Diffuse inverse Compton and synchrotron emission from dark matter annihilations in galactic satellites
湮灭的暗物质粒子产生的电子和正电子的能量与伽马射线光子的能量大致相当。带电粒子在银河系环境中的逆康普顿和同步加速器过程中基本上失去了所有的能量。我们讨论了银河系的卫星（可能是光学黑暗，很少或没有恒星）的暗物质湮灭的扩散签名，提供了一个尾巴的排放跟踪卫星在其轨道上。逆康普顿过程提供了X射线和伽马射线，可能会看到无线电波长的同步辐射。我们讨论了检测这些信号与当前和未来的观测，特别是EGRET和GLAST的伽马射线的可能性。
2004-03-22 astro-ph
Evolution of Hard X-Ray Radiation from Clusters of Galaxies: Bremsstrahlung or Inverse Compton Scattering?
我们计算了星系团中非热电子布居从超热但弱相对论到高相对论能量范围的演化。本文研究了宇宙微波背景光子的韧致辐射和逆康普顿散射引起的硬X射线辐射的演化。当电子源的动量谱比$\sim P_e^{-3.0}$陡时，韧致辐射分量比逆康普顿散射分量更显著，而当电子源的动量谱比$P_e$陡时，韧致辐射分量比逆康普顿散射分量更显著。当韧致辐射成分占主导地位时，所得硬X射线谱较平坦。当源项的光谱指数在中间范围（$ -2.5 \sim -3.5$）时，会产生太多的极紫外辐射。逆康普顿主导模型可以再现后发座星系团的结果与合理的注入率，这是可能的集群合并和/或环境气体吸积。
2002-04-01 astro-ph
Resonant inverse Compton scattering above polar caps: Gap acceleration efficiency for young pulsars
结果表明，对于中等热的极帽（有效温度为$\sim 10^6$ K），极隙加速的效率是较低的情况下，其中的极帽是相对凉爽和逆康普顿散射起不到控制的差距的作用。对于具有超强磁场（$\geq10^9 T$）和热极帽（温度为$\ge 5\times10^6 K$）的年轻恒星，由于极帽附近的共振逆康普顿散射导致电子或正电子的能量损失，在离极帽更远的距离处发生成对级联，在这种情况下，我们具有相对较高的加速效率，离子携带大部分粒子亮度。
1998-02-05 astro-ph
Anisotropic inverse Compton emission in the radio galaxy 3C 265
我们提出的结果，从钱德拉观测的强大的射电星系3C 265。我们探测到来自原子核、无线电热点和波瓣的X射线发射。特别是，波瓣X射线发射很好地解释为各向异性的逆康普顿散射的核光子的相对论性电子在无线电波瓣之间的比较，无线电同步辐射和IC发射产生的磁场强度的一个因素约2低于最低能量条件下计算的。核的X射线光谱与一个强大的、强吸收的类星体的X射线光谱是一致的，假设磁场略低于均分，东南热点的X射线发射可以通过自同步康普顿和逆康普顿发射的组合成功地再现。
2004-09-15 astro-ph
Simulated synchrotron and Inverse Compton emission from Pulsar Wind Nebulae
我们提出了一套完整的诊断工具，旨在复制合成非热（同步加速器和/或逆康普顿，IC）发射率，综合通量能量，偏振和光谱指数模拟地图相比，观察。用激波捕获程序求解了含时相对论磁流体动力学（RMHD）方程组，并计算了最大粒子能量的演化。脉冲星风星云（PWNe）的应用。
2007-10-03 astro-ph
Inverse-Compton emission from the lobes of 3C 353
现在已经在大量的天体中发现了X射线辐射，这是由于在强大的射电星系叶中电子对微波背景光子的逆康普顿散射。将波瓣X射线发射的逆康普顿模型与从无线电同步辐射获得的信息相结合，提供了一种约束电子数量和磁场能量密度的方法，这不能单独使用无线电数据来实现。使用六个频率的新的和存档的无线电数据和新的XMM牛顿观测的Fanaroff & Riley II类射电星系3C 353，我们发现，逆康普顿发射检测到在这个源的射电瓣的水平与在其他对象中看到的一致。我们认为，在较亮的东瓣的X射线/射电比的变化需要位置变化的磁场强度。我们还研究了X射线核和集群，Zw 1819.1-0108，空间和光谱。
2008-01-28 astro-ph
Anisotropic inverse Compton scattering in radio galaxies and particle energy distribution
在这次演讲中，我们简要回顾了射电星系和类星体叶核光子的逆康普顿（IC）散射。我们集中在钱德拉天文台测试这个模型的可能性，并通过测量由这种效应产生的X射线通量来约束电子能量分布。我们还讨论了强射电星系中核光子IC散射的证据。
2000-10-31 astro-ph
Probing Pulsar Winds Using Inverse Compton Scattering
我们研究了旋转驱动双星中电子和正电子在无激波风中的逆康普顿散射效应。这个过程可以散射低能目标光子，产生能量从MeV到TeV的伽马射线。射电双星PSR B1259-63和PSR J 0045 -73都在明亮的主序星周围的近偏心轨道上，提供了巨大的低能目标光子密度。逆康普顿散射过程将动量从脉冲星风转移到散射的光子，因此提供了一个阻力，这往往会使脉冲星风减速。我们提出了详细的计算动力学的脉冲星风正在进行逆康普顿散射，表明PSR B1259-63的风的减速由于“逆康普顿阻力”是小的，但这个过程可能会限制风PSR J 0045 -73之前，它达到压力平衡与流出的伴星。我们计算了PSR B1259-63产生的逆康普顿发射的光谱和光变曲线，并表明，如果脉冲星风星云的大小与双星分离相当，那么来自未受冲击风的伽马射线发射可能会被大气切伦科夫探测器或新一代星载伽马射线探测器（如INTEGRAL和GLAST）探测到。因此，这一机制可能提供了一个直接探测脉冲星风自由膨胀区域的方法，以前人们认为这是不可见的。
1999-08-18 astro-ph
Testing the beamed inverse-Compton model for jet X-ray emission: velocity structure and deceleration?
