Spacetime foam: from entropy and holography to infinite statistics and nonlocality
由于量子涨落，时空在小尺度上是泡沫状的。泡沫的程度被认为是一致的全息，一个原则预示着在物理学的黑洞熵。它关系到时钟和测量的最终精度以及量子计算的物理学。与现有的存档数据从哈勃太空望远镜的活动星系核，全息时空泡沫模型的宇宙学的应用程序需要存在的暗能量，我们认为，是由一个巨大的惰性“粒子”的极长波长。我们认为，这些“粒子”服从无限统计，其中粒子置换群的所有表示都可以发生，并且服从无限统计的系统中存在的非定域性可能与全息理论中存在的非定域性有关。我们还建议通过在遥远类星体的图像中寻找晕来检测时空泡沫，并认为它不会修改超高能宇宙射线谱中的GZK截止，并且它对来自遥远GRB的高能伽马射线的飞行时间差异的贡献太小而无法检测。
2008-02-28 astro-ph gr-qc hep-th
Space-Time Foam may Violate the Principle of Equivalence
不同粒子种类与量子引力理论中预期的泡沫时空涨落的相互作用可能并不普遍，在这种情况下，不同类型的高能粒子可能会以不同的数量违反洛伦兹不变性，违反等效原理。我们说明了这种可能性在两个不同的模型的时空泡沫的基础上，无论是平坦的闵可夫斯基空间或一堆相交的D-膜的D-粒子的波动。这两个模型都表明，对于不携带守恒电荷的高能粒子（如光子），洛伦兹不变性可能被破坏，而带电粒子（如电子）将以洛伦兹不变性的方式传播。D-膜模型进一步表明胶子的传播可能违反洛伦兹不变性，但中微子不会。我们认为，这些结论在树（最低属）和圈（较高属）的水平，并讨论其影响的量子引力的现象。
2004-07-02 astro-ph gr-qc hep-ph
Direct Measurements, Acceleration and Propagation of Cosmic Rays
本文总结了在梅里达（尤卡坦，墨西哥）举行的第30届国际宇宙线会议OG1会议的亮点。这里概述的分会议（OG1.1、OG1.2、OG1.3、OG1.4和OG1.5）主要专门讨论宇宙射线的直接测量、加速和传播。
2008-01-29 astro-ph
Quantum-Gravity phenomenology and high energy particle propagation
量子引力效应可能会对高能宇宙射线粒子的传播和相互作用产生相关后果。假设时空泡沫结构导致粒子能量和动量的内在不确定性，我们展示了低能（GZK下）观测如何对波动时空结构的作用提供强有力的约束。
2004-10-18 astro-ph
Propagation of ultra high energy cosmic rays
本文简要描述了高能质子、重核和γ射线在与宇宙光子场相互作用中的能量损失过程。然后讨论了能量损失过程和带电宇宙线在河外磁场中的散射对加速宇宙线能谱的修正。高能宇宙射线损失的能量转化为伽马射线和中微子，它们携带着关于高能粒子来源的额外信息。的HiRes和俄歇合作的新的实验结果进行了讨论，从传播计算的预测。
2008-10-14 astro-ph
Propagation of gamma-rays in massive binary Cen X-3: Interaction of cascade gamma-rays with the massive star
本文研究了甚高能γ射线在大质量双星Cen X-3辐射场中的传播。VHE伽马射线或电子，由靠近大质量伴星表面的致密天体注入，形成逆康普顿对（ICS）级联。基于蒙特卡罗模拟，我们计算了Cen X-3系统中碰撞到有质量伴星表面的次级级联光子的比例。研究了落在大质量恒星表面的光子的分布。这些光子与恒星的大气相互作用，应该激发不同的伽马射线线（核，电子正电子湮没线）。我们估计这些伽马射线线可能被INTEGRAL望远镜探测到。
2001-02-14 astro-ph
Propagation of super high-energy cosmic rays in the Galaxy
本文研究了高能宇宙射线在银河系中的传播。扩散模型的解决方案与数值计算的粒子轨迹相结合。由此产生的逃逸路径长度和相互作用路径长度，并在地球上获得的能谱进行了讨论。结果表明，由于在传播过程中的核相互作用，重元素的能谱比轻元素的能谱要平坦。所获得的超重元素的传播特性表明，这些元素可以发挥重要的作用，在宇宙射线能谱中的第二个膝盖的解释约400 PeV。
2006-09-18 astro-ph
Propagation of Cosmic Rays and Diffuse Galactic Gamma Rays
本文介绍了宇宙射线和漫射γ射线的天体物理学，并讨论了最近由于更精确的数据和改进的传播模型而出现的一些难题：银河漫射γ射线的过量发射，次级反质子和正电子，以及银河中宇宙射线的比预期更平坦的梯度。这些也涉及到暗物质，这是对现代物理学的挑战，通过它在宇宙射线中的间接搜索。虽然最终的解决方案还没有找到，我讨论的一些想法和获得的结果主要是与数值传播模型GALPROP。针对这些具体问题的一系列航天器和气球实验将在几年内升空，传递出一种乐观的感觉，即一个激动人心的发现的新时代即将到来。由于篇幅所限，本文不打算对所有最近的结果进行完整和全面的讨论。
2004-10-08 astro-ph hep-ph
