高红移巨射电星系6C 0905+39的逆康普顿X射线发射叶

Pictor A射电瓣的X射线空间分辨研究

Radio Lobes of Pictor A: an X-ray spatially resolved Study

一项新的XMM观测使得对射电星系Pictor A的两个叶的详细研究成为可能。它们的X射线发射是非热源的，是由于微波背景光子被波瓣中的相对论电子逆康普顿散射所致，在两个波瓣中，均分磁场（Beq）大于由射电和X射线通量比计算的逆康普顿值（Bic）。Beq/Bic比值从未低于2，尽管有大量合理的假设被用来计算Beq，这表明波瓣的能量主要由粒子控制。X射线数据质量良好，足以进行空间分辨分析。我们的研究表明，Bic在各个脑叶中是不同的。它似乎在热点后面增加。相反，观察到颗粒的相当均匀的分布。因此，沿波瓣的无线电通量密度变化似乎主要是由磁场变化驱动的。

发射X射线的GPS星系宽带光谱的模拟

Modelling the broad-band spectra of X-ray emitting GPS galaxies

对GHz峰谱射电星系宽带辐射的研究是研究其活动星系中心kpc大小区域内发生的物理过程的有力工具，在该区域内喷流传播，叶瓣膨胀，与周围的星际介质相互作用。我们最近开发了一个新的动力辐射模型来描述GPS现象的演变（Stawarz等人，2008年）：当相对论性喷流通过ISM传播时，逐渐吞没沿途的窄线发射气体云，膨胀叶的电子数量演变，发射同步加速器光，以及逆康普顿辐射通过上散射的光子场从主机星系和它的活动核。该模型成功地再现了GPS射电源的关键特征，描述了其谱能量分布（SED）随波瓣扩展的演变，预测了重要和复杂的X射线到伽马射线发射。我们在这里应用该模型的宽带SED的一个样本的已知的，X射线发射GPS星系，并表明：（一）自由的吸收机制，使我们能够重现在频率低于营业额的无线电连续;（二）瓣的非热，逆康普顿发射可以解释所观察到的X射线光谱，提供了一个可行的替代热，吸积为主的情况。我们还表明，在我们的样本中，X射线和射电氢柱密度之间的关系，N_H和N_HI，是一个正相关的暗示，这一点，如果得到证实，将支持的情况下，高能量发射叶。

来自射电星系3C 219的逆康普顿X射线

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。

同步加速器-自康普顿发射源的高能量可变性：为什么单区模型不起作用以及我们如何解决它

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。

活动星系核大尺度喷流、热点和瓣的X射线发射特性

X-ray Emission Properties of Large Scale Jets, Hotspots and Lobes in Active Galactic Nuclei

我们研究了一个系统的比较喷气结，热点和无线电波瓣最近观察到钱德拉和ASCA。本报告将讨论它们的X射线发射的起源，并研究喷流的动力学。这些数据是在40多个射电星系的良好采样射电（5 GHz）和X射线频率（1 keV）下汇编的。我们研究了三种产生X射线的模型：同步加速器（SYN），同步加速器自康普顿（SSC）和外部康普顿对CMB光子（EC）。对于SYN源-主要是附近低光度射电星系中的喷流结-X射线光子是由能量为10-100 TeV的超相对论电子产生的，必须在原位加速。对于其他对象，保守地分类为SSC或EC源，一个简单的公式计算的“预期”X射线通量的均分假设下。我们证实，在射电瓣和大多数热点的情况下，观测到的X射线通量接近非相对论发射等离子体速度的预期通量，而相当一部分喷流结在X射线下太亮，无法用这种方式解释。我们研究了两种可能性来解释逆康普顿模型框架中的差异：（1）磁场远小于均分值，（2）喷流在kpc/Mpc尺度上是高度相对论性的。我们的结论是，如果逆康普顿模型是这种情况下，X射线明亮的喷流结是最有可能远离最小功率条件。我们还简要讨论了另一种可能性，即观察到的X射线发射从所有的喷气结是同步辐射的起源。

活动星系核NGC 1365 X射线发射区大小的掩星测量

Occultation measurement of the size of the X-ray emitting region in the Active Galactic Nucleus of NGC 1365

本文对塞弗特星系NGC 1365的中心X射线发射区进行了掩星观测。这种极端的光谱变化（从康普顿薄反射为主，并返回康普顿薄在四天内）已被捕获在一个为期十天的钱德拉监测活动，包括六个短（15千）观测每两天进行一次。我们讨论了这种掩星的影响范围内的情况下，康普顿厚的云穿越视线的X射线源。我们估计源的大小R<10^14 cm，云与源的距离D<10^16 cm。这种直接测量证实了理论上对一个极其紧凑的X射线源的预期，并表明康普顿厚度的环核气体位于宽线区尺度上距离中心一定距离的地方。

河外喷流、叶和热点的X射线发射过程

X-ray Emission Processes in Extragalactic Jets, Lobes and Hot Spots

本文对射电喷流、瓣和热点的X射线发射过程作了简要的评述。逆康普顿散射模型中可能的光子包括射电同步辐射本身（即同步辐射自康普顿[SSC]发射）、宇宙微波背景（CMB）、星系星光和活动核辐射。已从一些热点检测到SSC排放。预计CMB的散射将占主导地位的喷流（和可能的热点）进行批量相对论运动接近的方向对观察者。活动星系核的红外辐射散射应该可以从射电瓣观测到，特别是当它们靠近活动星系核的时候。同步辐射在一些源中被探测到，最著名的是M87的喷流。我简要地讨论了为什么不同的热点发射X射线的不同的发射机制和同步辐射光谱的性质。