通过考虑一个小样本的核心占主导地位的射电响亮的类星体与X射线喷流，我表明，如以前已经被其他人认为，观察需要批量喷流减速，如果所有的X射线发射是被广泛采用的波束逆康普顿模型来解释，并认为，即使在这些强大的对象喷流必须有速度结构，以协调其无线电和X射线属性。然后，我认为，减速模型有几个严重的弱点，并讨论替代模型的可行性下降的X射线/无线电比作为一个功能的位置。虽然喷流的逆康普顿散射是一个必需的过程，而且在高红移时必须占主导地位，但对附近一些研究充分的天体的X射线发射采用另一种模型可以大大减轻这些观测对波束逆康普顿模型造成的一些问题。
2005-12-01 astro-ph
Inverse Compton X-rays from the radio galaxy 3C 219
我们报告的结果，从钱德拉观测附近的强大的（z=0.1744）无线电星系3C 219。我们发现的证据，非热X射线发射的射电瓣，这符合相当好的组合逆康普顿散射的宇宙微波背景辐射和核光子与相对论电子的瓣。无线电同步加速器和IC发射之间的比较产生一个磁场强度显着低于（约3倍），在最低能量条件下计算的，然后源能量由相对论粒子占主导地位。
2003-02-25 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
Size-Luminosity scaling and Inverse Compton Seed Photons in Blazars
我们目前的初步结果，我们的工作耀变体统一。我们假设所有的耀变体都有一个宽线区域（BLR），并且BLR的大小与源的功率成比例，其方式类似于通过无线电宁静活动星系核（AGN）中的混响映射得出的。使用自洽发射模型，包括粒子加速，我们表明，根据这种缩放，在弱源，如MKN 421，逆康普顿（IC）散射损失占主导地位的同步自康普顿散射（SSC），而在强大的源，如3C 279，他们占主导地位的外部康普顿（EC）散射的BLR光子。在与其他工人的协议，我们表明，即使在强大的来源，主要是由EC散射，硬X射线发射是由于SSC。最后，我们表明，这种缩放再现以及所观察到的序列blazar性质与光度。
2000-10-09 astro-ph
The X-Ray Jet of PKS 0637-752: Inverse Compton Radiation from the Cosmic Microwave Background ?
我们认为，钱德拉探测到的PKS 0637-752的100千秒差距尺度喷流的X射线辐射是通过宇宙微波背景（CMB）的逆康普顿散射产生的。我们分析了射流的物理状态，并表明逆康普顿散射从CMB是一致的均分为一个中等的光束的排放，多普勒因子δ ~10。喷流传输的能量与其他强大的耀变体相似，Lj~10^{48} erg/s，喷流的辐射效率较低。电子的辐射冷却时间是几千年，与结的大小相适应。电子分布的低能量截止被约束为gamma_min~10，这是从光谱考虑的第一个这样的约束。对SSC模型的并行分析产生了远不合理的物理条件。
2000-07-28 astro-ph
XRF 050406 late-time flattening: an inverse Compton component?