CRPropa: A Numerical Tool for the Propagation of UHE Cosmic Rays, Gamma-rays and Neutrinos
为了理解超高能宇宙射线（UHECR，定义为10^18 eV以上）的起源，需要以现实的方式模拟它们在宇宙中的传播。UHECR可以与低能量无线电、微波、红外和可见光子相互作用，产生电子/正电子对或π介子。后者衰变并产生中微子和延伸到MeV能量的电磁级联。此外，宇宙磁场的偏转可以影响初级宇宙射线的光谱和天空分布，并且由于传播路径长度的增加，次级中微子和伽马射线通量也会受到影响。因此，中微子、伽马射线、宇宙射线物理学和河外磁场是密切相关的主题，应一并审议，以便从现有和未来的数据中提取最大的信息，就像从俄歇天文台预期得到的信息那样。为此，我们开发了CRPropa，一个公开的数值包，它考虑到初级UHECR的相互作用和偏转以及次级电磁级联和中微子的传播。CRPropa允许计算UHECR的可观测特性及其在各种模型中的二次散射，用于这些粒子的来源和传播。在这里，我们提出了考虑的物理过程以及基准测试示例;代码的详细文档可以在我们的网站上找到。
2007-11-18 astro-ph
Ultra High Energy Cosmic Rays: origin and propagation
我们讨论了理解宇宙中最高能量粒子-高能宇宙射线（UHECR）起源的基本困难。很难想象它们被加速的来源。由于UHECR在从源到我们的传播中的强烈衰减，这些源应该离我们宇宙学上的距离很短，但目前还没有确定。我们还提供了最新的实验结果，包括在本次会议上报告的信息，并将它们与UHECR起源的模型进行比较。
2007-11-14 astro-ph
Lower Bound on the Propagation Speed of Gravity from Gravitational Cherenkov Radiation
最近，有趣的4-D洛伦兹破坏模型已被提出，其中所有的粒子有一个共同的最大速度$c$，但重力传播（在首选帧）与不同的最大速度$c_g \neq c$。我们表明，情况下$c_g < c$是非常严格的约束的最高能量的宇宙射线的观察。假设宇宙射线的起源是银河系，那么它的保守界限为$c-c_g < 2 \times 10^{-15} c$ ;如果宇宙射线的起源是河外的，那么它的界限就更紧了几个数量级，为$c-c_g < 2 \times 10^{-19} c$。
2001-09-11 astro-ph gr-qc hep-ph
Numerical propagation of high energy cosmic rays in the Galaxy I: technical issues
我们提出了一个数值模拟的结果，宇宙射线的传播与$10^{15}$ eV以上的能量在一个复杂的磁场，在一般的大尺度组件和湍流组件。几种配置进行了调查，可能代表一个现实的磁场的银河系的具体方面，虽然这项调查的主要目的是不实现一个现实的描述在银河系中的传播，而是要评估的作用，定义的复杂问题的传播。我们对银河系中宇宙射线的模拟将在论文II中提出。我们确定了几种难以用纯扩散方法解释的效应，这些效应在银河系复杂磁场中宇宙射线的传播中起着至关重要的作用。我们详细讨论了将我们的结果外推到更低能量的问题，在那里可以获得银河系中宇宙射线的约束时间数据。约束时间及其对粒子刚性的依赖性是以下方面的关键因素：1）将源光谱与观测到的宇宙射线光谱相关联; 2）量化由光谱产生的轻元素; 3）预测作为能量函数的各向异性。
2007-05-14 astro-ph
Propagation of UHE cosmic rays in a structured universe
在引力不稳定的宇宙中，暗物质和星系的结构，星系际气体和磁场会对超高能宇宙射线（UHECR）的传播产生严重影响（Ryu & Kang，本论文集）。可能的影响包括空间限制和定向聚焦沿超星系物质片，以及普遍的再加速在大规模的冲击波阵面，和光谱修改由于能量依赖泄漏到宇宙空隙。因此，GZK截止可能不太明显，并且发生在较高的能量下，其中必须考虑加速和能量损失过程的随机性质。
1997-02-05 astro-ph
Origin and propagation of cosmic rays (some highlights)
在日球层深处探测到高能粒子宇宙射线（CR）意味着CR粒子的寿命至少有三个明显不同的阶段：加速、在星际介质（ISM）中传播和在日球层中传播。CR与气体、辐射和磁场相互作用产生的伽马射线可以用来研究它们在不同位置的光谱。尽管如此，准确的直接测量日光层内的CR物种（如它们的光谱和丰度）对于理解它们的起源和传播是非常重要的。在本文中，重点是最近的进展，特别是在那些GLAST和PAMELA观测可以导致我们的理解CRs的进一步进展。
2007-07-25 astro-ph
Propagation of Ultra-High Energy Cosmic Rays in Extragalactic Magnetic Fields
本文将讨论超高能宇宙射线（UHECR）问题，并指出Erlykin和Wolfendale（1997）建立的解释10**15 eV附近宇宙射线能谱特征的单源模型的思想也可以成功地应用于更高能量的宇宙射线。UHECR（能量高于10**19 eV）在河外磁场中的传播不能再被描述为一个随机游走（扩散）过程，向直线传播的过渡为所谓的Greisen-Zatzepin-Kuzmin（GZK）截止提供了一个可能的解释，该截止在近40年后仍然是一个悬而未决的问题。位于特定距离处并在有限时间内产生UHECR的瞬态“单源”是所提出的解决方案。
