Cyclo-Synchrotron Emission and Comptonization in Optically Thin Hot Accretion Flows
由在磁场中运动的热电子产生的软回旋同步光子可以随后被康普顿化以产生硬X射线和$γ$射线发射。从这样的等离子体产生的软回旋同步加速器光子的数量的准确测定显然是必要的。我们提出了完整的解决方案的回旋同步问题。我们计算了由各向同性分布的热电子在磁场中运动产生的发射，温度范围从$5\times10^8$ K到$3.2\times10^{10}$ K。标准的同步辐射公式的适用性进行了评估，我们提供了方便的拟合函数的发射光谱在此温度范围内。我们讨论了如何康普顿化光谱，不同的温度和光学深度，受到新的结果。
1995-09-27 astro-ph
X-ray afterglows of gamma-ray bursts in the synchrotron self-Compton dominated regime
本文研究了同步辐射自康普顿过程对伽马射线暴X射线余辉的影响。我们发现，在很宽的参数范围内，特别是在余辉激波后电子能量是磁场中电子能量几十倍的标准值下，电子冷却主要是康普顿冷却，而不是同步辐射冷却。这导致同步辐射组件中的冷却频率的不同演变，并且因此导致X射线范围中的不同（更平坦的）光变曲线斜率。在利用X射线观测资料估算余辉参数时，应考虑这种影响。对于稍高的环境密度，同步辐射自康普顿发射可以直接在X射线范围内检测到，显示出不同的光谱斜率和相当陡峭的光变曲线斜率。
2003-12-13 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
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
Prompt GeV emission in the synchrotron self-Compton model for Gamma-Ray Bursts
在10次爆发中检测到的光学对应物发射（即在瞬发GRB阶段期间）比爆发光谱外推到光学频率亮10-10000，表明GRB发射的同步加速器自康普顿起源，同步加速器产生光学对应物发射。在这个模型中，爆发光子的第二次上散射产生了一个即时的GeV-TeV的发射，其亮度强烈依赖于一个未知的量，主要同步加速器光谱的峰值能量。光学、γ射线和GeV瞬发通量的测量可以用来检验伽玛暴的同步辐射自康普顿模型，并直接确定伽玛暴的总辐射输出。对于一组29个伽玛暴与光学对应检测，我们发现，预期的GeV光子通量应与亚MeV的排放的注量，并应与光学对应的亮度，这些相关性的强度降低的同步峰值能量分布的宽度增加。如果亚MeV的爆发辐射非常明亮，而（固有的）光学对应物非常暗淡，那么与爆发光谱外推到更高能量一致的GeV瞬发辐射的检测将排除同步加速器自康普顿模型。
2008-11-07 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
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
Testing the homogeneous synchrotron self Compton model for gamma ray production in Mrk 421
基于探测到的X射线和TeV γ射线发射的变化时间尺度，以及观测到的多波长光子谱，Mrk 421，我们放置的约束上允许的参数空间（磁场和多普勒因子的发射区）的均匀同步辐射自康普顿模型。在1天耀斑时间尺度的情况下，为允许的参数计算的光谱与惠普尔天文台报告的$\sim 1$ TeV以上的可用光谱信息稍微一致。然而，对于最近报道的非常短的持续时间的耀斑变化的时间尺度为15分钟，计算的光谱是显着陡峭，这表明均匀的同步加速器自康普顿模型在描述相对平坦的观察到的光谱扩展到几个TeV以上的问题。我们确定的TeV γ射线光度的X射线光度的最大比率在耀斑期间，这是允许的均匀同步辐射自康普顿模型的情况下，没有显着的光子-光子吸收的源。
1997-04-18 astro-ph
Effects of non-thermal tails in Maxwellian electron distributions on synchrotron and Compton processes
我们调查如何存在的非热尾超出麦克斯韦电子分布影响的同步加速过程，以及康普顿化等离子体中的吸积流到黑洞的典型参数。我们发现，存在的尾巴可以显着增加净（占自吸收后）的等离子体的回旋同步辐射，然后发射提供种子光子康普顿上散射。因此，热康普顿化光谱中的亮度也得到增强。这些效应的重要性随着爱丁顿比和黑洞质量的增加而增加。当非热尾的能量含量为1%时，对于恒星黑洞和超大质量黑洞，康普顿化同步辐射光度的增强分别可达$\sim 10^3$和$\sim 10^5$倍。非热尾的存在只会使热康普顿化谱微弱地硬化，但它会导致在热截止线之外形成高能尾。这两种效应与种子光子的性质无关。由于康普顿化谱中高能尾的观测可以限制电子分布中的非热尾，从而限制康普顿化同步辐射光度，因此它们提供了吸积流中磁场强度的上限。特别是，麦康奈尔等人对天鹅座X-1硬态中MeV尾的测量表明，该源中的磁场强度至多比均分低一个数量级。