我们调查的X射线余辉的XRF 050406的逆康普顿（IC）发射的可能证据。在标准火球模型的框架下，我们展示了在同步加速器加集成电路的情况下，当集成电路的峰值频率穿过X射线波段时，X射线光变曲线在10^{4} s和10^{6} s之间观察到的晚期平坦现象是如何被解释的。因此，我们的结论是，IC组件以上的同步加速器在后期的出现成功地解释了这些X射线观测。
2007-01-08 astro-ph
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。
2009-01-15 astro-ph
Some Aspects of Inverse Compton Emission from 3K Background Photons
我们回顾了IC/3 K发射的历史和一些特点。我们讨论了观测策略，物理参数，可以直接或间接地从成功的检测，和不同的方法发现的磁场强度估计之间的差距。
2000-02-24 astro-ph
The Inverse-Compton And Extragalactic Components Of The Diffuse Gamma-Ray Emission
我们提出的光谱的逆康普顿和河外成分的高能量伽玛辐射的基础上，在银河系高纬度地区的发射分析（$\vert$ b $\vert$ $\geq$ $30°$）。我们相关的伽马射线强度与模型组成的各向同性组件，一个组件成比例的408 MHz的同步辐射，和一个组件成比例的原子氢（H I）柱密度与不同的发射率在八个银河系的八分圆。与H I柱密度相关的伽马辐射的光谱表明，该组分起源于宇宙射线/物质相互作用。产生408 MHz射电连续辐射的宇宙射线电子也通过与星际光子的逆康普顿相互作用产生伽马辐射。通过将伽马辐射与408 MHz连续谱相关联，我们测量了IC发射的光谱和绝对强度。各向同性分量给了我们河外伽马辐射的光谱和强度。我们讨论河外光谱的解释。
1995-12-06 astro-ph
Shock geometry and inverse Compton emission from the wind of a binary pulsar
PSR B1259-63是一颗47毫秒的射电脉冲星，具有高自旋光度，它围绕一颗明亮的伴星运行在一个近距离、高偏心率的3.5年轨道上。这个双星系统可能是一个可探测的硬伽马射线源，它是由来自B2 e恒星SS 2883的光子被脉冲星风中的电子和正电子逆康普顿散射而产生的。这颗恒星在脉冲星附近提供了巨大密度的可见光子，特别是在近星点附近的时期。我们计算了脉冲星风的未受冲击区域的发射，假设它终止于一个冲击，在那里它与同伴的风达到压力平衡。从激波终止风的逆康普顿辐射的光谱和光变曲线进行了比较与那些为一个unterminated风。如果脉冲星的风比伴星的风弱，风的终止会降低逆康普顿通量，特别是在近星点附近。终端激波的几何形状具有降低近星点周围伽玛射线光变曲线的不对称性的效果，这种不对称性是由于散射角的不对称变化而产生的。
2000-11-16 astro-ph
An inverse Compton scattering (ICS) model of pulsar emission: II. frequency behavior of pulse profiles
脉冲轮廓的形状，特别是它们相对于观测频率的变化，对于理解类星体的发射机制是非常重要的，而以前没有尝试解释复杂的现象。本文在Qiao（1988）和Qiao & Lin（1998）提出的逆康普顿散射（ICS）模型的框架下，对积分脉冲轮廓及其频率演化进行了理论模拟。利用ICS模型的“束频图”预测的脉冲分量的相位位置，我们提出了高斯拟合的多频脉冲轮廓的一些雷达。结果表明，该模型可以再现所观察到的脉冲轮廓的各种类型的频率演化行为。
2001-09-01 astro-ph
The luminous X-ray hotspot in 4C 74.26: synchrotron or inverse-Compton emission?
我们报告发现了一个X射线对应的南部无线电热点的最大的已知射电类星体4C 74.26（其红移为z=0.104）。XMM-牛顿和钱德拉的图像都揭示了X射线热点和MERLIN成像的无线电热点之间相同的显著（10角秒，即19千秒差距）偏移。X射线发射的峰值可能是由于同步加速器或逆康普顿发射。如果是同步辐射，热点代表粒子加速的位置，而偏移量则来自于表现出Scheuer的“牙医钻头”效应的射流，或者是一个动量小于周围鞘的快速脊柱，这就产生了无线电热点。如果发射是由逆康普顿过程产生的，那么它一定是减速相对论流中CMB的逆康普顿散射，这意味着喷流在至少800 kpc的距离上是相对论的（γ>= 2）。我们的分析，包括来自利物浦望远镜的光学数据，排除了X射线发射的背景活动星系核，并证实了其作为热点的性质，使其成为迄今为止探测到的最明亮的X射线热点。
2007-07-13 astro-ph
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。
2008-04-10 astro-ph
Recent developments of inverse Compton scattering model of pulsar radio emission
为了理解Rankin（1983）和Lyne和Manchester（1988）从观测中发现的核心和锥状辐射，人们做了许多理论上的努力。其中之一，称为逆康普顿散射（ICS）模型（乔林1998）已被提出。在模型中发现：存在中心或“核心”发射光束，以及一个或两个空心圆锥发射光束;不同的发射分量在不同的高度发射;由于不同高度发射的辐射分量不同，观测到的发射光束会因延迟和像差效应而相互偏移;发射分量的大小随频率变化。该模型的最新进展包括：模拟不同频率下的脉冲轮廓;研究强磁场中逆康普顿散射的基本极化特性;计算核和锥的极化和光谱。还提出了一个新的分类系统。模型计算的主要结果与观测结果基本一致。
1999-11-13 astro-ph
A Thermal-Nonthermal Inverse Compton Model for Cyg X-1
利用蒙特卡罗方法模拟软光子的逆康普顿散射，我们模拟银河系黑洞候选者天鹅座X-1的光谱，它显示了一个非热尾延伸超过几百keV的证据。我们假设一个特设领域的轻子，其能量分布由麦克斯韦加上高能量幂律尾，并注入0.5千电子伏的黑体光子。光谱数据被用来约束非热等离子体分数和幂律指数假设一个合理的麦克斯韦温度和汤姆逊深度。需要一小部分但不可忽略的非热轻子来解释幂律尾。
