Late Arriving Particles in Cosmic Ray Air Showers and AGASA's Determination of UHECR Energies
本文首次详细研究了核子在UHECR空气簇射中的到达时间分布。详细分析了晚到粒子对AGASA实验能量测定的影响，以及到达时间分布随离簇射核距离的变化。我们的计算结果与AGASA小组的实验观测结果是一致的。获得一致意见的关键是正确实施低能质子的能量损失。我们确认AGASA的估计误差，在他们的能量测定与迟到的粒子，假设初级质子。
2005-06-08 astro-ph
Comment on the "Second dip as a signature of ultrahigh energy proton interactions with cosmic microwave background radiation" by V.Berezinsky, A.Gazizov and K.Kachelriess
Berezinsky、Gazizov和Kachelriess在论文中宣布了超高能宇宙射线（UHECR）谱的一个新特征。精确输运方程的解与其在连续能量损失极限下的解之比显示出有趣的特征，根据作者的说法，这些特征与UHECR能量损失过程的本质有关：在6.3x10^19 eV处预测的非常尖锐的第二次下降可以用作能量校准点，也可以用作未来大型宇宙线实验的UHECR质量指示器。在本文件中，我们要主张，这种说法是一种过度解释。第二个倾角是使用不适当的近似值的结果，因此它不能以任何方式帮助理解UHECR的性质。
2007-02-06 astro-ph
Distortion of Ultra-high-energy sky by Galactic Magnetic Field
本文利用四种常规的银河系磁场（GMF）模型研究了超高能质子在GMF作用下的偏转，讨论了超高能电子回旋共振的到达分布与其源的位置相关性。来自银河系中心周围方向的UHE质子在银河系空间中传播期间，在$8^{\circ}$上方被偶极磁场高度偏转。然而，在双对称螺旋场模型中，存在偏转角低于$1^{\circ}$的方向。其中一个方向是半人马座A，最近的射电大声活动星系核，是UHECR源的可能候选者之一。另一方面，从反银河系中心方向到达的UHE质子偏转较少，特别是在双对称螺旋场模型中。因此，北半球，不包括银河系中心，是适合于与源相关的研究。模型参数的依赖性也进行了研究。UHE质子的偏转角取决于螺旋场的螺距角。我们还研究了超银道面的变形。由于绕银心方向的畸变强烈地依赖于GMF模型，因此，如果皮埃尔俄歇天文台在超银道面附近发现了显著的位置相关，就可以获得绕银心的GMF信息。
2007-11-15 astro-ph
Constrained Simulations of the Magnetic Field in the Local Universe and the Propagation of UHECRs
我们使用LSS形成的模拟来研究ICM中磁场（MF）的建立。我们的基本假设是，宇宙学MF生长在一个MHD放大过程驱动的结构形成的种子MF目前在高z。根据IRAS 1.2-Jy全天空红移巡天，我们的LCDM初始条件的密度波动已被观测星系的统计约束。因此，我们模拟中的突出星系团与它们的真实对应物非常吻合。我们发现我们的模拟集群和观测数据的RM之间的极好的协议。与以前的工作相比，改进的分辨率也使我们能够研究大规模细丝，薄片和空隙中的MF。通过追踪UHE质子在模拟MF中的传播，我们分别构建了到达能量E= 1 e20 eV和4 e19 eV的质子的预期偏转角的全天图。只有当UHE质子穿过星团时才会产生强烈的偏转，但只覆盖天空中的一小部分区域。在较大距离上的片和丝的多次交叉可能引起明显的偏转，这取决于用于磁性种子场的模型。根据我们的研究结果，我们认为，在天空的大部分的偏转很可能保持小于目前的实验角度灵敏度。因此，我们的结论是，即将到来的空气淋浴实验应该能够定位源的UHE质子和揭示更多的宇宙学MF的性质。
2005-02-03 astro-ph
Inductive acceleration of UHECRs in sheared relativistic jets
携带大尺度磁场的相对论外流具有大的感应势，可以将质子加速到超高能量。本文讨论了一种新的超高能宇宙线（UHECR）加速方案，它是由强活动星系（喷流光度为$\geq 10^{46}$ erg s $^{-1}$）的磁化、圆柱准直、剪切喷流中的漂移引起的。如果${\bf B} \cdot \nabla \times {\bf v}< 0$是正电荷，则由这样的等离子体携带的正电荷粒子处于不稳定的平衡，因此沿着速度切变的动力学漂移将导致快速的、规则的能量增益。在我们的模型中，最高刚性的粒子被最有效地加速，这意味着轻核在脚踝以上的能量中占据主导地位：从预加速粒子的混合种群中，漂移机制优先拾取和提升质子。
2007-09-11 astro-ph
Diffusion of Ultra High Energy Protons in Galaxy Clusters and Secondary X and Gamma Ray Emissions
在这项工作中，我们模拟超高能（UHE）质子在磁化星系际介质的星系团（GC）的传播。与之前关于该主题的工作不同，我们追踪了从局部宇宙的约束磁SPH模拟中提取的团内磁场（ICMF）配置中的质子轨迹。这种方法使我们能够考虑到ICMF的几个功能的影响，例如不规则的几何结构和场的波动，由于合并冲击，这不能调查分析或通常的数值模拟。此外，我们能够模拟一组具有与在附近宇宙中观察到的GC非常相似的性质的集群。我们估计的时间，UHE质子需要得到的集群和发现，在能量范围内$5\times 10^{18} \simleq E \simleq 3 \times 10^{19} \eV$质子传播发生在玻姆散射扩散制度顺利通过一个小的俯仰角扩散制度在更大的能量。我们应用我们的研究结果来估计次级伽马和硬X射线（HXR）的UHE质子在丰富的GC产生的排放量。我们发现，主要的发射通道是由于同步辐射HXR辐射的次级电子起源于质子光对产生散射到CMB。如果一个相对强大的活动星系核，或者一个死的类星体，在超高能事件中加速质子，被当地宇宙中丰富的GC所庇护，这个过程可能会产生一个可探测的信号。
