Fine structure in the gamma-ray sky and the origin of UHECR
对EGRET观测到的银道面内和银道面附近的γ射线强度进行了详细的分析。注意力集中在1 GeV以上的能量和个人的强度在一个$4^{\circ}$经度箱已被确定，并与大规模的平均值从九度多项式拟合。比较已观察到的标准偏差的比例，这些强度与预期从我们的模型的变体。基本模型采用宇宙射线起源于超新星遗迹，然后粒子通过我们通常的“异常扩散”扩散穿过银河系。这些变体涉及SN的聚类，超新星爆炸能量的频率分布，以及“正常”而不是“异常”扩散。研究发现，对于具有独特能量的超新星，以及我们通常的异常扩散，聚集是必要的，特别是在银河系内部。另一种更好的情况是采用超新星能量频率分布的模型。外星系的结果是这样的，没有集群是必要的。如果它们的爆炸能量是分布的，那么超新星可能是UHECR的起源。
2006-12-07 astro-ph
High energy cosmic-rays from gamma-ray burst sources: A stronger case
伽马射线暴（GRB's）源和超高能宇宙射线（UHECR's）源之间的联系基于两个论点：（i）UHECR的平均能量产生率与GRB的伽马射线产生率相似，和（ii）UHECR源必须满足的限制，使质子加速到>10^{20} eV是类似的伽玛射线暴源从伽玛射线观测推断。我们发现，最近的GRB和UHECR的观测加强了这两个论点，从而加强了建议的关联。
2004-01-20 astro-ph hep-ph
Gamma Rays from Superheavy Relic Particles in the Halo
早期宇宙中产生的超重（SH）准稳粒子可能是超高能宇宙射线（UHECR）的来源，也是宇宙中冷暗物质（CDM）的组成部分。这些粒子很可能聚集在星系晕中，因此UHECR的主要部分是中性π介子衰变产生的伽马射线。带电的π介子也在同一过程中产生，并产生高能电子。我们在这里考虑的生产的伽马射线同步辐射的这些电子在银河系磁场。伽马射线通量在能量范围$0.1-10^4$ GeV的一些当前和拟议实验（例如EGRET、GLAST、MILAGRO）的感兴趣区域内。与现有的上限在$10^5-10^8$ GeV进行了比较。对这种伽马射线通量的探测将是SH遗迹粒子作为UHECR源的重要标志，并将为早期宇宙的物理学提供线索。
1999-05-15 astro-ph
High Energy Gamma Rays from Ultrahigh Energy Cosmic Rays in Gamma Ray Bursts
最近有人提出伽玛暴的冲击波加速了高能（$\gtrsim 10^{19}$ eV）宇宙射线（UHECR）。我们计算所观察到的同步辐射光谱从质子和高能轻子形成的级联中启动的离子生产，考虑到$γγ$衰减的来源。归一化的GRB~970508的发射特性，我们预测$\sim 10$ MeV - 100 GeV的通量水平，可能已经观察到EGRET从明亮的GRB，并可以检测到拟议的GLAST实验或地面空气\v切伦科夫望远镜的阈值$\lesssim $几百GeV。UHECR引起的高能$γ$射线余辉的时间衰减明显慢于低能暴和相关的同步辐射自康普顿（SSC）辐射，这提供了一个直接的方法来测试高能伽玛暴余辉的强子起源。除了验证UHECR起源假说外，短波长辐射和余辉还可以用来探测星系际红外辐射场的扩散水平或限制GRB源的红移。
1998-04-07 astro-ph
Which acceleration process for UHE-Cosmic Rays in Gamma Ray Bursts ?
本文对伽玛暴中的质子加速进行了精确的研究，并通过$π^{0}$ -介子衰变产生的GeV $γ$ -射线辐射，预言了在一个足够重子负载的火球中可能存在的宇宙射线信号。如果去掉两个没有根据的假设，即玻姆标度和缓慢的磁场衰减，通常的费米过程就不能在伽玛暴中产生超高能宇宙射线（UHECR）。我们提出了另一种相对论费米加速的方案，在内部冲击阶段。我们提出了一个现实的蒙特卡罗模拟的多前加速度，清楚地表明可能产生的UHECR的结果。转换成UHECR的能量占磁能的很大一部分。
2004-04-07 astro-ph
High-energy cosmic-ray nuclei from high- and low-luminosity gamma-ray bursts and implications for multi-messenger astronomy
伽马射线暴（GRB）是超高能（约10^18.5 eV）宇宙射线（UHECR）源的候选源之一。利用Geant 4研究了伽玛暴中包含重核的高能宇宙线加速，并讨论了它的各种意义，同时考虑了高光度（HL）和低光度（LL）伽玛暴.这是因为如果LL伽玛暴形成一个独特的种群，它们也可能对观测到的UHECR通量做出重大贡献。我们表明，不仅质子，而且更重的核可以加速到超高能量的内部，（外部）反向和正向冲击模型。我们还表明，超高能重核，如铁的生存条件几乎是相同的约TeV的伽马射线从源逃逸，并为高能量中微子不会产生太多。中微子和GeV-TeV伽马射线望远镜，如IceCube和KM 3 Net，GLAST和MAGIC的多信使天文学将是重要的，看看GRB是否可以成为超高能重核的加速器。我们还展示了高能中微子和伽马射线的预期光谱，并讨论了它们的可探测性。此外，我们还讨论了GRB-UHECR假说的含义。我们指出，由于HL-GRB和LL-GRB的数密度差别很大，因此用UHECR观测确定它们的数密度也是很重要的。
2008-05-27 astro-ph
Delayed X-Ray Afterglows from Obscured Gamma-Ray Bursts in Star-Forming Regions