1997-07-01 astro-ph
On the formation of energy spectra of synchrotron X-rays and inverse Compton gamma-rays in binary systems with luminous optical stars
本文研究了电子在同步辐射和逆康普顿（IC）散射作用下产生的宽带能谱。IC冷却从汤姆逊区到克莱因-西名区的过渡的效果在辐射密度主导磁场密度的环境中可以是非常显著的。我们讨论了这种效应的影响，形成的同步辐射和IC辐射组件的TeV电子在二元系统非常明亮的光学恒星。例如，在PSR B1259-63/SS 2883中脉冲星的风终止激波或微类星体的喷流中可以实现这种情况。计算是基于精确的微分康普顿截面的玻尔兹曼方程的解决方案。
2005-03-23 astro-ph
Inverse-Compton emission from the lobes of 3C353
分析射电强活动星系的射电同步辐射和X射线逆康普顿辐射，可以确定它们的粒子加速过程和电子能谱。以前的研究已经提供了新的约束的总能量预算和强大的射电星系和类星体的粒子含量;然而，在大多数情况下，在X射线源太微弱，以获得空间信息。我们目前的档案和新的多频无线电观测从VLA和GMRT，和XMM牛顿观测明亮的FRII射电星系3C 353，它位于边缘的X射线发光集群Zw 1718.1-0108。X射线观测同时探测到来自射电星系叶的逆康普顿辐射和来自团内介质热相的热辐射。我们讨论了粒子能谱的性质作为在叶的位置的函数，以及合并集群的属性。
2007-07-13 astro-ph
Inverse Compton Emission of TeV Gamma Rays from PSR B1259-63
我们推导出光变曲线的硬伽马射线发射，在能量高达几个TeV，预计从独特的脉冲星/Be星双星系统PSR B1259-63。这是我们银河系中唯一一个已知的无线电脉冲星围绕主序星运行的系统。我们发现，逆康普顿发射的电子和正电子在冲击脉冲星风，散射目标光子从Be星，产生的硬伽马射线通量，应高于目前的大气切伦科夫探测器的灵敏度阈值。此外，我们预测，通过这种机制产生的硬伽马射线的通量与轨道相位的特征变化，应该是可观察到的，这是不期望从任何其他机制。
1998-08-12 astro-ph
An inverse Compton scattering (ICS) model of pulsar emission: III. polarization
最近，乔和他的合作者提出了一个逆康普顿散射（ICS）模型来解释射电辐射。本文研究了该模型下脉冲星辐射的偏振特性。首先，利用低频近似，导出了单电子在强磁场中逆康普顿散射波的解析振幅。我们发现，单个相对论电子散射间隙火花产生的"低频波“的向外无线电发射应该是线性偏振的，根本没有圆偏振。然而，考虑到来自一束电子的发射的相干性，我们发现来自发射束的内部部分的出射辐射，即，从较低的发射高度，更喜欢具有圆偏振。计算机模拟结果表明，ICS模型可以再现脉冲中心附近圆极化方向反转、线极化位置角摆动呈S形、圆锥分量线极化较强等极化特性。
1999-11-15 astro-ph
Inverse Compton scattering model for gamma-ray production in Mev blazars
本文提出，只要吸积盘的内外结构不同，就可以用以前发展的吸积盘辐射的外康普顿化模型来解释所谓的“MeV耀变体”的光谱。在不同的最大能量下，内部几何厚盘和外部几何薄盘中的逆康普顿损失使电子加速饱和，这导致出现两个光谱分量，一个在MeV能量范围内强烈达到峰值，第二个是通过GeV能量范围延伸的幂律类型。在这样一个简单的几何模型计算的光谱，是在一个很好的协议与观测的MeV blazar PKS 0208 -512。他们是一致的瞬态外观的一个强大的MeV峰值，在EGRET能量范围内的幂律谱，并在高能量的可能的截止。
1997-11-17 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
The inverse Compton catastrophe and high brightness temperature radio sources
当同步加速器亮度温度超过阈值（通常估计为10^{12} K）时，逆康普顿灾难的发生似乎与观测相矛盾，因为：（i）几个日内可变射电源大大超过阈值，但没有观察到逆康普顿发射，（ii）强大，已知角大小的河外射电源似乎不会聚集在预测的最大亮度温度附近。我们重新检查的参数空间可用于同步辐射源使用人口的单能电子，为了看看是否修订的阈值温度与数据一致。电子分布和人口的每一代散射光子计算空间平均方程。我们证实了我们以前的发现，本征亮度温度T_{\rm B} ~10^{14} K可以发生没有灾难性的冷却。我们表明，无论是在短暂的解决方案或解决方案，平衡损失与强大的加速机制，不能实现显着更高的温度。根据观测频率，我们发现强冷却可以设置在一个范围内的阈值温度和粒子和磁场能量之间的均分的附加约束的实施是没有保证的数据。假设单能电子分布近似于某一洛伦兹因子γ_{min}以下的截断电子分布，解决了与逆康普顿灾变相关的几个理论难题，包括上面提到的那些。
2006-11-21 astro-ph
Study of the synchrotron and inverse Compton radiations of relativistic jets in GRS 1915+105
对膨胀磁化云的同步辐射的详细计算与最近发现的银河系微类星体GRS 1915+105观测到的射电耀斑的时间和光谱演化进行了比较，对相对论等离子体团的模型参数施加了很强的约束。对喷出物的无线电监测的数据不仅能够明确确定两个分量的方位角和传播速度，而且还包含关于用于加速电子的能量源的重要信息，特别是可以区分弓形激波供电的等离子体团和磁化相对论风供电的等离子体团的情况。在同步辐射自康普顿模型的框架内，计算了同步辐射硬X射线和GeV/TeV逆康普顿γ射线的通量，讨论了这些高能光子的正探测或通量上限对GRS 1915+105参数的限制.