射电星系NGC 1316（天炉座A）西叶场和粒子能量分布的X射线测量

X-ray measurements of the field and particle energy distributions in the west lobe of the radio galaxy NGC 1316 (Fornax A)

根据1997年ASCA新的98 kS观测资料，结合1994年的39 kS观测资料，对射电星系天炉座A（NGC 1316）的西瓣进行了后续的X射线研究。发射的0.7- 10 keV光谱可以用能量指数为0.74 +/- 0.10的幂律来描述，这与同步辐射指数0.9 +/- 0.2一致。因此，正如Kaneda等人（1995）和Feigelson等人（1995）所总结的那样，X射线被再次证实是通过宇宙微波光子的逆康普顿散射产生的。逆康普顿X射线的表面亮度在西瓣上表现出相对平坦的分布，表明近似球形的发射率分布，半径为~11'（75 kpc）。而Ekers等（1983）的1.4GHz射电图像显示出边缘增亮的表面亮度，与壳状发射率分布一致，其内、外边界分别为4'和11'。无线电和X射线之间的这些形态差异表明，相对论电子均匀分布在叶体积，而磁场被放大朝向叶边缘区域。

强FRII射电星系的逆康普顿X射线

Inverse Compton X-rays from strong FRII radio-galaxies

在类星体-射电星系统一的框架下，FRII射电星系的射电发射叶被强的类星体辐射场所覆盖，相对论电子与来自隐藏类星体的红外光子之间的逆康普顿（IC）散射可能对这些射电星系的X射线发射有重要贡献。软X射线发射特性的六个强，高红移FRII（3C 277.2，280，294，324，356，368）与我们的模型的预期进行了比较，同时考虑到从IC散射的CMB光子与无线电电子的贡献。我们发现，除了3C 324的X射线辐射可能比该星系团的X射线辐射要小外，其余六个源中有五个的软X射线光度和光谱都能用我们的模型满意地解释。一个重要的影响是，如果射电轴相对于天空平面倾斜，则观测到的与两个射电瓣相关的X射线发射将是不对称的，远的瓣更明亮。对于射电轴倾斜的几个值，导出了两个瓣的X射线光度之间的比率。然而，这些遥远的射电星系的预测角尺寸很小，很难用现有的X射线设备分辨。

Hydra A星系团的Chandra X射线观测：射电源和发射X射线的气体之间的相互作用

Chandra X-ray Observations of the Hydra A Cluster: An Interaction Between the Radio Source and the X-Ray-Emitting Gas

我们提出钱德拉X射线观测的长蛇座星系团A，我们报告的发现，在中央80千秒差距的集群的X射线发射气体的结构。最值得注意的结构是X射线表面亮度的凹陷，直径为$\sim 25-35$千秒差距，与九头蛇A的射电瓣一致。这些凹陷几乎没有发射X射线的气体，也没有证据表明射电瓣周围有激波加热的气体。我们认为，表面亮度凹陷内的气体被取代的射电瓣扩大亚音速，在炎热的大气中留下空腔。最亮星系团（BCG）的气体温度从70 kpc时的4 keV下降到20 kpc内的3 keV，气体冷却时间为$\sim 600$ Myr。这些特性与半径为70 kpc的$\sim 34 \msunyr$冷却流的存在是一致的。明亮的X射线发射存在于围绕着最近吸积的星云发射盘和年轻恒星的BCG中。恒星的形成速率与盘体中热气的冷却速率相当，尽管在更大半径下冷却物质的汇仍然难以捉摸。

准热康普顿化与伽马射线暴

Quasi-thermal Comptonization and gamma-ray bursts

在相对论壳层之间形成的内激波中的准热康普顿化可以解释伽马射线暴的高能发射。如果发射粒子的典型能量是通过加热和冷却之间的平衡或作为电子-正电子对产生的结果来实现的，则这实际上是主要的冷却机制。这两个过程都产生次或温和的相对论能量。在这种情况下，同步加速器光谱是自吸收的，为康普顿化过程提供种子软光子，其光谱是平坦的[F（v）~ const]，取决于发射粒子的散射光学深度，以指数截止或维恩峰结束。自洽的粒子能量和光学深度的估计，发现与观测到的光谱。

Cen A及其与X射线发射星际介质的相互作用

Cen A and its interaction with the x-ray emitting interstellar medium

作为距离我们最近的射电星系，半人马座A是研究射电发射结构及其与热星际介质（ISM）相互作用的强有力的X射线实验室。本文详细介绍了我们的解释显着的X射线增强帽内西南射电瓣，在半径约6千秒差距的星系中心。发射X射线的气体的外壳比周围的ISM更热，并且过压100倍。我们认为，这是加热压缩的材料背后的超音速推进弓激波的射电瓣，第一个例子的现象被清楚地检测到。结果表明，Cen A对附近的X射线发射气体进行了主动再加热。壳层的动能是$\sim 5$乘以它的热能，在星系中心15千秒差距内超过了ISM的热能。当壳消散时，它将对Cen A的ISM产生重大影响，提供分布式加热。

来自射电星系叶的SZ效应：天体物理学和宇宙学相关性

SZ effect from radio-galaxy lobes: astrophysical and cosmological relevance

我们推导出SZ效应所产生的无线电星系叶充满了高能量，非热电子。我们在这里提供定量估计SZ效应预期从射电星系叶通过规范化它的逆康普顿光，在X射线波段观察到的，作为产生的外推到低能量的无线电发射电子光谱在这些射电叶。计算了Chandra最近观测到的两个遥远射电星系（3C294和3C432）射电瓣的SZ效应的光谱和空间特征，并进一步讨论了其在下一代微波和亚毫米波段实验中的可探测性。最后，我们强调的潜在用途的SZE从射电星系叶的天体物理学和宇宙学的背景下。