对于发生在致密恒星形成区的伽马射线暴，在触发后数分钟到数天的X射线余辉行为可能主要是由尘埃颗粒对瞬发X射线发射的小角度散射所决定的。给出了不同X射线能量下的X射线光变曲线的一个简单模型，并讨论了可能的含义。预测软X射线中的碰撞和更陡峭的衰减对于在光学上严重模糊的爆发是有帮助的。
2000-07-18 astro-ph
Extended GeV-TeV Emission around Gamma-Ray Burst Remnants, and the Case of W49B
本文研究了超高能宇宙射线（UHECR）引起的伽马射线暴（GRB）残余周围的高能光子辐射。我们将结果应用到最近的报告中，超新星遗迹W49B是我们银河系中的GRB遗迹。如果这是正确的，并且如果伽玛暴是UHECR的来源，那么这种识别的自然结果将是伽玛暴残余周围可检测到TeV光子发射。对周围辐射的成像可以为伽玛暴的喷流结构提供新的约束。
2004-08-25 astro-ph
High energy gamma ray counterparts of astrophysical sources of ultra-high energy cosmic rays
如果超高能宇宙射线（UHECR）在天体物理点源处被加速，如果存在某种可观测波长的辐射，则可以实现对此类源的识别，该辐射可能与加速和/或传播过程相关联。到目前为止，还没有检测到这种类型的辐射，或者至少没有声称有这种联系。在UHECR从源到地球的传播过程中，π介子的产生过程导致带电和中性π介子的产生。中性（带电）π介子依次衰变为伽马量子和电子，在宇宙光子背景中引发电磁级联。我们计算了这种伽马辐射在GeV-TeV能量范围内的通量，发现对于与UHECR到达方向上的小尺度各向异性所预期的源光度兼容的源光度，通量可以通过未来的切伦科夫伽马射线望远镜（如VERITAS和HESS）检测到，只要星系际磁场不大于$\sim 10^{-10}$高斯，并且源距离与产生负离子的损失长度相当。
2004-04-19 astro-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
External Shocks, UHECRs, and the Early Afterglow of GRBs
在假设GRB爆轰波壳层不扩散的情况下，GRB光变曲线中高度可变的伽马射线脉冲和X射线耀斑可能来自外部冲击，而不是中心发动机活动。宇宙射线加速到10^{20} eV的能量可以发生在伽玛暴的外部冲击中。强子能量以UHECR的形式逃逸导致了快速减速的GRB冲击波，这可能是在Swift GRB中观察到的X射线快速下降的原因。
2006-11-06 astro-ph
High energy particles from gamma-ray bursts
本文综述了伽马射线暴的火球模型以及伽玛射线暴火球中高能质子和中微子的产生。最近的余辉观测，支持协会的伽玛暴和超高能宇宙射线（UHECR）源的模型上施加的约束进行了讨论。预测的GRB模型的UHECR生产，可以测试计划的大面积UHECR探测器和计划的高能中微子望远镜，进行审查。
2001-03-13 astro-ph hep-ph
Ultra-High Energy Cosmic Rays and Neutron-Decay Halos from Gamma Ray Bursts
关于功率和加速效率的简单论证表明，能量>~ 10^{19} eV的超高能宇宙射线（UHECRS）可能起源于伽玛暴。在伽玛射线暴爆炸波中通过光π介子产生过程形成的中子离开加速场并穿过星系际空间，在那里它们衰变并将非常高能的质子和电子成分注入星系际空间。中子衰变质子形成UHECR的一个组成部分，而中子衰变电子从康普顿散射的背景辐射产生光学/X射线同步加速器和伽马辐射。一个显着的比例与伽玛射线暴活动的星系应该被包围的特征尺寸~ 100千秒差距的中子衰变晕。
2001-03-20 astro-ph
Energy-momentum uncertainties as possible origin of threshold anomalies in UHECR and TeV-gamma ray events
阈值异常是指理论上预期的能量阈值，但实验上没有观察到。本文对超高能宇宙线事件和TeV-γ射线事件中出现的阈值异常现象进行了解释，认为由量子引力引起的能量-动量不确定性，由于在低能区太小而不能被探测到，可以影响粒子运动学，从而提高甚至消除能量阈值。一个可能的修改的能量-动量色散关系，引起不同能量的光子之间的飞行时间差异，从伽马射线暴，也进行了讨论。
2000-10-24 astro-ph gr-qc hep-ph
A Model for Non High Energy Gamma Ray Bursts and Sources of Ultra High Energy Cosmic Rays
作为NHE（Non High Energy）伽玛暴的前身，我们提出了一个（C+O）星和一个中子星（黑洞）密近双星系统。由于（C+O）星是潮汐锁定的，因此新生的脉冲星应该是毫秒脉冲星（MSP）。发电机将产生超强磁场（SSM）。超强磁化毫秒脉冲星发出的能量束可以在超新星喷出物中打出一个洞。然后伽马射线束从喷出物中流出。如果我们从横向观察这个光束，它将是NHE-GRB。在该模型中，SN 1998 bw中应该存在自旋周期约为1秒的脉冲星，因此在全波段寻找这颗脉冲星是迫切需要的。SSM-MSP可以将质子加速到超高能量。如果NHE-GRB事件中SSM-MSP的束流能量中有百分之几以UHECR的形式存在，那么观测到的UHECR通量就可以得到解释。沿着每个UHECR的方向，应该能找到一个超新星遗迹，NHE-GRB可能是软伽马射线中继源的前身，也可能是超新星遗迹中的超强磁场源。
1998-07-09 astro-ph
Gamma-ray probe of the QSO's obscured evolution