2001-02-02 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
Simulated synchrotron emission from Pulsar Wind Nebulae
一套完整的诊断工具，旨在生产合成同步辐射发射率，偏振，光谱指数从相对论MHD模拟地图。作为第一个应用，我们考虑脉冲星风星云（PWNe）的辐射情况。所提出的方法是基于添加，顶部的基本MHD方程组，一个额外的方程描述的最大能量的发射粒子的演变。该方程考虑了沿流线的绝热和同步辐射损失的发射粒子的分布和它的配方是这样的，它很容易实现在任何相对论MHD的数值方案。应用于PWNe的轴对称模拟，类似于Del Zanna等人（2004，A&A，421，1063）所描述的，允许直接比较数值结果和蟹状星云内部结构的观测，以及类似的物体，在光学和X射线波段。我们能够匹配大多数观察到的PWNe典型特征，如赤道环面和极地喷流，速度在正确的范围内，以及更精细的发射细节，如弧，环和明亮的结，这主要是由多普勒增强效应引起的。光谱特性似乎也得到了很好的再现：详细的光谱指数图是第一次制作，并显示软化对PWN的外边界，而光谱断裂出现在综合光谱。发射的细节被发现强烈地依赖于平均风磁化（这里约2%），并在磁场的形状。
2006-03-03 astro-ph
High Energy Variability Of Synchrotron-Self Compton Emitting Sources: Why One Zone Models Do Not Work And How We Can Fix It
随着GLAST的预期发射，现有的X射线望远镜，以及新一代TeV望远镜的增强功能，开发用于建模高能量源（如耀变体）的可变性的工具正成为一个高度优先事项。我们指出了严重的，固有的问题，一个区同步自康普顿模型在模拟高能量的变化。然后，我们提出了第一步走向一个多区模型，其中考虑到非本地的，时间延迟的同步加速器自康普顿电子能量损失。通过只引入一个额外的参数，系统的长度，我们的代码可以正确地模拟变化在康普顿占主导地位的阶段，一种典型的情况下，燃烧系统。作为第一个应用程序，我们能够重现类似的情况下观察到的令人费解的“孤儿”TeV耀斑，不伴随着相应的X射线耀斑的变化。
2007-04-05 astro-ph
Compton cooling in the afterglow of gamma-ray bursts: Application to GRB 980923 and GRB 971214
本文考虑了康普顿冷却在伽马射线暴余辉标准模型中的作用。当电子通过散射它们自己的同步辐射光子而冷却时，确定了三种冷却制度，其中所观察到的同步辐射表现出质的不同特性。根据源参数的值，余辉可以通过一个，两个或所有三个这些制度的演变。由于同步辐射可以被看作是由于磁场的虚光子的康普顿散射，在这些制度之一的瞬时同步辐射光谱具有相同的性质时，康普顿冷却是可以忽略的。在这一发展阶段，同步辐射主要落在近红外/光学/紫外光谱范围内。有人认为，观测到的GRB 980923和GRB 971214的余辉位于该简并相之外。源参数的导出值表明康普顿冷却在这两个余辉中都很重要。
2001-05-02 astro-ph
Synchrotron Self-Compton Model for PKS 2155-304
H.E.S.S. 2006年7月观测到TeV耀变体PKS 2155- 304处于强耀斑状态。TeV通量在短至几分钟的时间尺度上变化，这对发射区的性质设置了强约束。通过使用同步辐射自康普顿模型，我们发现，模型与体洛伦兹因子$\sim 100$，发射区的大小$\sim 10^{15}$厘米，和磁场$\sim 0.1$ G解释所观察到的光谱能量分布和耀斑的时间尺度$\sim$几分钟。该模型具有大的$Γ$值，不仅在TeV波段而且在X射线波段解释了发射光谱。喷流中电子/正电子的主要冷却过程是同步辐射光子的逆康普顿散射。射流的能量含量主要由粒子动能控制，而不是磁能。
2008-07-24 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
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
Time-Dependent Synchrotron and Compton Spectra from Jets of Microquasars
银河系X射线双星源高能发射的喷流模型重新引起了人们的极大兴趣，其中包括对微类星体X射线发射的详细光谱和时间研究，HESS合作组最近对微类星体LS~5039的甚高能伽马射线的探测，以及早期对许多邻近星系中观测到的超亮X射线源的喷流模型的建议。在这里，我们研究的同步和康普顿签名的时间相关的电子注入和加速，绝热和辐射冷却，以及不同的射流几何形状的喷流的银河系微类星体。同步加速器，同步自康普顿，和外部康普顿辐射过程与软光子提供的伴星和吸积盘的处理。本文给出了汤姆逊区康普顿散射射流的一般幂律几何的电子动力学方程的解析解。我们特别注意预测的快速通量和光谱变化的签名预计在各种情况下，作出具体的预测可能的光谱滞后，类似于已观察到的几个TeV耀变体。这样的预测应该是可以测试的专门监测观测银河系微类星体和超亮X射线源使用钱德拉和/或XMM-牛顿。