1997-06-06 astro-ph
The Crab nebula: Linking MeV synchrotron and 50 TeV inverse Compton photons
脉冲星风驱动的同步加速器星云为脉冲星风和周围介质的连接提供了独特的视角。蟹状星云特别适合于对不同发射区的详细研究。从观测到的同步辐射超过MeV的能量推断，螃蟹是一个独特的和极端的加速器。在同步加速器/逆康普顿辐射模型的框架中，能量超过$10^{15}$ eV的电子通过逆康普顿散射产生10-50 TeV的辐射，最近已经用地面伽马射线望远镜的HEGRA系统观测到。在这里，我们讨论了INTEGRAL和地面伽马射线望远镜所覆盖的两个能带的密切关系。尽管在两个能带中缺乏足够的空间分辨率来分辨发射区域，但是在两个能带中的通量测量的相关性将允许约束发射区域的结构。发射区预计是一个非常紧凑的区域（由电子的寿命限制）附近的脉冲星风的终端冲击。我们扩展了以前的模型计算星云的发射，包括一个额外的紧凑的非热发射区最近检测到在毫米wavelength.The整体良好的协议，这个模型与数据约束额外的发射过程（离子在风中，逆康普顿从未受冲击的风）是没有什么相关性。
2004-07-06 astro-ph
Inverse Compton gamma-ray models for remnants of Galactic type Ia supernovae?
我们从理论上和唯象上研究了Ia型超新星SN 1006、第谷超新星SN和开普勒超新星SN的残余物的γ射线发射是否可以仅仅是电子加速的结果。观测到的三个残留物的同步辐射光谱被用来确定作为假设的磁场强度的函数的非热电子的平均动量分布。然后计算了宇宙微波背景光子场中的逆康普顿发射光谱，并与这些源的甚高能γ射线通量的现有上限进行了比较。结果表明，预期的星际磁场大大高估甚至这些伽马射线的上限。只有相当强的放大磁场才能与如此低的伽马射线通量兼容。然而，这将需要加速的核粒子的强分量，其能量密度大大超过同步加速器电子的能量密度，与核粒子和电子的现有理论加速模型兼容。尽管定量的论证过于简单，但它们似乎排除了过于简单的现象学主张，而支持这些源的逆康普顿伽马射线场景。
2008-09-15 astro-ph
Inverse Compton Scenarios for the TeV Gamma-Ray Emission of the Galactic Centre
在辐射主导的环境中，如在银河系中心发现的，在克莱因-西名制度中，超相对论电子的强烈康普顿冷却可能会导致与同步加速器冷却产生的电子光谱完全不同的电子光谱。我们探讨这些影响和它们对X射线和伽马射线光谱产生的电子加速器在这个地区相比，在我们的银河系的其他地方。我们讨论了新发现的脉冲星风星云G 359.95-0.04的宽带辐射，以及该X射线源与TeV伽马射线源HESS J1745-290的可能关系。最后讨论了银河系中心积分源IGR J1745.6-2901与TeV辐射的可能关系。
2007-01-23 astro-ph
Chandra detects inverse Compton emission from the radio galaxy 3C 219
我们报告的结果，从{ \it钱德拉}观测的强大的附近（z=0.1744）的射电星系3C 219。我们发现的证据，非-热X射线发射的射电瓣，符合相当好的组合IC散射的CMB和核光子。无线电同步加速器和IC通量之间的比较产生的磁场强度显着低于（$\sim 3$）比在最低能量条件下计算的，然后大部分的能量与相对论粒子。
2002-02-20 astro-ph
The Inverse Compton Emission Spectra in the Very Early Afterglows of Gamma-Ray Bursts
我们计算的伽马射线暴（GRB）冲击时产生的相对论喷出物遇到外部星际介质，假设一个破碎的幂律近似的同步加速器种子光谱的逆康普顿（IC）排放的光谱。考虑了4种离子碰撞过程，包括伽玛暴正向和反向激波中的同步自康普顿（SSC）过程，以及两种离子碰撞组合过程（正向激波中反向激波光子对电子的散射和反向激波中正向激波光子对电子的散射）。我们发现，从反向冲击SSC的排放占主导地位的其他排放过程中的能量带从几十兆电子伏到几十个GeV的，为一个广泛的冲击参数。这种机制可能是高能伽玛射线实验望远镜（EGRET）探测到瞬发高能伽玛射线的原因。然而，在TeV的能量带，组合IC排放和/或SSC排放的正向冲击变得越来越占主导地位的冲击电子的适度陡峭的分布。
2001-04-07 astro-ph
Testing the inverse-Compton catastrophe scenario in the intra-day variable blazar S5 0716+71: II. A search for intra-day variability at millimetre wavelengths with the IRAM 30 m telescope
