Detecting TeV Gamma Rays from Gamma Ray Bursts by Ground Based Muon Detectors
研究了用大面积μ子探测器探测TeV能区伽马射线暴（GRB）的可能性。这些探测器可以通过探测TeV光子在地球大气中产生的次级μ子来探测TeV能量光子。我们计算了预期的μ子数和信号的平方根噪声比在这些探测器由于TeV的伽玛射线从个别伽玛暴的亮度，距离观察者（红移），伽玛射线积分谱指数，光子谱的最大能量截止和持续时间的各种假设，包括TeV光子在星系际红外辐射背景的吸收的影响。我们还计算了预期的可检测TeV-GRB事件在这些探测器中使用最近确定的宇宙中的伽玛暴的光度和红移分布率。
2001-08-20 astro-ph
On the Detectability of Gamma Rays from Clusters of Galaxies: Mergers versus Secondary Infall
星系团中的粒子加速预计将发生在合并和吸积冲击。电子成分可以被激发到几个TeV的能量，并在宇宙微波背景中向上散射一小部分光子，直到伽马射线能量。我们在这里解决的问题，无论是在合并事件或在吸积的物质到集群势阱中产生的伽马辐射的可探测性。这些预测是专门针对GLAST和AGILE的情况，预计将检测到几十个星团，以及切伦科夫望远镜，然而，前景似乎并不乐观。
2003-06-18 astro-ph
Measurements of cosmic-ray secondary nuclei at high energies with the first flight of the CREAM balloon-borne experiment
我们提出了新的测量重宇宙射线核在高能量的球载宇宙射线实验CREAM（宇宙射线能量和质量）的第一次飞行期间进行的。该仪器使用多个电荷探测器和一个过渡辐射探测器，首次提供从硼到氧的元素相对丰度的高精度测量，能量约为1 TeV/n。这些数据与以前在较低能量下的测量结果一致，并在高能量下显示出相对陡峭的下降（~E $^-0.6$至E $^-0.5$）。他们进一步表明，在TeV/n区域，氮相对于氧的源丰度约为10%。
2008-08-12 astro-ph
Secondary caustics in close multiple lenses
我们研究了由离散的点质量组成的透镜的焦散结构，这些点质量的相互距离小于系统总质量的爱因斯坦半径。与主临界曲线一起，已知透镜映射的特征在于产生远离透镜系统的小焦散的次临界曲线。利用微扰的方法，我们推导出了任意数量的多个透镜的焦散线的数量、位置、形状、尖点和面积。在某些特殊情况下会产生非常有趣的几何图形。最后，我们回顾了二元透镜的情况下，我们的公式假设一个简单的形式。
2000-05-16 astro-ph
Ultra-High Energy Cosmic Rays and the GeV-TeV Diffuse Gamma-Ray Flux
超高能宇宙射线质子在天体物理物体中加速后，在宇宙微波和红外背景中传播时会产生次级电磁级联。我们表明，这样的级联可以贡献~1%和~50%的GeV-TeV的扩散光子通量测量的EGRET实验。GLAST卫星应该有很好的机会发现这种通量。
2007-04-19 astro-ph hep-ph
Delayed GeV--TeV Photons from Gamma-Ray Bursts Producing High-Energy Cosmic Rays
宇宙伽马射线暴（GRB）产生$10^{20}{\rm eV}$以上的宇宙射线（CR）的情景与观测结果一致，前提是星系间磁场（IGMF）的偏转延迟并扩展了CR在$10^{20}{\rm eV}$上的到达时间。CR在传播和与微波背景相互作用时损失的能量通过级联转化为次级GeV-TeV光子。我们表明，这些光子的一个显着的部分可以到达的延迟远小于CR延迟，如果大部分的星系间空间是由大规模的磁“空洞”，区域的大小$\gtrsim5{\rm Mpc}$和领域弱于$10^{-15}{\rm G}$。例如，在星系际介质的震荡湍流区域中，在形成大尺度结构的过程中，一个微弱的原始场被放大的模型中，这种空洞可能是可以预期的。对于高场区的场强$\sim4\times10^{-11}{\rm G}$，如果IGMF冻结在原银河系等离子体中，则解释观测到的银河系场所需的值，距离$100{\rm Mpc}$的爆发产生的CR延迟为$\sim100{\rm yr}$，$10{\rm GeV}$以上的次级光子在小时-天时间尺度上的注量为$I(>E)\sim10^{-6}E_{\rm TeV}^{-1}{\rm cm}^{-2}$。这个能量密度接近目前高能PDMATHAMV射线实验的探测阈值。延迟通量的检测将支持GRB-CR关联，并且还将提供关于IGMF结构的信息。