2004-05-04 astro-ph
Implications of cosmic ray results for UHE neutrinos
最近对高能宇宙射线的光谱和成分的测量表明，它们的河外来源可能是加速质子以外的重核。相对于通常对全质子组成的预期，这可以抑制宇宙成因中微子通量。因此，宇宙中微子探测器可能需要比目前计划的更大，但相反，它们也将能够提供有关天体物理加速器的有价值的信息。此外，对高能宇宙中微子相互作用的测量可以提供一种独特的探测高部分子密度下QCD动力学的方法。
2008-11-03 astro-ph
The Proton Distribution Function in Weakly Magnetized Turbulent Plasmas
本文计算了弱磁化无碰撞等离子体中亚音速湍流加热引起的质子分布函数。分布函数是非热的。对于非相对论能量，它是质子速度大小的指数。对于超相对论能量，它可以被表征为具有动量依赖斜率的幂律。
1998-08-25 astro-ph
Propagation of UHECRs
在这个一般介绍超高能宇宙射线（UHECR），我们讨论的传播UHE质子和GZK功能，预计接近$10^{20}\eV$均匀分布的来源。我们还简要介绍了传播的影响，其他粒子，可以发挥作用的UHECR。借助数值模拟的传播UHECR，我们表明，GZK功能不能准确地确定与小样本的事件与能量$\sim10^{20}\eV$检测到迄今为止最大的两个实验，AGASA和HiRes。
2005-06-21 astro-ph
The obscured gamma-ray and UHECR universe
俄歇观测到的60EeV以上的超高能宇宙线（UHECR）离子成簇现象和TeV耀变体γ射线谱的解释与河外背景光（EBL）的影响有关。EBL作为伽马射线的遮蔽介质和UHECR离子和质子的后处理介质，导致GZK截止。对UHECR离子的GZK能量和团簇能量之间符合的物理基础的研究表明，CNO群核子中的UHECR成分大于60 EeV。这对UHECR的来源有着有趣的影响。我们还评论了俄歇分析。
2008-04-15 astro-ph
Galaxy formation and cosmic-ray acceleration in a magnetized universe
我们研究了牛顿宇宙学的线性磁流体动力学行为与粘性磁化流体的有限电导率和推广的金斯不稳定性标准。场的存在有利于流体的各向异性塌缩，这又导致进一步的磁放大和在垂直于环境磁场的平面中的增强的电流片形成。当电流超过一定的阈值时，产生的静电湍流可以显著地放大介质的电阻率（异常电阻率）。这可能会引发强烈的电场，并随后在原星系结构形成期间加速超高能宇宙射线（UHECR）。
2005-06-29 astro-ph
UHECRs deflections in the IRAS PSCz catalogue based models of extragalactic magnetic field
研究了超高能宇宙射线在河外磁场中的传播。我们使用的IRAS PSCz目录，以重建EGMF考虑到幂律之间的依赖关系的磁场和红外光度密度。与以前的工作[11]相反，归一化参数是根据星系团的磁场的观测值（B_GC = 0.3 - 2 microG）和局域宇宙空洞的估计值（B_Void = 1 pG - 100 pG）来估计的。在“强”（B_GC=2 microG，B_Void = 100 pG）和“弱”（B_GC=0.3 microG，B_Void = 1 pG）磁场两种边界条件下，利用重建的EGMF，构造了到达能量E = 100 EeV和E = 40 EeV的UHE质子的预期偏转角的全天图.结果表明，只有在“弱”EGMF模型的情况下，能量大于40 EeV和最大能量E_max = 10 ZeV的质子的平均偏转才不重要（与现代探测器的误差相当）。
2006-11-22 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
Signatures of AGN model for UHECR
我们证明了AGASA、Fly 'sEye、HiRes和Yakutsk探测器观测到的超高能宇宙射线（UHECR）能谱，具有UHE质子与CMB辐射相互作用的印记，其形式为GZK截止开始时的$E\sim 1\times 10^{19}$ ~ eV处的凹陷，并且与计算的谱形非常吻合。我们认为，这些数据，结合小角度集群和活动星系核（BL Lac）的相关性，指向活动星系核模型的UHECR起源的能量$E \lsim 1\times 10^{20}$ eV。在$E \gsim 1\times 10^{20}$ eV处的过量事件，这是AGASA观测到的（但在HiRes数据中没有），可以用UHECR的另一个分量来解释，例如来自超重暗物质的UHECR。
2002-10-04 astro-ph
Tracing protons through the Galactic magnetic field: a clue for charge composition of ultra-high energy cosmic rays
我们重建超高能宇宙射线（UHECR）的轨迹-AGASA实验观察到的-在银河系磁场假设所有粒子具有相同的电荷。然后，我们研究重建的事件和BL Lacs之间的相关性。在电荷为+1的粒子的情况下，相关性在10^{-3}以下具有显著性。在电荷-1的情况下，相关性不存在。我们解释这是质子存在于UHECR通量中的证据。观察到的相关性提供了一个独立的证据，BL湖发射UHECR。
2001-11-15 astro-ph hep-ph