Pictor A射电叶的X射线观测：空间分辨研究

An X-ray view of Pictor A radio lobes: a spatially resolved study

从50千秒的XMM-牛顿观测开始，首次对射电星系Pictor A的叶进行了空间分辨分析。测量了磁场、B_{IC}、粒子密度、粒子与磁场能量密度比。我们的研究表明，B_{IC}通过叶变化。相反，观察到颗粒的相当均匀的分布。在两个叶中，均分磁场B_{eq}大于逆康普顿值B_{IC}，逆康普顿值是根据射电与X射线通量比计算的。

三个强FRII射电源热点和波瓣的磁场强度

Magnetic field strengths in the hotspots and lobes of three powerful FRII radio sources

我们已经对三个强大的FRII射电源进行了深入的钱德拉观测：两个类星体（3C 263和3C 351）和一个射电星系（3C 330）。从热点和叶，以及从活跃的核，X射线发射检测在每个源。我们使用VLA，BIMA和HST数据模拟热点的同步辐射光谱。在3C 263和3C 330中，热点的X射线发射处于与同步加速器自康普顿（SSC）发射一致的水平，热点磁场接近均分值。然而，在3C 351的两个热点中，X射线的SSC起源需要磁场强度低于我们模型中的均分值一个数量级：此外，次级热点的无线电，光学和X射线发射之间存在偏移，这在简单的SSC模型中很难解释。我们讨论的排放机制，可能是负责这些意见。在我们的首选模型中，来自三个源的射电瓣的X射线发射是由于微波背景辐射的逆康普顿散射。如果是这种情况，假设均匀的波瓣电子和磁场分布，波瓣中的磁场强度通常大约是均分值的2倍。我们检测到扩展的X射线发射，我们归因于集群/组环境，围绕3C 263和3C 330。这种探测使我们能够表明，只要没有非辐射粒子对叶的内部压力起作用，叶就接近于与周围环境的压力平衡。

射电星系的各向异性逆康普顿散射和粒子能量分布

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。

PICTOR A东射电叶X射线辐射的探测

Detection of X-ray Emission from the Eastern Radio Lobe of PICTOR A

XMM-牛顿卫星揭示了来自Fanaroff-Riley II射电星系Pictor A东部射电瓣的扩展X射线发射。X射线谱，积累在一个区域，覆盖了大约一半的整个无线电波瓣，很好地描述了热模型和幂律。X射线的发射可能是热的，由环星系气体受到膨胀的射电瓣的冲击而产生，或者，由瓣中的相对论电子产生的宇宙微波背景光子的逆康普顿（IC）产生。后一种可能性似乎得到了瓣平均同步辐射射电指数和X射线能量斜率之间良好一致性的支持。然而，如果是这种情况，从IC X射线和无线电通量的比较中推导出的磁场比在相同X射线区域中估计的均分值低2倍以上。

在类星体时代，原银河系物质的宇宙网被射电星系瓣渗透了吗？

Was the Cosmic Web of Protogalactic Material Permeated by Lobes of Radio Galaxies During the Quasar Era?

射电星系活动寿命延长（> 10^8年）的证据表明，在“类星体时代”（1.5 < z < 3），当射电源的同向密度比现在高2 - 3倍时，产生了许多大的射电叶。然而，逆康普顿损失对强烈的微波背景大大减少的年龄和数量的源，在通量有限的调查中检测到的。认识到在这些时期形成星系的物质集中在占总体积的一小部分的细丝中，然后得出这样的结论，即在那个时代，射电瓣渗透了原星系物质所占据的大部分体积。在z > 1.5时，这些扩展叶中的持续超压可能在引发高推断率的星系形成和宇宙纤维网的磁化方面发挥了重要作用。

机群冷却流研究进展及存在的问题

Cluster Cooling Flows: Recent Progress and Outstanding Questions

综述了近年来有关团簇冷却流动的研究成果。对过量软X射线的观测提供了冷却气体主要储存库的唯一直接证据。不幸的是，出现大量过剩列的频率是不确定的。产生吸收的物质的物理状态也存在很大的不确定性。射电观测排除了大多数形式的冷气体。最近的射电观测表明，冷却流中的等离子体是强磁化的。需要包括磁场动态效应的冷却流模型。我们还需要了解平流磁通量最终会发生什么。目前看来，极有可能是场线重连。在星系团冷却流中，与中央星系有关的射电源似乎有两种。有“波瓣主导源”，具有强烈的射电喷流和明确的射电波瓣，以及没有强烈喷流或波瓣的“无定形”源。在波瓣主导的射电源中，射电源的压强近似与X射线发射热气体的压强一致，X射线和射电源的图像近似相关，并且射电源是高度极化的，并且具有非常大的法拉第旋转。在无定形源中，射电源压力远小于X射线压力，X射线和射电源图像相关，并且射电源是强去极化的。这些结果表明，在波瓣为主的源的波瓣已经取代了X射线发射气体，而在非晶源，无线电和热等离子体混合。

强射电星系3C 219中逆康普顿辐射的证据

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。

0.5 4C ~（23.56）中兆pc尺度扩展X射线发射

0.5 Mpc-scale extended X-ray emission in 4C 23.56

本文对射电星系4C23.56在z=2.48处进行了XMM-牛顿观测，观测结果表明，该星系的扩展X射线辐射与0.5Mpc的射电瓣一致。这是已知z>2时最大的X射线亮瓣。假设这些特征是由射电源瓣中的相对论电子对宇宙微波背景光子的逆康普顿散射造成的，则测得的L_0.5-8 keV=7.5x10^44 erg·s^-1的光度意味着瓣中存储的最小能量约为10^59 erg。我们讨论了大尺度射电/X射线瓣在高红移时对宿主星系和原星系团环境演化的影响。