2006-02-20 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
Temporal and Spectral Variabilities of High Energy Emission from Blazars Using Synchrotron Self-Compton Models
对Mrk 421和Mrk 501等耀变体的多波长观测表明，它们在类似耀斑的现象中表现出很强的短时变。基于均匀同步自康普顿（SSC）模型，并假设发射的时间变化是由注入的非热电子的变化引起的，我们进行了详细的时间和光谱研究的纯冷却等离子体系统。一个重要的参数是总注入能量E和我们如何同步和康普顿组件响应E的变化。我们详细讨论了如何可以推断出重要的物理参数使用所观察到的光谱。特别是，我们可以通过寻找光变曲线中的指数衰减来推断发射区的大小。我们还可以通过测量同步加速器和SSC峰的峰值能量变化率的差异来测试SSC的基本假设。我们还表明，在光子指数和通量平面的轨迹演变顺时针或逆时针方向取决于E的值和观察到的能带。
2000-02-07 astro-ph
Confronting Synchrotron Shock and Inverse Comptonization Models with GRB Spectral Evolution
伽马射线暴（GRB）的时间分辨谱与许多已提出的GRB模型存在矛盾。在证明了我们的样本中的大多数突发显示的证据频谱“形状转移”，我们讨论了什么限制，BATSE时间分辨突发光谱放置在当前的模型。我们发现，同步辐射激波模型不允许陡峭的低能量光谱斜率观察到的许多爆发，包括GRB 970111。我们还确定，饱和康普顿化与汤姆逊变薄无法解释所观察到的上升和下降的低能量谱斜率GRB 970111和其他爆发。这意味着饱和康普顿化模型必须包括一些机制，可以导致汤姆逊深度增加最初的脉冲。
1997-11-10 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
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。
2003-03-05 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
Gamma-ray bursts from synchrotron self-Compton emission
伽马射线暴（GRB）的发射机制至今仍有争议。冷却电子F_E ~ E^{-1/2}的标准同步辐射能谱太软，不能解释观测到的大部分谱斜率。另一种在高紧凑性源中的准热康普顿化形式的替代方案难以再现所观察到的光子分布的峰值低于几百keV。在这里，我们表明，在20-1000 keV的BATSE能量范围内的伽玛射线暴喷出物中的典型参数所观察到的光谱可以产生的逆康普顿散射的同步辐射在部分自吸收制度。如果粒子在源的寿命期间被连续加速/加热，而不是被立即注入，则在它们的分布中在洛伦兹因子γ ~ 30-100处形成显著的峰值，其中同步加速器和逆康普顿损耗通过由于同步加速器自吸收引起的加速和加热来平衡。在10-100 eV处应观察到同步辐射峰，而F_E ~ E^2的自吸收低能尾可产生瞬发光辐射（如GRB 990123的情况）。这样，由近似单能电子产生的第一次康普顿散射辐射的硬度就可以达到F_E ~ E^1，这再现了大多数观测到的伽玛射线暴光谱的硬度。第二个康普顿峰应该是在高能伽马射线带中观察到的，可能是EGRET在GRB 941017中检测到的发射的原因。一个显著的电子-正电子对的产生减少了每个粒子的可用能量，随着爆发的进行，将光谱峰值移动到较低的能量。该制度是非常强大的，在一个广泛的参数空间，可以解释大多数观测到的伽玛射线暴光谱和它们的时间演化。
2004-06-30 astro-ph
VLBI observations of 3C273 at 22 GHz and 43 GHz. II: test of Synchrotron Self-Compton process
利用1992年下半年在射电、毫米波和X射线波段上对类星体3C273进行的22 GHz和43 GHz的VLBI观测，我们得到了类星体3C273各分量的角尺寸、峰值通量和翻转频率。多普勒因子的下限已通过比较观测到的X射线通量与同步自康普顿模型预测的。通过粒子和磁场之间能量均分的假设，获得了多普勒因子的独立估计。在用于模拟喷流的前两个毫弧秒的五个组件中，除了核心之外，两个组件处于均分状态，其余两个组件在距离核心更远的地方，具有较大的多普勒因子，并且主要负责同步加速器自康普顿过程的X射线发射。
1999-12-14 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
