Radio Halo Formation through Magneto-turbulent Particle Acceleration in Clusters of Galaxies
我们发展了一个磁湍流模型的宇宙线（CR）电子看到的射电星系团的晕。对于给定的湍流阿尔芬波谱，计算了CR电子的稳态动量分布函数。所得到的CR电子分布产生的无线电频谱进行比较，观察到的后发座射电晕的无线电频谱。我们发现，当湍流阿尔芬波的谱指数为2.8时，观测到的后发座星系团的射电谱是很好的再现。得到的湍流阿尔芬波的能谱比湍流理论所预期的要陡，表明粒子加速的反作用。拟合过程约束湍流阿尔芬波的振幅以及谱指数。然后，我们估计的湍流阿尔芬波的耗散，这是发现小于由X射线辐射的冷却速率。我们认为，湍流，这是足够的粒子加速的发展中包含的射电晕的集群。最有可能的情况是，星系团的合并产生了湍流，并产生了相对论性电子。
2002-06-17 astro-ph
Gamma Ray Emission from Merger Shocks in the Coma Cluster of Galaxies
一个数值模拟模型的注入和冷却的非热粒子所形成的星系团合并的冲击激励，以适应无线电和X射线观测数据的后发座星系团。对于用{ \it Beppo-SAX}和{ \it RXTE}测量的弥散射电晕发射和硬X射线过剩，结果与主合并激波起源一致。对于注入非热质子和电子的能量效率相等（1%）的情况，我们预测后发座星系团将被空间天文台{ \it GLAST}显著探测到，而被地面$γ$射线天文台{ \it VERITAS}和{ \it HESS}勉强探测到。如果非热质子强度由于非热强子加速的更大效率或过去的合并事件而更大，则可能检测到显著的TeV。在后发座的非热强子内容也揭示了在$\sim 10$ - 100 GHz的弱，硬的二次发射分量。在这种情况下，来自后发座星系团核心的大半径射电辐射的频谱软化来自于轴上合并事件的远离星系团中心的激波速度的降低。我们讨论合并和延迟湍流模型之间的差异。
2006-02-09 astro-ph
Computer Simulations of Nonthermal Particles in Clusters of Galaxies: Application to the Coma Cluster
我们已经开发了一个数值模型的粒子和光子光谱的时间演化所产生的非热过程中形成的合并星系团的冲击阵面。费米加速近似注入幂律分布的粒子在合并事件，受约束的最大粒子能量。我们认为同步，韧致辐射，康普顿，库仑过程的电子，核，光激子，库仑过程的质子，并在合并过程中产生的撞击电子。通过$γ$ -射线辐射的非热质子和初级和次级电子的宽带无线电计算合并事件期间和之后。为了测试计算机模型的能力，以准确地计算预期从一个集群合并事件的非热辐射，我们将该模型应用到后发座星系团，并表明，位于中心的无线电发射和硬X射线过剩观察到的40-80 $\kev$是很好的拟合我们的模型。如果我们的模型是正确的，那么后发座星系团将被GLAST和地基切伦科夫望远镜显著探测到。
2004-05-03 astro-ph
The diffuse radio emission from the Coma cluster at 2.675 GHz and 4.85 GHz
我们提出了新的测量弥漫无线电晕发射的后发座星系团在2.675 GHz和4.85 GHz的Effelsberg 100-m望远镜。在对点源的贡献进行修正后，我们得到了晕源（后发座C）、$S_{2.675 GHz}=(107\pm 28)mJy$和$S_{4.85 GHz}=(26\pm 12)mJy$的积分通量密度。这些数值证实了后发座C的射电频谱在高频率处的强烈陡峭化。它的范围在很大程度上取决于频率，在4.85 GHz时，它只能勉强可见。在4.85 GHz下的测量是Coma C在该高频下的首次通量密度测定。为了量化的频谱陡峭，我们比较了后发座C的频谱与观测的期望，诉诸于无线电晕形成的基本模型。现场加速度模型提供了最佳的拟合数据。从均分假设，我们估计磁场强度$B_{eq}=0.57 (1+k)^{0.26}μG$在星团内的后发座，其中k是能量比的正，负带电粒子的介质。作为2.675 GHz观测的副产品，我们提出了扩展源1253+275（$S_{2.675GHz}=112\pm 10$）漫发射的新通量密度。与之前的研究相比，该测量为频谱的幂律拟合（$α=1.18\pm 0.02$）提供了更小的误差范围，并产生了$B_{eq}=0.56 (1+k)^{0.24}μG$的均分磁场强度。
2002-11-05 astro-ph
Nonthermal Activity and Particle Acceleration in Clusters of Galaxies
星系团中非热活动的证据是由相对论电子的同步辐射的射电观测建立的，新的窗口（在EUV和硬X射线范围内）为其研究提供了更强大的工具。本文总结了硬X射线观测，特别是后发座的观测，并介绍了一个高红移星系团的新的RXTE观测结果。结果表明，这些辐射的最可能的发射机制是由负责无线电辐射的相同的电子的宇宙微波背景光子的逆康普顿散射。被认为是加速的电子的各种情况下，它表明，最有可能的模型是情节加速的冲击或湍流，可能引起的合并活动，注入到星系团间介质的星系或活动星系核的高能电子。