Pictor A射电瓣的新XMM-牛顿观测证实了X射线发射的非热起源

A new XMM-Newton observation of Pictor A radio lobes confirms the non-thermal origin of the X-ray emission

2001年，XMM-牛顿号的一次短暂观测偶然发现了FRII射电星系绘架A的东部射电瓣的X射线发射。X射线光谱，积累在一个区域，覆盖了大约一半的整个无线电波瓣，很好地描述了热模型和幂律，使非单一的物理解释。2005年进行的一次新的XMM-牛顿观测允许探测来自两个射电瓣的X射线发射，并明确揭示了其非热起源。X射线发射是由于波瓣中的相对论电子对宇宙微波背景光子的逆康普顿（IC）。我们确认的磁场之间的差异，推导出从IC X射线和无线电通量的比较，和均分值。

与射电星系3C 452叶有关的弥散硬X射线发射的钱德拉探测

A Chandra detection of diffuse hard X-ray emission associated with the lobes of the radio galaxy 3C 452

报道了射电星系3C 452的80千秒Chandra ACIS观测。一个弥漫的X射线发射与叶已被检测到具有很高的统计意义，连同X射线核的宿主星系。0.5- 5 keV的ACIS光谱的漫发射是由一个两个组件的模型，由软的热等离子体发射从宿主星系晕和硬的非热幂律组件。硬分量是由于波瓣中同步加速器发射的电子对宇宙微波背景光子的逆康普顿化，因为它的光谱能量指数为0.68 ± 0.28，与射电同步加速器指数0.78一致。这些结果揭示了一个显着的电子优势的叶。电子被推断为具有相对均匀的分布，而磁场被压缩朝向波瓣外围。

PWNe的相对论MHD模拟的非热辐射：从同步加速器到逆康普顿

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。

测量河外背景光的新方法：费米在天炉座A叶上的应用

A novel method for measuring the extragalactic background light: Fermi application to the lobes of Fornax A

本文描述了一种通过探测射电星系叶中相对论电子散射产生的$γ$射线逆康普顿（IC）辐射来测量河外背景光（EBL）的新方法。我们的方法没有自由的物理参数，是一个强大的工具，当叶的特点是由一个高能量的急剧中断或切断在其电子能量分布（EED）。我们表明，这样的功能将产生一个高能量的IC '印记'的EBL频谱中的无线电波瓣嵌入，并显示如何使用此印记可以用来获得EBL。我们将我们的方法应用到附近的明亮的射电星系天炉座A，我们证明，使用WMAP和EGRET观测，其叶的EED的特点是一个方便的位置截止，使IC EBL发射到{ \sl费米}能量范围。我们表明，{ \sl费米}将设置上限的光学EBL和测量更难以捉摸的红外EBL。

钱德拉探测到射电星系3C 219的逆康普顿发射

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。

两个FR-II射电星系核、叶瓣和热气环境的X射线发射

X-ray emission from the nuclei, lobes and hot-gas environments of two FR-II radio galaxies

本文报道了基于新的XMM-牛顿观测的两个FR-Ⅱ射电星系3C 223和3C 284的X射线发射的多个分量的探测结果。我们把探测到的两个源的波瓣的X射线发射归因于宇宙微波背景光子的逆康普顿散射。用这个模型，我们发现，在叶的磁场强度是均分值为3C 284，和在一个因子内的均分值为3C 223。我们还检测了两个来源周围的组规模的热大气，并确定气体中的温度和压力。如果波瓣只包含同步辐射粒子和测量的磁场强度，则两个源的波瓣与热气体环境处于压力平衡。这两个源的核心光谱包含一个未吸收的软分量，可能与无线电喷流，和一个额外的大量吸收的幂律分量。3C 223还显示出明亮的（EW ~ 500 eV）Fe K-alpha发射线。

多维流中非热电子输运的模拟：射电星系的综合观测

Simulations of Nonthermal Electron Transport in Multidimensional Flows: Synthetic Observations of Radio Galaxies

我们已经将一个有效的宇宙射线输运数值方案应用到射电星系喷流的三维MHD模拟中（参见Jones等人1999年的配套论文）。相对论粒子和三维磁场信息的结合使我们能够构建一套丰富的模拟物体的“合成观测”。这些信息足以使用相对论电子的明确信息计算给定频率下的“真实”同步辐射率。这使我们能够产生同步加速器表面亮度图，包括偏振。逆康普顿X射线表面亮度图也可以产生。第一个结果旨在探讨射流动力学和电子输运在射电瓣之间的联系进行了讨论。我们推断波瓣磁场值通过比较综合观察到的X射线和同步加速器通量，并发现这些“逆康普顿”领域是相当一致的实际RMS场平均超过波瓣。最简单的最小能量计算的合成观测似乎也符合实际模拟源的属性。

双-双射电星系J1453 +3308的光谱年龄分析

Spectral ageing analysis of the double-double radio galaxy J1453+3308

我们提出了新的无线电观测频率范围从240到4860兆赫的著名的，双双射电星系（DDRG），J1453+3308，使用巨型米波射电望远镜（GMRT）和甚大阵（VLA）。这些观察使我们能够确定在一个大的频率范围内的内瓣和外瓣的频谱，并表明，虽然外瓣的频谱表现出显着的曲率，内瓣的出现几乎是直的。从横向于源轴的16个$-$弧秒条带确定的突变频率，以及由此推断的外部结构的同步辐射年龄，随着与叶头的距离而增加。北叶和南叶的最大光谱年龄分别为$\sim$ 4700万年和5800万年。由于叶的长度不同，这些年龄意味着北叶和南叶的叶头与发射等离子体的平均分离速度为0.036c。内双星的同步辐射年龄约为200万年，这意味着前进速度为$\sim$ 0.1 c，但这些值有很大的不确定性，因为光谱实际上是直的。