2004-06-29 astro-ph
Formation, Propagation, and Decay of Coherent Pulses of Solar Cosmic Rays
我们对太阳宇宙射线的行星际输运进行了数值模拟。粒子注入后在$\sim0.01$ AU内形成相干脉冲。脉冲的速度和各向异性的逐渐减小可以根据节距角散射和聚焦之间的平衡来理解。这些结果对估计粒子注入的时间是有用的。
1995-06-28 astro-ph
Origin and propagation of the highest energy cosmic rays
在这次演讲中，我将概述激波加速、高能宇宙射线与背景辐射的相互作用和通过背景辐射的传播，以及由此产生的电子-光子级联。我认为，虽然最高能量的宇宙射线的起源仍然是不确定的，它是没有必要调用奇异的模型，如发射拓扑缺陷来解释现有的数据。看来，在Fanaroff-Riley II类射电星系的激波加速可以解释现有的数据。然而，在我们确定自然界中最高能量粒子的来源之前，必须有新的宇宙射线数据以及对河外辐射场和磁场的更好估计。
1996-12-22 astro-ph
Ultra High Energy Cosmic Rays: propagation in the Galaxy and anisotropy
我们考虑了超高能宇宙射线（UHECR）通过星系的传播。我们调查模型的源UHECR分布在相同的方式冷暗物质（CDM）在一个自洽的方式，考虑到河外和银河系的贡献。使用一个非常简单的玩具模型的银河系磁场，我们表明，在银河系起源的UHECR的各向异性可以达到相当大的值。在河外UHECR起源的情况下，各向异性似乎是非零的电子和光子组件由于同步辐射损失，但它很难被保证。原因是UHE电子的通量极低，伽马射线各向异性水平太低。
2002-01-16 astro-ph
Numerical Propagation of Cosmic Rays in the Galaxy
我们提出了一个Monte-Carlo（MC）计算宇宙射线质子在银河系中的传播能量超过1 PeV。我们讨论了竞争效应的相对优势，如平行/垂直扩散和漂移的玩具模型的银河系。我们比较我们的估计与玩具模型的MC计算的结果，然后我们应用MC计算到一些更现实的银河系磁场模型。我们研究了不同磁场模型中的包容时间，以了解哪一个可能与低能数据一致。
2007-05-22 astro-ph
Nuclear Cosmic Rays propagation in the Atmosphere
本文研究了核宇宙线通量在大气中的输运，计算了用于测量的大气修正。在10-10 $^{3}$ GeV/n的动能范围内，讨论和评价了计算修正对实验结果精度的贡献。硼（B）和碳（C）元素系统用作测试用例。结果表明，所需的修正成为主要占主导地位的最高能量调查。并对结果进行了讨论。
2007-06-18 astro-ph
Propagation of very high energy gamma-rays inside massive binaries LS 5039 and LSI +61 303
预计高能γ射线，如果注入相对接近的大质量恒星的双星系统LS 5039和LSI 61 3003，应强烈吸收，启动逆康普顿$e^\pm$对级联的各向异性辐射从恒星表面。本文用蒙特卡罗方法研究了传播效应对这两个双星系统的γ能谱和角谱特征的影响。考虑了两种不同的假设：各向同性注入的初级伽玛射线的幂律谱和电子。可以得出结论，伽马射线的传播效应可以负责从LS 5039观察到的光谱特征。这些双星系统内部发生的级联过程大大降低了伽马射线不透明度，这是在其他工作中通过简单计算大质量恒星辐射场的伽马射线逃逸而获得的。这两个系统提供了非常相似的条件TeV伽马射线的生产在近天体通道。在LSI +61 303中，任何TeV的伽马射线通量相对于它的GeV通量来说都比LS 5039中的强。如果伽马射线是在这些双星内部产生的，距离大质量恒星不远，即在几个恒星半径之内，那么应该观察到GeV和TeV辐射之间的清晰关系，只要GeV和TeV能量的初级伽马射线是由相同的相对论粒子在相同的过程中产生的。在不久的将来，这些伽马射线传播特征可以通过AGILE和GLAST望远镜以及切伦科夫望远镜（例如MAGIC、HESS、VERITAS和CANGAROO）的多波长活动进行测试。
2006-01-28 astro-ph
On the Propagation of Extragalactic High Energy Cosmic and Gamma-Rays
能量在$10^{20}\,$ eV以上的高能宇宙线的起源和性质一直是宇宙射线物理和天体物理的难题。本文报告了对能量范围在$10^8\,$ eV和$10^{23}\,$ eV之间的河外核子、$γ$ -射线和电子的传播的广泛研究。我设计了一种有效的数值方法来求解宇宙线谱演化的输运方程。在数值代码中考虑了能量范围在$\simeq 10^{9}\,$ eV和$\simeq 1\,$ eV之间的普遍辐射背景谱，包括漫射射电背景、宇宙微波背景和红外/光学背景，以及可能的河外磁场。我应用代码来计算粒子谱预测的各种模型的高能宇宙线的起源。与观测到的通量，特别是扩散$γ$射线背景在几个能量范围内的比较，允许一个约束某些类别的模型。我的结论是，将最高能量的宇宙射线归因于大统一尺度物理学或宇宙学伽马射线暴的方案在目前是可行的。