Non-Diffusive Propagation of Ultra High Energy Cosmic Rays
我们报道了超高能宇宙射线（UHECR）（E > 10^{20} eV）通过星系际和扩展晕介质的非扩散传播的三维模拟结果。我们量化的事件和源之间的预期的角度和时间的相关性，以及质子和伽马射线对应物与一个共同的起源晕和河外起源之间的时间延迟。结果表明，建议UHECR超星系平面源协会需要非常高的值的晕磁场超过100 kpc的长度尺度或一个非常大的相关长度的IGM，即使是最大可能的值的星系际磁场。可以说，UHECR似乎比以前认为的更强烈地指向来源。模拟还表明，计算出的时间延迟之间的UHE质子和伽马射线对应物不匹配声称的GRB-UHECR协会无论是宇宙学或扩展的晕距离尺度。
1996-10-22 astro-ph
The GZK Bound in Discrete Space
如果有某种机制迫使超高能宇宙射线（UHECR）在星系际空间中以离散间隔而不是连续传播，那么能量高于Greisen-Zatsepin-Kuzmich截止值$\sim 10^{19} eV$的UHECR的最大距离界限会显著松弛。特别是，小到一个毫微微米的间隔放松质子的约束一个数量级，并可能占所观察到的过量的UHECR通量。
2006-02-14 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 Gamma Ray Burst and Blazar AGN Origins of the Ultra-High Energy Cosmic Rays in Light of First Results from Auger
HiRes和Auger天文台对GZK截止点的发现以及Auger对沿超银道面向附近<~75 Mpc活动星系核聚集的>~60 EeV超高能宇宙射线（UHECR）的发现，确立了UHECR的天体物理起源。UHECR的可能来源是伽马射线暴和射电噪声活动星系核，因为：（1）它们是河外的;（2）它们足够强大;（3）在相对论喷出物中可以实现超高能加速;（4）异常的X射线和伽玛射线特征可以用相对论冲击波中的非热强子加速来解释;（5）源位于GZK半径内。两个参数的加速UHE的，并限制UHECR离子加速。UHECR离子被证明是能够生存没有光致衰变，而通过活动星系核散射辐射场，即使在宽线区域深发射。整个宇宙时间的UHECR注入符合UHECR的测量能谱，至少对质子来说是这样。本地UHECR质子和离子的相互作用和能量损失平均自由程计算使用经验拟合河外背景光（EBL）在红外和光学能量。最小星系际磁场（IGM）~ 1 e-11 G是从假设特定源起源的聚类中得出的，例如，Cen A，附近的活动星系核，或用俄歇观测到的超级GZK CRs的伽玛暴。除了大面阵空间望远镜（GLAST）需要观测到的宇宙线感生γ射线特征外，源中微子和GZK中微子的探测以及UHECR到达的方向和时间分布可以最终确定最高能量的宇宙射线的来源。
2007-12-14 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
New hadrons as ultra-high energy cosmic rays
由均匀分布的天体物理源产生的超高能宇宙线（UHECR）质子与AGASA和HiRes实验测量的能谱相矛盾，假设AGASA观测到的UHECR的小尺度聚集是由点状源引起的。在这种情况下，少量的源导致UHECR谱中能量E<10^{20} eV处的尖锐指数截止。质量为1.5-3 GeV的新强子可以解决这个截止问题。我们第一次讨论了这种强子的产生在质子碰撞与红外/可见光光子在天体物理源。与质子-质子碰撞相反，这种产生机制只需要将质子加速到能量E<10^{21} eV。在这个模型中的扩散伽玛射线和中微子流量服从所有现有的实验限制。我们预测大UHE中微子通量远高于下一代高能中微子实验的灵敏度。作为一个例子，我们研究强子含有一个轻底夸克。这些模型可以通过加速器实验、UHECR天文台和中微子望远镜进行检验。
2003-06-24 astro-ph hep-ph
On energy spectra of UHE cosmic rays accelerated in supergalactic accretion flows
某些超高能宇宙线事件可能与本超星系团面相关。我们认为，加速这样的粒子在大规模的吸积流的物质朝向这样的平面和/或吸积流到星系团。所形成的冲击和一般的压缩流，预计允许CR扩散加速UHE颗粒。对于一个简化的流动几何形状，我们认为这样的CR的平稳加速度，我们讨论了模型参数对粒子谱指数的影响。我们表明，一般收敛流模式自然导致非常平坦的质子谱与相空间谱指数$σ\approx 3.0$，相比，“典型的”冲击值为4.0。
2000-02-03 astro-ph
A closer look at the spectrum and small scale anisotropies of UHECRs
我们目前的数值模拟结果的超高能宇宙射线（UHECRs）的宇宙学距离的传播，旨在量化的统计意义上的最高能量的数据的频谱和小尺度各向异性检测AGASA实验。我们评估的意义，缺乏GZK功能及其兼容性与报告的小规模各向异性。假设UHECRs是河外质子源，我们发现小尺度各向异性与报告的光谱在$2 \times 10^{-5}$的概率水平是不相容的。我们对AGASA结果的分析表明，在未来的高统计实验中，如俄歇实验，结合光谱和小尺度各向异性数据的能力。
2005-07-13 astro-ph
UHECRs from the Radio Lobes of AGNs
我们从第一性原理出发，提出了一种粒子加速的随机机制。我们表明，能量$\sim 10^{20}$ eV达到$\sim 10^6$年的质子。我们的研究结果重新打开了一个问题，在所观察到的光谱中的高能量截止的性质：它是否仅仅是由于传播效应，或者它是否也受到加速过程本身所允许的最大能量的影响。