我们报告的BL Lac对象S5 0716+71在86 GHz和229 GHz的IRAM 30米望远镜在一个协调的宽谱带运动，集中在2003年11月10日至16日的INTEGRAL观测密集的时间采样极化通量密度监测。我们的目标是寻找逆康普顿“灾变”的特征。在86 GHz，利用一种新的校准策略，我们达到了1.2%的磁通密度测量的相对均方根精度。在此频率下，S5 0716+71没有日内变化，但在前4个观测日内有显著的日间变化，通量密度增加了34%，这不能用源外原因来解释。S5 0716+71的86 GHz线性极化分数异常大，为15.0 ± 1.8%。86 GHz时线性极化的日间变化，显著性水平>~95%; sigma_P/<P>=15%，sigma_chi=6 °，也被观察到。根据同步加速器转换频率（~86 GHz）下的辐射变化，我们计算出红移为0.3时的视亮度温度T_B，app> 1.4 × 10^14 K，这超过了逆康普顿极限两个数量级。在多普勒因子δ> 7.8的条件下对T_B，app作相对论修正，使观测到的亮温降到逆康普顿极限。通过比较86 GHz同步加速器通量密度和INTEGRAL观测获得的同步加速器自康普顿通量密度的上限，得到了δ> 14.0的更精确的下限。这种高多普勒因子的发射的相对论性波束解释了INTEGRAL没有检测到“灾难性的”逆康普顿雪崩。
2006-06-02 astro-ph
Synchrotron and Inverse Compton Variability in the BL Lacertae object S5 0716+714
我们报告的BL Lac对象S5 0716+714在协调BeppoSAX和光学观测在1996年和1998年检测到的不同光谱分量的强度变化。同步辐射和逆康普顿发射之间的过渡已被清楚地检测到尖锐的X射线光谱断裂在2-3千电子伏左右的两个场合。在BeppoSAX号卫星第二次瞄准期间发现了相关的光学和软X射线可变性，当时可以安排密集的光学监测。硬（康普顿）组件之间的两个观察改变了一个因素2，但在每次曝光保持稳定。在事件的快速变化S5 0716+714表现出光谱陡峭的强度，很少观察到的行为在BL湖泊。我们将这些发现解释为同步加速器峰值发射从IR/光学波段向更高能量转移的可能后果，导致同步加速器尾部随着源变亮越来越多地推入软X射线波段。
1999-09-14 astro-ph
On The Synchrotron Self-Compton Emission from Relativistic Shocks and Its Implications for Gamma-Ray Burst Afterglows
本文研究了伽玛暴余辉中同步辐射光子与相对论电子的逆康普顿散射效应。我们计算了逆康普顿辐射的光谱，发现它可以在初始爆炸后的几个月甚至几年内主导余辉的总冷却速率。我们表明，存在强逆康普顿冷却可以推断出它的效果上的时间演化的冷却中断的同步辐射光谱组件，因此在光学和X射线余辉光曲线。然后，我们将展示如何的物理解释所观察到的同步加速器光谱的特性必须修改，以考虑到这个额外的冷却源，并给出了一个修改后的处方计算物理参数的特征扩展冲击波从所观察到的数量。我们发现，对于一组给定的观测值（同步辐射中断频率和通量），要么没有一致的物理解释，要么有两个。最后讨论了利用Chandra直接探测逆康普顿辐射的前景。我们认为，对于在密度相当大（n>1 cm^-3）的介质中爆炸的伽玛暴，这种探测是可能的。
2000-05-11 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
An inverse Compton scattering (ICS) model of pulsar emission
射电双星的核心和锥形辐射束已被观测证实（Rankin 1983，1993; Lyne和Manchester 1988）。在内能隙模型（Ruderman和Sutherland 1975，以下简称RS 75）中，能隙通过在几微秒的时间尺度上形成电子-正电子对而不断破裂（火花）（RS 75）。这使得产生大振幅的低频波，并且该低频波将被从间隙中移出的相对论粒子散射。在此假设下，乔（1988 a，1992）提出了一个适用于地核和日冕辐射的逆康普顿散射（ICS）模型。本文介绍了该模型的发展。考虑了从不同高度发射的不同辐射分量引起的延迟和像差效应。本文讨论了脉冲星射电辐射通过ICS过程的光度。采用了粒子束相干辐射理论，这一理论足以解释脉冲星辐射。理论结果与观测结果符合得很好。
1997-08-27 astro-ph
On Beaming due to coherent inverse Compton scattering
我们用几何光学计算了相干辐射的成束。当球面基本波以沿着一个轴发生相长干涉的方式相位耦合时，离轴视角的强度较低。当发射区的长度尺度大于辐射的波长时，相长干涉的空间角收缩到$4π$的几分之一。这导致了接收到的辐射的放大，除了相对论性径向外流引起的相对论性波束，这被认为是重要的射电辐射的恒星。该效应将通过数值方法计算，并且可以通过简单的解析表达式近似。
1998-08-12 astro-ph
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。
2006-07-15 astro-ph