1996-04-18 astro-ph
Anti-GZK effect in Ultra High Energy Cosmic Rays diffusive propagation
我们讨论了超高能质子在星系际磁场中扩散传播的反GZK效应，它包括超高能质子到达观测者的最大距离的跳跃式增加。这个跳跃的位置，$E_j \approx 2\times 10^{18}$ eV，完全由能量损失（从绝热到成对产生能量损失的转变）决定，并且与扩散参数无关。漫射谱在这个能量附近呈现出低能量的陡峭，这非常接近宇宙线谱中观察到的第二个拐点的位置。这种下降在普适光谱中被视为与宇宙微波背景辐射相互作用的特征，在磁场中扩散传播的情况下也存在。
2005-05-27 astro-ph
Propagation and Signatures of Ultra High Energy Cosmic Rays
当源间距离小于传播长度（如能量衰减长度或扩散长度（在磁场中传播））时，我们研究了具有普适谱的河外质子，它与传播方式无关。借助于修正因子，研究了该谱中的传播特性，即GZK截止、倾斜和凸起，修正因子与产生谱指数$γ_g$的关系很弱。我们认为，从上述功能的下降是最独立的模型之一。对于具有$γ_g=2.7$的幂律产生谱，所有现有探测器的数据都很好地证实了这种下降，这为河外质子通过CMB传播提供了强有力的证据。我们发展了UHECR起源的活动星系核模型，成功地解释了观测到的$1\times 10^{20}$ eV以下的光谱和从银河到河外的宇宙射线跃迁。计算出的光谱具有GZK截止值，并且在$E \gsim 1\times 10^{20}$ eV处的AGASA过量事件需要另一个分量，例如来自超重暗物质。在弱河外磁场的情况下，这个模型是一致的小角度集群和观察到的相关性与BL Lac。
2005-05-10 astro-ph
Anomalous diffusion of the cosmic rays: steady-state solution
研究了银河系宇宙射线在分形星际介质中的传播。本文给出了描述宇宙线传播的分数阶扩散方程的稳态解，证明了稳态谱的指数等于"膝"以上宇宙线谱的指数，即约等于3.1。
2001-07-14 astro-ph
Propagation of high-energy cosmic rays in extragalactic turbulent magnetic fields: resulting energy spectrum and composition
通过研究河外磁场对宇宙射线谱和成分的影响，我们扩展了以前对混合成分河外宇宙射线源模型的研究。我们研究了带电粒子在湍流场中的传输以及从弹道到扩散传播的过渡。我们介绍了一种方法，允许快速集成的粒子轨迹，这使我们能够计算河外宇宙射线光谱在一般情况下，不使用扩散或直线近似。我们发现，只要磁场强度不超过几个nG，混合成分模型的主要特征-关于脚踝的解释和平均宇宙射线质量的非单调演化-基本上保持不变。
2007-09-11 astro-ph
Propagation of cosmic rays: nuclear physics in cosmic-ray studies
宇宙射线（CR）中的原子核比例远远超过其他CR物质，如反质子、电子和正电子的比例。因此，从CR研究中获得的大部分信息是基于使用CR传播模型对同位素丰度的解释，其中p-和α-诱导反应中的核数据和同位素生产截面是关键要素。本文介绍了CR和漫射伽马射线的天体物理学，并讨论了最近出现的一些难题，由于更精确的数据和改进的传播模型。与宇宙学和粒子物理学相结合，CR天体物理已经成为一个非常有活力的领域，在不久的将来有很大的突破和发现的潜力。充分利用CR实验收集的数据需要精确的核截面。
2004-11-15 astro-ph hep-ph nucl-ex
The Galactic magnetic field and propagation of ultra-high energy cosmic rays
超高能宇宙射线（UHECR）之谜仍然没有得到解决。随着下一代实验（AUGER，EUSO，OWL）准备工作的进展，对现有和未来事件进行定向分析的重要性也在增长。银河系磁场（GMF）即使在这个能量范围内也起着源识别的关键作用。本文首先分析了转基因食品的实验和理论研究现状，介绍了目前最新的复杂的转基因食品模型。然后，我们提出了两个简单的应用程序的GMF对UHECR传播的影响的例子。这两个例子都是基于洛伦兹方程的解。第一个是UHECR入射方向的基本方向分析，第二个是在10^13 - 10^19 eV能量范围内CR化学成分变化的模拟。这些简单分析的结果是令人惊讶的丰富-例如粒子从银河系逃逸的速率或特定方向上粒子通量的放大。
2003-07-09 astro-ph
Wave damping by MHD turbulence and its effect upon cosmic ray propagation in the ISM