FRII射电瓣的X射线辐射和相对论粒子含量

X-ray emission from FRII's radio lobes and the relativistic particle content

本文指出，来自FRII射电星系叶的copius X射线是FRII与射电类星体统一的自然结果。探测到3C 219的扩展X射线发射，可能是由于来自隐藏的类星体的红外光子与叶中的相对论电子的逆康普顿散射，提供了支持这一猜想的第一个观测证据。在其他五个具有大红移的富氧FRIIs方向上检测到的X射线通量也可以类似地解释（热起源于热的团内气体的替代方案）。在这个过程中，电子的能量比产生同步辐射的电子少得多。然后，均分条件意味着更强的领域，和显着更强的相对等离子体的内部压力，比传统的均分方程。指出了这种效应在星系际气体压力平衡中的重要性。

SN 2002 ap的X射线和射电辐射：康普顿散射的重要性

The X-ray and radio emission from SN 2002ap: The importance of Compton scattering

本文模拟了Ic型超新星SN 2002 ap的射电和X射线观测。我们发现逆康普顿冷却光球光子解释了所观察到的陡峭的无线电频谱，也观察到的XMM的X射线通量。激波的热辐射不足以解释X射线通量。无线电发射区以大约70，000 km/s的速度膨胀。从X射线与射电辐射的比值可以看出，磁场与相对论电子的能量密度接近相等。

OQ +208射电源GPS中的康普顿厚AGN

The Compton-thick AGN in the GPS radio source OQ+208

本文报道了ASCA在千兆赫兹峰谱（GPS）射电源OQ+208中发现的第一个被康普顿厚度的X射线吸收体覆盖的射电大声活动星系核（AGN）。它代表了这类源的核环境中的致密物质的少数可用的直接测量之一，如果GPS源确实是“受挫”的经典射电双打，这可能会提供无线电发射区域的限制介质。展望了XEUS的未来研究方向。

ON THE GEOMETRY OF THE X射线EMITTING REGION IN SEYFERT GALAXIES

ON THE GEOMETRY OF THE X-RAY EMITTING REGION IN SEYFERT GALAXIES

首次采用两种独立的程序和方法对冷吸积盘上方热对等离子体中的康普顿X射线和γ射线辐射进行了详细的辐射输运计算。模拟包括能量和对平衡以及由冷盘对X射线和伽马射线的再处理。我们研究两个平面平行的冠状以及积极的耗散区域的形状的半球和药盒位于磁盘表面上。结果表明，与早先的说法相反，平面平行的冕对平衡有困难的自洽复制范围内的2-20千电子伏的光谱斜率，高能量截止，和紧凑性推断的1型塞弗特星系的观测。相反，观测结果与来自位于磁盘表面的许多单独活动区域的X射线一致。许多效应，如各向异性康普顿散射，反射峰，反馈到软光子源的再处理，和一个活跃的区域在对平衡都合谋产生的X射线斜率，高能量截止，和紧凑的观察范围。光谱X射线斜率的扩展可能是由于活动区域的属性的扩展，例如它们的致密性和它们在磁盘表面上方的高度。简化模型调用各向同性康普顿在球形云不再足以解释数据。

彗发星系团中弥散EUV发射源的逆康普顿散射

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。

Hard X-Ray Spectrum from West Lobe of Radio Galaxy Fornax A Observed with Suzaku

An observation of the West lobe of radio galaxy Fornax A (NGC 1316) with Suzaku is reported. Since Feigelson et al. (1995) and Kaneda et al. (1995) discovered the cosmic microwave background boosted inverse-Comptonized (IC) X-rays from the radio lobe, the magnetic field and electron energy density in the lobes have been estimated under the assumption that a single component of the relativistic electrons generates both the IC X-rays and the synchrotron radio emission. However, electrons generating the observed IC X-rays in the 1 -- 10 keV band do not possess sufficient energy to radiate the obs…

半人马座A巨大星瓣的高能粒子加速和超高能宇宙射线的产生

High-energy Particle Acceleration and Production of Ultra-high-energy Cosmic Rays in the Giant Lobes of Centaurus A

附近的射电星系半人马座A由于其非常大的角尺寸，在高频下用常规射电望远镜研究得很差，但它是威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）探测和分辨的极少数河外天体之一。我们已经使用了五年的WMAP数据的Cen A约束的高频无线电频谱的10度的巨型瓣，并寻找频谱的变化作为一个函数的位置沿叶。我们发现，北半球和南半球的巨瓣的高频无线电频谱是显着不同的：南瓣的频谱单调陡峭（和更陡峭的活动核），而北瓣的频谱保持一致的幂律。北巨瓣和南巨瓣的差异可能是由于高能粒子加速历史的真实差异，可能是由于北中瓣的影响，这是一个中等尺度的特征，没有可检测的南方对应物。根据这些结果，我们讨论了费米伽玛射线空间望远镜探测巨瓣逆康普顿辐射的前景，以及这些巨瓣在皮埃尔俄歇天文台探测到的超高能宇宙射线（UHECR）产生中可能的作用。我们表明，费米探测的可能性取决于敏感的物理条件在巨大的瓣，北瓣更有可能被检测到，费米观察到的任何发射很可能是由费米能带的软端的光子为主。另一方面，我们认为，在巨大的瓣估计的条件意味着，UHECR可以加速有一个潜在的可检测的伽马射线签名TeV的能量。

