行为的极高能量CR的显著过剩通量，都意味着在时间尺度t <10 ^8年的时间尺度上，来自本地河外源的~10 Mpc的近期伽玛射线暴活动的重大贡献。
2005-08-23 astro-ph