活动星系核的大量吸收可能是类星体演化早期阶段的一个明确特征，这一观点被用来解释活动星系核在z~1到z~3的X射线吸收的亚毫米波观测，这些观测显示了850 mkm处的强辐射。这种强烈的辐射是大量恒星形成的标志。在活动星系核演化模型中，类星体的主要遮蔽生长阶段与宿主星系球状体的形成相吻合，而球状体的形成标志着类星体演化的发光、无遮蔽阶段的开始。通过应用γ射线共振吸收方法，在红移达到z~6时，该模型的验证似乎是可能的。
2007-04-19 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
Non-photonic emission from gamma-ray bursts
伽马射线暴（GRB）可能是超高能（>10^{19} eV）质子和高能（>1 TeV）中微子的来源。超高能宇宙射线（UHECR）和高能中微子的大容量探测器已经投入使用并正在扩大，可能允许在未来几年内测试伽马射线暴模型对高能质子和中微子产生的预测。预测信号的检测将允许识别UHECR的来源，并将提供一个独特的探针，这可能允许解决与GRB模型的基础物理学相关的未决问题。此外，GRB中微子的探测将允许测试中微子的性质（例如，味道振荡，其中τ的将是一个独特的签名，并耦合到重力）的精度比目前可能的许多数量级。
2007-03-16 astro-ph
Evidence for a connection between the gamma-ray and the highest energy cosmic-ray emissions by BL Lacertae objects
一组潜在的伽马射线-响亮BL Lac对象被选定交叉EGRET和BL Lac目录。由此产生的14个对象中，8个被发现与超-高能宇宙射线（UHECR）的到达方向，与5西格玛的顺序的意义。这表明伽马射线发射可以被用作能够产生UHECR的BL Lac天体的一个独特特征。
2002-10-08 astro-ph hep-ph
UHECR Production by a Compact Black-Hole Dynamo: Application to Sgr A*
AGASA小组最近报道的10 $^{18}$ eV附近的过剩宇宙线（CR）通量是由于与Sgr A* 源有关的致密黑洞发电机引起的。在假设银河系中心黑洞以接近最大自旋旋转，穿过视界的磁场与黑洞吸积的物质大致均分的条件下，加速的CRs的光谱和总通量以及它们的曲率辐射只与吸积率有关。对于吸积率估计的基础上观测的恒星风附近的Sgr A*（$\sim 10^{-3}$爱丁顿），通过这种机制可实现的最大质子能量的顺序是$10^{18}$ eV，和相应的CR功率是$\sim 10^{41}α_{CR}$尔格的$^{-1}$，其中$α_{CR}<<1$是CR生产效率。对应的曲率光子光谱峰值在100 GeV左右，总光度与CR功率相当。对于低得多的吸积率CR和伽玛射线通量预测是完全无关紧要的。即将进行的伽马射线实验，如CANGAROO，HESS和GLAST，可以用来探测这个系统的参数。
2001-03-18 astro-ph
High Energy Emission and Cosmic Rays from Gamma-Ray Bursts
本文分析了伽马射线暴中的粒子加速及其辐射后果。因此，我们一方面得到了物理上的限制，另一方面得到了新的伽马射线仪器可以记录的粒子加速的可能特征。我们以前已经表明，UHECR可以产生在伽玛暴，即使与保守的假设上的磁场和散射能力的扰动，提供了一个合适的相对论费米过程是在所谓的“内部冲击”阶段的工作。在这里，我们把这些假设的结果的分析扩展到电子和质子的整个瞬发发射。事实上，假设磁场在$1/r^2$中衰减，并且粒子的散射时间比玻姆假设长，特别是使用从柯尔莫哥洛夫标度导出的规则，我们表明没有其他参数适应，亚等分磁场的强度，即：i）可以在GZK球内产生具有足够通量的UHECR，以解释脚踝处的CR谱。ii）方便地解释伽马谱在100 keV附近的峰值能量，即所谓的$E_{peak}$。iii）低于$E_{peak}$的热分量通常是不可避免的。iv）宇宙射线可以辐射出大约67 MeV的伽马射线（在同动坐标系中，这意味着观测者的能量为$\simeq 20$ GeV），这是由于$π^0$衰变和与中子衰变相关的低能中微子发射（大约0.2 GeV）以及来自μ子衰变的能量在5到150 GeV之间的中微子。v）UHECR辐射在几十MeV和10 GeV之间的高能伽马射线（考虑到电子对产生过程），这是由于它们的同步辐射具有足够的可观测通量。
2004-11-05 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
Constraints on the Local Sources of Ultra High-Energy Cosmic Rays
超高能宇宙射线（UHECR）被认为是质子在银河系外源的磁化等离子体流出中加速。将质子加速到~10^{20} eV需要源功率L>10^{47} erg/s。在100 Mpc的GZK视界内没有足够功率的稳定源，这意味着UHECR源是瞬态的。我们证明了UHECR耀斑应该伴随着强X射线和γ射线辐射，并且X射线和γ射线观测对持续时间小于10年的耀斑的约束至少满足以下条件之一：（i）L>10^{50} erg/s;（ii）加速电子携带的能量比磁场携带的能量低10 ^2倍以上，或比加速质子携带的能量低10 ^3倍以上;或（iii）源只存在于低红移处，z<<1。要求（ii）和（iii）的不合理性支持L>10^{50} erg/s的瞬态源。
2008-09-22 astro-ph
Coronal Gamma Ray Bursts as the sources of Ultra High Energy Cosmic Rays?
