Gas-phase recombination, grain neutralization and cosmic-ray ionization in diffuse gas
在当前冷扩散云中加热和冷却的理论中，原子离子大多被小颗粒（或PAH分子）中和;它们基本上不与自由电子复合。这通过降低n（H+）和n（He+）而改变了电离平衡，而碳通常保持几乎完全一次电离：与原子氧的电荷交换以及H2和OH的形成也降低了部分分子气体中的n（H+）。当粒子中性化被确认时，对氢的宇宙射线电离率（$ζ_H$）的经验限制似乎被放宽了，更快的速率在广泛的情况下是有利的。将质子密度维持在重现HD观测所需的水平需要$ζ_H$至少2x 10 ^{-16} s^{-1}，但此类模型自然解释了相对稀薄的H I云中HD和H3^+的存在。在致密气体中，较高的电离率可以解释原子氢的高观测分数，并且认识到颗粒中和的影响可以解决含硫化合物形成中的一个主要矛盾。
2002-11-15 astro-ph
Enhanced cosmic-ray flux toward zeta Persei inferred from laboratory study of H3+ - e- recombination rate
H3+分子离子在星际化学中起着重要作用，因为它启动了一个化学反应网络，产生许多星际分子。在稠密的云层中，H3+的丰度可以用一个简单的化学模型来理解，通过对H3+的观测，可以对云的路径长度、密度和温度进行有价值的估计。另一方面，对弥漫云的观测表明，H3+比化学模型预期的要丰富得多。然而，扩散云模型一直受到三个关键参数的不确定值的阻碍：电子，电子分数和宇宙射线电离率的H3+破坏率。在这里，我们报告了一个直接的实验测量的H3+破坏率在近星际条件下。我们还报告了观察H3+在弥漫的云（对英仙座ζ）的电子分数是已知的。总之，这些结果使我们能够推导出第三个不确定的模型参数的值：我们发现，宇宙射线电离率在这条视线比以前假设的快40倍。如果这样高的宇宙射线通量确实普遍存在于弥漫云中，那么化学模型和以前对H3+的观测之间的差异就可以解决。
2003-02-06 astro-ph
Post-recombination gravity-generated contributions to the cosmic microwave background anisotropies and cosmological parameter estimation
引力相互作用的宇宙微波背景（CMB）光子与物质扰动目前沿视线的表面上的最后散射修改的形状的CMB各向异性功率谱。在这里，我专注于（线性）集成萨克斯-沃尔夫和（非线性）引力透镜的影响，并讨论所产生的扭曲的可检测性和它们的可能后果的CMB为基础的宇宙学参数的估计。具体地说，我讨论了这些效应中的任何一个是否允许我们使用CMB实验对宇宙曲率和宇宙学常数施加独立的约束，即打破Bond，Efstathiou和Tegmark（1997）和Zaldarriaga，Spergel和Seljak（1997）讨论的CMB参数估计中的所谓几何简并性。我解决这个问题，使用Fisher矩阵的方法，并表明，引力透镜的CMB的温度和偏振模式可能是由普朗克测量卫星检测，导致有用的独立和精确的限制宇宙学常数和空间曲率。集成的萨克斯-沃尔夫效应，虽然限制这些参数只有非常弱的约束，仍然可以设置比目前可用的更严格的约束。
1998-10-24 astro-ph
The impacts of dark matter particle annihilation on recombination and the anisotropies of the cosmic microwave background
宇宙的复合历史为限制暗物质粒子的湮灭提供了一个有用的工具。即使是宇宙黑暗时代湮灭的一小部分暗物质粒子也能提供足够的能量来影响重子气体的电离状态。虽然这种效应对于中性伴子来说太小了，但较轻的暗物质候选粒子，例如质量为1-100 MeV的，最近被提出来解释银河系中心观测到的过量正电子，可能会在宇宙微波背景（CMB）温度和极化各向异性上产生可观测到的差异。复合时代的湮灭主要影响小角尺度（大$\ell$）的CMB各向异性，与早期再电离的影响有明显不同。我们进行了多参数分析的CMB数据，包括两个WMAP的第一年和第三年的数据，和ACBAR，Boomerang，CBI，和VSA的数据。假设观测到的银河系中心区域多余的$e^+e^-$对是由暗物质湮灭产生的，并且湮灭中产生的相当大一部分能量在复合过程中沉积在重子气体中，我们用当前的数据集得到$M<8 \MeV$的暗物质质量极限为95。
2006-11-30 astro-ph hep-ph
Is there a need and another way to measure the Cosmic Microwave Background temperature more accurately?