Anisotropic inverse Compton scattering from the trans-relativistic to the ultra-relativistic regime and application to the radio galaxies
本文重新讨论了单色光子束与相对论电子之间的各向异性逆康普顿散射问题，并在没有近似的情况下正式求解。在相对论粒子的能量分布遵循简单的幂律的假设下，给出了与电子束和各向同性分布的电子群体的单次散射的解决方案，因为它是在许多天体物理应用的情况下。汤姆逊近似和Klein-Nishina制度被认为是一个非偏振光子束的散射。方程得到的超相对论近似，并与文献中给出的超相对论解进行了比较。并结合有关实例讨论了散射辐射的功率分布和光谱的主要特征。在汤姆逊情况下，各向同性的电子布居简单的公式举行了温和的相对论能量。作为应用，本文用各向异性逆康普顿散射公式预测了FR Ⅱ强射电星系射电叶中相对论电子与来自核的入射光子相互作用产生的X射线和$γ$射线谱的性质。的相对论电子能量分布和其随时间的演化的发射功率的依赖关系进行了讨论。
1999-08-20 astro-ph
Evidence for inverse Compton emission in the powerful radio galaxy 3C 219
光谱分析ROSAT PSPC和ASCA档案数据和最近的ROSAT HRI观测的强大的FRII射电星系3C 219揭示了一个吸收的点状源，符合核，和非热扩展组件与无线电结构。这个点状源可以很容易地解释为一个隐藏在核中的类星体，进一步支持了FRII射电星系和射电大声类星体的统一方案。X射线（0.1-10 keV）和射电谱指数之间的一致性表明，与扩展分量相关的大部分发射是由于射电瓣中的逆康普顿过程。扩展的环核辐射可以理解为隐藏的类星体和周围的尘埃/分子环面发射的红外光学辐射的康普顿散射。这是支持这种效应存在的第一个观测证据，它还探测了能量远低于同步辐射的相对论电子谱。通过假设相对论粒子的能量密度超过均分值约10倍，可以匹配观测到的X射线通量。在离原子核较大的距离（$\geq 70$ kpc），与宇宙微波背景光子的逆康普顿散射变得更加重要，如果相对论电子的柱密度存在正的涨落，则可以解释所观察到的X射线特征。另外，我们也不能用目前的数据排除射电瓣周围的热星云气体的热贡献。
1998-09-03 astro-ph
The Inverse Compton Thermostat in Hot Plasmas Near Accreting Black Holes
吸积黑洞系统的硬X射线谱通常与温度为$\sim 100$ keV的热康普顿化模型很好地拟合。我们证明了为什么，在许多数量级的加热速率和种子光子供应，热等离子体辐射主要由逆康普顿散射，并找到平衡温度内的几个100千电子伏的因素。我们还确定定量的（宽）界的加热速率和种子光子供应，这种说法是正确的。等离子体的热平衡在这一制度服从两个简单的标度定律，一个涉及的产品的温度和光学深度的种子光子亮度等离子体加热速率$l_s/l_h$的比率，其他有关的光谱指数的输出功率定律$l_s/l_h$。因为$α$几乎独立于除$l_s/l_h$之外的一切，所以所观察到的幂律指数可用于估计$l_s/l_h$。在活动星系核和恒星黑洞中，用这种方法估计的平均值是$l_s/l_h \sim 0.1$。作为推论，$Θτ_T$必须是$\simeq 0.1$ -- 0.2，取决于等离子体几何形状。
1995-01-24 astro-ph
GRB 060218/SN 2006aj: Prompt Emission from Inverse-Compton Scattering of Shock Breakout Thermal Photons
伽马射线暴（GRB）060218/SN 2006 aj是一个特殊的事件，具有次低红移、低光度、长持续时间、彩色光变曲线特征，特别是在X射线和紫外光谱中存在热成分。由于{ \em Swift}天文台详细的时间和光谱覆盖范围，丰富的数据使伽玛射线暴瞬发辐射首次得到了非常详细的模拟。快速紫外/光辐射的低通量不利于传统的内激波/同步辐射模型，该模型通常预测强紫外/光辐射。在这里，我们表明，GRB 060218的不寻常的即时发射可以产生的冲击加速相对论电子的逆康普顿散射检测到的热光子。当相对论外流与预先存在的较慢壳层相互作用时，会形成一对（正向加反向）激波。观测到的γ射线发射和X射线发射分别来自反向冲击区和正向冲击区。数据的拟合需要一个初始增加的外流光度，这与流行的Bracksar模型的预测是一致的。
2006-04-24 astro-ph
Extended inverse-Compton emission from distant, powerful radio galaxies
我们提出了钱德拉观测两个相对高红移FRII射电星系，3C 432和3C 191（z=1.785和z=1.956分别），这两个都显示出扩展的X射线发射沿轴的射电喷流或叶。这种X射线发射很可能是由于宇宙微波背景（CMB）光子的逆康普顿散射。在这个假设下，我们估计了粒子所含的最小能量。这可以外推以确定总能量的粗略估计。我们还提出了新的，深无线电观测3C 294，这证实了一些无线电和X射线发射之间的关联沿东北-西南无线电轴，也没有检测到无线电发射的扩散X射线发射的范围的其余部分。这与X射线和无线电发射峰值之间的偏移一起可能表明该源中的喷流轴正在进动。