2004-08-17 astro-ph
Large Cosmic Shock Waves as Sites for Particle Acceleration
通过数值模拟研究了两种宇宙学方案（SCDM和LCDM）下宇宙激波的性质。与吸积激波有关的平均半径和速度的标度关系有些不同，但与平坦Omega_M=1宇宙的自相似解在性质上相似。如果在吸积激波中存在一种可行的加速机制，则由下落气体提供的能量足以维持大量宇宙线的产生。最后，除了两个星系团合并的ICM相遇所产生的冲击外，与合并星系团相关的吸积冲击产生了强烈的“残余”冲击，这些冲击通过ICM传播，产生ICM的额外加热，以及相关的CR加速。
1999-06-09 astro-ph
On the Location of the Acceleration and Emission Sites in Gamma-Ray Blazars
在标准参数下，外流耀变体喷流中非热粒子对外部辐射的康普顿散射主要由吸积盘光子而不是散射辐射决定，散射辐射距离中心引擎为$\sim 0.01-0.1$ pc，从而阐明了本文作者的模型和Sikora，Begelman，\& Rees的模型的有效性限度。根据同期的Ginga X射线和EGRET γ射线观测结果，我们估计3C 279的γ射线光球半径比Blandford估计的要小。因此，没有必要要求伽马射线耀变体的加速和发射点位于距离中心引擎超过$\sim 10^{2-3}$引力半径的地方。我们认为，无线BL Lac对象，而不是类星体，更有可能被检测到TeV的能量范围。
1993-12-21 astro-ph
On energy-dependent propagation effects and acceleration sites of relativistic electrons in Cassiopeia A
为了解释年轻超新星遗迹Cassiopeia A的宽带非热辐射，我们考虑了相对论电子在空间非均匀介质中的能量相关传播效应。提出了一个两区模型，区分紧凑，明亮的陡谱无线电结和明亮的碎片无线电环一方面，和其余的壳-弥漫的“高原”-另一方面。在这个模型的框架内，它是可能的解释的光谱和时间演化的同步辐射的Cas A的基本特征，如果一个假设，这些紧凑的结构对应于网站的有效电子加速产生硬光谱的加速粒子的幂律指数~2.2。在这些紧凑的结构中，所得到的无线电电子的能量分布变得比这些电子进入周围的扩散平台区域的能量依赖性逃逸的时间尺度上的电子产生谱明显更陡。我们认为，陡度，而不是硬度，紧凑的明亮结构的射电频谱clueros源一般可以被认为是一个典型的签名的网站，强电子加速建立了高梯度的空间分布的无线电电子。随后的扩散逃逸，然后修改他们的能量分布，导致空间变化的频谱指数内的无线电源。对Cas A的一些观测数据作了定性和定量的解释。从模型的预测进行了讨论。
2000-01-11 astro-ph
Mechanisms and sites of ultra high energy cosmic ray origin
我们很快讨论几个天体物理方案导致宇宙射线加速到极高的能量达到10^{20} eV的规模。文献中提出的过程包括相对论性喷流终端激波和剪切边界层的加速、超星系宇宙结构上的大尺度吸积流中的激波、假设存在于伽马射线暴源中的超相对论性激波的粒子反射、涉及中子星旋转磁层和休眠类星体的过程。其中一些天体可以解释具有最高能量的宇宙射线，如果将模型参数调整到能够实现最高加速效率的极限。我们还注意到，一些考虑的过程允许希拉斯图中的加速效率β比1大得多。本文是根据在罗兹（2000年）欧洲宇宙射线研讨会上提出的评论谈话。
2002-08-14 astro-ph
Non-thermal Origin of the EUV and HEX Excess Emission of the Coma Cluster - the Nature of the Energetic Electrons
彗发的超极紫外辐射和高能X射线可以用幂律谱来模拟。它们的起源可能是相对论电子的逆康普顿（IC）发射。散射的光子场可以是星系团内星系的宇宙微波背景辐射，也可以是星系团内星系的星光。如果EUV过量是由于CMB-IC，则需要强非均匀磁化的团簇内介质（ICM），其中相对论电子的密度与磁场成正比。如果电子在最后2 Gyr内的主要合并事件期间被加速，然后在不均匀场中冷却，则可以理解这一点。如果EUV过量是由于星光IC，则必须存在具有高能量密度的相对论性的非常低能量的电子的群体。为了避免库仑损耗，这些电子必须通过限制磁场从团簇气体中分离出来。这可能是类星体剧烈活动时期残留的射电等离子体。观察到的EUV过量发射的窄径向轮廓是由于该模型的窄光子分布。这两种模型都倾向于非常不均匀的磁场和相对论电子分布。用于HEX过量的IC模型似乎是不可信的：CMB-IC导致主要是未磁化的ICM，与法拉第旋转测量相矛盾。星光散射电子会产生过量的EUV光子，由于同时CMB-IC。我们建议，所观察到的HEX过剩是由于一个小的高能量幂律尾部的主要热ICM电子分布的韧致辐射。这样的尾部是由于湍流的原位加速而预期的。
1999-01-18 astro-ph
Are the hotspots of radio galaxies the sites of in-situ acceleration of relativistic particles?