宇宙的复合历史与宇宙微波背景的温度T_0成指数关系。因此，T_0的微小变化预计将导致自由电子分数的显著变化。在这里，我们表明，即使是目前的1 σ的不确定性的值T_0的结果在半个百分点以上的模糊性的电离历史，和超过0.1%的不确定性在TT和EE功率谱在小角度尺度。我们讨论了T_0的值如何影响高度红移的宇宙学氢复合谱，并证明了T_0原则上可以通过观察宇宙微波背景谱的低频畸变来测量。为此，不需要绝对测量，但需要~ 30 nK水平的灵敏度来提取来自宇宙学复合的具有典型Δ nu/nu~0.1的准周期频率依赖信号。我们还简要提到了获得有关宇宙特定熵和其他宇宙学参数的额外信息的可能性。
2007-12-07 astro-ph
Lines in the Cosmic Microwave Background Spectrum from the Epoch of Cosmological Hydrogen Recombination
我们计算的频谱失真的宇宙微波背景（CMB）的宇宙氢复合的时代在标准宇宙（和谐）模型的频率范围在1 GHz-3500 GHz的。我们遵循的氢水平，包括国家的主要量子数$n=30$在红移范围$500\leq z\leq 3500$的人口的演变。所有的角动量子状态被单独处理，导致总数为465个氢能级。还包括物质温度和来自HeII的电子分数的演化。我们提出了一个详细的讨论所产生的失真的主要偶极跃迁，例如莱曼和巴耳末系，以及由于双光子衰变的氢2s能级的发射。此外，我们调查的结果对壳的数量变化的鲁棒性。由此产生的光谱畸变具有特有的振荡行为，这可能使实验学家能够将它们与其他背景分开。在波长大于21厘米时，光谱的相对畸变超过了$10^{-7}$。我们的结果也显示了详细跟踪角动量子态的重要性，以及它们对谱线振幅的影响。对剩余电子分数的影响是温和的，主要发生在低红移。CMB角功率谱的变化小于1%。最后，我们的计算表明，如果原始辐射场是由一个纯黑体描述，那么有没有从任何氢跃迁的红移大于$z \sim 2000$显着的排放。这与一些早期的工作相反，在这些工作中，声称存在“预重组”峰。
2006-07-17 astro-ph
Multiscaling Anderson localization of cosmic electromagnetic fields
研究了宇宙电磁场在复合时间之前的安德森局域化的多尺度性质，并对随机带状矩阵系综进行了数值模拟，结果与大尺度宇宙数据符合得很好.
2003-05-23 astro-ph
Distortion of the CMB Spectrum by Primeval Hydrogen Recombination
我们解决的复合方程，考虑到诱导的重组和物理截止的氢光谱。有效复合系数被参数化为温度和自由电子密度的函数，并且比没有诱导复合的情况大大约四倍。这加速了复合过程的最后阶段，并使残余电离减少了约2.6倍。计算了氢复合产生的光子数和能量分布。宇宙微波背景（CMB）谱的畸变强烈地依赖于宇宙学参数Ω、Ω_b和H_0，在波长< 190 μm时，CMB谱与普朗克谱有本质区别。
1998-07-02 astro-ph
Cosmic Microwave Background polarization and the ionization history of the Universe
我们指出，偏振测量计划为即将到来的普朗克任务可以显着提高宇宙参数估计的准确性相比，单独的温度各向异性谱。为了说明这一点，我们考虑一个标准的宇宙学模型和几个修改，调整一个参数，每个适合最近发表的Maxima-1数据。虽然所有的模型产生可接受的拟合就功率谱而言，其相应的偏振光谱差异很大。最强的差异预计延迟重组的模型，反映了这样一个事实，即极化测量是最敏感的过程中的重组时代。
2001-02-26 astro-ph
Spectrum of Cosmic Microwave Fluctuations and the Formation of Galaxies in a Modified Gravity Theory