我考虑了超高能宇宙射线在位于银河日冕的伽马射线暴中被加速的可能性，从而绕过了Greisen-Zatsepin-Kuz'min截止所提出的问题。在日冕伽马射线暴模型中，超高能ECR的加速可能发生在产生超高能ECR的日冕中：在Podsiadlowski、Rees和Ruderman（1995）的模型中，允许拟合伽马射线暴观测的相同参数导致了对与Bird等人（1994）事件相对应的最高可实现能量的估计，以及宇宙射线中非常低的光度。我证明，如果Milgrom和Usov（1995 a）的观测结果得到证实，河外伽玛暴关于超外碰撞核反应加速的模型是站不住脚的，但同样的约束不适用于日冕模型。此外，我表明，粒子加速的效率需要比宇宙学模型中的伽玛暴小得多（要求不高）。关于随后的宇宙射线光谱分布仍然是未知数。我还简要讨论了区分这两种可能性的观察策略。
1995-10-30 astro-ph
Gamma-Ray Bursts, Cosmic-Rays and Neutrinos
超高能宇宙射线（UHECR）产生的伽马射线暴（GRB）模型是基于这样的假设：伽玛射线暴是由宇宙学距离上相对论火球的动能耗散而产生的。最近的伽玛暴余辉观测支持了这一假设的有效性，并为模型提供了定量支持。推断出的物理火球参数意味着质子可能被加速到>10^20 eV，推断出的伽马射线暴能量产生率与解释观测到的UHECR通量所需的能量产生率相似。在该模型中，由于质子与CMB光子的相互作用，预计UHECR通量在10^19.7 eV以上会受到强烈抑制。由于源聚集，在均匀源分布的假设下导出的模型通量的强烈偏差预计在10^20 eV以上。预计10^20.5 eV以上的通量将由少数窄谱源主导。虽然目前无法对模型预测进行测试（具有高置信度），但应使用计划中的俄歇和望远镜阵列UHECR探测器观察预测的特征。UHECR产生的GRB模型的一个自然结果是，火球能量的很大一部分（约10%）转化为伴随的10^14 eV和10^18 eV中微子爆发。一个平方公里的中微子探测器每年可以观测到几十个与伽玛暴相关的事件，并以比目前可能的精度高出许多数量级的精度测试中微子的性质（例如，味振荡，向上移动的τ是唯一的特征，以及与引力的耦合）。
2000-02-11 astro-ph hep-ph
On the fraction of X-ray obscured quasars in the local universe
最近的大面积硬X射线和软γ射线巡天研究表明，局部宇宙中被X射线遮蔽的活动星系核所占的比例随着内禀光度的增加而显著减少。在这封信中，我们指出，必须对样品进行两个修正：1）必须排除射电大声活动星系核，因为它们的X射线发射可能由喷流分量主导; 2）康普顿厚源也必须排除，因为它们的硬X射线和软伽马射线发射也被康普顿散射强烈衰减。SWIFT和INTEGRAL获得的活动星系核软γ射线选择样品为以最小偏差的方式研究活动星系核在局部宇宙中的比例提供了最好的机会。我们选择这些样本来检验修正是否会改变上述关于活动星系核被遮蔽部分的结果。我们发现，在校正前，两个样本的LX和NH之间都表现出显著的反相关，表明活动星系核中被遮蔽的部分随光度的增加而明显减少。然而，在校正之后，我们在SWIFT样本中只发现了反相关的边缘证据（在98%的置信水平下），而在由相当数量的对象组成的INTEGRAL样本中根本没有证据。我们的结论是，目前的样本只显示在局部宇宙中的模糊AGN的分数边际减少，和更大的样本需要达到一个更强大的结论。
2006-06-14 astro-ph
Diffusive Shock Acceleration of High Energy Cosmic Rays
带电粒子在冲击等离子体中的扩散加速过程在天体物理学中被广泛引用，以解释宇宙中普遍存在的非热相对论电子和离子的签名。这种统计学的量子力学机制的一个关键特征是没有动量尺度;天体物理学系统通常只在粒子谱的注入端（低能）和损耗端（高能）施加尺度。在3000 TeV左右的宇宙射线谱（“膝”）中存在结构，这引发了关于宇宙射线至少有两个起源的争论，一个是银河系的起源，它提供了膝盖以上的宇宙射线，甚至更高，也许还有一个河外的起源，它甚至可以解释在1-300 EeV看到的超高能宇宙射线（UHECR）。由于需要假设高磁场以将最短扩散加速时间尺度（离子回旋周期）减小到有意义的值，因此历史上已证明难以对具有熟悉的天体物理学加速地点的UHECR进行解释。然而，活跃的星系和伽马射线暴仍然是强烈的和有趣的候选源UHECR，把理论的重点相对论冲击。本文综述了UHECR生成问题的扩散冲击加速特性。这些包括光谱指数，加速效率和时标，作为冲击速度和平均场方向的函数，以及场湍流的性质。这些特性的解释的上下文中的伽马射线暴模型的生产UHECR也检查。
2004-09-13 astro-ph
Implications of Ultra-High-Energy Cosmic Rays for Transient Sources in the Auger Era
我们研究了来自瞬变源的超高能宇宙射线在银河系和星系际空间中的传播。基于最近的观测结果，我们还通过限制视爆发持续时间，估计了瞬态UHECR源速率的上下限和每次爆发所需的各向同性宇宙线能量输入为0.1 Gpc^-3 yr^-1 < rho_0 < 10^3.5 Gpc^-3 yr^-1和10^49.5 ergs < E_HECR^iso < 10^54 ergs，即，UHECR到达时间的分散。基于这些界限，我们讨论了所提出的候选人，如伽马射线暴和活动星系核的影响。
2008-10-30 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
Detection and imaging of atmospheric radio flashes from cosmic ray air showers
能量> 10^20 eV的超高能宇宙射线（UHECRs）的本质仍然是个谜。它们很可能起源于河外，但应该在~50 Mpc内通过与宇宙微波背景的相互作用而被吸收。由于在银河系的这个距离内没有足够强大的加速器，对UHECR的解释范围从不寻常的天体物理来源到奇异的弦物理。同样不清楚的是，UHECR是否由质子、重核、中微子或伽马射线组成。为了解决这些问题，需要具有更高占空比并且结合多种检测技术的更大的检测器。另一方面，来自UHECR的无线电发射不受衰减的影响，具有高占空比，给出量热测量并提供高定向精度。在这里，我们报告的宇宙射线空气淋浴使用低成本的数字无线电接收机的无线电闪光的检测。我们表明，辐射可以理解的地球同步辐射效应。我们的研究结果表明，它应该是可能的，以确定与组合的无线电和粒子探测器的UHECR的性质和组成，并检测到超高能中微子预期的味道混合。
2005-05-18 astro-ph
Is there a galactic component for the ultra high energy cosmic rays?