1996-03-27 astro-ph
Detection of TeV Gamma-Rays from extended sources with Milagro
米拉格罗伽马射线观测站使用水切伦科夫探测器观测高能粒子撞击地球大气层产生的大范围空气簇射。一个4800米的$^{2}$池塘装有723个8”光电倍增管，检测二次空气簇射粒子产生的切伦科夫光。最近在中央水池探测器周围增加了一个175个4000升水箱的阵列，将Milagro天文台的物理面积扩大到40，000米$^{2}$，并大大提高了探测器的灵敏度。由于其宽视场和高占空比，Milagro是在100 GeV至100 TeV能量范围内几乎连续监测北方天空的理想选择（$>$ $>$ 90%占空比）。在这里，我们讨论的第一次检测TeV伽马射线从内银河平面区域。我们还报告了与EGRET源3EG J0520+2556相一致的扩展TeV源的探测，以及从银河平面的天鹅座区域观测到的扩展TeV发射。
2005-03-10 astro-ph
TeV Gamma-Rays from Old Supernova Remnants
我们研究了一个年龄约为10^5年的老超新星遗迹（SNR）和它所遇到的一个巨大分子云（GMC）的辐射。当SNR年龄在10^5年左右时，质子加速足够有效，在SNR的冲击和GMC中都能发射TeV的γ射线。初级加速电子的最大能量很小，TeV的γ射线和X射线分别由强子过程、π ^0衰变和来自次级电子的同步辐射控制。然而，如果信噪比超过几十年，由于低速等温激波的能量损失效应和/或波阻尼效应，几乎没有高能粒子发射TeV的伽马射线。对于旧的SNRs或SNR-GMC相互作用系统能够产生TeV的伽马射线发射粒子，我们计算了TeV的伽马射线（1-10 TeV）与X射线（2-10 keV）的能流之比，发现它可以超过~10^2。这样一个大通量比的源可能是最近发现的未确认的TeV源的一个可能来源。
2006-07-19 astro-ph
Primary proton spectrum in the energy range $5-10^3$ TeV from the sea level muon spectrum
利用QGSJET 0 1和SYBILL 2.1相互作用模型，从海平面μ子谱重建了能量范围为$5-10^3$ TeV的初级质子谱.较重的核是根据直接测量数据，占氦通量的100%的不确定性。得到的质子强度强烈矛盾的气球实验的可用数据，超过他们至少100%的QGSJET 01。这种差异是由于直接测量中初级核子通量低估和广泛的空气簇射发展的不正确描述的综合影响。与QGSJET 01相比，后者要求更早的簇射发展和更硬的次级π介子和K介子谱。这一结论与KASCADE小组基于事件发生率研究得出的结论一致。
2005-07-07 astro-ph
Gamma-Rays Produced in Cosmic-Ray Interactions and the TeV-band Spectrum of RX J1713-3946
在这项工作中，我们研究了宇宙线（CR）产生的强子相互作用中的次级产物的扩散$γ$射线发射的个人贡献，除了通过衰变模式$π^0 \to 2γ$的$π^0$衰变的贡献。为此，我们采用蒙特卡罗粒子碰撞程序DPMJET 3.04，计算了宇宙线质子与氦核和标准组成的星际介质之间的非弹性碰撞产生的以$γ$为最终衰变态的各种次级粒子的多重数谱。因此，我们推导出一个易于使用的$γ$射线生产矩阵的宇宙线高达约10 PeV，可以用来解释$γ$射线光谱的弥漫星系发射和超新星遗迹（SNR）。我们将$γ$射线产生矩阵应用于EGRET观测到的弥散星系$γ$射线中的GeV过量。虽然非$π^0$贡献的总发射有一个不同的频谱比$π^0$衰变组件，他们是不够的，以解释GeV的过剩。我们还测试的假设，TeV波段$γ$射线发射的壳型SNR RX J1713-3946，这是观察到的HESS，是由冲击加速强子宇宙射线。这种情况意味着粒子加速的效率非常高，因此由于宇宙射线对冲击波的修改，粒子谱预计会不断向高能量方向硬化。使用的$χ^2$统计，我们发现，一个连续软化的频谱是强烈的首选，与预期相反。一个硬化谱有大约1%的概率来解释HESS数据，但只有当一个硬截止在50-100 TeV的粒子谱。