2008-10-07 astro-ph
UHE nuclei propagation and the interpretation of the ankle in the cosmic-ray spectrum
我们认为随机传播的高能质子和原子核的宇宙微波和红外背景下，使用修订的光核截面和以下的主要和次要的核在全二维核图。我们证实了先前的结果，即高能数据可以与纯质子河外宇宙线（EGCR）的成分，如果源谱是\propto E^{-2.6}。在这种情况下，CR谱中的踝部可以被解释为与传播相关联的成对产生下降。我们表明，当较重的核包括在源的组成类似于银河宇宙射线（GCR），对生产下降是不存在的，除非质子分数高于85%。在混合成分的情况下，脚踝恢复了过去的解释，因为从GCR到EGCR的转变，最高能量的数据可以用更硬的源谱\propto E^{-2.2} - E^{-2.3}来解释，这让人想起相对论冲击加速预测，并且在低能量和整体情况下与GCR数据吻合得很好。
2005-06-04 astro-ph
The Effect of Vacuum Polarization and Proton Cyclotron Resonances on Photon Propagation in Strongly Magnetized Plasmas
我们考虑了真空极化和质子回旋共振对强磁化等离子体中辐射传输的影响。我们分析的条件下，通过共振密度的光子进化的绝热性条件下，满足大多数光子能量的兴趣，允许正常模式治疗的光子传播。然后，我们构建辐射平衡大气模型的强磁化中子星，包括这些影响，采用一种新的数值方法，准确地解决了急剧变化的吸收和模式耦合截面的共振密度。我们表明，由此产生的光谱被修改的两个共振和更难在所有的场强比黑体在有效温度。我们还表明，质子回旋共振引入的窄吸收功能具有小的等效宽度。我们讨论了我们的结果的影响，从年轻的中子星表面的热辐射的性质。
2002-03-26 astro-ph
On The Problem with Only Zeroth Landau Level Occupancy of Electrons / Protons in Strongly Magnetized Neutron Star Matter in $β$-equilibrium Condition- The Role of Anomalous Magnetic Moments
结果表明，在$β$ -平衡条件下，强磁化中子星物质中只有零朗道能级被电子占据时，质子和中子物质扇区都是自旋对称的.然而，对中子物质扇区泡利顺磁性的研究表明，这种情况在物理上是不可能的。它也表明，在致密恒星强子物质中的$β$ -平衡在强量子化磁场的存在下，与$σ-ω-ρ$交换型平均场相互作用，并与包括磁偶极矩不允许电子只占据零朗道能级。
2006-08-20 astro-ph
Constraints on the Local Sources of Ultra High-Energy Cosmic Rays
超高能宇宙射线（UHECR）被认为是质子在银河系外源的磁化等离子体流出中加速。将质子加速到~10^{20} eV需要源功率L>10^{47} erg/s。在100 Mpc的GZK视界内没有足够功率的稳定源，这意味着UHECR源是瞬态的。我们证明了UHECR耀斑应该伴随着强X射线和γ射线辐射，并且X射线和γ射线观测对持续时间小于10年的耀斑的约束至少满足以下条件之一：（i）L>10^{50} erg/s;（ii）加速电子携带的能量比磁场携带的能量低10 ^2倍以上，或比加速质子携带的能量低10 ^3倍以上;或（iii）源只存在于低红移处，z<<1。要求（ii）和（iii）的不合理性支持L>10^{50} erg/s的瞬态源。
2008-09-22 astro-ph
The Spectral Shape and Photon Fraction as Signatures of the GZK-Cutoff
随着测量到达的次级光子的分数的前景，通过超高能宇宙线（UHECR）质子与微波背景在传播过程中的光子-π能量损失相互作用产生的，我们研究如何从初级（质子）次级（光子）比推断出有关本地UHECR源分布的信息。为了帮助实现这一点，我们开发了一个解析描述的粒子种群作为传播时间的函数。通过考虑的GZK截止和相应的光子分数曲线的形状，我们调查了不同的最大质子能量注入的源，以及在本地源分布的变化后的扰动变形远离均匀的描述预期的不同结果。在文章的最后，考虑这些结果是如何修改通过河外磁场对质子传播的影响。本文的目的是演示如何在截止区域的宇宙线通量的形状，以及光子分数，是有用的指标的截止起源以及当地的UHECR源分布。
2009-03-25 astro-ph
A dip in the UHECR spectrum and the transition from galactic to extragalactic cosmic rays
这种下降是由宇宙微波背景辐射产生的电子-正电子对引起的超高能质子扩散谱的一个特征。对于幂律产生谱$E^{-2.7}$，通过Akeno-AGASA、HiRes、Yakutsk和Fly's Eye探测器观察到的谱，以高精度确认了计算出的倾角位置和形状。当这些探测器测量的粒子能量通过倾角校准时，它们的通量以惊人的精度一致。预测的倾斜形状是相当稳健的。只有当注入时比质子重的原子核的分数高时，倾角才被强烈修改，这对UHECR源中的加速机制施加了一些限制。由观测证实的下沉的存在意味着从银河系到河外宇宙射线的跃迁发生在$E \lsim 1\times 10^{18}$ eV处。我们表明，在能量低于一个特征值$E_{\rm cr}\approx 1\times 10^{18}$ eV，在所有感兴趣的情况下，河外宇宙射线的光谱是陡峭的，它提供了一个自然过渡到一个陡峭的银河宇宙射线光谱。这种转变发生在低于$E_{\rm cr}$的某个能量处，对应于所谓的第二膝的位置。我们广泛地讨论了这个模型的限制，由目前的知识的加速过程和来源的UHECR，并将其与传统的过渡模型在脚踝。