修正重力（MOG）拥有一个轻的中性矢量粒子，称为“phion”，与矢量场$ϕ^μ$相关，在零压力和零剪切粘度的复合之前，它形成玻色-爱因斯坦凝聚体的冷流体。与这种玻色-爱因斯坦凝聚体流体相关的能量密度在复合前占主导地位，并产生一个密度参数$Ω_ϕ\sim 0.3$，它与分数重子密度$Ω_b\sim 0.04$和宇宙学常数参数$Ω_Λ\sim 0.7$一起产生一个与CMB功率谱中声学振荡数据的近似拟合。在重组之前，量子phion凝聚流体是丰富的，可以聚集并形成星系的原始结构。在膨胀宇宙的后期，在局部束缚系统中，如星系，普通重子物质占主导地位的物质密度。对于现阶段的星系系统，MOG确定的修正牛顿加速度定律很好地描述了星系自转曲线数据和X射线星系团质量分布数据。
2006-02-27 astro-ph
The Evolution of Cosmic Magnetic Fields: From the Very Early Universe, to Recombination, to the Present
本文详细研究了从宇宙高温到现在的随机磁场的演化。一个简单的分析模型匹配的三维MHD模拟的结果，可以预测当今的磁场相关长度和能量。我们的结论是多方面的。(a)最初的原始领域，只有少量的螺旋演变成最大的螺旋领域。(b)磁场的强度B在其谱的峰值处与峰值的位置之间存在相关性，在当前时期由下式给出：B ~ 5 × 10 ^{-12}（L/kpc）高斯，其中L是由初始磁场确定的相关长度。(c)关于由B~10^{-9}高斯的~ 10 Mpc尺度的原始磁场产生宇宙微波背景（CMBR）各向异性的研究，这种场不仅不可能在早期的因果磁生情景中产生，而且由于小尺度磁场耗散和星系团磁场的过度产生而使CMBR谱的畸变似乎也排除了这种场的产生。(d)由于原始磁场引起的CMBR失真的最有希望的检测可能性可能是在更高的多极子l~ 10 ^6处的小得多的尺度上，其中预测信号是最强的。(e)星系团中的磁场似乎完全有可能是原始的，而不需要发电机放大。这样的场（坍缩前）强度为10^{-12} - 10^{-11}高斯，相关长度在kpc范围内，并且也存在于星系的空洞中。
2004-10-01 astro-ph
Cosmic Complementarity: H_0 and Omega_m from Combining CMB Experiments and Redshift Surveys
我们表明，即将到来的CMB卫星实验和大的红移调查可以一起使用，以产生5%的确定H_0和Omega_m，一个数量级的改善，CMB数据单独。CMB各向异性提供了复合时的声视界作为标准标尺。对于合理的重子分数，这个尺度作为一系列光谱特征印在星系功率谱上。在红移空间中测量这些特征确定了哈勃常数，一旦与CMB数据结合，就会产生Omega_m。由于两个功率谱中的振荡在复合时被冻结，这个测试对低红移宇宙学不敏感。
1998-05-19 astro-ph
Ionization history of the cosmic plasma in the light of the recent CBI and future PLANCK data
本文介绍了利用最近的宇宙微波背景辐射观测确定宇宙学参数的方法。我们发现，更复杂的模型与一些“失踪”的参数描述的重组过程中的重组动力学提供更好的协议测量和预期的CMB各向异性特性之间。特别地，我们考虑了Ly-{alpha}和Ly-{c}辐射的外源以及重子分量强成团的模型。这些因素可以限制通常讨论的宇宙学参数的估计。我们还表明，偏振的测量可以提高这些估计，并为精度预期的普朗克任务，允许歧视广泛的一类模型。
2002-12-06 astro-ph
The Cosmic Microwave Background and the Ionization History of the Universe
关于原始等离子体如何重组以及宇宙后来如何再电离的细节目前还有些不确定。这种不确定性限制了从宇宙微波背景（CMB）测量宇宙学参数的准确性。更积极的是，未来的CMB数据可以用来约束电离历史的观测。我们首先讨论如何在重组历史的当前不确定性碰撞参量的限制，并显示如何合适的参数化可以用来获得无偏的参数估计，从未来的数据。一些参数可以被鲁棒地约束，然而，有明确的动机来用量化的误差更准确地对重组进行建模。然后，我们讨论了约束的电离分数在红移在再电离过程中。理想的CMB偏振数据原则上可以区分具有相同光学深度的不同历史。我们讨论如何以及普朗克卫星可能能够约束电离的历史，并显示目前非常弱的约束WMAP三年的数据。
2006-09-15 astro-ph