经典射电双瓣的频谱和能量

The spectra and energies of classical double radio lobes

我们比较了经典双射电源的两个时间性质：i）同步辐射粒子的辐射寿命和ii）动力学源的年龄。我们讨论了它们之间的差异如何会很大，从而使得传统的光谱年龄方法不适用：我们认为，只有当这些年龄<< 10^7年时，光谱年龄才能给出有意义的动力学年龄估计。在并列的短暂的辐射寿命与源的年龄显着更长，一个完善的范例，无线电源的演变是必要的。沿叶的光谱变化的解释，而不是主要由同步加速器老化，但温和的梯度介导的磁场由低伽马矩阵照亮的能量分布的粒子，主要由经典的同步加速器损失在高磁场的热点。粒子中的能量比从最小能量估计推断的能量高一个数量级，这意味着喷流能量与类星体中心引擎产生的吸积光度是同一数量级的。这种改进的范例指出了Rudnick等人（1994）和Katz-Stone & Rudnick（1994）的发现的解决方案，即Jaffe-Perola和Kardashev-Pacholczyk模型光谱总是对波瓣发射的弯曲光谱形状的描述不佳，实际上，对于天鹅座A来说，所有的波瓣区域都具有“通用光谱”的特征。[删节]

在飞机上钻孔？XMM-牛顿在GPS星系Mkn668中发现了康普顿厚度的AGN

Drilled by the jet? XMM-Newton discovers a Compton-thick AGN in the GPS galaxy Mkn668

我们报告了XMM-牛顿在宽线射电星系中发现的第一个康普顿厚度的模糊活动星系核，千兆赫兹峰值频谱源Mkn 668（OQ+208）。非常平坦的2-10 keV X射线光谱（观察到的光子指数，r ~ 0.7），以及突出的铁K-α荧光发射线，是康普顿反射主导光谱的清晰特征。Mkn 688代表了X射线光谱特性和光学分类之间差异的一个显著例子，因为其光谱的特征在于宽而不对称的巴耳末线。遮蔽物质被限制在无线电热点内，而无线电热点之间的距离约为10 pc。如果喷流穿透了遍布核环境的康普顿厚度介质，人们可能会在很大程度上低估了从观察到的热点衰退速度确定的无线电活动动力学年龄。软X射线光谱主要是由一个陡峭得多的组成部分，这可能是由于核连续电子散射，或逆康普顿-非常大-远红外发射。软X射线被另一个康普顿薄（N_H ~ 10^21/cm/cm）吸收系统所抑制，我们认为它是负责射电瓣自由-自由吸收的物质。

射电星系3C285和3C442A中射电瓣与热气体的相互作用

The interaction between radio lobes and hot gas in the nearby radio galaxies 3C285 and 3C442A

我们介绍了钱德拉观测两个附近的射电星系群环境中，3C285和3C442A。两个源的宿主星系都与附近的大质量星系合并，系统中的热气沿着连接相互作用星系的线延伸。这两个来源都显示了射电瓣和不对称热气之间相互作用的强有力证据。我们认为，在热气体的结构是独立的存在的无线电波瓣在这些系统中，并认为正在进行的大规模星系合并的热气体形状可能发挥重要作用，在其他对象的无线电波瓣的动力学。对于3C442A，我们的观测结果表明，气体被赶出宿主相互作用星系对的两个成员，并且对星系速度的隐含约束与相对于组尺度热气体的温和超音速运动是一致的。先前已知的3C442A中心的射电结构可能是这些星系喷出的热气与先前存在的射电发射等离子体相互作用的结果。在3C285中，没有正在进行的星系合并，强大的射电源可能对宿主群的能量产生重大影响。

NGC 1365的X射线观测：X射线源的时间分辨日食

X-ray observations of NGC 1365: time-resolved eclipse of the X-ray source

我们给出了NGC 1365中活动星系核的X射线谱的一个异常变化，Chandra观测到活动星系核在4天内从康普顿薄变到康普顿厚，又变回康普顿薄。这种快速的变化意味着发射区的尺寸约为10^14 cm，而核外吸收体的尺寸非常紧凑（约为10^16 cm）。

NGC 6251的Chandra和XMM-牛顿观测

Chandra and XMM-Newton Observations of NGC 6251

我们提出了新的X射线观测的核，喷流和附近的射电星系NGC 6251使用钱德拉/ACIS-S相机的扩展发射，再加上档案钱德拉/ACIS-I和XMM-牛顿/EPIC数据的重新分析。我们发现，核X射线光谱是很好的拟合与吸收的幂律，并有试探性的，但不是非常重要的，铁K $α$发射的证据。我们认为，所观察到的核X射线发射很可能起源于一个相对论性喷流，根据双峰的性质，我们的同步辐射自康普顿模型，无线电到X射线的光谱能量分布。然而，我们不能排除来自吸积流的贡献。我们解决了X射线喷流发射在三个不同的区域，并主张在所有三个同步加速器的起源，逆康普顿发射模型是可能的，但需要极端的参数。我们检测到星系和集团尺度上的热辐射，并证明热气体可以限制射流，特别是如果相对论光束是重要的。我们的证据表明，无线电波瓣已经疏散了腔中的X射线发射气体，并建议瓣是接近天空的平面，与射流进入瓣接近表面最近的观察者。

射电星系3C449的动力学

Dynamics of the radio galaxy 3C449

本文介绍了双喷流射电星系3C449的ROSAT PSPC观测。这个天体的软X射线辐射主要由扩展的晕轮控制，其规模与射电源相当。X射线发射的不对称性反映在射电瓣上，这证明喷流的行为受到外部介质的强烈影响。一个X射线表面亮度降低的区域与3C449的南部射电瓣重合，表明射电源已经从X射线发射晕中置换出热等离子体。然而，射电波瓣中的最小压力远低于我们对外部介质中压力的估计。我们讨论的影响，无线电源的动态。