2007-01-11 astro-ph
Radio to TeV radiation initiated by termination of hadronic jets from microquasars in the ISM
微类星体（MQs）是产生银河系宇宙射线的潜在候选者。在喷流终止激波处加速的质子与星际介质相互作用，可以通过几个过程产生在不同能带可检测的扩展发射：中性π介子衰变产生高能和极高能γ射线，带电π介子衰变产生的次级电子产生同步辐射和韧致辐射。此外，MQ的喷流本身也可能是伽马射线的来源。我们讨论了这些天体的本征辐射和间接辐射之间的关系。
2006-05-19 astro-ph
Probing Intergalactic Magnetic Fields in the GLAST Era through Pair Echo Emission from TeV Blazars
已知有十几个耀变体是多TeV伽马射线的发射体，通常具有强烈和快速的耀斑活动。通过与宇宙微波和红外背景的光子相互作用，这些伽马射线不可避免地产生电子-正电子对，这些电子-正电子对又辐射出GeV-TeV范围内的次级逆康普顿伽马射线，其特征时间延迟取决于星系际磁场（IGMF）的性质。对于足够弱的IGMF，这种“对回波”发射可以被伽马射线大面积太空望远镜（GLAST）探测到，提供了关于IGMF的有价值的信息。我们进行了详细的计算的时间依赖于光谱的对回波耀斑TeV耀变体，如Mrk 501和PKS 2155-304，适当考虑到回波的几何形状和其他重要的影响。在某些情况下，弱但非零IGMF的存在可以增强回波的可检测性。我们讨论的定量约束，可以施加在IGMF从GLAST观测，包括非检测的情况下。
2008-09-04 astro-ph
Conceptual Design of a Next-Generation All-Sky Gamma-Ray Telescope Operating at TeV Energies
在TeV（0.1 - 30 TeV）能量下运行的下一代全天空监测器应该能够进行连续的高灵敏度天空调查，并检测瞬变源，如AGN耀斑，在几小时到几天的时间尺度上具有高度的统计意义。我们描述了一个大面积，宽口径，TeV地基伽玛射线望远镜的仪器概念。概念设计是由20000平方米的基于投影仪的像素排列在一个密集的马赛克。除了快速的计时，密集的像素阵列还提供了独特的成像能力;簇射图像，在地面水平的次级粒子的空间分布，可以用来识别和拒绝强子背景。良好的角分辨率和背景抑制能力直接导致高灵敏度，同时保持大视场、大有效面积和高占空比。这里所述的这种仪器是对窄视场空中切伦科夫望远镜的补充，并可与未来的天基仪器一起，扩大从MeV到TeV能量的连续监测伽马射线天空的能量范围。
1998-12-08 astro-ph
Possible Effects of Pair Echoes on Gamma-Ray Burst Afterglow Emission
伽马射线暴（GRB）的高能辐射被广泛预期，但直到最近费米卫星发射时才被稀疏地观察到。如果>TeV的伽马射线在伽玛暴中产生，并且可以从发射区逃逸，它们会被宇宙红外背景光子衰减，导致GeV-TeV次级光子通过逆康普顿散射再生。这种二次发射的持续时间可能比伽玛暴的持续时间更长，它被称为成对回波。我们研究了这对回波发射如何影响高能量余辉的光谱和光变曲线，不仅考虑即时发射，而且考虑余辉作为主要发射。只要空洞中的星系际磁场（IGMF）很弱，就有可能探测到成对回波。我们发现：（1）在喷流破裂后的余辉阶段，来自主余辉发射的对回波可以影响观测到的高能发射;（2）来自主瞬发发射的对回波也可以是相关的，但只有当发射的能量在TeV范围内时，典型的情况是E_{gamma, >0.1 TeV} >（Y/（1+Y））ε_e E_k。即使没有检测到成对回波，也会对IGMF的强度产生有趣的限制。探测成对回波的更有利的目标可能是没有常规余辉发射的“裸露”伽玛暴，尽管高能裸露伽玛暴是罕见的。如果IGMF足够弱，则预测GeV发射扩展到>30-300 s。
2009-02-27 astro-ph