在伽马射线暴（GRB）可能是超高能宇宙线（UHECR）起源的假设下，我们提出了UHECR起源的两个分量（银河系和河外）模型。该模型基于两个事实。第一个是BATSE星表中伽玛暴角分布的各向异性。其次，在所有已定位的长伽玛暴中，只有大约15%的伽玛暴有光谱红移，大约38%的伽玛暴有X射线、光学或射电余辉。到目前为止，在短伽玛暴中，没有发现余辉和红移，这表明这些伽玛暴源位于银河系内部或附近。这两个组件的UHECR模型进一步支持的UHECR超过$10^{18}$ eV从银河系中心区域的方向的实验证据。该模型以一种自然的方式解释了能量超过GZK截止值的宇宙射线的存在。
2005-10-20 astro-ph
On the generation of UHECRs in GRBs: a reappraisal
我们重新审视批判性的论点提出反对的理论，超高能宇宙射线在地球上观察到的产生于伽马射线暴。这些问题包括：对爆发冲击波周围质子可达到的最高能量的限制、最高能量处的光谱斜率、非热粒子释放的总能量、AGASA报告的数据中双峰和三重峰的出现。我们表明，在我们目前的知识的伽玛暴的不确定性，没有这些反对意见是真正致命的情况。特别是，我们表明，伽玛暴的总能量预算很容易占能量注入率所需的帐户UHECR在地球上观察到的。我们还计算了地球上的预期粒子谱，表明它符合HiRes和AGASA数据的统计不确定性。我们考虑AGASA数据中多重态的存在。为此，我们提出了一个朗之万-样治疗的运动中的IGM磁场，这使我们能够估计的平均值和均方根时间延迟的粒子给定的能量，我们讨论当相同的能量的粒子到达地球的束，或传播的均方根时间延迟，显示多重不构成任何问题的爆炸模型的源UHECR。我们将我们的模型与粒子在内部冲击下加速的情况进行比较，强调粒子在外部冲击下加速的差异和优势。
2003-04-07 astro-ph
Are extragalactic gamma ray bursts the source of the highest energy cosmic rays?
最近对超高能宇宙射线（UHECR）的大型空气簇射阵列的观测和最近对伽马射线暴（GRB）红移的测量/估计似乎排除了河外GRB作为地球附近观测到的宇宙射线的来源，包括那些能量最高的宇宙射线。
1999-01-03 astro-ph hep-ph
Generalized Maximum Likelihood Method for Ultrahigh Energy Cosmic Rays
极大似然法推广到包括UHECR应用的重要影响。新的方法可以将源距离的约束所暗示的观察到的CR能量，并可以允许能量的不确定性，可能的偏转磁场，多种源类型，和光谱的CR组成。它可以有效地实现，不需要非物理的“各向同性”假设的不明来源。该方法优化了UHECR数据的效用，以区分源类，并可以帮助约束银河系和河外磁场。该方法的各个方面可直接应用于其他环境，如TeV伽马射线天体物理学。
2008-10-01 astro-ph
Searching for mid-IR obscured AGN in the CDF-N
利用\chandra深场北的数据，研究了中红外选择方法寻找被遮蔽活动星系核的效率。它表明，样本的活动星系核候选人的基础上编制的中红外颜色只遭受大量的污染，从正常的星系。X射线叠加分析揭示了这些源的软平均X射线谱，与Gamma~2.1一致。这表明，恒星形成星系，而不是模糊AGN占主导地位的叠加信号。相比之下，结合中红外和光学标准的活动星系核选择方法在寻找严重模糊的活动星系核候选者方面更成功。采用与Fiore等人（2008）提出的方法类似的方法来选择具有高24微米与光通量比（f_24/f_R>1000）的极红物体（R-[3.6]> 3.7 mag）。大约80%的这些源在X射线波长下没有被检测到。在这些源的位置上叠加X射线光子显示出平坦的平均X射线谱（γ ~0.8），这表明康普顿厚源，低光度和中等遮蔽（N_H~ 8 e22）活动星系核，或两者的组合。这些源的中红外颜色和亮度在z~2处与ULIRGs一致，而HST/ACS图像，可用于这些源中的光学较亮的，在其中许多中显示出受干扰的光学形态。上述证据表明，这一人口包括系统的形成过程中。
2008-04-24 astro-ph
High energy cosmic-rays and neutrinos from cosmological gamma-ray burst fireballs
最近对伽马射线暴（GRB）源的延迟低能辐射的探测证实了GRB的宇宙学起源，并为GRB是由相对论火球的动能耗散产生的模型提供了支持。本文结合近年来的伽玛暴和宇宙线观测，讨论了伽玛暴中的超高能（>10^{19} eV）宇宙线和高能（100 TeV）中微子的产生。重点放在模型预测，可以与操作和计划的宇宙射线和中微子探测器进行测试。预测的中微子强度为E^2 dN/dE=3 \times 10^{-9} GeV/（cm^2 s sr）（10^{14} eV<E<10^{16} eV），这意味着一个平方千米的中微子探测器每年将观测到数十个与伽玛暴相关的事件，并且能够以比目前可能的精度高出许多数量级的精度测试中微子的性质。高能质子的预测生产率，这是一致的，需要考虑到观察到的超高能宇宙射线（UHECR）通量，意味着操作和计划的宇宙射线探测器可以测试的GRB模型的UHECR生产。如果预测的来源被发现，宇宙射线探测器将为我们提供一种研究星系间磁场的技术。