使用一个大的光学检测到的热点在强大的河外双射电源，我们研究的基本问题，光学同步辐射的检测是否需要在现场的热点/叶内的相对论电子加速。为此，我们考虑了喷流的整体相对论运动，以及它可能与天空平面的错位。总之，这两个因素可以大大减少以喷流形式从原子核喷射出的超相对论电子的表观范围。传统上采用的参数空间的基本变量，即，热点磁场，射电源的方向角相对于视线和批量速度的射流等离子体，被认为是。我们发现，所观察到的光学/近红外同步辐射的热点可以解释，即使辐射的相对论性电子被加速专门在核区域内，提供的能量损失所产生的电子在其运输过程中的射流占主导地位的逆康普顿上散射的宇宙微波背景光子。在这种情况下，相对论电子在热点或波瓣内的原位加速没有被发现是由他们报道的光学/近红外探测所强制要求的。
2001-08-24 astro-ph
Diffusive Shock Acceleration: the Fermi Mechanism
无碰撞等离子体冲击波的扩散费米加速机制在天体物理学中被广泛引用，以解释各种环境中非热粒子群的出现，包括宇宙射线产生的地点，并被观察到在日光层的几个地点运作。这篇评论概述了扩散冲击加速理论的主要结果，首先集中在它如何产生幂律分布的测试粒子制度，其中的冲击动力学是由热人口提供的种子粒子的加速过程中占主导地位。然后，由加速粒子的冲击流体动力学的非线性修改的重要性被解决，强调这些随后如何影响非热光谱的形成。
1997-11-16 astro-ph
A Possible Site of Cosmic Ray Acceleration in the Supernova Remnant IC 443
我们提出的证据，冲击加速宇宙射线的高能量（约10 TeV）的超新星遗迹IC 443。ASCA的X射线成像光谱揭示了两个特别硬的发射区域：嵌入在扩展发射区域中的未解析源，以及与东南边缘重合的发射脊。这两个特征都位于激波与分子气体相互作用的射电壳层的一部分，它们一起占7千电子伏发射的大部分。虽然我们不会事先注意到它，但未解决的功能与ROSAT HRI解决的功能一致。由于这一特征与平坦射电光谱指数（α < 0.24）的独特区域重叠，具有大约相等的光交叉和同步辐射损失时间，以及光谱指数为2的幂律谱，因此我们得出结论，硬X射线特征是来自增强粒子加速的地点的同步辐射。反对plerion的证据包括缺乏观察到的周期性（脉冲分数上限为33%），与更广泛的硬区的光谱相似性，在附近EGRET源的95%误差圆之外的源的位置，它坐落在IC 443与之相互作用的分子云环中的弯曲处的事实，以及极高的横向速度（> 5，000 km/s）的要求。我们的结论是，异常的功能是最有可能的跟踪增强粒子加速的冲击，形成的超新星冲击波的影响环的分子云。
1997-02-06 astro-ph
A Constraint on Electromagnetic Acceleration of Highest Energy Cosmic Rays
超高能宇宙射线（UHECR）电磁加速的能量学受到粒子在加速场内的约束和粒子在约束磁场中的辐射能量损失的约束。我们证明了~ 3 x 10^{20} eV事件的探测与具有高磁场的紧凑宇宙加速器可能是UHECR源的假设不一致。这排除了最流行的候选者，即旋转的中子星，活动星系核（AGN）和伽马射线暴冲击波。星系团和活动星系核射电瓣仍然是UHECR加速场唯一可能的候选者（尽管不是很强）。我们的分析对直线加速器没有限制。利用未来俄歇实验的数据，人们应该能够回答传统理论是否有效，或者需要一些新的物理学来解释UHECR的起源。
2003-03-12 astro-ph
Cluster Accretion Shocks as Possible Acceleration Sites for Ultra High Energy Protons below the Greisen Cutoff
对宇宙大尺度结构的三维流体动力学模拟表明，在一维焦散线的引力坍缩过程中会形成吸积激波，在焦散线交叉处形成的星系团被这些吸积激波所包围。在$Ω=1$ CDM宇宙中，激波的速度和曲率半径估计分别为1000-3000 \kms和大约5 Mpc。假设高能质子通过一阶费米过程被这些吸积冲击加速，并通过玻姆扩散模拟冲击周围的粒子输运，我们建议质子可以被加速到$6\times 10^{19}$ eV附近的{ \it Greisen截止能量}，只要冲击周围区域的平均磁场强度至少为微高斯量级。我们还估算了从室女星系团到地球的质子通量。假设下落物质的冲压压力的几（1-10）%将转移到宇宙射线，估计的$ E \sim 10^{19}$ eV的通量与观测结果一致，因此这样的集群可能是UHE CR的合理来源。
1995-07-29 astro-ph
Nonthermal radiation from clusters of galaxies: the role of merger shocks in particle acceleration