星系团A478的Chandra观测：核心热气体和射电等离子体的相互作用以及康普顿y参数的改进测定

Chandra observations of the galaxy cluster A478: the interaction of hot gas and radio plasma in the core, and an improved determination of the Compton y-parameter

本文给出了对星系团A478的42 \chandra ACIS观测结果。该簇通常被认为是高度松弛的。\chandra图像首次揭示了A478中心15 kpc半径范围内热气体中的X射线空洞。在1.4 GHz的VLA观测中发现了两个从中央核延伸出来的微弱而小的（$\sim$ 4 kpc）射电瓣。射电瓣大致沿着X射线空腔的方向，但比X射线空腔小得多。我们提出了一个“甜甜圈”的配置，中央15千秒差距内的热气体，由气体与无线电等离子体，起源于核的相互作用。中央射电源目前的放射性活动很弱（$\sim$为长蛇座A的0.2%），总的射电源至少比产生空洞所需的最小功率小10倍。我们将A478与其他发现类似X射线空洞的星系团进行了比较，发现A478和A4059的中心射电源比其他具有类似大小X射线空洞的星系团弱得多。在更大的尺度上，得到了A478的反投影温度和密度分布。我们使用这些导出康普顿y参数，第一次，通过直接积分。结果具有比以前的统计不确定性小得多。这作为高质量X射线数据如何帮助约束H $_{0}$的示例。相应的H $_{0}$也是结合可用的Sunyaev-Zeldovich效应（SZE）测量而导出的。

用宇宙射线在M87/Virgo中产生X射线腔喷流及其射电瓣;与遗迹射电源的相关性

Creation of the X-ray Cavity Jet and its Radio Lobe in M87/Virgo with Cosmic Rays; Relevance to Relic Radio Sources

在星系团中，发射热气体的X射线中的年轻空洞经常充满了射电同步辐射，人们普遍认为空洞是由这些宇宙射线膨胀的。在其演化的后期阶段，当空腔变得有浮力时，空腔下方的气体会聚流导致热气体的细丝，即空腔射流，其以大的亚音速径向向外移动。当空洞喷流形成时，宇宙射线电子可能会扩散穿过空洞壁，充满空洞喷流周围的大体积，如在M87/室女座和其他地方所观察到的，有时被称为遗迹射电源。我们计算了宇宙射线、空腔和空腔喷流的联合演化。在M87/室女座观测到的模式可以达到1亿年，匹配扩展射电源的同步加速器年龄。一个20-30 kpc长的空腔喷流被一个直径为40 kpc的准球形射电瓣所包围，但初始空腔已经消失。在稍后的时间，腔喷流将回落到原点，只留下扩展的射电源。M87/室女座的喷流叶演化需要的宇宙射线总能量比通常假设的4PV大10倍以上。

双极PNe NGC 2346和NGC 7026的X射线观测

X-ray Observations of the Bipolar PNe NGC 2346 and NGC 7026

用XMM-Newton对双极行星状星云NGC 2346和NGC 7026进行了X射线观测。这些观测发现了NGC 7026的弥散X射线发射，但没有发现NGC 2346。NGC 7026的X射线发射似乎被限制在PN的双极瓣内，并且具有光谱特性，表明在1.1 + 0.5/-0.2乘以10^6 K的温度下发射的热等离子体。NGC 7026的X射线光谱是用星云和恒星丰度来模拟的，以评估是否有大量的星云物质混合到了冲击风中，但由于探测到的计数很少，这种比较的结果并不是决定性的。对双极PNe的观测表明，在开叶星云中探测到弥散X射线发射的可能性要比在闭叶星云中小得多，这可能是因为开叶星云没有强烈的快风，或者无法保留热气体。

半人马座A射电星系热射电瓣ISM和SW的X射线辐射

X-ray Emission from the Hot ISM and SW Radio Lobe of the Nearby Radio Galaxy Centaurus A

本文给出了两次{ \em Chandra}/ACIS-I观测和一次{ \em XMM-Newton}观测的结果，它们是来自ISM和附近射电星系Centaurus A的内射电瓣的X射线辐射。ISM具有平均径向表面亮度分布，其由$β$ -模型分布很好地描述，其中指数$β$ =0.40 $\pm$ 0.04，并且温度为$k_BT_{ISM}\sim$ 0.29 keV，超出核2 kpc。我们发现，弥漫X射线发射与西南射电瓣的外半部分一致，并且沿着瓣的边缘检测到明亮的X射线增强。能量和寿命参数的基础上，我们拒绝了非热的解释，这种排放。我们将这种发射模拟为一个薄的、热的壳或帽状的X射线发射等离子体，其围绕由波瓣的超音速膨胀产生的无线电波瓣。该等离子体壳层比（$k_BT_{SH}\sim$ 2.9 keV）更热，并且相对于环境ISM大大过压，表明超音速膨胀。我们估计叶瓣在大约马赫数8.5或2400公里/秒$^{-1}$时扩展到ISM中。我们并没有直接观察到弓形激波，而是观察到在接触不连续性之前积累的更冷、更致密的物质。壳层中的热能是热ISM的热能的一个重要部分，这表明早期星系的热ISM可以通过核活动的流出物重新获得能量。有趣的是，没有类似的明亮的X射线发射中或沿NE叶的边缘检测，这意味着有不同的动力学和kpc尺度的无线电组件的演变。