1999-11-21 astro-ph
GZK Photons as Ultra High Energy Cosmic Rays
本文计算了“GZK光子”的通量，即河外核子通过π介子共振光生产生的光子组成的超高能宇宙射线（UHECR）的通量，即所谓的GZK效应。本文计算了“GZK光子”的通量，即河外核子通过π介子共振光生产生的光子组成的超高能宇宙射线（UHECR）的通量，即所谓的GZK效应。我们表明，对于初级核子，总UHECR通量的GZK光子分数之间的$10^{-4}$和$10^{-2}$以上$10^{19}$ eV和高达0.1以上$10^{20}$ eV的顺序。GZK光子通量取决于假设的UHECR谱、源处核子通量的斜率、源的分布和干扰背景。对这种光子流的探测将为UHECR伽马射线天文学开辟道路。探测到更大的光子通量将意味着光子在源或新物理中的发射。我们比较了GZK光子预期的光子分数和自上而下模型预测的最小值。我们发现，光子分数以上的$10^{19}$ eV的自顶向下模型是一个至关重要的测试。
2007-11-01 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
Neutrino, Neutron, and Cosmic Ray Production in the External Shock Model of Gamma Ray Bursts
超高能（>~ 10^19 eV）宇宙射线（UHECR）被伽马射线暴（GRB）冲击波加速的假设是正确的。这一假设的含义，然后推导出外部冲击模型的伽马射线暴。伽玛暴冲击波中演化的同步辐射谱为中微子和中子的光生子提供了靶光子。计算了从爆炸波逃逸的中性粒子的衰变特性和辐射效率。计算了在特定参数下弥散高能GRB中微子背景和高能GRB中微子事件的分布，导出了不同密度环境中光子产生效率的标度关系。伽玛射线暴提供了一个高能量中子的强烈通量，中子产生效率超过总能量释放的1%。在特殊情况下求解了伽玛射线暴“中子弹“产生的中子β衰变电子的辐射特性。具有GRB活性的Galerkin应该被流出中子的~ 100 kpc范围的辐射晕包围，包括非热光学/X射线同步加速器组件和康普顿散射微波背景辐射的高能伽马射线组件。在L* 星系如银河系中，伽玛暴源和相对论外流的光度在~10^40+-1 ergs/s的水平。这足以解释伽玛暴产生的超高电子回旋共振。我们简要地推测了强子宇宙射线起源于超新星坍缩形成相对论外流和伽玛暴的可能性。（节略）
2002-04-16 astro-ph
Ultrahigh energy cosmic rays as heavy nuclei from cluster accretion shocks
大规模的星系团周围的吸积冲击，一般预计在宇宙结构形成的层次方案，被证明是潜在的来源，所观察到的高能宇宙射线（UHECR）的加速混合物的重核，包括铁族元素。目前的观察可以解释，如果在注入的较重的核源成分是从简单的期望吸积气体有所增强。建议的图片应测试当前和即将在不久的将来通过在UHECR频谱，成分和各向异性的特征设施。还简要讨论了相关的X射线和伽马射线签名。
2007-11-07 astro-ph
TeV signatures of compact UHECR accelerators
数值研究了嵌入磁场B中的旋转超大质量（M \sim 10 ^9 -10^{10} M_{\odot}）黑洞视界附近的电场对粒子的加速.我们发现，质子加速到能量E > 10^{20} eV，只有在M和B的极值时才有可能。我们还发现，加速是非常低效的，并伴随着一个宽带MeV-TeV的辐射，其总功率超过至少1000倍的超高能宇宙射线（UHECR）中发射的总功率。这意味着，如果O（10）附近的类星体残骸是能量E > 10^{20} eV的质子事件的来源，那么每个类星体残骸将在TeV能带中超过蟹状星云两个数量级。最近的TeV观测排除了这种可能性。O（100）源位于100-1000 Mpc的模型并不排除，可以通过现有的TeV伽马射线望远镜进行实验测试。这样的模型可以解释在中等能量E \sim（4-5）10^{19} eV处观察到的UHECR通量。
2005-02-18 astro-ph hep-th
On the cross correlation between the arrival direction of ultra-high energy cosmic rays, BL Lacertae, and EGRET detections: A new way to identify EGRET sources?