从星系团中可以观测到射电、硬X射线和可能的软X射线/紫外波段的非热辐射。虽然已知与非热电子有关的辐射过程是这种辐射的原因，但粒子加速的位置和性质尚不清楚。在这里，我们调查的加速质子和电子的冲击起源于星系团合并期间，费米加速可能工作。我们提出了一个半解析模型来评估集群合并过程中产生的冲击的马赫数，我们使用这个程序来确定的频谱加速粒子的合并历史中产生的冲击的每一个集群。我们遵循质子成分，积累了宇宙学的时间尺度，和短寿命的电子成分。我们的结论是，有效的粒子加速，导致非热光谱相比，观察，主要发生在较小的合并，即集群之间的合并具有非常不同的质量。主要的合并，通常被援引为扩大的无线电晕的生产网站，被发现有平均太弱的冲击，不太可能导致可观的非热活动。
2002-10-09 astro-ph
On the Spatial Distribution of Hard X-Rays from Solar Flare Loops
本文研究了太阳耀斑脉冲相位硬X射线辐射的空间结构。这项工作的动机是YOHKOH和即将到来的HESSI观测。总结过去的结果，它表明，运输的影响可以解释的意见，由非均匀的循环，有一个强大的场收敛和/或密度增强的顶部的耀斑循环。加速点等离子体湍流的散射或被加速电子的饼状俯仰角分布也会引起环顶发射的增强。这可能是等离子体波加速的自然结果。本文考虑了一个一般情况下的随机散射和加速，导致各向同性的俯仰角分布和增强的发射从循环顶部或加速网站。按照在早期的文件中开发的形式主义的强度和光谱的辐射预计从加速网站和脚点进行评估，并确定它们的依赖性的参数描述的加速过程和耀斑等离子体。将这两个强度的理论比值及其光谱指数的相对值与YOHKOH观测值进行了比较，证明上述参数可以用YOHKOH观测值来约束。结果表明，未来的高空间和光谱分辨率的观测，例如那些预期从HESSI，可以开始区分不同的模型和约束其参数。
1999-07-13 astro-ph
Ultra-High-Energy Cosmic Ray Acceleration by Magnetic Reconnection in Newborn Pulsars
本文研究了在GZK极限以上观测到的超高能宇宙线（UHECR）事件可能主要是在新生毫秒双星磁层上方的连接点加速的质子，这些新生毫秒双星是由吸积诱导坍缩（AIC）产生的。
2000-02-07 astro-ph
Spatial restriction to HXR footpoint locations by reconnection site geometries
假设HXR源映射到耀斑中发生粒子加速的主要能量释放点。强的HXR源主要在沿重联磁弧的受限区域观测到。我们对重联电流片（CS）的几何形状如何影响观测到的HXR源的强度和局部化进行了一般性的探讨。为此，我们使用2005年1月17日3B/X3.8耀斑的分析结果（Temmer等人，2007年），以及相关的CME的测量。由于CME的加速度轮廓和耀斑HXR通量的密切匹配，我们假设CME可能在改变CS的几何形状（“对称”与“不对称”垂直拉伸CS）中发挥一定的作用。这可能是驱动程序的“引导”加速粒子的有限区域沿扩口拱廊，并可能解释空间有限的发生强HXR源相比，细长的带状物中看到的H-α和UV。
2007-01-08 astro-ph
Particle acceleration in astrophysical shear flows
我们考虑相对论天体物理流中由于速度剪切而引起的粒子加速度。本文用微观方法讨论了非相对论速度场的基本物理图象和幂律动量谱的形成。我们确定了相对论天体物理喷流中剪切加速的可能位置，并分析了它们相关的加速时间尺度。它示出特别是，对于一个平均散射时间$τ$缩放与陀螺仪半径，逐步剪切的加速时标以相同的方式作为同步加速器冷却时标，使损失可能不再能够停止加速，一旦它已经开始有效地工作。最后，结合类星体3C~273中的相对论性喷流讨论了剪切加速的可能作用。
2005-01-10 astro-ph
Location of Narrowband Spikes in Solar Flares
分米型的窄带尖峰已经在苏黎世联邦理工学院的凤凰-2的动态光谱图中被确定，并且位于与Nancay射电日像仪相同频率的位置。将尖峰位置与硬X射线发射和软X射线和极紫外线中热耀斑等离子体的位置进行了比较。分米波尖峰被发现是位于约20”至400”远离耀斑现场的硬或软X射线的单源。在大多数情况下，附近没有明亮的足迹。在至少两种情况下，尖峰接近环顶。这些观测结果并不能证实人们普遍认为的尖峰辐射是由耀斑环足点附近的某些损失锥不稳定脉泽产生的。另一方面，大的距离，耀斑网站和事实上，这些尖峰都观察到在耀斑衰减阶段，使分析尖峰源可疑的网站的主要耀斑电子加速。它们可能表明日冕耀斑后加速的地点。
2001-12-19 astro-ph
Shock Acceleration and gamma radiation in Clusters of Galaxies