2006-10-18 astro-ph
Signatures of Energetic Protons in Hot Accretion Flows: Synchrotron Cooling of Protons in Strongly Magnetized Pulsars
热的双温吸积流的存在对于最近关于星系双星中吸积中子星和黑洞以及低光度星系核中大质量黑洞的低光度硬X射线辐射的讨论是必不可少的。在这些流动中，质子基本上是维里化的，并且可能是非热质子的相对论能量。高能质子存在的观测确认可以进一步支持双温吸积流模型。我们指出，非热相对论质子的同步辐射可以提供强磁化中子星系统的观测信号。磁矩为$\sim 10^{30} G cm^3$的吸积中子星的自吸收同步辐射在ν~10**15 Hz处的光谱为νI_ν~ ν**2，光度约为几× 10^**33（L_x/10**36 erg/s）**0.4 erg/s，其中L_x为中子星表面的X射线光度。在4U 1626-67和GX 1+4等脉冲星系统的低光度状态下，在光学和紫外波段探测到预期的同步辐射特征，可以证明在它们的自旋下降事件期间存在热的双温吸积流。在4U 1626-67中检测到的光发射的光谱形状和光度水平非常接近我们的预测。
1999-05-17 astro-ph
Dip in UHECR and Transition from Galactic to Extragalactic Cosmic Rays
凹陷是能量范围为$1\times 10^{18} - 4\times 10^{19}$ eV的UHE质子的扩散谱中的特征，其由CMB光子上的电子-正电子对产生引起。对指数为$γ_g=2.7$的幂律产生谱进行计算，通过Akeno-AGASA、HiRes、Yakutsk和Fly's Eye探测器的数据以高精度确认了倾角的形状。倾角的预测形状是强大的：它是有效的直线和扩散的传播，为不同的离散源分布，为本地源过密度和赤字，源不均匀性的规模$\ell \lsim 100$ Mpc等。低于特征能量$E_c \approx 1\times 10^{18}$ eV的频谱的倾角为扩散和直线传播，和更银河陡峭的频谱成为主导$E < E_c$。跃迁能量$E_{\rm tr} < E_c$与宇宙射线谱中观测到的第二个膝关节$E_{2kn}$的位置大致一致。临界能量$E_c$由能量$E_{\rm eq} = 2.3\times 10^{18}$ eV确定，其中绝热和成对产生能量损失相等。因此，第二个膝关节的位置是由CMB光子上的质子能量损失解释的。
2005-09-18 astro-ph
Propagation of ultra-high energy protons in regular extragalactic magnetic fields
我们研究了在规则河外磁场存在下超高能宇宙射线源（UHECR）的质子通量。假设超高能质子的局部源和磁场都在一个具有超银道面特征尺寸的物质集中壁中。对于单个源，观测到的质子通量和局部宇宙射线能谱强烈地依赖于场的强度、观测者的位置以及场相对于观测者视线的方向。规则场也会影响由局部磁场结构之外的源发射的质子。我们讨论的可能性，这种影响可能有助于解释的过量的UHECR以上$5.10^{19}$电子伏特，和这种粒子的来源可能会错过，如果不考虑这样的磁场的可能性。
2003-06-14 astro-ph
Propagation of Ultra-high-energy Protons in Cosmic Magnetic Fields
我们模拟了超高能质子在几种强度的结构化河外磁场（EGMF）中的传播过程。通过与Akeno巨空气簇射阵观测结果的比较，我们用小尺度各向异性约束了UHE宇宙线源的数密度。结果，源数密度为$\sim 10^{-5} {\rm Mpc}^{-3}$，由于观测到的事件数量少，不确定性约为一个数量级。这几乎不依赖于我们的结构化EGMF强度。我们还探讨了这种方法的未来前景。在不久的将来，如皮埃尔俄歇天文台的观测，可以准确地区分$10^{-6} {\rm Mpc}^{-3}$和更多的源密度。区分$10^{-4}$和$10^{-5} {\rm Mpc}^{-3}$的事件数量取决于EGMF强度。
2007-06-25 astro-ph
UHECR Composition Measurements Using the HiRes-II Detector
虽然广泛的空气簇射的立体测量允许更精确地确定簇射最大值的深度，从而确定UHECR的组成，但单目测量允许能量低得多。由于UHECR的组成似乎在整个HiRes立体能量范围内是恒定的，但在其下方发生变化，因此这不是能量阈值的微不足道的降低。我们将观察到的Xmax分布与预期的质子和铁Xmax分布相结合，使用两种不同的相互作用模型，以确定整个HiRes单目能量范围内轻组分和重组分的相对比例。使用两个分量拟合允许平均Xmax和Xmax分布的宽度贡献成分测量，并允许我们处理由有限的海拔覆盖引起的Xmax接受偏差。来自更大数据集的最新分析将在浦那展示。
2005-07-20 astro-ph
A New Method for Calculating Arrival Distribution of Ultra-High Energy Cosmic Rays above 10^19 eV with Modifications by the Galactic Magnetic Field