Disc and secondary irradiation in dwarf and X-ray novae
我提出了一个简短的审查辐照过程中密切的二元系统。
1999-01-21 astro-ph
Prompt GeV-TeV Emission of Gamma-Ray Bursts Due to High-Energy Protons, Muons and Electron-Positron Pairs
在内部冲击情景的框架内，我们利用蒙特卡罗模拟，包括各种过程与电子和质子加速到高能量的宽带伽马射线暴（GRB）的快速发射的GeV-TeV带的重点。虽然来自初级电子的逆康普顿发射通常占主导地位，但不同的质子诱导机制也可以产生不同的高能成分，例如来自质子、μ子或通过光生子相互作用注入的次级电子/正电子的同步辐射。在某些情况下，它们会产生双重光谱断裂，可以作为超高能质子的独特特征。我们讨论了有利于这种发射的条件，以及它们与内激波中超高能宇宙射线和中微子的产生之间的关系。正在进行和即将进行的{ \it GLAST}、大气切伦科夫望远镜和其他设施的观测将检验这些预期，并提供有关伽马射线暴外流物理条件的重要信息。
2007-09-04 astro-ph
Gamma Ray Astronomy with Magnetized Zevatrons
附近的宇宙射线源可以用多信使方法观察到，包括次级伽马射线和中微子，其能量高达ZeV（=10^21 eV）。如果在磁化的环境中，如星系团中产生了~10^18 eV以上的宇宙射线，那么与未磁化的源相比，~1 TeV以下的次级伽马射线的通量可以提高几个数量级。一个特殊的增强源是来自e^+e^-对的同步加速器和级联光子，这些光子是由来自相对陡峭的注入光谱与E^-2.6成比例的源的质子产生的。在超高能宇宙射线实验和伽马射线望远镜中，这些源应该同时可见。
2005-11-09 astro-ph
Secondary Decays in Atmospheric Charm Contributions to the Flux of Muons and Muon Neutrinos
我们提出了一个从介子和K介子衰变的μ介子和μ介子中微子的通量的计算，介子和K介子本身是宇宙射线-空气碰撞在大气中产生的魅力粒子的衰变产物。用微扰截面计算粲产生，这些轻子通量比宇宙线-空气碰撞直接产生的π介子和K介子衰变的通量小两到三个数量级。内在魅力模型并没有显着改变我们的结论，也没有模型的魅力截面增强的区域以上的入射宇宙射线能量为1 TeV。
1997-10-15 astro-ph hep-ph
Mass Transfer Cycles in Close Binaries with Evolved Companions
我们给出了低质量X射线双星和激变变星的质量转移变化的全球分析，其演化是由次级恒星的核膨胀驱动的。我们表明，极限环所造成的辐射的次级吸积主要是可能的，在一个大类，这些二进制文件。在高态，伴星在热时间尺度上转移了其包层质量的很大一部分。在大多数情况下，这意味着超爱丁顿转移率，因此可能导致共同的包络演化和超短周期双星的形成。观测到的具有（次）巨次级粒子的系统，通过瞬变或以某种方式屏蔽次级粒子不受辐射而使自己稳定下来，以对抗这种可能性。
1997-01-28 astro-ph
Searching for galactic cosmic ray pevatrons with multi-TeV gamma rays and neutrinos
最近HESS在TeV伽马射线中对超新星遗迹壳层的探测证实了超新星遗迹可以作为强大的宇宙射线加速器的理论预测。如果这些天体是银河系宇宙射线的主要来源，那么它们应该将质子和原子核加速到10 ^15 eV或更高，即充当宇宙PeVatron。扩散激波加速模型在一定条件下允许粒子加速到如此高的能量，并逐渐注入星际介质，主要是在残留物演化的Sedov阶段。能量最高的粒子首先被释放，而能量较低的粒子更有效地被限制在壳层中，并在稍后的时期被释放。因此，壳层内的非热粒子的光谱仅在残余物演化的相对较短的时期内延伸到PeV能量。基于这个原因，我们可以预期次级伽马射线和中微子的光谱只有从T \lesssim 1000年前的超新星遗迹中才能延伸到10 TeV以上的能量。另一方面，如果一个巨大的气体云偶然出现在超新星遗迹的\lesssim 100 pc附近，当从超新星壳层出现的最具能量的粒子到达云时，伽马射线和中微子的“延迟”多TeV信号就会出现。这种延迟发射的多TeV伽马射线和中微子的检测允许间接识别超新星遗迹作为粒子PeVatron。