为了测试最近关于AGASA和雅库茨克实验观察到的超高能宇宙射线（UHECRs）与BL Lacertae（BL Lac）样本之间特别强的相关性的说法，我们在这里进行了盲统计评估。我们搜索之间的关联相同的BL紫胶对象和33个相关的UHECR观察到的Haverah公园和火山牧场实验的到达方向。在角度确定的精度内，不存在位置重合。这种零结果作为强相关情况的统计波动而出现的概率小于5%。这意味着UHECR和BL Lac的到达方向之间的可能相关性在统计上是不持续的。我们讨论了我们的研究结果的影响，建议额外的连接之间的UHECRs，BL湖，EGRET伽玛射线耀变体。最近，这种关联被用作EGRET源的分类技术。在这里，我们表明，其主要的基本假设，即，EGRET的角度不确定度是第三个EGRET星表中引用的角度不确定度的两倍，低估了现有伽马射线数据的质量。
2003-08-11 astro-ph hep-ex hep-ph
Galactic Constraints on the Sources of Ultra-High Energy Cosmic Rays
我们证明，如果能量E>10^{19}eV的超高能宇宙射线（UHECR）源与星系有关，那么UHECR的产生必定发生在瞬变事件中。我们的星系目前处于瞬变之间的昏暗状态。如果质子在瞬变过程中被加速到的最小洛伦兹因子在10^3到10^7之间，则瞬变之间的时间间隔大于3 × 10^4年。伽马射线暴满足了这一约束。
2002-05-16 astro-ph hep-ph
Cosmic Rays and Neutrinos from Gamma Ray Bursts
本文评述了伽马射线暴（GRB）中质子内激波加速可能是地球上观测到的超高能宇宙射线（UHECR）（Emax> 10^19 eV）的起源的假说。我们发现，即使质子可能会被加速到这样的能量，他们的喷射到星际/星系间介质是有问题的，因为它很可能伴随着相当大的绝热损失在膨胀壳。这个问题被光强子相互作用中产生的中子所回避，这些中子没有被磁束缚，因此在产生的那一刻被有效地弹射出去。它们可以产生足够的数量，并能够离开发射区，如果光强子相互作用的发射区的光学深度是1阶。我们表明，这一要求可以满足相同的条件下，允许加速质子的最高能量。中微子的产生与宇宙射线和中微子的通量有关，使得伽玛暴中的UHECR起源假说得到验证。
1998-11-17 astro-ph hep-ph
New hadrons as ultra-high energy cosmic rays
由均匀分布的天体物理源产生的超高能宇宙线（UHECR）质子与AGASA和HiRes实验测量的能谱相矛盾，假设AGASA观测到的UHECR的小尺度聚集是由点状源引起的。在这种情况下，少量的源导致UHECR谱中能量E<10^{20} eV处的尖锐指数截止。质量为1.5-3 GeV的新强子可以解决这个截止问题。我们第一次讨论了这种强子的产生在质子碰撞与红外/可见光光子在天体物理源。与质子-质子碰撞相反，这种产生机制只需要将质子加速到能量E<10^{21} eV。在这个模型中的扩散伽玛射线和中微子流量服从所有现有的实验限制。我们预测大UHE中微子通量远高于下一代高能中微子实验的灵敏度。作为一个例子，我们研究强子含有一个轻底夸克。这些模型可以通过加速器实验、UHECR天文台和中微子望远镜进行检验。
2003-06-24 astro-ph hep-ph
Deducing the Source of Ultrahigh Energy Cosmic Rays
对于E > 10^{19.7} eV（UHECR）的宇宙射线，显然缺乏合适的天体物理源，这就是“GZK Parkson”。我们认为，无论产生它们的机制是什么，也必须考虑到~10^{18.7} eV的事件，包括它们的各向同性和光谱平滑性。这就排除了星系源、分布式源（如拓扑缺陷）和伽马射线暴（GRB）。我们率先确定了强大的射电星系Cen A，在3.4 Mpc，作为可能的来源，大多数UHECR在地球上观察到今天，并估计河外磁场为~0.3 microG。
2000-11-02 astro-ph hep-ph
Statistics of clustering of ultra-high energy cosmic rays and the number of their sources
对超高能宇宙射线（UHECR）聚集的观测表明，它们是由致密源发射的。假设在传播期间UHECR的小偏转，聚类的统计分析允许估计源的空间密度h，包括尚未被直接观察到的那些。当应用于涉及河外源的天体物理模型时，基于能量E> 10 ^{20} eV的14个事件的估计给出了h~6 X 10 ^{-3} Mps ^{-3}。随着统计数据的增加，这种估计可能会导致排除的模型，关联的生产UHECR与特殊的星系，如活动星系核，强大的射电星系，死类星体，和模型的基础上伽马射线暴。
2000-07-10 astro-ph hep-ph
Ultrahigh Energy Cosmic Rays and Prompt TeV Gamma Rays from Gamma Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）被认为是能量高达$\gsim10^{20}\ev$的超高能宇宙线（UHECR）事件的一类{ \it可能}源。在伽玛射线暴源内加速的最高能量质子的同步辐射应产生高达TeV能量的伽马射线。在这里，我们简要地讨论了从在即将到来的ICECUBE μ子探测器在南极的伽玛暴中的质子同步辐射源的提示TeV γ射线的可探测性的角度对伽玛暴的能量学的影响。
2003-05-12 astro-ph hep-ph