Primordial magnetic field and spectral distortion of cosmic background radiation
在预复合时期的原始磁场所发挥的作用进行了分析，通过回旋辐射（由于自由电子），它可能会产生在原始等离子体。我们讨论的约束所暗示的测量或缺乏COBE在这个原始领域。
1998-02-26 astro-ph
Probing the Epoch of Early Baryonic Infall Through 21cm Fluctuations
在宇宙重组之后，原始氢气与宇宙微波背景（CMB）脱钩，落入暗物质的引力势阱中。中性氢由于其对CMB红移21厘米的吸收，在亮度波动的图案上留下了声学振荡的印记。与探测宇宙复合功率谱的CMB温度涨落不同，我们发现，在z ~ 20-200处的21 cm涨落的观测可以测量四个独立的涨落模式（第五个模式需要非常高的精度），从而提供了一个独特的探测宇宙的几何形状和组成。
2005-07-20 astro-ph
Anisotropies in the Cosmic Microwave Background: Theoretical Foundations
对宇宙微波背景（CMB）各向异性的分析已成为研究宇宙学的一个非常有价值的工具。我们甚至希望，计划中的CMB各向异性实验可能会彻底改变宇宙学。与CMB光谱的测定一起，它们代表了第一次宇宙学精确测量。这在Anthony Lasenby的演讲中得到了说明。CMB各向异性的价值很大程度上在于理论分析的简单性。宇宙微波背景辐射的涨落几乎完全可以用线性宇宙学扰动理论来确定，并且不会受到复杂的非线性物理的严重影响。在这方面的贡献不同的物理过程引起或影响各向异性的CMB进行了讨论。最后一次散射时和散射后的几何微扰，复合前重子-光子-等离子体中的声学振荡，以及复合过程中的扩散阻尼。波动引力场引起的扰动，即所谓的Sachs-Wolfe贡献，用扰动几何的Weyl张量以非常一般的形式描述。
1996-10-29 astro-ph
Dielectronic Recombination in Photoionized Gas. II. Laboratory Measurements for Fe XVIII and Fe XIX
在具有宇宙丰度的光电离气体中，双电子复合（DR）主要通过nlj --> nl 'j'芯激发（Dn=0 DR）进行。我们测量了Fe XVIII到Fe XVII和Fe XIX到Fe XVIII Dn=0 DR的共振强度和能量。使用我们的测量，我们计算了Fe XVIII和Fe XIX Dn=0 DR DR速率系数。我们的推断率和公布的计算结果之间存在显着差异。这些计算高估了DR率的~2倍或低估了~2个数量级的因子，但都与我们的结果不一致。几乎所有已发表的用于模拟宇宙等离子体的DR率都是使用与上述计算相同的理论技术计算的。因此，我们的测量要求所有的理论Dn=0 DR率用于宇宙等离子体的电离平衡计算的问题。在Fe XVIII和Fe XIX分数丰度预计在宇宙丰度的光电离气体中达到峰值的温度下，理论速率低估了Fe XVIII DR速率的约2倍，高估了Fe XIX DR速率的约1.6倍。我们已经进行了新的多组态Dirac-Fock和多组态Breit-Pauli计算，与我们测量的共振强度和速率系数的一致性通常优于<~ 30%。我们提供了一个适合我们推断的速率系数用于等离子体建模。使用我们的DR测量，我们推断在Fe XX到Fe XXIV Dn=0 DR速率中的~2误差因子。我们研究了这种估计误差对光电离气体热不稳定性的影响。我们发现，在这些速率的错误不能删除的不稳定性，但它们显着影响的参数空间的范围内…
1999-03-12 astro-ph
Damping of Cosmic Magnetic Fields
我们研究了由物质和辐射组成的膨胀流体中磁场的演化，特别是宇宙磁场的演化。我们推导出的传播速度和阻尼率的相对论性和非相对论性的快，慢磁声波，和阿尔文波的粘性和热传导过程的存在。该分析涵盖了辐射扩散和自由流动制度中的所有MHD模式。当我们的结果被应用到早期宇宙的磁场的演化，我们发现，宇宙磁场阻尼从中微子去耦时代之前，直到重组。我们的发现对宇宙学有多重意义。在中微子退耦时期，磁场能量耗散为热量，这确保了极早期宇宙中产生的大多数磁场构型满足大爆炸核合成的约束。复合前的进一步耗散限制了原始磁场产生星系磁场或密度扰动的模型。最后，阿尔文模式和慢磁声模式在远低于丝绸质量的尺度上的生存可能对小尺度结构的形成具有重要意义。