宇宙射线散射出与之共振的磁不规则性（阿尔芬波），也就是波长与其回旋半径相当的波。这些波可能是由宇宙射线本身产生的，如果它们的速度比阿尔芬速度快，或者是由MHD湍流源产生的。由流动的宇宙射线激发的波具有理想的散射形状，而MHD湍流的散射效率由于其各向异性而严重降低。我们表明，MHD湍流作为宇宙线产生的波的阻尼机制，对宇宙线的传播有间接的影响。星际介质的热（"日冕“）相是通过自生波散射进行宇宙射线约束的最佳候选位置。对于湍流阻尼是主要阻尼机制的情况，我们将宇宙射线的流速与介质中湍流耗散率联系起来。我们的结论是，能量高达10^2 GeV的宇宙射线的流动速度不会比阿尔芬速度快得多，但10^6 GeV的宇宙射线将不受自生波的阻碍地流动，除非日冕气体明显没有引力。
2003-11-17 astro-ph
Diffuse Galactic gamma-rays: constraining cosmic-ray origin and propagation
我们已经开发了一个模型，旨在再现与宇宙射线（CR）起源和传播有关的许多种类的观测数据：直接测量原子核，反质子，电子和正电子，伽马射线和同步辐射。我们的主要结果包括评估的扩散/对流和再加速模型，估计的晕的大小，计算的星际正电子和反质子光谱，评价的核子和电子星际光谱的替代假设，和计算的银河弥漫伽马射线发射。最近，我们的CR传播代码已被推广到包括碎片网络的任意复杂性。该代码现在可以提供一种替代漏盒计算的完整同位素丰度计算，并具有包括空间维度的优势，这是必不可少的放射性核。对亚Fe/Fe、10 Be/9 Be和26 Al/27 Al进行了初步预测，以期待新的实验同位素数据。我们表明，从经典的CR研究与伽马射线和其他数据相结合的信息，导致更严格的约束CR起源和传播。
1999-08-04 astro-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
Propagation of ultrahigh energy cosmic rays and compact sources
高能（>10^{20} eV）宇宙射线（UHECR）的聚集表明它们可能是由致密源发射的。统计分析（Dubovsky等人，2000）估计了源密度。我们扩展了他们的分析，也给出了使用a的源密度的置信区间（CI）。没有关于聚集事件和非聚集事件之间的关系的假设; b.）源光度和能量的非平凡分布; c.）传播的能量依赖性。我们还确定了在距离r处产生的能量为E的质子到达地球的概率高于阈值E_c。利用该函数，对任何注入光谱只需一次数值积分即可确定观测光谱。观测到的14个10^{20} eV以上的UHECR事件中，有一个双峰，其源密度为180 ^{-165}^{+2730} \cdot 10^{-3} Mpc^{-3}（置信水平为68%）。
2001-05-31 astro-ph hep-ph
Properties of the Interstellar Medium and the Propagation of Cosmic Rays in the Galaxy
在能量低于能谱中所谓的“膝”（约3*10 $^6$ GeV）的超新星爆炸产生的激波中宇宙射线的起源问题得到了解决，特别注意粒子通过不均匀星际介质的传播以及解释最近各向异性结果的必要性，[1]。结果表明，物质密度和磁场分布的分形特征导致宇宙线能谱空间涨落的大幅度增加。而宇宙射线在其源附近的空间分布（如。在银河系盘内的辐射源（在银河系盘内）并不太依赖于传播的性质，而在很大程度上取决于它们的源的分布，在离银河系盘很远的距离上的分布强烈地取决于传播的性质。特别是，ISM的分形特征导致了所谓的“异常扩散”，这种扩散有助于我们理解宇宙线晕的形成。异常扩散可以解释最近查卡尔塔亚广泛空气簇射实验的重要结果[1]，即外星系宇宙射线强度的银河平面增强，这在所谓的“正常”扩散情况下是不存在的。所有这些效应只有一个原因：反常扩散强调了局部现象在我们银河系和其他地方宇宙射线特征形成中的作用。
2002-09-24 astro-ph
Monte Carlo Study of Cosmic-Ray Propagation in the Galaxy and Diffuse Gamma-Ray Production
本文利用全三维蒙特卡罗模拟对银河系中宇宙线的时间依赖性传播进行了初步的模拟。宇宙射线（质子和氦核）在银河系中的分布进行了研究，在不同的空间尺度上的恒定和可变的宇宙射线源。对宇宙射线在传播过程中产生的连续漫γ射线辐射进行了计算。
2007-06-04 astro-ph
Propagation of Ultra High Energy Protons over Cosmological Distances and Implications for Topological Defect Models
本文描述了用混合矩阵-蒙特卡罗方法计算UHE宇宙射线和$γ$ -射线通过宇宙背景辐射场级联的结果。我们计算了级联产生的$γ$射线和中微子辐射，以及级联对初级光谱的影响。我们讨论了各种宇宙线注入谱和主要物种的结果。某些产生最高能量宇宙射线的模型被排除了。
1995-06-23 astro-ph
Intergalactic Propagation of UHE Cosmic Rays