我们提出了一种新的方法来计算的到达分布的UHECR包括修改银河磁场。我们进行数值模拟的UHE反质子，这是各向同性地注入在地球上，在银河系中，并记录在地球和银河系外的所有轨迹的速度方向。然后，我们选择其中的一些，使所产生的映射的速度方向以外的银河系的选定的轨迹对应于一个给定的源位置的情况下，应用刘维尔定理。我们还考虑了UHE质子在星系际空间的能量损失过程。将此方法应用于我们最近研究中采用的、能解释4 \times 10^{19} eV以上AGASA观测的源定位方案，计算了包括低能（E> 10 ^{19} eV）的UHECR的到达分布。我们发现，我们的源模型可以再现AGASA观测到的10^19 eV以上的UHECR到达分布的大尺度各向同性和小尺度各向异性。我们还展示了10^19 eV以上的UHECR到达分布，以及未来几年实验预期的事件数。所得的到达分布的有趣的功能是安排的集群事件在其能量的顺序，反映了银河磁场的方向。Alvarez-Muniz等人也指出了这一点。（2002年）的报告。随着数据量的增加，该特征将允许我们获得关于UHECR的组成和磁场的某种信息。
2003-07-02 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
Proton Cyclotron Features in Thermal Spectra of Ultra-magnetized Neutron Stars
最近，人们对软$γ$射线中继器（SGR）和异常X射线源（AXP）中可能含有{ \em磁星}（具有磁场$\gtrsim 10^{14}$ G的年轻中子星）的可能性产生了极大的兴趣。在本文中，我们计算的亮度和磁场的值被认为是相关的SGR和AXP的超磁化中子星的热谱。出现的光谱被发现是非常接近的黑体在恒星的有效温度和质子回旋能量$E_{c,p}\simeq 0.63 (B/10^{14} {\rm G})$ keV表现出独特的吸收功能。质子回旋特征（PCF）是显著的（高达数百eV的等效宽度）和相对宽的（$ΔE/E \sim 0.05-0.2$）。PCF的检测完全在现有X射线光谱仪的能力范围内，如钱德拉上的HETGS和METGS。他们的观测可能为磁星的存在提供决定性的证据。
2001-05-21 astro-ph
Composition of UHECR and the Pierre Auger Observatory Spectrum
我们适合最近发表的皮埃尔俄歇超高能宇宙射线谱假设无论是核子或原子核发射的来源。我们考虑纯质子、纯氧或纯铁注入的简化情况。我们在源演化因子、谱指数、源谱的最大能量Z E_{max}和到源的最小距离中执行穷举扫描。我们表明，皮埃尔俄歇光谱同意我们假设的任何源成分。特别是对于铁，有两种不同的解决方案，分别具有高和低E_{max}（例如，6.4 × 10^{20} eV和2 × 10^{19} eV），这可以通过在最高能量下大部分或几乎不存在质子原色来区分。我们提出的可能性，铁占主导地位的注入通量可能是符合最新的组成测量从皮埃尔俄歇天文台的重元素占主导地位的暗示。
2007-11-06 astro-ph
Inductive acceleration of UHECRs in sheared relativistic jets
携带大尺度磁场的相对论外流具有大的感应势，可以将质子加速到超高能量。本文讨论了一种新的超高能宇宙线（UHECR）加速方案，它是由强活动星系（喷流光度为$\geq 10^{46}$ erg s $^{-1}$）的磁化、圆柱准直、剪切喷流中的漂移引起的。我们指出，如果${\bf B} \cdot \nabla \times {\bf v}< 0$，则由这样的等离子体携带的带正电的粒子处于不稳定平衡，因此沿速度切变的动力学漂移将导致快速的{ \it正则}能量增益。我们表明，如果种子的能量低于脚踝$\leq 10^{18}$ eV的预加速粒子存在，这些粒子可以被提升到$ 10^{19}$ eV以上的能量。该机制的一个关键特征是，最高刚性的粒子被最有效地加速，这意味着在我们的模型中，轻核在脚踝以上的能量中占据主导地位：从预加速粒子的混合种群中，漂移机制优先拾取并提升质子。此外，当粒子穿过大部分有效势时，其拉莫尔半径与射流厚度相当。在这种情况下，{ \it逆相对论陀螺频率的最大可能加速率被实现}并且粒子最终变得不受约束并且离开射流。
2007-01-29 astro-ph
Violation of Lorentz Invariance and neutral component of UHECR
观测到的超高能宇宙射线聚集表明存在中性成分。破坏洛仑兹不变性的模型可以通过中子在某一阈值能量E_0以上变得稳定来解释这一成分。反过来，质子在能量E_1>E_0以上可能变得不稳定。计算了阈值能量E_0和E_1与模型参数的关系，发现E_1/E_0 \gsim = 1.5。我们认为，带电和中性成分的特征阈值行为可以被用来作为违反洛伦兹不变性模型的具体签名。中子稳定性阈值E_0的存在可以用已有的数据来研究。
2001-06-26 astro-ph
Ultra High Energy Cosmic Ray and UHE Neutrino-Z Showering in Dark Halos
超高能宇宙线（UHECR）是由UHE中微子-遗迹中微子-Z簇射在热暗晕（HDM）中产生的，它具有能谱、随遗迹中微子质量变化的各向异性和在暗晕中的成簇性。残余中微子的质量越轻，它们相应的Z共振能量峰值就越高。在最高GZK能量截止处，孪生轻中微子质量分裂可能反映为孪生Z共振和复杂的UHECR谱调制。每一个可能的中微子质量都与一个特征性的暗晕大小（星系、局部、超星系团）及其各向异性有关，这是由于我们在暗物质分布中的特殊位置。在10^{19}、2 10^{19}、4 10^{19} eV处观测到的UHECR中，预期的Z或WW、ZZ簇射到质子-反质子和中子-反中子中可能对应于特殊的簇射。Mpc周围的轻中微子HDM晕将允许E_n> 10^{20} eV的UHECR中子-反中子次级分量（由于Z衰变）的出现，其作用可与带电的p-棒{p}分量相媲美。它们的未偏转的n-棒{n}飞行较短，导致指向原始UHECR源方向的即时且硬的UHECR迹线。直接的质子-反质子对被随机磁场分裂和扩散成围绕原始源方向的更稀释和更模糊且能量更低的UHECR信号。通过电磁Z簇射的同步辐射产生的额外的瞬时TeV信号也必须发生，从而解决了同步TeV截止。观测到的硬双峰和三重峰光谱，它们的时间和空间聚类已经有利于UHECR n-bar n秒起源于中微子Z尾簇射的上升的关键作用。