从一堆星系团中观测到的非热辐射是粒子在团内介质中加速的证据。人们通常认为，与星系团合并或结构形成期间宇宙物质流入星系团有关的激波表面可能是加速的场所。我们在这里讨论的有效性，冲击加速的intracluster介质，强调合并相关的冲击通常是弱的，至少对于所谓的主要合并。我们研究了冲击强度对单个星系团伽马射线发射的影响，以及它们在未来伽马射线实验（例如GLAST）中的可探测性。我们还讨论了星系团对河外漫射伽玛射线背景的贡献。
2003-05-14 astro-ph
Particle acceleration in supernova remnants, the Bell-Lucek hypothesis and the cosmic ray "knee"
年轻的超新星遗迹被认为是宇宙射线加速的场所，其机制是扩散激波加速。在这个过程中获得的最大能量通常被估计为接近但明显低于宇宙射线谱的“膝盖”（$\sim 10^{15}$ eV）。Bell & Lucek（2001）提出，产生的宇宙射线同时将超新星遗迹激波周围的磁场放大到激波前的许多倍。在这种情况下，加速率可以显著增加，并且质子可以容易地达到高达$10^{17}$ eV的能量。我们使用一个包含Bell & Lucek提出的磁场放大的“非线性”盒子模型来研究由此产生的宇宙射线谱的变化。该模型预测在高能量，接近“膝盖”区域的光谱断裂，并与观测结果良好一致。
2003-09-30 astro-ph
Particle acceleration efficiencies in astrophysical shear flows
分析了天体物理剪切流中高能粒子的加速问题。我们表明，在非相对论性的渐进速度剪切的存在下，幂律粒子的动量分布$f(p) \propto p^{-(3+α)}$可能会产生，假设一个动量依赖的散射时间$τ\propto p^α$，与$α> 0$。我们认为可能的加速网站在天体物理喷流和有效加速的条件进行了研究。它示出，例如，在一个渐进的剪切流和一个依赖于陀螺仪的粒子平均自由程的存在下，同步辐射损失不再停止加速，一旦它已经开始有效地工作。这表明，剪切加速可能自然地解释了第二个，非热的高能粒子人口除了冲击加速。剪切加速的可能相关性简要讨论参照类星体3C 273中的相对论性喷流。
2005-02-04 astro-ph
Shear acceleration in relativistic astrophysical jets
本文研究了在含有散射中心的相对论背景流中高能粒子的速度切变加速问题。确定了三种可能的天体物理喷流加速位置：（1）平行于喷流轴的渐进速度剪切，如径向坐标向外线性减小的速度剖面，（2）垂直于喷流轴的渐进速度剪切，如内禀喷流旋转，和（3）在喷流侧边界处的非渐进/不连续的纵向速度剪切。我们确定的特征加速时间尺度，指定有效加速的条件，并讨论观测功能相对于每个过程。特别是，它表明，在（2）的情况下，较高的能量发射预计集中在更接近喷流轴，而在（1）和（3）的情况下，较高的能量粒子可能位于喷流的边缘附近，从而可能导致某种形式的边缘增亮。
2005-01-10 astro-ph
Acceleration at Relativistic Shocks in Gamma-Ray Bursts
最新的河外伽马射线暴模型认为，相对论性冲击波的膨胀，从太阳质量类型的祖源，到周围的星际介质作为其活动的网站。普遍的看法是，光学余辉的结果，从外部冲击界面，而即时瞬态伽马射线信号产生的多个冲击内部的膨胀。本文用标准的蒙特卡罗模拟说明了伽玛暴模型中相对论和超相对论激波的一些加速特性。计算的频谱形状，频谱指数的范围内，和能量增益每冲击交叉，作为冲击速度和粒子散射的类型的函数。
1999-10-07 astro-ph
Particle Acceleration in Supernova Remnants and Pulsar Wind Nebulae
虽然超新星遗迹（SNRs）长期以来一直被认为是宇宙射线源的主要候选者，至少能量高达~10^14 eV，但直到过去几年才发现SNRs中这种高能粒子的直接证据。几个壳型SNRs的X射线观测现在已经揭示了以非热发射为主的站点，表明电子人口的能量远远超出了这种SNRs的典型热分布。在其他遗迹中，激波速度和电子温度之间的差异指向了一种强烈的宇宙射线成分，这种成分基本上是以牺牲气体的热成分为代价的。无线电，X射线和伽马射线发射的建模提供了强有力的约束的加速机制，以及周围介质中的机制繁荣的属性。在一些SNR的最内部区域，粒子加速发生在不同的尺度上。据了解，蟹状脉冲星风星云（PWNe）的形成需要存在一个终止激波，在该激波处，相对论性脉冲星风被迫加入外层星云的缓慢膨胀。虽然加速机制必然不同，但这些冲击也是粒子被提升到高能量的场所。在蟹状星云中，光丝标记了这一终止激波的位置。最近的X射线观测已经开始揭示其他PWNe中的终止激波区，并且现在允许我们限制脉冲星风的性质以及外部星云中的流动条件。在这里，我提出了一个总结的属性，在这两个不同的地区的信噪比的冲击加速，并回顾最近的观测结果中，终于被揭示的属性的冲击。