讨论了能量为E \geq 10^{18.5} eV的超高能宇宙射线（UHECR）的星系际传播。我们考虑了银河系际介质中弱随机磁场引起的能量相关偏转的影响下超高能电子回旋共振的传播以及光π和对产生造成的能量损失。我们计算的到达谱充分考虑了光子π产生的运动学和光子π相互作用速率的泊松统计。我们估计UHECR从视线的源，时间延迟相对于光子从同一个源，到达光谱和源统计的偏转。这些估计证实了UHECRs的能量演化的传播的数值模拟。这些模拟表明，经常使用的连续近似的能量损失的治疗，由于光π介子生产的宇宙微波背景（CMWB）不能合理的UHECR。我们讨论了这些结果的影响，观察到的粒子通量以上的Greisen-Zatsepin-Kuz'min截止的两个方案，已提出了这些粒子的生产：连续生产的大冲击波与强大的射电星系，或可能的大尺度结构的形成，和脉冲生产在相对论性冲击波与宇宙学伽马射线暴。
1999-07-05 astro-ph
Cosmic Ray Propagation: Nonlinear Diffusion Parallel and Perpendicular to Mean Magnetic Field
我们考虑宇宙射线在湍流磁场中的传播。我们使用的模型的磁流体动力学湍流，在数值模拟中进行了测试，其中的湍流是在大尺度上注入和级联到小尺度。我们的注意力集中在强湍流的模型，但我们也简要地讨论了弱湍流和板Alfvénic扰动的影响。后者可能是由于宇宙射线流体本身的不稳定性而出现的，例如，宇宙射线的集束和回旋共振不稳定性。为了描述宇宙射线与磁微扰的相互作用，我们发展了一种非线性形式主义，扩展了通常用于此目的的普通准线性理论（QLT）。这使我们能够避免通常的90度散射问题，并使我们能够计算宇宙射线的平均自由程。我们将该方法应用于宇宙线在星系晕和暖电离介质（WIM）中的传播。此外，我们还讨论了垂直于平均磁场的宇宙射线的输运问题，并表明宇宙射线次扩散问题（即，传播与回溯轨迹向后，这减慢了扩散）仅对于当环境湍流远离数值模拟向我们建议的情况时的受限情况是重要的。因此，这项工作提供了形式主义，可用于计算宇宙射线在各种情况下的传播。
2007-10-23 astro-ph
Propagation of High Energy Galactic Cosmic Rays
我们探讨了几个方面有关的银河系起源的高能宇宙射线（CR）的传播（即在范围$E\simeq 10^{15}- 10^{18}$ eV）。特别是，我们详细研究了扩散/漂移的情况下，刚性依赖模型，解释了膝盖的起源和CR光谱的第二个膝盖，以及最近的观察组成和各向异性。此外，带电粒子在高湍流磁场中传播的扩散张量的行为进行了数值确定。我们还研究了CR引起的高能中微子通量，我们表明，CR膝关节的刚性依赖的情况下，减少了大气中微子的背景，从而鼓励寻找天体物理中微子源。在探索了轻子径迹探测通道中的这种效应之后，我们研究了研究较少的"“通道，它被证明对隔离瞬发大气中微子成分特别有效。最后，我们详细考虑了核光致衰变模型作为CR光谱中的膝盖的另一种解释，其中CR原子核由源发射的解体过程中通过周围的光学/UV光子场的传播。在这种情况下，预测组合物在膝盖上变轻，这与在刚性依赖的情况下获得的结果相反。
2004-11-12 astro-ph
Propagation and Chemical Composition of Ultra High Energy Cosmic Rays
具有$E^{-2.7}$型注入谱的河外宇宙射线质子在地球上的谱由于贝特-海特勒对产生而相对于宇宙微波背景的光子而具有下降。在$10^{18} - 4\times 10^{19}$ eV的能量区域中产生凹陷，其位置和形状以高精度再现实验观察到的光谱。对观测数据的这种解释预测了一个能量标度的存在，该能量标度发出了从银河系到河外宇宙射线可能过渡的信号。事实上，在能量低于特征值$E_c\approx 1\times 10^{18}$ eV（由电子对产生的能量损失率和绝热损失率相等决定）时，宇宙射线的光谱在所有感兴趣的情况下都是发散的。在这个模型中，从银河宇宙射线到河外宇宙射线的跃迁发生在低于$E_c$的某个能量，对应于所谓的第二膝的位置。对观测数据的另一种可行的解释是基于一种完全不同的方法，假设质子和原子核的混合成分的能量为$E\ge 10^{19}$ eV。这种情况意味着从银河系到河外宇宙射线在脚踝能量（$\sim 10^{19}$ eV）的过渡。在本论文中，我们将审查的主要特点的倾角模型比较它与过渡的模型在脚踝。
2007-01-22 astro-ph
On the role of galactic magnetic halo in the ultra high energy cosmic rays propagation
研究超高能宇宙射线（UHECR）的传播是揭开其起源秘密的关键一步。到目前为止，人们只认为它是银河系和河外磁场的影响。在这篇文章中，我们的重点是我们的磁场的可能的UHECR源和我们之间的星系站的影响进行分析。我们的主要方法是从众所周知的星系分布开始，直到120 Mpc。我们使用最完整的星系目录：LEDA目录。在我们周围120 Mpc的球体内，我们提取了60130个已知位置的星系。在我们的模拟中，我们为每个星系分配了一个晕偶极磁场（HDF）。开发的代码是能够反向传播的带电粒子从整个星系样本的UHECR数据的到达点。我们目前的模拟的情况下，室女星系团，并表明有一个不可忽略的偏差的情况下，质子的$7 \times 10^{19}$ eV，即使$B$值是保守的。然后特别注意AGASA三重态，我们发现NGC3998和NGC3992可能是可能的候选源。
2006-05-09 astro-ph
Study of positrons from cosmic rays interactions and cold dark matter annihilations in the galactic environment