1997-08-27 astro-ph
Possible Constraints on the Time Variation of the Fine Structure Constant from Cosmic Microwave Background Data
宇宙微波背景辐射（CMBR）的形成为研究早期宇宙的复合提供了强有力的手段。具体地说，它可以约束早期宇宙中基本物理常数的变化。我们计算了变化的电磁耦合常数（α）对CMBR的影响，发现新的卫星实验应该对复合时的α值提供严格的约束，这是对现有约束的补充。可获得精度的估计值为|\dot α/α| \leq 7 x 10^{-13} y^{-1}。
1999-04-14 astro-ph hep-ph
Fossil Ionized Bubbles Around Dead Quasars During Reionization
再电离时代最引人注目的特征之一可能是发光类星体周围的巨大电离泡（半径达到~40 Mpc），这些电离泡可能在其源关闭后很长时间内作为“化石”电离区存活下来。在这里，我们研究如何不均匀的星系际介质（IGM）的演变内这样的化石。平均重组率随时间迅速下降，短暂的类星体事件显着增加了化石泡内的平均自由程。因此，即使是化石内部星系产生的微弱电离背景也能使其保持相对高度和均匀的电离状态。例如，在IGM的一个随机补丁中包含20-30%氢的星系可以在化石中保持80-90%的电离，持续时间比IGM中的平均重组时间长得多。因此，z<10的类星体化石在近一个哈勃时间内保持了它们的身份，并且将呈现“灰色”，与平均IGM（具有“瑞士奶酪”电离拓扑结构和较低的平均电离分数）和活动类星体周围的完全电离气泡不同。更遥远的化石，在z>10时，具有较弱的星系产生的电离背景和较高的气体密度，因此它们可以获得类似于IGM其余部分的瑞士奶酪拓扑结构，但电离气泡和部分中性区域之间的对比度较小。类似的HeIII化石应该存在于z~3处的HeII/HeIII再电离时代，尽管HeIII化石内部的快速重组将更常见。我们的非均匀复合模型也适用于“双重再电离”模型，并表明非单调的再电离历史甚至比以前认为的更不可能。
2008-03-24 astro-ph
Generation of large scale magnetic fields at recombination epoch
本文认为，在氢复合之前不久，原始等离子体中可能产生大尺度宇宙磁场。非零涡度，这是必要的，可能会产生的光子扩散在第二阶的温度波动。由此产生的星系尺度的种子场仅比观测到的小4个数量级，并且用一个温和的星系发电机将种子场放大因子$\sim 10^4$，可以解释星系中相干磁场的存在。
2003-06-17 astro-ph hep-ph
Rico: An Accurate Cosmological Recombination Code
我们提出了Rico，这是一个旨在计算氢和氦复合时期宇宙电离分数的代码，具有前所未有的速度和精度。这是通过训练机器学习代码Pico来完成的，该代码基于多级宇宙重组代码的计算，该代码自洽地包括先前被忽略的几个物理过程。在训练之后，Rico用于拟合作为宇宙学参数的函数的自由电子分数。然而，例如在低红移（z<~900）下，电离分数的大部分净变化可以通过将Recfast中的氢模糊因子降低约3%来捕获，Rico提供了一种在标准宇宙学参数估计框架中有效地使用完整重组代码的精确电离历史的手段，而不需要向简单的重组添加新的或精炼的fudge因子或函数模型在这里提出的新方法中，只要有更准确的完整重组代码可用，就可以轻松更新Rico。一旦训练好，Rico计算宇宙电离历史的拟合误差可以忽略不计，在~10毫秒内，速度至少比这里使用的完整重组代码快10^6。此外，Rico能够将完整代码的电离历史重现到远低于0.1%的水平，从而确保可以计算CMB波动的理论功率谱，以足够的精度和速度进行分析，如普朗克即将到来的CMB实验。此外，它将能够交叉检查宇宙学参数空间中的不同重组代码，这种比较对于确保准确解释未来的宇宙微波背景数据非常重要。
2008-07-16 astro-ph