The synchrotron-self-Compton radiation accompanying shallow decaying X-ray afterglow: the case of GRB 940217
伽马射线暴（GRB）的高能辐射（>数十MeV）为理解GRB的物理过程提供了重要线索，它可能与GRB的早期余辉有关。在大约一半的{ \it Swift}伽马射线暴X射线余辉中，我们很好地探测到了一个浅下降相。广泛考虑的解释涉及到一个显着的能量注入和可能的时间演变的冲击参数（S）。这项工作我们计算了这样一个外部前向激波的同步自康普顿（SSC）辐射，并表明它可以解释众所周知的长期高能量（即，GRB 940217的余辉。我们认为，Swift和GLAST的合作将有助于揭示伽玛暴的性质。
2007-02-05 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
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
Prompt High Energy $γ$-Ray Emission From the Synchrotron Self-Compton Process in the Reverse Shocks of $γ$-Ray Bursts
在伽马射线暴（GRB）火球模型的标准情景中，巨大的初始能量释放产生了一个扩展到外部介质中的相对论冲击波和一个进入并加热火球喷出物的反向冲击波。本文计算了反向激波中相对论电子对同步辐射光子的逆康普顿散射产生的高能γ射线辐射。在伽玛暴和星际介质的物理参数较好的情况下，我们的结果表明，在瞬发阶段，这种辐射在高能伽玛射线带的前向激波中占主导地位。这种机制可以很好地解释EGRET探测到的瞬发高能γ射线的观测结果，如GRB 930131。
2000-10-17 astro-ph
Recent Progress in Studies of Pulsar Wind Nebulae
由年轻恒星的高能风形成的同步辐射星云提供了有助于其结构的广泛现象的信息。高分辨率X射线观测揭示了许多系统中的喷流和环形结构，以及被观测到发射随时间变化的结状结构。在光学和射电图像中看到的大尺度细丝标志着不稳定区域，在那里膨胀的星云与周围的喷出物相互作用，光谱研究揭示了这些喷出物以热X射线发射的形式存在。红外线研究探测了演化和磁场效应共同作用而显著改变宽带同步加速器光谱的频率区域，对星云最内部区域的研究提供了进入星云的粒子光谱的限制。在最高能量下，TeV伽马射线观测提供了一个光谱区域的探测器，对于低磁场，对应于能量略低于X射线发射区的粒子。在这里，我总结了脉冲星风星云的结构，并回顾了几个新的观察，这些观察有助于推动这些系统的理论建模最近的复苏。
2007-11-07 astro-ph
A synchrotron self-Compton model with low energy electron cut-off for the blazar S5 0716+714
当具有幂律电子的自吸收同步辐射光源的亮温（T_B）达到~10^{12} K时，快速逆康普顿冷却开始。然而，由日内变源（IDV）的观测结果推断的T_B远高于康普顿突变极限。这可以理解，如果基础的电子分布在低能量处截止。我们用单能电子近似一个低能截止。我们计算了这种分布的同步辐射自康普顿（SSC）谱，并以IDV源S5~0716+714为例，将其与观测到的S5~0716+714的同步辐射自康普顿谱进行了比较。该模型很好地拟合了硬无线电频谱，并且光学数据可以通过对电子频谱的幂律扩展来适应。因此，我们研究的情况下，注入的电子，这是一个双幂律的能量与硬低能量的组件，不有助于同步加速器的不透明度。结果表明，双幂律注入模型与观测到的S5~0716+714的超临界流体动力学模型符合得很好。对于固有的变异性，我们发现，多普勒因子D \geq 30可以解释所观察到的SED，提供的低频（<32 GHz）发射起源于一个更大的区域比高频发射。为了拟合整个光谱，需要D \geq 65。我们发现，在高T_B下，诱导康普顿散射对模型的约束并不显著。我们证实了低能截止的电子分布可以解释致密射电源的高T_B。我们表明，从这样的分布的同步辐射光谱自然占所观察到的硬无线电连续与软光学组件，而不需要一个不均匀的源。
2007-10-10 astro-ph
The synchrotron peak shift during high-energy flares of blazars
对平谱射电类星体在高能耀斑期间同步辐射谱的能量漂移进行了预测。如果FSRQs的$γ$射线发射是由外辐射的康普顿化产生的，那么同步辐射光谱的峰值在耀斑状态下将向较低的能量移动。这是相反的高频峰值BL-Lac对象，外部辐射场被认为是弱的和同步自康普顿散射可能是占主导地位的$γ$射线辐射机制的众所周知的宽带光谱行为。如果在FSRQs中观测到同步辐射峰移，则可以将其用作诊断，以确定这些物体中的主导辐射机制。我建议几个FSRQs作为有前途的候选人来测试预测的外部康普顿化模型。
1999-02-10 astro-ph