正电子和电子宇宙射线为研究银河系环境提供了一种互补的方法。实际的宇宙射线实验，如PAMELA和HEAT，已经在这一领域取得了令人兴奋的结果。观测到的正电子分数似乎大于实际的理论预测能量大于10 GeV。暗物质与超越标准模型理论的间接证据表明，宇宙射线信号中存在额外的贡献。我们研究和计算了一个通用的暗物质候选者的湮灭产生的正电子信号。特别分析了正电子湮没的典型特征以及CR传输物理对正电子信号的影响。此外，我们还研究了与原子核宇宙射线与星际气体之间的散射过程有关的正电子信号。我们分析了核截面、核宇宙线和CR传播物理中存在的不确定性的影响。正电子的传播是按照在核宇宙线研究中得到成功验证的双区传播模型来模拟的，它为研究宇宙线物理提供了一种分析方法。
2009-02-04 astro-ph hep-ph
The origin of ultra high energy cosmic rays
本文简要讨论了超高能宇宙射线（UHECR）起源和传播研究中的一些问题和最新进展。
2005-12-16 astro-ph
Theoretical approaches to particle propagation and acceleration in turbulent intergalactic medium
在大尺度上，团间介质是湍流的，湍流是超阿尔文的。当湍流达到波动速度小于阿尔芬速度的尺度时，磁场基本上改变湍流级联。在这些尺度上，可以考虑三个级联，即快速、慢速和Alfven模式，它们之间几乎没有能量交换。由于Alfvenic和慢模式是各向异性的，它们稍微散射和加速宇宙射线，而快模式主导了这个过程。然而，在存在宇宙射线的情况下，湍流被修改为宇宙射线将可压缩运动（即慢模和快模）的能量从大尺度转移到宇宙射线拉莫尔半径尺度。这导致产生一个新的小规模Alfvenic组件，这不是普通的MHD级联的一部分。这种成分会散射和加速宇宙射线。此外，湍流介质中的磁重联加速了宇宙射线。团内湍流的复杂性需要观测研究。速度坐标谱（Velocity Coordinate Spectrum）是新一代X射线天文台研究速度涨落的一种新技术。
2006-08-02 astro-ph
Fractional diffusion of cosmic rays
在假设星际介质为分形介质的条件下，研究了银河系宇宙射线的传播。用分数阶导数形式的反常扩散方程描述宇宙线的传播。在所使用的模型中，粒子在星系不均匀性之间的大自由路径（“列维飞行”）和粒子在陷阱中停留的时间长导致了异常。本文求出了与超新星爆发有关的具有逆功率谱的点瞬时源和脉冲源的反常扩散方程的渐近解，它包括亚扩散区和超扩散区，并以稳定分布表示。讨论了不同区域中观测粒子谱指数的能量依赖性。
2001-07-13 astro-ph
The composition of cosmic rays at the knee
评述了PeV区宇宙射线成分的实验现状。的结果进行比较，当代模型的预测银河系宇宙射线的加速和传播。
2004-07-27 astro-ph
Mass composition of cosmic rays in anomalous diffusion model: comparison with experiment
假设宇宙射线在银河系中的传播过程是由反常扩散方程描述的，计算了1 - 10^8 GeV/粒子能区的宇宙射线的能谱和质量组成.我们的结果和实验数据的比较。
2001-07-13 astro-ph
Uncertainties of the antiproton flux from Dark Matter annihilation in comparison to the EGRET excess of diffuse gamma rays
银河系弥漫伽马射线的EGRET过剩显示了暗物质湮灭（DMA）预期的所有特征：由单能夸克碎裂给出的光谱形状，在所有天空方向上都是相同的，以及标准暗物质晕预期的过剩强度分布，由旋转曲线预测。从EGRET过剩可以预测来自DMA的反质子通量。然而，有多少反质子到达探测器在很大程度上取决于传播模型。传统的各向同性传播模型将反质子捕获在银河系中，导致局部反质子通量远高于观测到的通量。根据Bergstrom et.这排除了EGRET过量的DMA解释。在这里，它表明，更现实的各向异性传播模型，其中大多数反质子逃逸的快速运输在z方向上，是一致的B/C比，反质子通量和EGRET过量DMA。
2008-01-09 astro-ph
Propagation of Ultra-High Energy Cosmic Rays above $10^{19}$ eV in a Structured Extragalactic Magnetic Field and Galactic Magnetic Field
本文对$10^{19}$ eV以上的超高能宇宙射线在结构化河外磁场中的传播进行了数值模拟，并模拟了它们到达地球的分布。我们使用的IRAS PSCz目录，以构建一个模型的EGMF和源模型的UHECR，这两个复制的本地结构观察到的银河系周围。我们还考虑修改UHECR到达方向的银河磁场。我们跟踪它们从地球传播的逆过程并记录其轨迹。这使得我们能够仅计算到达地球的UHECR的轨迹，这节省了CPU时间。从这些轨迹和我们的源模型，我们构建的UHECR的到达分布和计算的谐波振幅和两点关联函数的。我们估计再现Akeno地面空气簇射阵列（AGASA）观测最好的源的数密度。结果发现，最合适的源数密度为$\sim 5 \times 10^{-6}$ Mpc $^{-3}$ .这限制了UHECR的源候选。我们还展示了他们的到达分布与未来的实验预期的事件数的天空图，并研究如何EGMF影响他们的到达分布。一个主要的结果是扩散的聚类事件，从计算中获得的EGMF的情况下。这种趋势使我们能够更好地再现所观察到的两点关联函数。