2002-01-03 astro-ph gr-qc hep-ph
Physical conditions in potential sources of ultra-high-energy cosmic rays: Updated Hillas plot and radiation-loss constraints
本文综述了天体物理源中超高能宇宙射线加速的基本约束条件，即几何（Hillas）准则和不同加速机制下辐射损失的约束条件。利用最新的天体物理数据，我们重新绘制了希拉斯图，并找出了潜在的UHECR加速器。对于活动星系核中央引擎的加速，我们限制了给定黑洞质量的最大UHECR能量。在活跃星系中，只有最强大的射电星系和耀变体能够将质子加速到UHE，尽管在更丰富的低功率塞弗特星系中，更重的核加速是可能的。
2010-03-26 astro-ph
Luminous infrared galaxies as possible sources of the UHE cosmic rays
来自离散河外源的超高能（UHE）粒子是几十EeV以上EAS事件的潜在候选者。特别是，碰撞和合并过程引发的巨大红外光度的星系是UHECR加速的可能场所。利用红外星系PSCz星表，我们计算了起源于亮红外星系（LIRGs）的UHE质子的大尺度各向异性。考虑了粒子在弱的不规则河外磁场中的小角散射和规则银河场的偏转。给出了包含能量损失的宇宙微波背景（CMB）偏转角的解析表达式。利用各种统计检验，对AGASA 40 EeV以上的实验数据的各向异性和各向同性分布的假设进行了检验。我们表明，小规模聚类分析的基础上，有一个更好的相关性的UHECRs数据低于GZK截止与LIRG起源的预测比各向同性。我们推导出一个给定数量的二重峰，三重峰和四重峰的概率的分析公式的任何密度分布的独立事件的天空。著名的AGASA UHE三重事件在天空中被发现与70 Mpc合并星系Arp 299（NGC 3690 + IC 694）中最亮的河外红外源有很好的相关。
2002-03-20 astro-ph
Ultra high energy cosmic rays from cosmological relics
超高能宇宙射线（UHECR）可能是来自非常早期（后暴胀）宇宙的信号。在这个宇宙学时代，拓扑缺陷（TD）和长寿命超重（SH）粒子有望自然有效地产生。这两个遗迹现在都可以产生粒子，如质子和光子，其能量大大超过UHECR中观察到的能量，$E \sim 10^{10} - 10^{11} GeV$。作为UHECR源的拓扑缺陷的批判性审查和宇宙项链和monopolonia被确定为最合理的来源。遗留的超重粒子和单极子被证明是集群在我们的银河系的晕和他们的衰变产生UHECR没有GZK截止。这两个模型的观测签名进行了讨论。
1998-11-17 astro-ph
Small Scale Anisotropy Predictions for the Auger Observatory
我们研究的小尺度各向异性信号预计在皮埃尔俄歇天文台在未来1，5，10和15年的操作，从超高能（UHE）质子源。我们数值传播UHE质子在宇宙学的距离使用注入光谱和归一化，适合当前的数据高达$\sim 10^{20}\eV$。我们通过超高能宇宙射线（UHECR）在局部宇宙中的平均密度（$\barρ = 10^{-r}$ Mpc $^{-3}$，其中$r$在3和6之间）来表征超高能宇宙射线（UHECR）的可能来源。这些密度跨越了广泛的河外地点的UHECR源，从常见的罕见的星系，甚至星系团。我们模拟100实现每个模型和计算两点关联函数的事件与能量以上$4 \times 10^{19}\eV$和以上$10^{20}\eV$，专门的俄歇望远镜的情况下。我们发现，对于$r\ga 4$，俄歇应该能够检测到小规模的各向异性在不久的将来。仅根据宇宙射线数据区分不同的源密度将比检测偏离各向同性更具挑战性，并且可能需要更大的事件统计数据。将角分布研究与GZK特征周围的光谱形状相结合也将有助于区分不同的源情景。
2006-03-22 astro-ph
Determination of absolute neutrino masses from Z-bursts
超高能中微子（UHEν）散射在残余中微子（Rν）上产生Z玻色子，Z玻色子可以衰变产生强子质子（Z爆发）。我们将预测的质子能谱与观测到的高能宇宙线（UHECR）能谱进行比较，并通过极大似然分析确定最重的Rν的质量。我们的预言依赖于UHECR谱中类幂部分的起源：对于星系晕，m_v =2.75^{+1.28}-0.97} eV;对于河外（EG）起源，m_v = 0.26^{+0.20}-0.14} eV。在不久的将来，应该可以探测到必要的UHEν通量。
2002-03-18 astro-ph hep-ex hep-ph
Ultra-High Energy Cosmic Ray production in the polar cap regions of black hole magnetospheres
建立了一个超高能宇宙线（UHECR）在超大质量黑洞（BH）磁层真空隙中旋转电场加速产生的模型。我们表明，如果BH视界附近的极向磁场与BH旋转轴错位，带电粒子，最初螺旋进入BH孔沿赤道平面，穿透到BH“极帽”以上的区域，并以高能量喷射到无穷远。我们表明，在这样一个模型加速质子的BH附近的典型质量3e 8太阳质量是可能的，只有当磁场几乎是与BH旋转轴对齐。我们发现，从UHECR源附近的超大质量BH的各向异性电磁辐射的功率应该是至少10-100倍以上的UHECR源的功率。这意味着，如果在100 Mpc球体内的UHECR源的数量是~100，电磁辐射的功率，伴随着质子加速在每个源，$10^{42-43}$ erg/s，是可比的典型光度的活动星系核（AGN）在本地宇宙。我们还探讨了重核的加速问题，对于重核的加速，我们放宽了对电磁光度和带隙中磁场排列的限制。