Quasar X-ray jets: Gamma-ray diagnostics of the synchrotron and inverse Compton hypotheses, the case of 3C 273
钱德拉探测到的强大类星体大规模喷流的X射线发射过程是一个持续争论的问题。两个主要的竞争者是外部康普顿（EC）散射的宇宙微波背景（CMB）光子（EC/CMB）和同步辐射从那些产生无线电-红外辐射的电子分离的人口。到目前为止，还没有明确的诊断方法来区分两者中的哪一个（如果有的话）是实际的X射线发射机制。在这里，我们提出了这样的诊断的基础上，这两个模型之间的根本区别：同步加速器X射线的生产需要多TeV的电子，而EC/CMB模型需要一个截止的电子能量分布（EED）低于TeV的能量。这对这两个模型预测的伽马射线发射有重要意义，可以通过对附近明亮的类星体3C 273的GeV和TeV观测进行测试。我们展示了现有和未来的GeV和TeV观测如何证实或反驳上述假设之一或两者。
2006-10-27 astro-ph
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。
2001-05-14 astro-ph
Pulsar wind nebulae around the southern pulsars PSR B1643-43 and PSR B1706-44
我们提出了高分辨率的VLA图像在波长λ 20厘米，λ 6厘米，和λ 3.6厘米附近的光谱PSR B1706-44（PSR J1709-4428）和PSR B1643-43（PSR J1646-4346）。这两颗恒星都很年轻（<30，000岁），并且有很大的自旋光度（e+35 erg/sec），因此是寻找由相对论脉冲星风激发的扩展同步加速器星云的好候选者。对于PSR B1643-43，我们发现了一个4 '彗星状星云的证据，暗示了一个快速移动的脉冲星留下的同步加速器“尾波”。PSR B1706-44看起来被一个直径约3 '的球状星云所包围。基于它们的形态、显著的线偏振（>20%）和平坦的射电光谱（α =0.25-0.3，其中S_nu aprox nu^-α），我们认为它们是风星云，由各自的恒星的旋转能量损失提供动力。
2001-03-06 astro-ph
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。
2004-05-18 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
Gamma-Ray Studies of Blazars: Synchro-Compton Analysis of Flat Spectrum Radio Quasars
我们扩展了一种方法，包括外部康普顿过程中的同步加速器和同步加速器自康普顿辐射的blazar喷流建模。基本的模型假设是，通过软X射线通量的耀变体射电是由相对论耀变体喷流等离子体中随机定向磁场中各向同性分布的电子发射的非热同步辐射。因此，电子分布由同步辐射光谱给出，仅取决于多普勒因子$δ_{\rm D}$和平均磁场$B$，给定共动发射区尺寸标度$R_b^\prime \lesssim c \dD t_v/(1+z)$，其中$t_v$是变化时间，$z$是源红移。将Georganopoulos、Kirk和Mastichiadis（2001）的方法推广到任意各向异性目标辐射场，我们使用同步加速器分量所隐含的电子谱来推导精确的康普顿散射$γ$射线谱，该谱贯穿汤姆逊和克莱因-西那区域，用于外部康普顿散射过程。我们推导和计算精确的$γ$ -射线谱产生的相对论电子康普顿散射（i）辐射位于径向后方的喷气，（ii）光子从热Shakura-Sunyaev吸积盘和（iii）目标光子从中心源散射的球对称壳宽线区（BLR）气体。从无线电通过$γ$射线制度的宽带光谱能量分布的计算，其中包括自洽$γγ$吸收相同的辐射场，提供目标光子的康普顿散射。本文考虑了利用$γ$射线望远镜和同期多波长观测数据建立的基线平谱射电/ $γ$射线类星体模型的应用。
2008-10-16 astro-ph
Non-thermal emission from relativistic MHD simulations of PWNe: from synchrotron to inverse Compton
在本文中，我们完成了一套诊断工具的同步辐射源提出的德尔赞纳等人。（宇航。453，621，2006）与计算逆康普顿辐射从相同的相对论粒子。此外，我们调查，为第一次，脉冲星风星云的伽马射线发射特性的轴对称喷环的情况下。该方法包括演变的相对论MHD方程和发射粒子的最大能量。粒子能量分布函数分为两部分：一部分是与超新星爆发时产生的遗迹人口有关的无线电，另一部分是与在终止激波处不断加速并发射到伽马射线波段的风人口有关的无线电。我们考虑了一般Klein-Nishina截面和三种不同的光子目标：星云同步辐射光子，远红外热光子和宇宙微波背景。整体同步加速器光谱拟合假设过量的注入粒子和陡峭的功率定律相对于以前的模型。TeV发射具有正确的形状，但超出了数据。这是由于模拟得到的星云磁场结构。喷流环面的形态在高分辨率的伽马射线合成图中也是可见的。我们提出了一个初步的探索时间变化的X和伽马射线波段。