2005-11-17 astro-ph
Origin and Propagation of Extremely High Energy Cosmic Rays
能量超过10**（20）eV的宇宙射线粒子已经被探测到。宇宙射线粒子具有如此巨大能量的来源和物理机制尚不清楚。本文综述了与宇宙中极高能宇宙射线的起源和传播问题有关的物理学和天体物理学。在简要回顾了观测到的宇宙射线及其可能的来源和加速机制后，详细讨论了EHE宇宙射线起源于早期宇宙过程中质量足够大的粒子衰变的可能的“自上而下”（非加速）方案。大质量粒子可能来自宇宙拓扑缺陷（如单极子，宇宙弦等）的坍缩和/或湮灭。它们可能是与大统一理论相关的，或者它们可能是一些在早期宇宙中创建的长寿亚稳态超大质量遗迹粒子，并在当前时代衰变。因此，宇宙射线光谱的最高能量端可以作为标准模型之外的新基础物理学的探测器。我们讨论了现有的和拟议中的宇宙射线，伽马射线和中微子实验在这方面的作用。我们还讨论了如何观测下一代实验的图像和光谱的EHE宇宙射线源可以用来获得新的信息，银河系和河外磁场和可能的起源。
1999-08-23 astro-ph hep-ph
Ultra-High Energy Heavy Nuclei Propagation in Extragalactic Magnetic Fields
我们扩展现有的超高能宇宙射线在河外磁场中的传播的工作，考虑到光致蜕变，π介子生产，和创建的e+e-对重核的可能组成部分。我们的重点是磁场对观测到的超高能宇宙射线的光谱和化学成分的影响。我们将我们的模拟应用到Anchordoqui等人提出的方案中，其中铁核在附近的星暴星系中加速，并表明它与数据的边缘一致。我们还表明，在Ahn等人的情况下，在观测到的最高能量$\sim3 10^{20} $ eV处，从M87中检测到He核的可能性极小。在Ahn等人的情况下，最高能量的宇宙射线起源于M87，并在帕克螺旋银河系中偏转。磁场。
2002-09-11 astro-ph hep-ph
The intergalactic propagation of ultra-high energy cosmic ray nuclei
我们研究了来自宇宙学远源的超高能宇宙线核（A = 1-56）在宇宙辐射背景中的传播。各种模型的注入成分和光谱和宇宙红外背景的研究使用更新的光衰变截面。关于超高能宇宙射线的光谱和成分的观测数据与所有注入的初级宇宙射线都是铁核（或重核和轻核的混合物）的模型相一致。
2006-10-23 astro-ph hep-ph
The Intergalactic Propagation of Ultra-High Energy Cosmic Ray Nuclei: An Analytic Approach
超高能宇宙射线很可能含有大量的重或中等质量原子核。超高能核在宇宙辐射背景中的传播比质子的传播复杂得多，需要使用蒙特卡罗技术来研究。本文提出了一种计算超高能宇宙射线在地球上的谱和成分的解析方法。所得结果与用数值方法得到的结果吻合得很好。
2008-11-05 astro-ph hep-ph
Secondary antiprotons and propagation of cosmic rays in the Galaxy and heliosphere
宇宙射线核与星际气体的高能碰撞被认为是产生大多数宇宙射线反质子的机制。由于该过程的运动学，它们被创造出具有非零动量;其特征光谱形状在~2 GeV处具有最大值，并在较低能量处急剧下降，这使得反质子成为银河系中粒子传播和日光层调制模型的独特探针。另一方面，次级反质子通量的精确计算为寻找来自超对称粒子湮灭和原始黑洞蒸发的奇异信号提供了“背景”。最近，新的数据与大量的统计数据，低，高能量的反质子通量已成为可用的，允许这样的测试进行。我们使用我们的传播代码GALPROP计算星际宇宙射线传播的各种模型。我们表明，没有简单的模型能够准确地描述各种数据：硼/碳和子铁/铁的比例，质子，氦，反质子，正电子，电子和扩散伽马射线的光谱。我们发现，只有一个模型的扩散系数加上对流的中断可以重现宇宙射线物种的测量，和再现的原色（p，他）可以进一步提高通过引入一个中断的主要注入光谱。对于我们的最佳拟合模型，我们预测质子和反质子通量在地球附近的不同调制水平和磁极性，使用稳态漂移模型在日光层中的传播。
2001-09-18 astro-ph hep-ph nucl-ex
Galactic cosmic rays & gamma rays: a synthesis
我们已经建立了一个模型，旨在重现与宇宙射线起源和传播有关的许多种类的观测数据：原子核、反质子、电子和正电子、伽马射线和同步辐射的直接测量。我们的主要结果包括评估的扩散/对流和再加速模型，估计的晕的大小，计算的星际正电子和反质子光谱，评价的核子和电子星际光谱的替代假设，和计算的银河弥漫伽马射线发射。我们表明，从经典的宇宙射线的研究与伽马射线和其他数据相结合的信息，导致宇宙射线的起源和传播更严格的约束。
1999-03-24 astro-ph hep-ph