射电源与冷却流的相互作用

The interaction of radio sources and cooling flows

许多星系团的X射线辐射显示出表面亮度的中心峰值与温度的下降相一致。这些表征冷却流。在这些区域的中心通常也有一个无线电源。来自钱德拉的数据现在使我们能够绘制射电源和集群内介质之间的相互作用。初步工作显示，在射电瓣之外没有任何气体加热的迹象，这些气体通常缺乏较冷的气体，因此看起来像洞。在围绕3C84的英仙座星团中，最冷的X射线发射气体出现在紧邻内射电瓣的地方。

Blazar同步自康普顿模型中的快速变率

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。

发现一个高能Gamma-Ray持久微类星体

Discovery of a High-Energy Gamma-Ray-Emitting Persistent Microquasar

微类星体是恒星x射线双星，其行为类似于河外类星体的缩小版本。LS 5039是一个新的微类星体系统，在距离太阳3千秒差距处有明显的相对论性等离子体持续喷射。它还可能与康普顿伽马射线观测卫星上的高能伽马射线实验望远镜发现的伽马射线源有关。在发现LS 5039之前，银河系中只发现了少数微类星体，而且没有一个是在高能伽马射线中发现的。

一个强巨射电星系低能截止区的发现

Discovery of the low-energy cutoff in a powerful giant radio galaxy

射电星系和类星体的叶，由喷流和热点，代表了一个重要的，目前不受约束的，能量输入到星系间介质（IGM）的来源。向IGM输入多少能量取决于相对论粒子的幂律分布在热点中加速到的最小能量。迄今为止，这在三个数量级内是未知的。我们提出了直接的证据，通过存在扩展的X射线发射，逆康普顿散射从老年射电等离子体，其分离的80千秒差距的区域包含新鲜加速等离子体的热点，发现这种低能量截止在一个百万秒差距大小的射电星系的叶。热点的低能截止值γ ~ 10^4比以前认为的要高，但与系统地低于均分值的磁场估计值相一致。用过的同步加速器等离子体的逆康普顿散射是以牺牲宇宙微波背景（CMB）光子为代价的，我们评论的重要性，这样的巨型射电星系的污染物的CMB各向异性。

来自遥远的强射电星系的扩展逆康普顿辐射

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。

伽玛暴的非热同步辐射和同步辐射自康普顿辐射：{ \em Swift}和{ \em GLAST }的预测

Nonthermal Synchrotron and Synchrotron Self-Compton Emission from GRBs: Predictions for {\em Swift} and {\em GLAST}

本文给出了用轻子喷流模型计算伽玛暴瞬发和早期余辉的结果。同步组件建模与规范带谱和同步自康普顿组件计算从隐含的同步辐射发射电子光谱在相对论等离子体斑点。在共运动坐标系中，假设磁场是纠缠的，电子和光子的分布是各向同性的。康普顿散射光谱是使用汤姆逊-克莱因-西名的完整康普顿截面，使用琼斯公式计算的。对生产的光吸收，无论是从环境辐射的喷流和河外背景光（EBL），考虑。结果作为一个功能的一组参数：多普勒因子，观察到的变化时间尺度，共动磁场，峰值同步辐射通量，和红移的爆发。模型预测将通过多波长观测进行检验，其中包括{ \em Swift}和{ \em GLAST}卫星，它们将提供前所未有的伽马射线暴覆盖范围。

经典双射电源谱演化的模拟

Modelling the spectral evolution of classical double radio sources

强双射电星系（FR II）的光谱演化被认为是由喷流终端激波处电子的加速、它们通过亮头区进入叶瓣的传输以及叶瓣中同步辐射产生的射电辐射决定的。到目前为止，提出的模型将这些过程中的一些规定的电子分布进入叶。我们已经扩展了这些模型，包括在相对论终止冲击和选择的头部区域的传输模型的电子加速的描述。这些耦合到电子光谱的演变在叶损失的影响下，由于绝热膨胀，逆康普顿散射的宇宙背景辐射和同步辐射。该模型预测的进化轨迹进行比较，观察使用功率/源大小（PD）图。我们发现，最简单的情况下，其中加速粒子遭受绝热损失的头部区域变得更加严重，因为源扩展产生的P-D-轨道与观察相冲突，因为功率预计下降太陡，随着尺寸的增加。通过假设在终端激波和波瓣之间的传输过程中，绝热损失通过分布在整个头部区域的再加速过程得到补偿，可以发现与观测结果的一致性。

FRII射电源磁场强度和粒子含量的X射线研究

An X-ray study of magnetic field strengths and particle content in FRII radio sources

利用Chandra和XMM-Newton方法研究了33个经典双射电星系和类星体的叶部X射线辐射。我们报告了在11个源中新探测到的与叶有关的X射线发射。与以前的检测一起，我们发现X射线发射在~ 75%的样品中从至少一个射电瓣被检测到。对于所有的波瓣探测，我们发现，所测量的X射线通量可以归因于宇宙微波背景辐射的逆康普顿散射，在波瓣的磁场强度之间的（0.3 - 1.3）B_eq，其中值B_eq对应于电子和磁场之间的均分假设填充因子为1。磁场强度分布在B ~ 0.7 B_eq处有一个强峰。我们发现，超过70%的射电叶要么是均分的，要么是电子占主导地位的一个小的因素。测得的磁场强度的分布对于窄线和宽线天体是不同的，因为宽线射电星系和类星体似乎离均分更远;然而，这可能是由于投影效应和对这些天体进行X射线分析时系统不确定性更差的综合作用。我们的结果表明，经典双射电源的波瓣不包含能量占主导地位的质子群，因为这需要磁场能量密度与电子能量密度相似，而不是与相对论粒子的总体能量密度相似。