2008-04-08 astro-ph
Synchrotron Self-Compton Analysis of TeV X-ray Selected BL Lacertae Objects
我们介绍了一种方法，用于分析多波长数据从X射线选择BL Lac（XBL）对象中检测TeV制度。通过假设来自XBL的射电穿透X射线通量是由相对论耀变体喷流中随机取向磁场中各向同性分布的电子发射的非热同步辐射，我们得到了电子谱。然后，该光谱被用来推导作为多普勒因子、磁场和可变性时间尺度的函数的同步自康普顿（SSC）光谱。的变化时间尺度是用来推断从光的旅行时间参数，只留下两个参数的共动斑点半径。用这种方法，我们准确地模拟了同步辐射和SSC光谱的耀斑XBLs在汤姆逊通过克莱因西科制度。包括与内部喷流辐射和星系际背景光（IBL）相互作用的光吸收。通过拟合最近从\object{PKS 2155--304}观测到的TeV级大耀斑的{ \em HESS}和{ \em Swift}数据，得到了多普勒因子、磁场和喷流绝对功率。对于同期的{ \em Swift}和{ \em HESS}数据，分别从2006年7月28日和30日，多普勒因子$\gtrsim 60$和绝对喷流功率$\gtrsim 10^{46}$ ergs $^{-1}$需要同步加速器/SSC模型给一个很好的拟合数据，为低强度的IBL和10倍以上的能量比非热电子的强子。还对2001年观测到的Mkn 421的TeV耀斑进行了拟合，拟合需要多普勒因子$\gtrsim 30$和喷流功率$\gtrsim 10^{45}$ erg s $^{-1}$。
2008-06-10 astro-ph
On Compton Scattering Scenarios for Blazar Flares
研究了最近提出的解释耀变体喷流中$γ$射线耀斑的同步辐射反射方案。我们的分析考虑到了波束辐射的角分布，散射区域的有限范围，以及光的走时效应。我们比较同步加速器，SSC，反射同步加速器（RSy），和外部康普顿（EC）散射过程的能量密度和功率。如果散射层的宽度远大于$ΓR^\prime_B$，其中$Γ$和$ R^\prime_B$分别表示等离子体团的体洛伦兹因子和共轨坐标系半径，则RSy和同步加速器能量密度之比为$\sim 4 Γ^3 n_{BLR} σ_{T} R^\prime_B$，其中$n_{BLR}$是宽线区（BLR）中的平均粒子密度。我们的研究结果意味着必须存在窄范围的汤姆逊厚散射区域，同步辐射反射机制才能有效地工作。这个过程似乎不太可能在无线BL Lac源中引起耀斑，在那里X射线和TeV耀斑是常见的，BLR被认为是弱的或不存在的。我们为各种场景绘制了耀斑的时间剖面图，包括一个模型，其中斑点是通过清扫周围的物质来激发的。
1998-04-07 astro-ph
Beaming, Baryon-Loading, and the Synchrotron Self-Compton Component in Gamma-Ray Burst Blast Waves Energized by External Shocks
我们提出了详细的计算非热同步辐射和同步辐射自康普顿（SSC）光谱的爆炸波，激发与均匀的周围介质的相互作用。无线电，光学，X射线和伽马射线的光变曲线和光谱指数计算的标准参数集，产生硬伽玛射线暴光谱在提示发射阶段。因为没有横向传播的爆炸波是假定的，计算的时间中断代表最尖锐的中断可能从准直流出在一个均匀的周围介质。在观测到的GRB X射线余辉中没有SSC硬化，表明随着爆炸波的发展，磁场产生趋于均分。EGRET探测到的100 MeV-GeV光子观测迅速和90分钟后，GRB 940217归因于非热同步辐射和SSC发射减速冲击波，分别。SSC过程将产生TeV瞬发辐射，只要源中的$γ$ - $γ$不透明度小，就可以从红移为$z \lesssim 0.1$的GRB中观测到这种辐射。利用计划中的{ \it GLAST}任务测量100 MeV-GeV谱指数的时间依赖性，将绘制SSC分量的演变图，并测试外部冲击情景。来自未对准的伽玛暴的瞬态光学和X射线发射通常比本身不会触发伽玛暴探测器的脏火球和干净火球产生的轴上发射弱得多;因此，与伽玛暴无关的长波长瞬态的探测将不会明确地证明伽玛暴束。
1999-10-13 astro-ph
Synchrotron Self-Comptonized Emission of Low Energy Cosmic Ray Electrons in the Universe: I) Individual Sources