2007-08-14 astro-ph
Gamma-ray and neutrino diffuse emissions of the Galaxy above the TeV
在这篇文章中，我们将讨论最近的结果有关的强度和角分布的γ射线和中微子的排放应起源于强子散射的宇宙射线（CR）与星际介质（ISM）。我们假设CR源是超新星遗迹（SNR），并通过数值求解扩散方程来估计原始核的空间分布。对于ISM，我们考虑了最近的分子氢的三维空间分布模型。相对于以前的结果，我们发现二次伽马射线和中微子的排放量更高峰沿银河系赤道和银河系中心，这大大提高了积极的检测的前景。我们比较我们的预测与实验极限/观测MILAGRO和TIBET（γ射线）和AMANDA-II（中微子）和讨论的检测前景km 3中微子望远镜将建立在北半球。
2007-08-01 astro-ph
Population Synthesis Studies of Close Binary Systems Using a Variable Common Envelope Efficiency Parameter: I. Dependence upon Secondary Mass
我们使用共同的包络效率参数alphaCE对现今的后共同包络双星（PCEBs）和零年龄激变变星（ZACVs）进行了人口合成计算，这是二次质量的函数，Ms。（1）标准常数α CE处方，其中α CE = 1.0、0.6、0.3、0.2、0.1和0.05，以提供用于比较的基线，（2）幂律依赖性，α CE =（Ms）^n，其中n = 0.5，（3）α CE = 1 - Mcut/Ms，其中Mcut是截止质量，等于0.0375，0.075和0.15太阳质量。对于每个种群，我们计算轨道周期，轨道间距，白矮星质量和次级质量分布。我们发现，如果在我们的恒定alphaCE序列中alphaCE小于~0.2，则与我们的标准模型（alphaCE = 1.0）相比，预测的当前ZACV种群被显著修改。在我们的ZACV可变alphaCE序列中，我们发现，对于小的次级质量，alphaCE下降非常迅速的模型，周期间隔以下的轨道周期分布与我们的标准模型有很大不同。这些差异是最明显的，在我们的幂律序列模型与n = 2，在我们的截止质量序列模型与Mcut = 0.15太阳质量。与我们的标准模型相比，在这两个模型中，轨道周期低于能隙的CV比例显著减少，轨道周期在能隙内的比例显著增加，ZACV轨道周期分布中的短周期峰和最小周期都向长轨道周期方向移动.
2007-04-20 astro-ph
Diffuse Gamma-Rays Produced in Cosmic-Ray Interactions and the TeV-band Spectrum of RX J1713.7-3946
我们采用蒙特卡罗粒子碰撞程序DPMJET 3.04计算了宇宙射线（$p$和$α$）与星际介质相互作用中产生的以$γ$为最终衰变态的各种次级粒子（除$π^0$外）的多重数谱。我们推导出一个易于使用的$γ$ -射线生产矩阵的宇宙射线能量高达约10 PeV。这个$γ$射线产生矩阵被应用于EGRET观测到的银河系弥散$γ$射线中的GeV过量，我们得出结论，非$π^0$衰变成分不足以解释GeV过量，尽管它们贡献了与$π^0$衰变成分不同的光谱。我们还检验了这样的假设：用HESS观察到的壳型SNR RX J1713.7-3946的TeV波段$γ$射线发射是由强子宇宙线引起的，这些宇宙线被宇宙线修改冲击加速。通过$χ^2$统计，我们发现一个连续软化的光谱是强烈的首选，与预期相反。一个硬化谱有大约1%的概率来解释HESS数据，但只有当一个硬截止在50-100 TeV的粒子谱。
2007-06-05 astro-ph
Gamma-Rays Produced in Cosmic-Ray Interactions and the TeV-band Spectrum of RX J1713.7-3946