2006-08-09 astro-ph
The beaming pattern and spectrum of inverse Compton radiation in blazars
通过包括克莱因-西名效应，我们推广了以前的计算由逆康普顿散射产生的光子的光束模式。对于各向同性分布的软光子被嵌入在以相对论体速度运动的等离子体中的具有幂律密度分布的非热电子上散射，我们证明了所观察到的辐射强度与D^（3+p）成正比，其中D是多普勒增强因子，p是电子分布指数。这与之前在汤姆逊极限下进行的计算结果一致，在汤姆逊极限下观测到的光谱指数为a=（p-1）/2，光束模式为D^（4+2a）。与D无关，克莱因-西名效应限制了观测到的光谱能量分布的峰值能量的位置，使得e_{peak}小于1/e_0，其中e_0是种子光子的能量，单位为mc^2。假设种子光子起源于宽线区域，我们证明了耀变体的GeV发射显着修改克莱因-西科效应，光谱比在汤姆逊极限计算的更软。我们进一步表明，在整个峰值能量的逆康普顿发射的光谱指数的变化可以超过在汤姆逊极限进行的计算预测的值为0.5。该模型的光谱同意与OSSE和COMPTEL限制在此突破，而不调用的伽玛射线光球边缘的差分吸收的影响。
2001-07-09 astro-ph
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。
2006-10-31 astro-ph
A New Kinetic Equation for Compton Scattering
康普顿散射的动力学方程给出了不同的Kompaneets方程在几个重要的方面。通过使用逆微分算子，该方程允许治疗的辐射场迅速变化的康普顿内核的宽度的规模上的问题。该逆算子方法描述了谱线和连续谱边缘的热多普勒展宽等效应，并自动结合了康普顿加热/冷却过程。它很好地适用于包含在辐射转移问题的数值迭代解。新方法的等价核是一个正函数，在初始频率附近具有合理的精度，不像Kompaneets核，它是奇异的，不完全是正的。结果表明，逆算子核的迭代可以很容易地计算数值，并在这些迭代的一个简单的求和公式推导出，可以有效地用于计算康普顿谱。结果表明，新的方法可以用于初始值和其他问题，没有更多的数值工作比Kompaneets方程，它更正确地描述了解决方案，随着时间的推移可比的平均散射时间。
2002-10-21 astro-ph
Broadband Observations of the Afterglow of GRB 000926: Observing the Effect of Inverse Compton Scattering and Evidence for a High-Density Environment
GRB 000926是迄今为止研究得最好的余辉之一，有多个X射线观测，以及广泛的多频光学和无线电覆盖。宽频带的余辉观测，从X射线到射频，提供了一个探头的环爆介质的密度结构，以及喷出物的能量，几何形状和物理参数的相对论爆炸产生的冲击波。我们提出了一个分析的{ \em钱德拉X射线天文台}的观测这一事件，随着{ \em哈勃太空望远镜}和无线电监测。我们结合这些数据与地面的光学和红外观测和拟合的合成余辉光曲线使用准直喷出物扩展到周围介质的模型。我们发现，只有当冷却是由逆康普顿散射主导时，我们才能用合理的物理参数来解释宽带光变曲线。宽带光谱中的过量X射线发射表明我们直接观察到逆康普顿散射的贡献。这是第一次在伽玛射线暴的余辉中观测到这种现象，这意味着伽玛射线暴是在一个相当致密（n~30 cm^{-3}）的介质中爆炸的，与弥漫的星际云环境相一致。
2001-05-31 astro-ph
The influence of inverse Compton scattering on GRB afterglows: one possible way to flatten and steepen the light curves
伽马射线暴的火球模型预测，当高能冲击波遇到周围介质时，会有余辉发射，随后出现的余辉观测证实了这一预测。在这个最简单的火球模型中，电子在相对论冲击波中被加速到幂律能量分布，然后通过同步辐射产生余辉辐射。迄今为止，同步辐射被认为是GRB辐射的主要机制，然而，在某些情况下，逆康普顿散射（ICS）可能起着重要的作用，并且可以改变GRB余辉的光变曲线。本文研究了相对论情况（周围介质密度$ρ\propto r^{-2}$）和非相对论情况（$ρ=constant$和$ρ\propto r^{-2}$）下ICS的影响，发现在相对论情况下ICS的影响通常很重要，而在非相对论情况下，这种影响通常不重要，除非周围介质密度很高。我们发现，如果ICS是重要的，那么它可以平坦化和陡峭的伽玛暴余辉的光变曲线，这可能提供一些余辉观测的解释。
2000-07-20 astro-ph
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。
1998-03-03 astro-ph