宇宙中大多数能量范围在1 - 100 MeV的低能宇宙射线电子仍然设法逃避我们的仪器的检测，因为它们的同步辐射频率太低。我们研究了一种机制，它可以导致可观察到的发射这样的电子种群：同步自康普顿化（SSC）。逆康普顿（IC）散射可以将原本不可观测的低频10 kHz-10 MHz光子移动到可观测的无线电、红外（IR）或甚至更高能的波段。产生的发射应该是偏振的。我们还考虑了宇宙微波背景（CMB）和宇宙射电背景（CRB）的IC散射。由于同步加速器、IC和绝热损失或增益引起的电子光谱老化影响所得到的光谱。预测的辐射谱是源的历史、相对论性电子的低能谱和红移的强函数。它通常具有两个最大值，并且在CMB频率处具有在其间的递减值。探测器将对射电星系的环境进行灵敏的探测。我们证明了强大的射电星系的化石遗迹是有希望的探测候选者，特别是当它们嵌入在致密的星系团内介质（ICM）中时。GHz峰值源（GPS）具有非常低的SSC光度，然而，其可以延伸到X射线或甚至伽马射线区域。具有相对论性电子的星系团可能是另一个可探测的来源。我们自己的银河系释放的化石射电等离子体可以通过其大的角尺度SSC通量来揭示。我们讨论了这些源的预期检测能力与新的和即将到来的仪器LOFAR，GMRT，EVLA，ATA，ALMA，普朗克，赫歇尔。
2001-12-17 astro-ph
Stochastic particle acceleration and synchrotron self--Compton radiation in TeV blazars
分析了粒子随机加速对电子能谱演化的影响。我们假设所有调查的光谱内产生的球形，均匀的源，并分析同步辐射和逆康普顿发射产生这样的对象。随机加速度被视为粒子动量的扩散，并由动量扩散方程描述。我们研究了几种不同的进化方案的方程的固定和时间依赖的解决方案。这些方案分为两大类。首先，我们分析了几个情况下，没有注入或逃逸的粒子在演化过程中。然后，我们调查的情况下，我们假设连续注入和同时逃逸的粒子。在没有注入和逃逸的情况下，加速过程与辐射冷却竞争，只修改初始粒子谱。竞争导致粒子能量的热分布或准热分布。在注入和同时逃逸的情况下，所产生的光谱主要取决于注入粒子的能量分布。在最简单的情况下，粒子以尽可能低的能量注入，加速和逃逸之间的竞争形成幂律能量分布。我们将我们的模型应用于1997年4月观测到的耀变体Mrk 501的高能量活动。自洽计算的电子光谱的演变，我们可以很好地再现观察到的光谱与一些自由参数，相当于或小于在“经典的固定”一区同步自康普顿方案。
2006-03-14 astro-ph
HESS Observations of Pulsar Wind Nebulae
高能立体系统（HESS）的高分辨率能力开创了伽马射线天文学的新纪元，并打开了脉冲星风星云（PWN）研究的新窗口。一个旋转诱导射流（与PSR B1509-58）解决了第一次在伽马射线，使我们能够直接跟踪粒子运输，而没有复杂的影响空间变化的场分布的同步辐射率。对于比蟹状星云更老或更长的PWN（即具有较低场强的PWN），HESS还揭示了对EUV/软X射线同步辐射带有贡献的电子的性质，而EUV/软X射线遭受严重的星际吸收效应。最后，HESS形态学研究evovled PWN也使我们能够直接测量由于SNR向前冲击膨胀到非均匀星际介质的不对称反向冲击相互作用的影响。
2006-02-03 astro-ph
Limits on Lorentz Violation from Synchrotron and Inverse Compton Sources
我们从现有的高能量天体物理源的数据中得出新的界限洛伦兹违反电子部门。同步加速器和逆康普顿数据给出了精确的互补约束。电子违反洛伦兹的系数的特定组合的最佳界限是在6 × 10^（-20）水平上，并且所有违反洛伦兹的c系数的独立界限在2 × 10^（-14）水平或更高水平上都是可用的。这表示在某些界限上改进了14个数量级。
2006-03-17 astro-ph hep-ph hep-th
Discriminating different scenarios to account for the cosmic $e^\pm$ excess by synchrotron and inverse Compton radiation
本文介绍了PAMELA最近测量的宇宙正电子分数的过剩和ATIC、PPB-BETS、Fermi和H.E.S. S等电子能谱的过剩。表明存在初级电子和正电子源。可能的解释包括暗物质湮灭、衰变和天体物理学起源，比如暗物质星。在这项工作中，我们表明，这三个方案都可以解释宇宙$e^\pm$过剩的实验结果。然而，通过电子和正电子的局部测量来区分这些不同的情况可能是困难的。我们提出了可能的歧视，这些方案之间通过同步辐射和逆康普顿辐射的初级电子/正电子从该地区接近银河系中心。以典型的配置，我们发现这三种方案预测相当不同的光谱和天空图的同步辐射和逆康普顿辐射，虽然有相对较大的不确定性。最显著的差异来自同步辐射的能带$10^4\sim 10^9$ MHz和逆康普顿辐射的能带$\gtrsim 10$ GeV。在未来，如果有高精度的同步加速器和扩散$γ$射线天空图，它可能至少能够将湮灭暗物质的场景与其他两个场景区分开来。
2009-07-20 astro-ph hep-ph
Prompt high-energy neutrinos from gamma-ray bursts in photospheric and synchrotron self-Compton scenarios