我们采用蒙特卡罗粒子碰撞程序DPMJET 3.04计算了宇宙射线（$p$和$α$）与星际介质相互作用中产生的以$γ$为最终衰变态的各种次级粒子（除$π^0$外）的多重数谱。我们推导出一个易于使用的$γ$ -射线生产矩阵的宇宙射线能量高达约10 PeV。这个$γ$射线产生矩阵被应用于EGRET观测到的银河系弥散$γ$射线中的GeV过量，我们得出结论，非$π^0$衰变成分不足以解释GeV过量，尽管它们贡献了与$π^0$衰变成分不同的光谱。我们还检验了这样的假设：用HESS观察到的壳型SNR RX J1713.7-3946的TeV波段$γ$射线发射是由强子宇宙线引起的，这些宇宙线被宇宙线修改冲击加速。通过$χ^2$统计，我们发现一个连续软化的光谱是强烈的首选，与预期相反。一个硬化谱有大约1%的概率来解释HESS数据，但只有当一个硬截止在50-100 TeV的粒子谱。
2007-06-04 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
Tomographic Separation of Composite Spectra. IX. The Massive Close Binary HD 115071
我们提出的第一个轨道要素的大质量的近距离的二进制文件，HD 115071，双线光谱二进制在一个圆形轨道，周期为2.73135 +/- 0.00003天。轨道半振幅表明质量比为M_2/M_1 = 0.58 +/- 0.02，但恒星具有相似的光度。我们使用了多普勒层析成像算法来重建各个组成部分的光谱，我们采用众所周知的标准，以达到在O9.5 V和B0.2 III的主要和次要的分类，分别。我们提出的模型的依巴谷光变曲线的椭球体的变化所造成的潮汐变形的二次，和最适合的模型的罗奇填充二次发生的倾角为i = 48.7 +/- 2.1度。主星和副星的质量分别为11.6 +/- 1.1和6.7 +/- 0.7太阳质量，因此这两颗恒星都非常明亮。该系统是仅有的几个已知的包含O-星的半分离、大陵五型双星系统之一。我们认为，二进制最近出现了广泛的质量转移（可能是通过延迟接触和共同的信封过程）。
2002-04-02 astro-ph
CHANDRA/VLA Follow-up of TeV J2032+4131, the Only Unidentified TeV Gamma-ray Source
HEGRA Cherenkov望远镜阵列小组最近报告了一个位于天鹅座OB 2外围的稳定和扩展的未识别TeV伽马射线源。这是银河系中已知最大的恒星协，估计仅包含约2600个OB型成员。以前有人认为，在这样的协会中，来自许多年轻恒星的多个相互作用的超音速风引起的大尺度激波和湍流可能在加速银河系宇宙射线中发挥作用。事实上，天鹅座OB 2也与不可变MeV-GeV范围的未识别EGRET源3EG 2033+4118相吻合。为了探索这种可能性，我们报告了CHANNEL X射线天文台和甚大阵（VLA）射电望远镜对扩展TeV源区的近同时跟踪观测。CO，HI和IRAS 100微米排放的分析表明，TeV的源区与一个外围的强大OB星的子组相吻合，这些恒星已经疏散或破坏了大部分周围的原子，分子和尘埃物质，这可能与非常高的能量排放有关。在CO、HI和射电辐射图中，在TeV源区附近还发现了一个有趣的类SNR结构。应用数值模拟，准确地跟踪无线电γ射线发射的初级强子以及初级和次级e+/-，我们发现，宽频带的TeV源区域的频谱有利于主要是核子-而不是电子-起源的高能通量，虽然更深的X射线和无线电观测需要证实这一点。天鹅座OB 2的极端恒星风机械光度转换成核子加速到~PeV（10^15 eV）能量的转换效率非常合理，约为0.1%，足以解释多频发射。
2003-07-11 astro-ph
On the X-ray/TeV connection in Galactic jet sources
有三个银河系喷流源，其中TeV的排放已被检测到：LS 5039，LS I +61 303和天鹅座X-1。这三个辐射源在X射线和软伽马射线中显示出幂律尾，这可能表明这种辐射的非热起源。此外，所有三个源显然显示相关的和复杂的行为在X射线和TeV的能量。在某些情况下，这种复杂的行为与轨道运动有关（例如LS 5039，LS I +61 303），而在其他一些情况下，它与系统中发生的一些瞬态事件有关（例如天鹅座X-1，也可能是LS I +61 303和LS 5039）。基于建模或能量的理由，似乎很难解释X-/软伽马射线和TeV波段的发射来自同一区域（即一个区域）。我们还指出了在这些系统中的对创建现象的重要性，其中包含一个大质量和热的恒星，无线电和X射线发射，因为二次对辐射组件可能是显着的，在这些能量范围内。最后，我们讨论，事实上，恒星的存在确实可以有强烈的影响，除了非热辐射的生产，喷流动力学。