Cosmologial magnetic field amplification around z~100
我们研究的修正共形演化的原始磁场重组后，产生的电离部分的物质落入暗物质引力阱。这种效应增强了正在形成的原型结构周围的场，可能有助于理解在星系团和氢云中观察到的场。
1999-04-26 astro-ph
Low Velocity Ionized Winds from Regions Around Young O Stars
我们在毫米波段氢复合线中观察到七个超紧凑的HII区。其中四个区域的线剖面中存在高速（半高宽60-80 km/s）分量。高速气体占束内发射量的35-70%。我们将这些物体与我们在文献中发现的另外七个类似来源进行比较。宽复合线天体（BRLO）约占超致密HII区复合体中所有源的30%。谱线和连续谱数据的比较表明，BRLO与光谱指数上升的源相一致，>=0.4，最高可达100 GHz。BRLO的数量和它们在HII区域复合体内发生的频率，再加上它们的小尺寸和大的内部运动，意味着BRLO的动力学寿命和人口寿命之间的明显矛盾甚至比超紧凑的HII区域更为严重。我们评估了一些模型的起源宽复合线发射。源的寿命、形态和不断上升的光谱指数表明，光蒸发盘是BRLO的原因。然而，现有的模型，这些地区，不占大量的气体在超音速观察。
1999-02-24 astro-ph
Anisotropies in the Cosmic Microwave Background: An Analytic Approach
本文介绍了一种简单而有效的{ \it解析}方法，它在{ \it all}尺度上得到了温度涨落优于5- 10%的宇宙微波背景各向异性结构.它适用于{ \it any}模型，其中复合时的电势涨落是线性的且已知。此外，它恢复和解释的“多普勒峰”的存在度尺度为{ \it驱动}的光子重子流体的声学振荡。我们详细处理这些微妙的引力驱动力的时间依赖性，从中微子四极的各向异性应力，并在重组过程中的阻尼，再次从分析的角度来看。我们应用这种形式主义的标准冷暗物质模型获得物理洞察的各向异性，包括依赖于宇宙学参数，如$Ω_b$和$h$，以及模型参数，如电离历史的峰值位置和高度。由于最后散射表面的有限厚度和光子扩散的阻尼进一步被证明是相同的。除了作为对各向异性性质的强有力的探测之外，这种处理可以用来代替标准玻尔兹曼代码，其中5- 10%的温度波动精度是令人满意的和/或速度是必不可少的。同样重要的是，它可以作为一个便携式标准，通过它可以测试和比较数字代码。
1994-07-28 astro-ph
Probing the Friedmann equation during recombination with future CMB experiments
我们表明，通过结合测量的温度和偏振各向异性的宇宙微波背景（CMB），未来的实验将严格限制宇宙的膨胀率在重组。膨胀率的变化改变了氢的复合方式，改变了声峰的形状和CMB极化的水平。拟议的测试在精神上类似于大爆炸核合成过程中产生的轻元素丰度的检查，它构成了一种研究可能偏离标准重组的方法。为了简单起见，我们通过改变引力常量$G$来参数化弗里德曼方程的变化。对温度功率谱的主要影响是小角度尺度上的声学峰的阻尼程度的变化。这种影响可以通过改变原始功率谱的形状来补偿。我们表明，这种膨胀率和原始光谱之间的简并可以通过测量CMB偏振被打破。特别是，我们表明，MAP卫星可以获得一个约束的膨胀率$H$重组过程中的$δH/H \simeq 0.09$或$δG/G \simeq 0.18$观察四年后，而普朗克可以获得$δH/H \leq 0.014$或$δG/G \leq 0.028$在两年内，即使在允许进一步的自由度的形状的原始波动的功率谱。
2003-03-26 astro-ph
Some Current Theoretical Issues around Ultra-High Energy Cosmic Rays
我们解决了当前围绕超高能宇宙射线的一些理论问题。我们还记得，产生更多的伽马射线比宇宙射线的情况下，高红移一般只能提供一个次主导的超高能宇宙射线通量的贡献。这包括银河系外自上而下和Z爆发的场景。最后，我们讨论了目前难以量化的大尺度宇宙磁场对超高能宇宙线传播的影响。这里提出的观点代表了作者的观点。
2004-04-03 astro-ph hep-ph