Comment on ``Violation of the Greisen-Zatsepin-Kuzmin Cutoff: A Tempest in a (Magnetic) Teapot? Why Cosmic Ray Energies above $10^{20}$ eV May Not Require New Physics''
在最近一封标题相同的信中，Farrar和Piran解释了高能宇宙射线（UHECR）到达方向的近各向同性[2]，以及在$10^{20}$ eV附近的光谱中明显缺乏所谓的“GZK截止”[3]，这是由于Greisen独立预测的宇宙背景辐射（CMB）上的π介子光生作用[4]。[15]《易经》云：“君子之道，焉可诬也？有始有卒者，其惟圣人乎！他们认为，银河系附近的河外磁场足够强，足以使来自附近几个源的UHECR的到达方向发生偏转和各向同性，因为它们到地球的旅行时间短于它们在CMB上通过π光生作用的衰减时间。他们还估计，这使得活动星系核（AGN）或伽马射线暴（GRB）成为UHECR的来源。然而，这些建议与各种观察结果不一致
2000-06-01 astro-ph hep-ph
High-Energy Cosmic Rays from Gamma-Ray Bursts
提出了一个宇宙射线（CR）起源的模型，其能量从~10^14 eV到最高能量>10^20 eV。伽马射线暴（GRB）被认为是将CR质子和离子注入恒星形成星系（包括银河系）的星际介质中，其幂律谱扩展到最大能量约10 ^20 eV。膝盖附近的CR光谱与被早期银河伽马射线暴加速和注入的星系晕中的CR相吻合。这些CR扩散在磁盘和晕的星系由于陀螺共振俯仰角散射与MHD湍流在银河系的磁场。初步（2001年）KASCADE数据通过膝的CR光谱拟合的模型与能量依赖的传播CR离子从一个单一的银河伽玛暴。超高能CR（UHECR），与脚踝以上的能量被假定为直线传播与他们的光谱修改的光子，光对，和膨胀损失。假设伽玛暴源的同动光度密度与宇宙中可能的恒星形成率历史相一致，我们拟合了测量的UHECR谱。对于幂律CR质子注入p>2，该模型意味着GRB冲击波中的非热含量由~60-200的因子强子主导。计算表明，对于GRB爆炸波多普勒因子<~200，在更大尺度的中微子探测器如IceCube中，每年可以多次从所有GRB中探测到100 TeV-100 PeV的中微子。GLAST对伽马射线分量和截止值的测量将限制非热重子载荷和辐射效率的乘积，限制多普勒因子，并检验这一结果。
2004-01-13 astro-ph hep-ph
Discovering Ultra High Energy Neutrinos by Horizontal and Upward tau Air-Showers: Evidences in Terrestrial Gamma Flashes?
超高能中微子UHE中微子Tau，反中微子Tau，PeV处的反中微子电子，以及更高的能量可以诱导Tau空气簇射，其可探测性被其秒数放大数百万至数十亿倍。我们认为山外的UHE nu_{tau} - N和UHE棒ν_{e}- e相互作用是这种水平放大的Tau空气簇射的来源。我们还考虑了垂直向上的UHE nu_{tau} -N在地壳上的相互作用，导致UHE Tau空气簇射{UPTAUS}或水平边缘{HORTAUS}，以及它们向高山伽玛，X，山上的切伦科夫探测器的辐射。我们展示了它们的可探测性。我们注意到，这种罕见的向上Tau空气簇射，UPTAUS和HORTAUS，甚至可能击中附近的航空公司，气球，卫星和闪烁的伽玛射线天文台（GRO）的边缘检测阈值的短稀释伽玛暴。我们建议将这些事件与最近发现的（BATSE）陆地伽玛闪相鉴别，并通过UHE nu_τ起源来确定它们可能的UHE Tau。从这些数据近似UHE nu_tau通量和Delta m_{nu_mu ν_tau}下限导出。已知的X-γ-{TeV}活动星系和河外源已被确定在大多数TGF到达方向。银河系中心的最大EGRET活动与最大TGF通量重叠。在10^{18} eV处的UHECR AGASA各向异性也显示出与TGF事件的可能相关性。AGASA聚类中指向BL Lac 1 ES 0806 +524的独特UHECR三联体在其误差框内发现对应的TGF…
2010-05-18 astro-ph gr-qc hep-ex
Ultra High Energy Cosmic Rays, Z-Shower and Neutrino Astronomy by Horizontal-Upward Tau Air-Showers
超高宇宙射线（UHECR）天文学可能与原初中微子天文学相关：事实上，任何远BL Lac喷流或GRB，位于宇宙边缘的UHECR源，都可以在UHE ZeV高能中微子原初的帮助下发送信号，克服严重的GZK截止。这些UHE中微子散射的遗迹轻的（在广泛的热本地群体光环上传播）可能会微调：E_（nu）=（M_Z）^2/m_（nu）= 4 10^（22）eV *（（0.1eV）/m_（nu）），将观测到的轻中微子质量与UHECR谱结合起来，导致热暗晕中的相对论性Z-簇射（e几十Mpc宽），其最终的核成分追踪地球上的UHECR事件。因此，UHECR（不再具有体积GZK约束）可以指向远BL Lac源。这种Z-爆发（Z-簇射）模型需要大的中微子通量。即使自然界不遵循目前的Z模型，UHECR在被大爆炸辐射切断的同时，也必须产生最小的UHE中微子通量，即GZK中微子秒。由于这两个原因，UHE中微子天文学必须在地球上进行测试。最低高能天文学是由AMANDA，ANTARES地下探测器通过μ子轨道搜索的。我们建议一个补充的更高能量的中微子τ天文诱导水平和向上的τ空气簇射。这种新中微子UPTAUs（PeVs能量的向上Tau阵雨）天文学的早期证据可能是在向上地球伽马闪光的BATSE记录中。未来的信号必须在EUSO这样的探测器中找到，寻找向上水平事件：事实上，如果EUSO的阈值通过扩大望远镜尺寸达到10^（19）eV…
2003-06-24 astro-ph gr-qc hep-ph