2008-05-13 astro-ph
Radio Synchrotron Emission from Secondary Leptons in the Vicinity of Sgr A*
最近，HESS和其他切伦科夫望远镜在银河系中心发现了一个~TeV伽马射线的点状源。在最近的工作中（Ballantyne et al. 2007），我们证明了这些伽马射线可以归因于高能质子，这些质子（i）在中心黑洞Sgr A* 的事件视界附近加速，（ii）扩散到~pc尺度，（iii）最终相互作用产生伽马射线。同样的强子碰撞过程必然导致电子和正电子的产生。在这里，我们计算的同步辐射率的次级轻子在相同的磁场配置，通过启动质子已在我们的模型中传播。我们比较这种发射与观察到的~GHz的无线电频谱的内部几个PC区域，我们已经组装从档案数据和新的测量，我们已经取得了与澳大利亚望远镜紧凑阵列。我们发现，我们的模型预测的二次同步辐射与陡峭的斜率与观察一致，但与整体归一化是太大的一个因素~ 2。如果我们进一步限制我们的理论伽马射线曲线，使其服从该区域发射的隐含EGRET上限，我们预测无线电发射与观测一致，即，伽马射线发射的强子模型可以同时且无需微调地解释从银河系内部几个pc探测到的所有漫射无线电发射。
2007-08-07 astro-ph
Probing the Nature of the Weakest Intergalactic Magnetic Fields with the High Energy Emission of Gamma-Ray Bursts
我们研究了延迟的，次级GeV-TeV的伽马射线暴发射和它的潜在探测星系际磁场的性质。几何效应被适当地考虑到初级高能光子和次级逆康普顿光子之间的时间延迟从电子-正电子对，产生于$γ$ - $γ$与背景辐射场的相互作用和偏转干预磁场。延迟发射的时间依赖的光谱进行了评估的磁场强度和红移的宽范围内。如果场强为$\sim 10^{-18}$ G，则$z \sim 1$爆发的次级光子的典型通量和延迟时间分别为$\sim 10^{-8}$ GeV cm $^{-2}$ s $^{-1}$和$\sim 10^4$ s，这可能与星系际空洞区的情况相同。我们发现至关重要的区别相干和纠缠的磁场的情况下，以及依赖于场的相干长度。
2008-03-23 astro-ph
On the Hadronic Beam Model for Gamma-ray Production in Blazars
我们认为，在这里，一个相对论性的，高度准直的电子-质子束与密集，紧凑的云相互作用的喷流传播通过广泛的，也许是狭窄的线区域（BLR和NLR）的活动星系核（AGN）的伽玛射线生产模型。在质子束通过云雾的传输过程中，等离子体波的激发过程成为一个重要的能量损失机制，特别是对于温和相对论质子束。考虑到电子-质子束的无碰撞损失，我们计算了从强子碰撞中产生的中性π介子衰变产生的γ射线的预期光谱。这个模型可以解释Mrk 421的X射线和TeV γ射线（低和高发射状态），作为带电π介子衰变的次级对的同步辐射和中性π介子衰变的γ射线发射的结果。然而，云不能太热，太密集。否则，TeV的伽马射线可以被衰减的韧致辐射的云和次级对是不能够有效地产生同步辐射耀斑，因为逆康普顿散射的主导作用。在EGRET能量范围内从Mrk 421观测到的不变量$γ$射线发射不能用中性π介子衰变产生的$γ$射线来描述，只要束中质子的光谱可以用简单的幂律来描述。这些$γ$射线可能只由次级对散射软不变X射线产生，而软不变X射线可能起源于吸积盘的内部。
1998-01-31 astro-ph
The magnetic field and the location of the TeV emitter in Cygnus X-1 and LS 5039