我们研究了中微子发射的伽马射线暴（GRB）下的其他方案的即时发射（光球和同步辐射自康普顿方案），而不是经典的光学薄同步辐射方案。在前一种情况下，我们发现来自pp反应的中微子在能量约为10-100 TeV时非常重要。它们可能被IceCube/KM 3 Net探测到，并可用作光球周围/下方的重子加速探测器。在后一种情况下，我们可以预期由软光子产生约EeV的p γ中微子。预测的谱与经典的谱不同，中微子可以作为伽玛暴性质（喷流成分、辐射半径、磁场等）的线索之一。
2008-12-03 astro-ph hep-ph
Future GLAST observations of Supernova remnants and Pulsar Wind Nebulae
壳型超新星遗迹（SNRs）长期以来一直被认为是超相对论性粒子的聚集地，它们在超新星激波中通过扩散激波加速机制被加速。电子存在的实验证据高达~100 TeV的能量首先由硬X射线同步辐射的检测提供，例如在年轻的SNR SN 1006的外壳中。此外，从理论上说，壳型超新星遗迹一直被认为是银河系中质子--宇宙射线--的主要加速器;然而，这一过程的确切证据仍然缺失。脉冲星风星云（Pulsar Wind Nebulae，PWN）--围绕年轻恒星的弥散结构--是另一类已知的银河系中粒子加速的天体，同样是通过硬同步加速器X射线的探测，如蟹状星云。100 MeV以上的伽马射线提供了加速过程的直接途径。GLAST大面积望远镜将在30 MeV至300 GeV的能量范围内运行，并将在以前探索得相当少的能带中提供出色的灵敏度、角度和能量分辨率。我们将描述用GLAST研究这些银河系粒子加速器的前景。
2007-09-20 astro-ph
The high energy tail of gamma-ray burst 941017: Comptonization of synchrotron self absorbed photons
最近在GRB 941017中探测到的一个异常硬的光谱分量延伸到$\ge200$ MeV，很难解释为来自冲击加速电子的同步辐射。有人认为这意味着质子加速到超高能量。在这里，我们表明，“高能量尾”可以解释为发射从冲击加速电子在早期余辉时代，考虑到同步自吸收的影响。在这种情况下，高能观测集对模型参数有严格的约束：总爆炸能量的下限$E\gsim5 \times 10^{53}$ erg（假设球对称）;爆炸周围气体密度的上限$n\lsim10^{-2}(E/10^{54}{\rm erg}){\rm cm}^{-3}$ ;膨胀洛伦兹因子的下限$Γ_i\gsim 200$ ;冲击波后面的磁场携带的热能进入周围介质的比例的上限，$ε_{B,f} <= 10^{-4}$。这种约束不能单独从keV-MeV数据推断。异常低的$ε_{B,f}$值和异常高的比率$E/n$可以解释GRB 941017型高能尾的罕见性。更严格的约束模型参数可能会得到在未来的光学和亚TeV观测。
2004-03-01 astro-ph
How is the blazar GeV emission really produced?
我们表明，外部康普顿（EC）模型的生产的GeV的排放耀变体的光谱和变化的特点是一个高康普顿优势（康普顿同步辐射光度比）的耀变体作出具体的预测。这些不可避免的特征没有被观察到，对这个流行模型的有效性产生了怀疑。我们认为，同步自康普顿（SSC）模型，包括更高的订单康普顿散射更有前途，我们简要讨论了我们的研究结果的宽线区（BLR）的几何形状的影响。
2005-06-23 astro-ph
Implications of the X-Ray Properties of Pulsar Nebulae
蟹状星云的一个合理模型是，来自脉冲星的粒子主导的高度相对论风穿过激波阵面，其中粒子达到幂律能量分布。电子和正电子失去能量辐射同步辐射。在这里，一个单区版本的模型开发和应用于观测的X射线脉冲星星云。如果观测到的电子处于同步辐射冷却状态，并且它们的能谱与蟹状星云中的相似，那么脉冲星自旋下降功率到X射线亮度的有效转换是可以预期的。在这种情况下，X射线光度和脉冲星自旋下降功率之间的关系仅弱依赖于模型参数。对于更陡的粒子谱，这种依赖性更强，如在N157 B中出现的，并且X射线产生的效率可能更低。如果电子不处于冷却状态，X射线的亮度可能会很低，船帆座脉冲星周围的致密星云似乎就是这种情况。缓慢冷却很可能是由辐射区域中的次均分磁场引起的。观测可以限制相对论性磁流体冲击的不确定物理。该模型与伽马射线暴余辉模型有关。
2000-06-01 astro-ph
Pulsar Wind Nebulae as High Energy Gamma-Ray Emitters
越来越多的证据表明，一些可变的高能伽马射线源与脉冲星风星云有关。我们回顾了目前的X射线和无线电研究的来源最有可能是显着的发射器超过100兆电子伏。同步加速器过程中产生的伽马辐射的假设对磁场提出了一个下限，并表明可能有显着的多普勒增强导致这些星云的形态中看到的不对称。然而，这些来源也非常接近分子云，这表明可变的伽马射线发射可能来自致密介质中的冲压压力限制的脉冲星风星云。
2001-12-01 astro-ph