2012-04-17 astro-ph
Ultra-High Energy Cosmic Rays and Neutron-Decay Halos from Gamma Ray Bursts
关于功率和加速效率的简单论证表明，能量>~ 10^{19} eV的超高能宇宙射线（UHECRS）可能起源于伽玛暴。在伽玛射线暴爆炸波中通过光π介子产生过程形成的中子离开加速场并穿过星系际空间，在那里它们衰变并将非常高能的质子和电子成分注入星系际空间。中子衰变质子形成UHECR的一个组成部分，而中子衰变电子从康普顿散射的背景辐射产生光学/X射线同步加速器和伽马辐射。一个显着的比例与伽玛射线暴活动的星系应该被包围的特征尺寸~ 100千秒差距的中子衰变晕。
2001-03-20 astro-ph
Ultra-High Energy Gamma Rays in Geomagnetic Field and Atmosphere
超高能宇宙射线的性质和起源是现代天体物理学中的重大谜团。目前解释它们的理论包括所谓的“自上而下”衰变方案，其主要特征是UHE伽马射线与质子的比例很大。确定超高能量下主要成分的重要步骤是研究空气簇射的发展。UHE γ射线诱发的簇射受Landau-Pomeranchuk-Migdal（LPM）效应和地磁级联过程的影响。在这项工作中，广泛的模拟已经进行了研究的特点，空气淋浴从UHE伽马射线。当能量超过10^19 eV的数倍时，簇射受到地磁级联效应的影响，而不是受到LPM效应的影响。纵向发展的性质，如簇射最大值的平均深度或其波动强烈地依赖于初级能量和入射方向。该特征可以通过荧光检测器提供UHE伽马射线存在的可能证据。
2002-11-04 astro-ph
TeV signatures of compact UHECR accelerators
数值研究了嵌入磁场B中的旋转超大质量（M \sim 10 ^9 -10^{10} M_{\odot}）黑洞视界附近的电场对粒子的加速.我们发现，质子加速到能量E > 10^{20} eV，只有在M和B的极值时才有可能。我们还发现，加速是非常低效的，并伴随着一个宽带MeV-TeV的辐射，其总功率超过至少1000倍的超高能宇宙射线（UHECR）中发射的总功率。这意味着，如果O（10）附近的类星体残骸是能量E > 10^{20} eV的质子事件的来源，那么每个类星体残骸将在TeV能带中超过蟹状星云两个数量级。最近的TeV观测排除了这种可能性。O（100）源位于100-1000 Mpc的模型并不排除，可以通过现有的TeV伽马射线望远镜进行实验测试。这样的模型可以解释在中等能量E \sim（4-5）10^{19} eV处观察到的UHECR通量。
2005-02-18 astro-ph hep-th
Ultrahigh energy neutrinos scattering off relic light neutrinos to explain UHECR above GZK cut off and thin blazars
UHE中微子可以传输最高的宇宙射线能量，克服$2.75K^\circ$ BBR和无线电波不透明度（GZK截止），从最遥远的AGN源在宇宙的年龄。这些UHE $ν$可能会散射到聚集在我们的星系晕周围的（光和宇宙学）残余中微子上，或者聚集在活动星系核耀变体及其喷流周围的附近中微子热暗晕上。从原初核子（通过光生π介子和衰变为UHE中微子）到随后的银河遗迹中微子的束流收集器散射的分支链式反应比任何已知的中微子与地球大气的相互作用或直接核子传播至少高三个数量级。因此，最罕见的宇宙射线（如320 EeV事件）可能起源于遥远的$(\tilde{>} 100 Mpc)$距离（如塞弗特星系MCG 8-11-11）;其相应的UHE辐射功率与观测到的MeV伽马能量一致。“蝇眼”和AGASA探测器在地球上观测到的最终链式产物可能主要是对称离轴角的中子和反中子以及缓发质子和反质子。这些强子产物很可能是$W^+ W^-$或$ZZ$对产物的二次产物，并且可能与AGASA最后发现的二重态和一个三重态事件相一致。
1999-06-28 astro-ph hep-ph
Towards unravelling the structural distribution of ultra-high-energy cosmic ray sources
我们研究了超高能宇宙射线（UHECR）的近期观测是否可以揭示其局部源分布，如果它们的起源是天体物理对象，它反映了所观察到的局部结构。为了讨论这种可能性，我们计算UHE质子的到达分布，考虑到它们在星系际空间的传播过程，即能量损失和偏转的河外磁场（EGMF）。对于一个现实的模拟，我们构建并采用了一个结构化的EGMF和UHECR源分布的模型，再现了银河系周围实际观察到的局部结构。利用相关系数将到达分布与它们的源分布进行统计比较。我们特别发现，$10^{19.8}$ eV以上的超高能电子回旋共振是最好的指标，以破译其源分布在100 Mpc，和检测约500个事件的所有天空允许我们揭示的本地结构的UHE宇宙合理的EGMF强度和源数密度。这一数量的事件可以通过皮埃尔俄歇天文台五年的观测来检测。
2007-10-03 astro-ph
Gamma rays precursors and afterglows surrounding UHECR events: Z-burst model is still alive
Z-爆发模型和UHE质子在可忽略的河外磁场中的直接传播分别在GeV和TeV能带产生伽马射线余辉和前体晕，围绕UHECR到达方向几度。UHECR星系团（二重态、三重态）与附近的BL Lac源（E_p = 4*10^19 eV）之间可能存在的相关性为这条必要的γ-UHECR迹线提供了一个检验。我们估计二次伽马能量和光谱，我们建议如何解开不同的情况之间。我们展示了为什么Z-突发模型仍然是解释UHECR行为及其与已知BL Lac源的相关性的最现实的模型。
2004-09-20 astro-ph gr-qc hep-ph