天鹅座X-1和LS 5039是在TeV能量下观测到的两颗X射线双星。这两个源都是紧凑的系统，包含喷流状（无线电）结构，并拥有非常明亮的O星。TeV信号已被发现在两个对象中的紧凑对象的上级结合，当最高的伽马射线不透明度是预期的。我们调查的影响，发现TeV发射天鹅座X-1和LS 5039周围的优越的结合，因为这可以提供信息的系统磁场和位置的TeV发射器。利用天鹅座X-1和LS 5039的超级结合周围观测到的非常高的能量光谱和通量，我们计算了吸收光度，这是由恒星光子场中的对创建相对于恒星和观测者视线的不同发射位置引起的。讨论了磁场和电磁级联的作用。对于效率低下的电磁级联的情况下，预期的二次同步辐射通量进行了比较，在X射线能量的观测。我们发现，在天鹅座X-1和LS 5039中，要么是恒星周围的磁场比O型星的预期磁场小得多，要么是TeV辐射源位于距离致密天体> 10^12 cm的位置。我们的研究结果强烈地表明，天鹅座X-1和LS 5039的TeV发射体位于双星系统的边界处，并且远高于轨道平面。这与那些发射体位于系统内部的模型不一致，比如最内部的喷流区域（天鹅座X-1和LS 5039;微类星体场景），或者脉冲星和主星之间的区域（LS 5039;标准脉冲星场景）。
2008-08-25 astro-ph
Parameterization of the energy and rapidity distributions of secondary pions and kaons produced in energetic proton-proton collisions
在天体物理源中质子加速到非常高的能量的可能性可能具有独特的观测结果。特别是，高能质子与光子或核子相互作用产生的次级介子衰变产生了高能伽马射线和中微子，其通量可能是可观测的。最近，有相当大的兴趣在这些秒的能谱的参数化。较少注意角分布，这可能对观测量有重要影响，并需要解决不同能量和任意散射角的质子之间的碰撞。本文研究了质子-质子碰撞中产生的次级介子的完整粒子分布。我们提出了参数化的能量和快度分布的次级介子和K介子，再现与事件发生器PYTHIA产生的结果在~10%的参数空间的大部分。参数化是基于入射质子能量从1 TeV到1 PeV，并适合外推到更高的能量。我们提出了这些参数化的几个应用。稳定衰变产物（电子、中微子和伽马射线）的能谱和角分布很容易地遵循。我们给出了一个例子的伽玛射线光谱，结果从质子-质子碰撞中产生的π 0介子衰变。结果表明，次级介子的能量与质子碰撞方向的准直度之间存在着很强的相关性。这种效应可能具有重要的影响，在一个发展中的伽玛射线暴与其周围环境的相互作用中产生的中微子的检测可能性。
2006-11-16 astro-ph hep-ph
Prompt TeV neutrinos from dissipative photospheres of gamma-ray bursts
最近，有人提出，光球的组成部分，从内部耗散发生在光学厚的内部相对论外流可能存在于提示$γ$ /X射线发射的伽马射线暴或X射线闪光。我们在这个耗散光球模型中探讨了高能中微子的发射，假设流出的成分是重子占主导地位。我们发现质子-质子碰撞过程产生的中微子辐射在中微子谱中形成了一个有趣的特征。在激波消散场的有利条件下，这些低能中微子可以被${\rm km^3}$探测器探测到，比如Icecube。质子-质子碰撞和光子-π介子产生过程中的高能（$\ga10$ TeV）中微子发射可以被显著抑制，因为质子的有效贝西-海特勒冷却和/或光球辐射中次级介子的辐射冷却可以使其在相对小的半径处耗散。随着耗散冲击继续向外，来自光π介子产生过程的高能中微子成为主导。
2008-12-09 astro-ph hep-ph
TeV black hole fragmentation and detectability in extensive air showers
在具有大额外维度的模型中，质心能量大于基本引力尺度的粒子碰撞可以产生非微扰引力物体。由于宇宙射线的能量已经超过了$10^{8}$ TeV，所以在TeV能量范围内的引力效应原则上可以通过高能宇宙射线探测器观测到。我们考虑了TeV能中微子在大气中的相互作用，并将TeV能黑洞形成和碎裂的广泛空气簇射与标准模型过程进行了比较。在相互作用截面和次级粒子的多重性中出现了来自标准模型预测的结果。黑洞截面的理论不确定性很大，削弱了仅根据预测和观测事件率之间的差异来约束TeV引力的尝试。黑洞碎裂过程中的秒数多重性增强了TeV引力效应的可探测性。我们用PYTHIA和AIRES模拟TeV黑洞的空气簇射，发现黑洞引起的空气簇射与标准模型的空气簇射有很大的不同。然而，现实的探测器记录的信息量有限，加上大的空气簇射波动，在实践中限制了区分TeV重力事件和标准模型事件的能力。我们讨论了优化黑洞事件可探测性的可能策略，并提出了一些独特的签名，可能允许未来的高统计检测器分离黑洞从标准模型事件。
2003-08-11 astro-ph gr-qc hep-ph