2002-05-28 astro-ph
Non-thermal intracluster medium: a simultaneous interpretation of the central soft X-ray excess and WMAP's detection of reduced Sunyaev-Zel'dovich Effect
WMAP在几个丰富星系团的大样本中以低得多的水平检测到Sunyaev-Zel'dovich效应，这可以用传统物理学来解释。有人认为，在某些星系团中发现的中央软X射线和极紫外线过剩不可能是热源，这是由于气体快速冷却和O VII线的持续未检测到的问题，但可能是由于星系团内相对论电子和宇宙微波背景之间的逆康普顿散射。事实上，最近XMM对Coma和Abell 3112软X射线的观测同样符合幂律或热力学维里化气体。因此，丢失的Sunyaev-Zel'dovich通量可能部分是由于高估了散射CMB的维里化电子的中心密度。在几个$μ$ G强度的团内磁场中的同步辐射是造成显著的额外电子能量损失的原因。相对论粒子和磁场能量密度之间的均分是一种现实的可能性。GHz辐射数据从后发座星系团晕产生的信息的高能量陡峭的集群相对论电子光谱。还考虑了高能宇宙线电子和伴随宇宙线质子通量的γ射线发射在WMAP通带中的团簇微波发射。高能电子可能起源于活动星系核喷注，然后通过阿尔芬波扫过分布在星系团内，并伴随{ \it in situ}费米加速。
2010-07-05 astro-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
Electron Acceleration around the Supermassive Black Hole at the Galactic Center
最近对人马座A* 的可变红外发射的探测，加上以前观察到的X射线耀斑活动，提供了令人信服的证据，表明该物体的发射至少有一部分是由非热电子产生的。我们在这里表明，加速电子的等离子体波湍流在热气体附近的黑洞的事件视界可以占人马座A* 的毫米和较短波长的发射在静止状态下，和红外线和X射线耀斑，诱导通过增强质量吸积率到黑洞或重组耦合到吸积气体的磁场。这里提出的加速度模型产生不同的耀斑光谱，可以与未来的协调多波长观测。我们进一步认为，高能量电子的扩散远离加速网站向更大的半径可能能够解释所观察到的特征人马座A* 的发射在厘米和更长的波长。
2004-03-19 astro-ph
A model of the TeV flare of Cygnus X-1: electron acceleration and extended pair cascades
我们认为，理论模型的TeV光子发射天鹅座X-1在耀斑期间发现的MAGIC探测器。我们研究了电子加速到足以产生TeV辐射的能量，发现发射点可以靠近黑洞。然后，我们考虑对吸收的光子场的中心X射线源和周围的吸积盘，并发现其光学深度是<1，允许发射接近黑洞。另一方面，在1 TeV时，恒星场中的光学深度约为10。然而，光学深度随着能量的增加而下降，允许初始能量>3 TeV的模型，其中光子远离恒星，引发空间扩展的对级联。这定性地解释了观测到的TeV光谱，尽管仍然不是它的确切形状。
2008-11-25 astro-ph
Cluster Radio Relics as a Tracer of Shock Waves of the Large-Scale Structure Formation
我们提出的证据的存在所造成的冲击波的形成的大尺度结构。在一些星系团的外围存在着扩展的漫射射电辐射源，即所谓的星系团射电遗迹。它们有陡峭的射电光谱，但没有明显的截止，就像古老的射电星系残骸通常具有的那样。因此，粒子加速必须发生在它们内部。我们认为宇宙大尺度物质流的激波结构是相对论电子加速的原因：团簇吸积激波和合并事件的弓形激波。我们发展了一个穿越这些冲击波的射电等离子体理论，并将其与九个射电遗迹的观测数据进行了比较（0038-096、0917+75、1140+203、1253+275、1712+64、1706+78、2006-56、2010-57、1401-33）及其主机集群（A85、A786、A1367、Coma、A2255、A2256、A3667、S753）。在我们所有的例子中，必要的吸积功率、射电频谱的谱指数、激波的加速效率、激波后区域的扩散系数以及预测的射电极化都符合对观测数据的连贯解释。由于偏振测量只适用于四个源，我们的理论的预测可以独立检查使用其他例子。在结构形成理论的框架内讨论了冲击压缩比、下落气体的密度和温度、冲击和未冲击的射电等离子体的磁场强度的预测值。
1997-12-22 astro-ph
Production of TeV gamma-radiation in the vicinity of the supermassive black hole in the giant radiogalaxy M87
虽然巨大的射电星系M 87窝藏许多不同的区域的宽带非热发射，最近报道的快速变化的TeV伽马射线从M 87天的时间尺度上强烈约束的范围内的猜测有关的可能的网站和粒子加速的情况下，负责观察到的TeV排放。这种辐射的一个自然产生地点是中心超大质量质量黑洞（BH）的附近。由于低的辐射热光度，M 87的核对能量高达10 TeV的伽马射线是有效透明的，这使得该源成为研究BH事件视界附近粒子加速过程的理想实验室。我们批判性地分析了不同的可能的辐射机制，在这个地区，并认为，所观察到的非常高的能量的伽马射线发射可以解释的超相对论电子-正电子对通过在BH磁层的电磁级联的发展所产生的逆康普顿发射。我们证明，通过详细的数值计算的加速和辐射的电子在磁层真空间隙，这种“脉冲星磁层”的情况下，可以令人满意地解释的主要性质TeV的伽马射线发射的M 87。
2007-08-07 astro-ph
Fermi acceleration at fast shock in a solar flare and impulsive loop-top hard X-ray source
我们建议，非热电子有效地加速一阶费米过程中的快速冲击，作为一个自然的结果，新的磁流体动力学图片的耀斑区域揭示与Yohkoh。在重联点下方自然形成斜向快激波，加速加速，显著降低注入能量。附着在重联X点上的慢激波将等离子体加热到10- 20 MK，超过了注入能量。斜激波配置和由慢激波预热的组合允许来自热池的体电子加速。由于快激波下游的磁镜，加速的电子被捕获在两个慢激波之间，从而解释了Yohkoh发现的脉冲环顶硬X射线源。加速时间尺度为~ 0.3--0.6s，与脉冲爆发的时间尺度一致。当这些电子从快激波和慢激波包围的区域流出时，它们被释放到足点，并可能在重连场线的足点处形成同时双源硬X射线结构。
1998-01-13 astro-ph
Double Coronal Hard and Soft X-ray Source Observed by RHESSI: Evidence for Magnetic Reconnection and Particle Acceleration in Solar Flares
本文介绍了2002年4月30日利用RHESSI观测到的M1.4级耀斑的数据分析和解释。这一事件的足迹被太阳边缘掩盖，在日冕中表现出很少观察到的，但理论上是预期的双源结构。在6-30 keV范围内观察到的两个日冕源出现在不同的高度，并显示出能量依赖的结构，其中较高能量的发射更接近。光谱分析表明，在两个源之间的内部区域的较高能量的发射主要是非热的，而在外部区域的较低能量的发射主要是热的。这两个源都是可见的约12分钟，并有类似的光变曲线和幂律光谱以上约20千电子伏。这些观测结果表明，磁重联位置位于两个源之间。以湍流和/或粒子形式从重连部位释放的能量的双向流出可以是观察到的辐射的来源。另一方面，低于约15 keV的空间分辨热发射表明下部源具有比上部源更大的发射测量值但具有更低的温度。这可能是两个源的磁场和等离子体密度不同的结果。
2007-12-18 astro-ph
Cosmic Rays X. The cosmic ray knee and beyond: Diffusive acceleration at oblique shocks
我们的目的是评估宇宙射线在非相对论性扩散激波加速中获得的最大能量和加速率，因为它可以在它们的生命周期中应用于各种天体物理站点，其中存在高度倾斜的激波。我们研究数值（使用蒙特卡罗模拟）的扩散系数对能量增益和加速率的影响，通过测试的磁场的冲击法线的垂直度之间的作用，和垂直交叉场扩散和平行扩散系数的加速率的意义。我们发现（并证明了以前的分析工作-- Jokipii 1987），在高度斜激波中，垂直扩散系数值与平行扩散系数值相比越小，获得的宇宙射线的能量增益越大。当我们估计宇宙射线在合理的天体物理状态下可能获得的能量上限时，要求解释在$10^{15}$ eV和大约$10^{18}$ eV之间的高能宇宙射线谱;解释宇宙射线的方案是由三种不同的来源注入，（a）超新星爆炸到星际介质，（b）红超巨星，（c）沃尔夫-拉叶星，在那里后两者爆炸成超新星前的风。
2006-05-05 astro-ph
Particle acceleration in relativistic current sheets
相对论性电流片被认为是脉冲星风、活动星系喷流和其他坡印廷通量主导流中耗散的场所。结果表明，这些结构的稳定版本不同于他们的nonrelativistic同行，因为他们不允许转换到一个德霍夫曼/泰勒参考系，其中的电场消失。相反，它们的一般形式是真正的中性片：其中不存在垂直于片的连接磁场分量。结合Alfven对总交叉场势的限制，这表明等离子体是沿交叉场方向而不是沿交叉场方向从片中射出的。导出了这种结构能加速粒子的最大能量，并用于计算随后的同步辐射的最大频率。这可能大大超过标准估计。在磁驱动的伽马射线暴的情况下，电子的加速是可能的能量足以使光子-光子对的生产后，逆康普顿散射事件。
2004-03-22 astro-ph
Using X-ray observations to identify the particle acceleration mechanisms in VHE SNRs and "dark" VHE sources
甚高能量（VHE）伽马射线观测已被证明是非常成功的本地化VHE粒子的银河系加速网站。对壳型超新星遗迹的观测已经证实，在超新星爆炸波中，粒子被加速到VHE能量;然而，对这些天体中强子或轻子粒子成分的伽马射线数据的解释强烈依赖于X射线观测的输入。最大的银河系VHE源类包括脉冲星风星云，如在X射线中检测到的。然而，许多剩余的VHE来源至今仍未确定。通过对这些神秘的“黑暗”天体的X射线观测，人们希望解决以下问题：这些源的天体物理性质是什么？它们主要是电子加速器还是强子加速器？它们对整个宇宙射线能量收支的贡献是什么？本文的目的是提供一个概述了银河系VHE源人口的识别状态。
2007-10-17 astro-ph
Canonical Particle Acceleration in FRI Radio Galaxies
本文利用四个射电星系的匹配分辨率多频VLA观测，导出了相对论电子分布的渐近低能斜率。在可行的情况下，低能量斜率也被确定为文献中的其他来源。它们提供了独立于辐射和其他损失的加速物理学信息，这些信息混淆了大多数无线电，光学和X射线研究中的同步加速器光谱测量。对于目前被归类为FRI（不是经典双星）的低光度源的小样本，我们发现了一个狭窄的推断低能电子能量斜率范围，n（E）=const*E^-2.1。这个分布接近于，但显然与非相对论极限中强扩散激波加速所预期的n（E）=const*E^-2.0的试验粒子极限不一致。相对论激波或那些被有效加速的宇宙射线的背压所改变的激波是产生稍微陡峭的光谱的两种选择。为了进一步研究，我们注意到FRI喷流远离核时，通过激波、湍流或剪切在耀斑/增亮区域加速的可能性。在pc尺度上的喷流和FRII（经典双）源的准直喷流和热点将由不同的加速站点和机制，他们似乎比FRI源显示出更广泛的频谱范围。
2005-02-26 astro-ph
Acceleration of Ultra High Energy Cosmic Rays
宇宙线加速的一些一般特征进行了总结，以及一些推论，可以得出有关的起源UHE组件。的UHE光度密度被发现是类似的GeV宇宙射线和它的斜率表明一个独特的起源。小角度尺度聚类的报告，如果得到证实，将排除大多数拟议的源模型。更一般地说，认为最高能量粒子只能在能够感应EMF ${\cal E}\go3\times10^{20}$ V和相关功率$L_{min} \go {\cal E}^2/Z\sim10^{39}$ W的位点中加速，其中$Z$是特征电阻抗，通常为$\lo100Ω$。激波加速、单极感应和磁耀斑是三种最有效的、可观察到的加速机制，而射电喷流终止激波、$γ$射线爆炸波、星系核中的休眠黑洞和磁星是这些机制中最不令人难以置信的“常规”表现，它们被用来解释UHE宇宙射线。这些模型中的每一个都提出了问题，在这些和“外来”的超高能宇宙射线来源之间作出决定，包括那些涉及新粒子或缺陷的来源，将需要改进关于能量、到达时间和方向的统计信息，俄歇项目应提供这些信息。
1999-06-01 astro-ph
Cosmic Ray Electrons in Groups and Clusters of Galaxies: Primary and Secondary Populations from a Numerical Cosmological Simulation
通过首次直接包含宇宙线粒子的宇宙学模拟，研究了宇宙环境中高能电子的产生、分布及其观测结果。从宇宙学的初始条件出发，我们遵循初级和次级电子（CRE），CR离子（CRI）和被动磁场的演变。CRI和初级CRE在大尺度结构冲击下注入并加速。次级CREs是通过非弹性p-p碰撞连续产生的。我们包括空间输运，绝热膨胀/压缩，库仑碰撞，韧致辐射，同步加速器（SE）和逆康普顿（IC）发射。我们发现，从宇宙激波能量和加速效率的角度来看，硬X射线辐射过剩的少数检测可以解释的框架下的IC发射的初级CREs在集群经历高吸积/合并阶段。相反，来自初级和次级CREs的IC发射最多占在极端紫外线中检测到的辐射过量的一小部分（Bowyer等人1999年报告的后发座星系团除外）。接下来，我们在将磁场归一化后计算SE，使得对于类后发座星系团<B^2>^1/2~3 \muG。我们的结果表明，次级CREs的SE再现了射电晕的一些一般性质，包括最近发现的P_1.4GHz与T的关系，发射区的形态和偏振，以及在一定程度上的谱指数。此外，SE从主要的CREs原来足以权力扩展区域类似的无线电遗迹观察到的集群的郊区。再次，我们发现惊人的相似之处之间的形态，偏振和光谱指数，我们的合成地图和文献中报道的。
2001-08-18 astro-ph
